Рентгеновские наблюдения аккрецирующих пульсаров Her X-1 и EXO 2030 + 375: [ тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.00.00, кандидат наук Клочков, Дмитрий Константинович

• Клочков, Дмитрий Константинович
• кандидат наук
• 2009

Оглавление диссертации кандидат наук Клочков, Дмитрий Константинович

Оглавление

Аннотация in

1 Введение

2 Рентгеновские двойные системы

2.1 Общая картина

2.2 Происхождение и эволюция

2.2.1 Эволюция одиночных звёзд

2.2.2 Приближение Роша и обмен масс в двойной системе

2.2.3 Эволюция массивных рентгеновских двойных систем

2.2.4 Эволюция маломассивных рентгеновских двойных систем

2.3 Механизмы аккреции

2.3.1 Переполнение полости Роша и дисковая аккреция

2.3.2 Аккреция из звёздного ветра

2.4 Аккрецирующие пульсары

2.4.1 Аккреция на замагниченную нейтронную звезду

2.4.2 Обмен угловым моментом между аккреционным диском и нейтронной звездой

2.4.3 Рентгеновский спектр

3 Рентгеновская двойная система промежуточной массы Her X-1/HZ Her

3.1 Общие сведения о системе

3.2 Наблюдательные свойства

3.2.1 35-дневный период

3.2.2 Рентгеновские дипы

3.2.3 Рентгеновский профиль импульса

3.2.4 Циклотронная линия

3.3 Модель системы и нерешённые вопросы

4 Наблюдения Her Х-1 с помощью RXTE

4.1 Rossi ХТЕ. Краткое описание

4.1.1 Детектор РСА

4.1.2 Детекторы HEXTE

4.1.3 Монитор всего неба

4.2 Уточнение орбитальных параметров системы

4.2.1 Метод счёта импульсов

4.2.2 Данные RXTE

4.2.3 Орбитальные эфемериды

4.3 Изучение параметров отдельных 35-дневных циклов

4.3.1 Предварительная обработка

4.3.2 Моменты рентгеновских включений и диаграмма (О — С)

4.3.3 Максимальный поток в главном включении

4.3.4 Корреляции между (О — С), максимальным потоком в главном включении, и периодом пульсаций

4.3.5 Корреляция между энергией циклотронной линии и максимальным потоком в главном включении

4.4 Усреднённые кривые блеска, полученные ASM

4.4.1 Изменение наклона диска в течение 35-дневного цикла

4.4.2 Модель для воспроизведения поведения дипов

5 Наблюдения Her Х-1 с помощью обсерватории ИНТЕГРАЛ

5.1 Обсерватория ИНТЕГРАЛ. Краткое описание

5.1.1 IBIS

5.1.2 SPI

5.1.3 JEM-X

5.2 Наблюдения и первичная обработка данных

5.2.1 Описание наблюдений

5.2.2 Первичная обработка данных, полученных IBIS/ISGRI

5.2.3 ' Первичная обработка данных, полученных SPI

5.2.4 Первичная обработка данных, полученных JEM-X

5.3 Времени 'ой анализ

5.3.1 Кривая блеска

5.3.2 Профили импульсов

5.3.3 Изменение периода пульсаций

5.4 Спектральный анализ

5.4.1 Спектр, усреднённый по фазе пульсаций

5.4.2 Рентгеновские дипы

5.4.3 Спектры, разрешённые по фазе пульсаций

6 ЕХО 2030+375: рентгеновская система с Ве-компонентой

6.1 Описание системы

6.2 Рентгеновский и оптический мониторинг

6.2.1 Поведение периода пульсаций и рентгеновской светимости

6.2.2 Вспышки первого типа

6.2.3 Оптические/ИК наблюдения

6.2.4 Профиль рентгеновских импульсов

6.2.5 Рентгеновский спектр

6.3 Модель системы и нерешённые вопросы

7 Наблюдения EXO 2030+375 с помощью обсерваторий ИНТЕГРАЛ и Swift

7.1 Спутник Swift: краткое описание

7.1.1 ВАТ

7.1.2 XRT

7.2 Наблюдения и обработка данных

7.2.1 Описание наблюдений

7.2.2 Обработка данных IBIS/ISGR1 и JEM-X

7.2.3 Обработка данных ВАТ

7.2.4 Обработка данныхХДТ

7.3 Временной анализ

7.3.1 Поведение периода пульсаций

7.3.2 Профили импульсов

7.4 Спектральный анализ

8 Обсуждение НО

8.1 Her Х-1

8.1.1 Вековое изменение орбитального периода

8.1.2 Модель взаимодействия аккреционной струи с диском

8.1.3 Корреляция между рентгеновской светимостью и ускорением вращения нейтронной звезды

8.1.4 Корреляция между энергией циклотронной линией и рентгеновской светимостью

8.1.5 Профили импульсов

8.1.6 Короткопериодические изменения периода пульсаций

8.1.7 Поглощение во время рентгеновских дипов

8.1.8 Зависимость спектра от фазы пульсаций

8.2 ЕХО 2030+375

8.2.1 Зависимость Lx — Рцулъс'- сравнение моделей аккреции

8.2.2 Профиль импульсов

8.2.3 Рентгеновский спектр широкого диапазона

9 Заключение

Список литературы

А Моменты рентгеновских включений и максимальные значения потока в главном включенном состоянии

В Период 1.24-секундных пульсаций

С Численная модель поведения аккреционного диска в системе Her Х-1143

Благодарность

Глава

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Рентгеновские наблюдения аккрецирующих пульсаров Her X-1 и EXO 2030 + 375: [»

Введение

Поскольку земная атмосфера непрозрачна для рентгеновского излучения, возникновение рентгеновской астрономии стало возможным только с наступлением эры космических полётов. Первые астрономические рентгеновские детекторы доставлялись на большую высоту баллистическими ракетами и опускались на землю на парашюте. С их помощью удалось зафиксировать рентгеновское излучение солнечной короны (Chubb et al. 1957). Однако, это излучение было относительно слабым, что привело многих астрономов 50-х и 60-х годов к мысли о том, что попытки создания более крупных инструментов с целью наблюдения рентгеновского излучения от других небесных объектов будут безрезультатными. Тем не менее вскоре выяснилось, что большинство космических рентгеновских источников по светимости значительно привосходит Солнце. Первый такой источник, Sco Х-1, был открыт группой учёных под руководством Риккардо Джиаккони (удостоенного в 2002 г. нобелевской премии) с помощью детектора,' установленного на баллистической ракете (Giacconi et al. 1964; Giacconi к Gursky 1974). Бурный прогресс в данной области начался в 1970-х с появлением искусственных спутников, снабжённых рентгеновскими детекторами. Первый из них, Uhuru, был запущен в 1970 г. (Kellogg 1975; Giacconi et al. 1972) и осуществил первый рентгеновский обзор неба в диапазоне 2-6 кэВ. В ноябре 1978 г. была запущена обсерватория Эйнштейн. Научное оборудование спутника впервые включало фокусирующий рентгеновский телескоп. Эйнштейн-ом были получены высококачественные изображения и определены координаты тысяч рентгеновских источников (Harris et al. 1993). Европейский рентгеновский спутник EXQSAT, проработавший с мая 1983 г. по апрель 1986 г. позволял проводить непрерывные наблюдения рентгеновских источников, продолжающиеся несколько дней, без разрывов, связанных с затмением земным диском. Это позволило установить транзиентный (переменный) характер многих источников. Эти и последующие орбитальные рентгеновские обсерватории (Chandra, XMM-Newton, Rossi ХТЕ, BeppoSAX, ИНТЕГРАЛ и др.) фиксировали рентгеновское излучение обычных звёзд, белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр, остатков вспышек сверхновых, активных ядер галактик и горячего межгалактического газа. Рентгеновская астрономия в корне изменила наши представления о Вселенной, "наполнив" её эволюционирующими, взрывными, высокоэнергичными феноменами и объектами.

Вскоре после первых рентгеновских наблюдений со спутников было обнаруже-

но, что рентгеновское излучение многих точечных источников претерпевает быстрые и, как правило, периодические изменения. Комбинированные наблюдения с помощью оптических и рентгеновских телескопов показали, что эти источники входят в состав двойных звёздных систем (рентгеновских двойных), в которых вещество с нормальной звезды перетекает на соседний компонент, представляющий собой компактный остаток эволюции обычной звезды и обладающий сильным гравитационным полем. К указанному классу объектов принадлежит большинство точечных рентгеновских источников нашей Галактики. Неудивительно, что первый открытый рентгеновский источник за пределами солнечной системы, Seo Х-1, оказался рентгеновской двойной. Оба источника, которым посвящена данная работа, Геркулес Х-1 и ЕХО 2030+375, также принадлежат классу рентгеновских двойных, в которых компактными объектами являются нейтронные звёзды. В работе представлен анализ наблюдений двух указанных источников, осуществлённых с помощью современных орбитальных рентгеновских обсерваторий - ИНТЕГРАЛ, RXTE и Swift. Великолепные характеристики инструментов на борту этих спутников позволили изучить физические процессы в двух упомянутых рентгеновских источниках, являющихся типичными представителями своих классов рентгеновских систем.

Результаты настоящей работы представлены следующим образом. Вторая глава содержит введение в рентгеновские двойные системы. Глава 3 посвящена описанию двойной системы Геркулес Х-1. Вначале дан обзор наблюдательных свойств системы. Далее приводится теоретическая интерпретация этих свойств и очерчен круг нерешённых вопросов, связанных с двойной системой. Глава 4 посвящена анализу наблюдений ÄXTE. Используя эти наблюдения, мы построили новые орбитальные эфемериды системы и измерили скорость векового уменьшения её орбитального периода, а также исследовали параметры отдельных 35-дневных циклов источника и изучили их корреляции друг с другом. Кроме того, мы построили усреднённые 35-дневные кривые блеска источника и воспроизвели наблюдаемое поведение рентгеновских дипов на этих кривых, используя численную модель. В главе 5 приведён анализ наблюдений Her Х-1 с помощью обсерватории ИНТЕГРАЛ. Анализ включает изучение зависимости профиля рентгеновских импульсов от времени и энергии, вариаций периода пульсаций, рентгеновских спектров (как усреднённых, так и разрешённых по фазе пульсаций) и спектральных изменений во время рентгеновских дипов. В главе 6 дано описание системы ЕХО 2030+375. Как и в случае с Her Х-1, оно состоит из обзора наблюдательных свойств источника, описания теоретических моделей, объясняющей эти свойства, и перечня нерешённых проблем в понимании физики источника. Глава 7 посвящена наблюдению ЕХО 2030+375 с помощью спутников ИНТЕГРАЛ и Swift во время гигантской вспышки источника. В этой главе мы изучаем профили импульсов, форма которых зависит от энергетического диапазона и светимости источника, ускорение вращения пульсара во время вспышки и широкополосный рентгеновский спектр источника. В главе 8 мы обсуждаем результаты описанного анализа и предлагаем их теоретическую интерпретацию. Краткое резюме и заключения даны а главе 9.

Глава 2

Рентгеновские двойные системы

2.1 Общая картина

Двойными звёздными системами принято называть системы, состоящие из двух гравитационно связанных звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс. По меньшей мере половина всех звёзд входят в состав двойных или кратных систем. Подклассом двойных систем являются рентгеновские двойные системы - такие, в которых компактная проэволюционировавшая звезда (белый карлик, нейтронная звезда или чёрная дыра) и нормальная компонента вращаются достаточно близко друг к другу, чтобы вещество с нормальной звезды могло перетекать на компактный объект. Перетекающий газ, обладая значительным угловым моментом, как правило, закручивается вокруг компактной звезды, формируя т. н. аккреционный диск. Гравитационная энергия аккрецируемого вещества высвобождается в форме рентгеновского излучения, которое возникает вблизи компактного объекта, где газ разогревается до высоких температур (10е 1ю 108 К). В случае нейтронной звезды или белого карлика излучение возникает как в аккреционном диске так и непосредственно вблизи поверхности компактной звезды, в то время как в случае чёрной дыры единственным источником рентгена является аккреционный диск. Схематический вид рентгеновской двойной системы показан на рис. 2.1.

Звезда-донор может поставлять вещество посредством звёздного ветра - истечения вещества с поверхности звезды. Такой сценарий характерен для систем с массой нормальной компоненты превышающей несколько солнечных масс (т. н. массивные рентгеновские двойные). В системах с менее массивной нормальной компонентой (маломассивные рентгеновские двойные) аккреция может идти через внутреннюю точку Лагранжа - точку, в которой гравитационное притяжение обеих звёзд и центробежная сила компенсируют друг друга.

Если нейтронная звезда или белый карлик, входящие в состав рентгеновской двойной системы, сильно замагничены (обладают магнитно-дипольным моментом Ю30 Г см3 и более) аккреционный поток разрушается магнитными силами на определённом расстоянии от аккретора и вещество движется вдоль магнитных силовых линий по направлению к магнитным полюсам звезды, где возникает основная часть рентгеновского излучения. В случае нейтронной звезды, если магнитные ось магнитного ди-

Рис. 2.1 Рентгеновская двойная система. Под действием гравитационных сил газ перетекает с нормальной звезды на компактный объект.

поля не совпадает с осью вращения, наблюдаемый рентгеновский поток будет меняться с фазой вращения звезды. В этом случае наблюдается пульсирующий рентгеновский источник - рентгеновский пульсар.

Среди самых ярких объектов рентгеновского неба большинство являются рентгеновскими двойными системами нашей Галактики, в состав которых входит чёрная дыра или нейтронная звезда. Многие из них почти не меняют свой яркости со временем (постоянные источники), в то время как другие наблюдаются только во время относительно коротких эпизодов всплеска рентгеновской светимости (вспышек), большую часть времени оставаясь в "спокойном" состоянии. Такие источники называются тран-зиентными. Изучение свойств рентгеновских двойных даёт уникальную возможность исследовать физические процессы, протекающие в "экстремальных" условиях, которые создаются возникают вблизи нейтронных звёзд и чёрных дыр.

В следующих главах приведено более подробное описание различных аспектов рентгеновских двойных систем.

2.2 Происхождение и эволюция

Компактные объекты в составе рентгеновских двойных систем являются остатками эволюции обычных звёзд. Таким образом, понимание происхождения и эволюции рентгеновских двойных систем в значительной степени основано на знаниях об эволю-

ттии одиночных звёзд. Следуя этой логике, мы начнём с краткого описания некоторых аспектов эволюции одиночных звёзд (глава 2.2.1). За редким исключением, масса нормальной компоненты в двойных системах с нейтронными звёздами и чёрными дырами либо превышает ЮМ©, либо меньше 1М© (см. к примеру Ьетуш et а1. 1995). Как отмечалось выше, эти два класса систем называют массивными и маломассивными рентгеновскими двойными системами, соответственно. Эти два класса систем во многом отличаются друг от друга, в частности, типом переноса вещества и условиями аккреции. В главах 2.2.4 и 2.2.3 мы по отдельности рассмотрим эволюцию этих двух классов систем. Рентгеновские двойные, компактным объектом в которых является белый карлик, называют катаклизмическими переменными. Такие системы во многом отличаются от рентгеновских двойных с нейтронными звёздами и чёрными дырами. Весьма полный обзор вопросов, связанных с катаклизмическими переменными может быть найден в работе Ъе-шп е! а! (1995). В дальнейшем мы в основном ограничимся описанием систем содержащих нейтронные звёзды и чёрные дыры.

2.2.1 Эволюция одиночных звёзд

Сценарий эволюции звезды определяется свойствами гравитирующего газа, находящегося в гидростатическом равновесии. Согласно теореме вириала, уменьшение полной энергии такого газа приводит к его сжатию и, следовательно, к увеличению температуры. Сжатие протозвёздного газового облака, состоящего в основном из водорода и гелия, приводит к увеличению давления и температуры в его центре до тех пор пока не будут созданы условия для начала ядерной реакции превращения водорода в гелий. После начала ядерного "горения" водорода звезда достигает равновесия и занимает место на главной последовательности1. После исчерпания запасов водорода ядро снова сжимается до тех пор пока давление и температура не возрастут до значений, достаточных для начала термоядерной реакции синтеза углерода и кислорода из гелия. Такой переход сопровождается "распуханием" внешней оболочки звезды. На этом этапе звезда покидает главную последовательность, превращаясь в красный гигант или супергигант. Таким образом, циклы синтеза более тяжёлых элементов из более лёгких сменяют друг друга по мере исчерпания в звезде очередного вида ядерного "топлива". Если звезда достаточно массивна (> ИМ©), этот процесс продолжается до тех пор, пока в центре звезды не образуется железное ядро. Дальнейший термоядерный синтез становится энергетически невыгодным. Такое ядро коллапсирует под действием собственной гравитации в нейтронную звезду или чёрную дыру. Высвобождающейся при этом гравитационной энергии оказывается достаточно для взрыва и разлетания внешней оболочки звезды - явление взрыва сверхновой. В действительности, основную часть гравитационной энергии, высвобождающейся во время коллапса (~99,9% или ~1053-54 эрг), уносят нейтрино, взаимодействующие с веществом только посредством слабого взаимодействия, и только небольшая её доля (~105Он_51 эрг) переходит в кинетическую энергию разлетающегося вещества. В менее массивных звёздах давление вырожденных электронов в ядре звезды по окончании стадии ядерного горения

Главной последовательностью называют область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, содержащую звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

очередного элемента может оказаться достаточным для предотвращения дальнейшего сжатия и увеличения температуры, необходимого для начала термоядерного синтеза следующего элемента. Вследствие интенсивной потери массы, такая звезда лишается соей оболочки, превращаясь в остывающий белый карлик.

Каждому виду остатка звёздной эволюции соответствует определённый интервал масс исходной звезды (см. к примеру Ье-кап е! а1. 1995). Белые карлики являются результатом эволюции звёзд с массами < 11М®. Звёзды с массами в интервале 11 — 40М0 эволюционируют в нейтронные звёзды. Чёрные дыры являются продуктами эволюции звёзд с массами более ~ 40М©. Следует отметить, что приведённые границы интервалов масс являются весьма приблизительными из-за недостатка наших знаний о деталях эволюции массивных звёзд.

В теории звёздной эволюции выделяют две временные шкалы. Первая - т. н. ядерная шкала: время, которое звезда проводит на главной последовательности, превращая водород в своём ядре в гелий. Это время определяется отношением запаса ядерной энергии в звезде к скорости потери энергии (светимости). Запас ядерной энергии определяется произведением массы ядерного топлива доступного для синтеза (как правило, около 10% полной массы звезды) и энергии е, выделяющейся в единицу времени на единицу массы "сгораемого" вещества (для термоядерного горения водорода е ~ 0.007с2):

0.1Ме М Ь& , ,

—Л6Т' • <2Л>

где М и Ь - масса и светимость звезды, соответственно.

"Распухание" звезды после исчерпания в ядре ядерного горючего происходит в т. н. тепловой шкале времени. Эта шкала есть ни что иное как отношение тепловой энергии звезды к её светимости:

чй1гг3х10 У -f-f лет' (2-2)

где R - радиус звезды, а G - гравитационная постоянная.

Поскольку обе двойные системы, рассматриваемые в данной работе, Her Х-1 и ЕХО 2030+375, содержат нейтронные звёзды, мы остановимся на свойствах этих объектов более подробно. Как уже было сказано, нейтронные звёзды являются продуктами эволюции массивных звёзд (> ИМ©). После исчерпания в ядре ядерного горючего звезда больше не имеет источников энергии. Гидростатическое равновесие холодного Самогравитирующего вещества может поддерживаться только квантовыми эффектами. При плотностях, меньших чем ~ 1011 гсм~3, равновесие может поддерживаться силами отталкивания вырожденных электронов. Такой механизм работает в белых карликах. Однако, как было показано в работе Chandrasekhar (1931), при достаточно большой массе конфигурация становится нестабильной. Иными словами, существует максимально возможная масса белого карлика (предел Чандрасекара). Можно показать, что эта масса составляет немногим больше массы Солнца. Landau (1932) предположил, что равновесие более массивных звёзд может поддерживаться силами отталкивания вырожденных нуклонов. Термин "нейтронные звёзды" для таких объектов был предложен в работе Baade &с Zwicky (1934), авторы которой связывали их происхождение со взрывами сверхновых.

Измеренные массы известных на данных момент нейтронных звёзд находятся в интервале от ~1 до ~2М© (см. к примеру Stairs 2004), а их радиус составляет порядка 10 км. Поверхность нейтронной звезды представляет собой твёрдую кору толщиной Г-г 7 км и плотностью, возрастающей с глубиной от 106 до 101Ог см-3. Под корой кристаллическая структура исчезает, и вещество (в основном состоящее из свободных нейтронов) находится в жидкой сверхтекучей фазе. Плотность в жидком ядре может достигать значения ядерной плотности 2.8 х 1014г см-3). Наконец, в центре нейтронной звезды может существовать твёрдое ядро. Если это действительно так и плотность в центре в 2 или 3 раза превышает ядерную, появляется возможность перехода материи в экзотические формы, такие как пионный конденсат, лямбда-гипероны или кварк-глюонная плазма. Широкий обзор последних достижений в области теории нейтронных звёзд можно найти в работах Heiselberg к Pandharipande (2000); Pethick et al. (2000).

2.2.2 Приближение Роша и обмен масс в двойной системе

Перед тем как перейти к описанию эволюции рентгеновских двойных, опишем кратко геометрию двойной системы. Эквипотенциальные поверхности в двойной системе определяются силами притяжения обеих звёзд и их взаимным движением. В приближении Роша гравитационный потенциал рассчитывается в предположении, что массы звёзд, М\ и М2, сосредоточенны в их центрах. В системе координат, вращающейся вместе со звёздами потенциал имеет вид:

ф = _СМ1_СМ1_^гI ■ П г2 2

где г\ и г2 - расстояния до центров звёзд, ш - орбитальная частота вращения, а г3 - расстояние от оси вращения двойной системы (рис. 2.2). Вблизи каждой из звёзд потенциал почти полностью определяется гравитационным притяжением соответствующей звезды и эквипотенциальные поверхности имеют форму близкую к сферической. С удалением от звезды поверхности искривляются и, для некоторого критического значения потенциала, эквипотенциальные поверхности обеих звёзд соприкасаются в т. н. внутренней точке Лагранжа, в которой потенциал достигает экстремума. Следовательно, сумма всех сил, действующих на пробное тело в этой точке, равна нулю. Пространство, заключённое внутри эквипотенциальной поверхности, проходящей через внутреннюю точку Лагранжа, называется полостью Роша. При других критических значениях потенциала эквипотенциальные поверхности "открываются" через внешние точки Лагранжа (см. рис. 2.2).

Если поверхность звезды достигает границы полости Роша, вещество звезды начинает течь через внутреннюю точку Лагранжа в направлении второй компоненты. Если звезда по какой-либо причине "распухает" так быстро, что её поверхность достигает внешней точки Лагранжа, вещество звезды навсегда покидает двойную систему через эту точку.

Более массивная звезда, которая эволюционирует быстрее (согласно 2.1), первой заполняет свою полость Роша. Предположим, что суммарная масса и угловой момент J двойной системы сохраняются (т. н. консервативный сценарий эволюции систе-

Рис. 2.2 Геометрия двойной системы в приближении Роша для отношения масс М1/М2 = 3/2. На рисунке показаны сечения эквипотенциальных поверхностей (в системе координат, вращающейся вместе со звёздами) плоскостью, содержащей ось вращения системы. Последняя показана вертикальной линией.

мы). В случае круговой орбиты эти условия принимают вид:

Mi + М2 = const

J = LOrjMi + UJrjM2 = const. Используя третий закон Кеплера и ур-я 2.4 и 2.5, получаем:

Mi - М2 а

Mi

MiM2

2а

(2.4) (2-5)

(2.6)

где а = г\ + г2 - расстояние между компонентами. Из полученной формулы видно что в процессе эволюции а и, следовательно, орбитальный период уменьшаются (предполагая, что М1 > М2). После того как в результате обмена масс изначально менее массивная звезда становиться более массивной, орбитальный период может снова начать увеличиваться. Известно, однако, что в реальности во многих случаях консервативный сценарий не реализуется. Массивные звёзды (> ЮМ©) теряют значительное количество вещества в форме звёздного ветра. Из-за этого часть массы уходит из системы унося также угловой момент. Тем не менее, если темп потери массы не очень велик, эволюции двойной системы качественно будет соответствовать консервативному сценарию.

Как консервативный, так и неконсервативный сценарии обмена масс приводят в конечном итоге к двойной системе, состоящей из ядра изначально довольно массивной звезды и массивной второй компоненты. Обладая достаточной массой, ядро может проэволюционировать до стадии взрыва сверхновой, оставив после себя нейтронную звезду или чёрную дыру.

2.2.3 Эволюция массивных рентгеновских двойных систем

В состав массивных рентгеновских двойных в качестве нормальной компоненты входит массивная звезда (спектрального класс О или В), светимость которой в оптическом/ультрафиолетовом диапазоне может быть сравнимой с рентгеновской светимостью системы или превышать её. Постоянные рентгеновские двойные, многие из которых были в числе первых открытых рентгеновских источников, являются в основном довольно тесными системами, в которых звезда-донор уже покинула главную последовательность (например, Cyg Х-1, Vela Х-1, Cen Х-3). Супергиганты в составе массивных двойных являются источниками сильного звёздного ветра, который частично перехватывается компактной звездой. В других системах массивная звезда увеличилась настолько, что заполнила свою полость Роша, что сделало возможным перенос массы через внутреннюю точку Лагранжа. Примером системы, в которой звезда-донор не заполняет полость Роша, может служить Vela Х-1. Пример системы, в которой звезда-донор уже заполнила полость Роша, - Cyg Х-1. Поскольку нормальная компонента в этих системах уже покинула главную последовательность, продолжительность фазы рентгеновского источника приблизительно определяется тепловой шкалой времени (ур-е 2.2).

В массивных системах с нейтронными звёздами отношение масс принимает очень большие значения, что на определённом этапе может привести к "погружению" нейтронной звезды в оболочку гиганта. Теоретически, такая фаза может закончиться слиянием звёзд (в особенности, в коротко-периодическйх системах). В системах с большим расстоянием между компонентами расширившаяся оболочка звезды-донора может быть "выметена" из системы под действием гравитационного взаимодействия с нейтронной звездой. В этом случае от массивной звезды остаётся только ядро. Было показано, что примером такой системы с большой вероятностью может служить Cyg Х-3 (van Kerkwijk et al. 1992). Ядро продолжает эволюционировать, возможно, превращаясь в белый карлик. Примером системы, претерпевшей подобный сценарий эволюции, является двойная система, содержащая пульсар PSR0655+64. Эволюция ядра массивной звезды также может привести к взрыву сверхновой и образованию ещё одной нейтронной звезды. Если при этом система не распадётся, то она будет содержать две нейтронные звезды. PSR1913+16 и PSR2303+46 являются примерами таких систем. Чёрная дыра, входящая в состав двойной системы LMC Х-3, является более массивной, чем звезда-донор. Вероятнее всего, эта система переживёт второй взрыв сверхновой и будет состоять из нейтронной звезды и чёрной дыры. Подробное обсуждение описанных сценариев эволюции можно найти, например, в работе Lewin к van der Klis (2006).

2.2.4 Эволюция маломассивных рентгеновских двойных систем

Современные знания об эволюции маломассивных двойных систем гораздо менее надёжны, по-сравнению со знаниями о массивных рентгеновских системах. Звезду-донор в маломассивных системах удаётся наблюдать лишь в редких случаях. Ниже мы опишем эволюционный сценарий таких систем, впервые предложенный в работе van den Heuvel (1983). Поскольку предшественником нейтронной звезды или чёрной дыры должна быть довольно массивная звезда, соответствующая двойная система должна иметь очень большое отношение масс. Массивная звезда эволюционирует первой (согласно 2.6) и, ввиду большого отношения масс, вскоре после начала переноса вещества "поглощает" компактную звезду. Таким образом, система претерпевает стадию общей оболочки. Дальнейшая эволюция ядра массивной звезды может привести к взрыву сверхновой. Для того чтобы система осталась гравитационно связанной, ядро не должно быть слишком массивным. Эффект потери массы во время взрыва сверхновой, приводящий к распаду двойной системы, в некоторых случаях может быть компенсирован "удачно" направленным импульсом, который получает компактный объект в результате асимметрии взрыва. Если орбитальный период образовавшейся таким образом двойной системы достаточно мал, для того чтобы нормальный компонент с массой порядка IM© заполнил свою полость Роша за время меньше Хаббловского, то результатом описанной эволюции будет являться маломассивная рентгеновская система с донором - звездой главной последовательности. Как правило, для этого необходимо, чтобы орбитальный период был короче 10-12 часов. В случае более долгопериодических систем потери углового момента во время взрыва сверхновой может оказаться недостаточно для приведения нормальной компоненты в соприкосновение своей полостью Роша. Тогда перенос массы начнётся, после того как звезда-донор покинет главную последовательность и превратится в гигант. Ещё одна возможность возникает, когда нормальная компонента несколько более массивна, как в системе Her Х-1 (~2М©). Когда такая звезда начинает заполнять свою полость Роша, система может второй раз претерпеть стадию общей оболочки, в результате чего система в конечном итоге будет состоять из нейтронной звезды и ядра проэволюционировавшей нормальной компоненты.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Клочков, Дмитрий Константинович, 2009 год

Литература

Anderson, P. W. k Itoh, N. 1975, Nature, 256, 25 Anzer, U. & Börner, G. 1983, A&A, 122, 73

Arnaud, K. A. 1996, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 101, Astronomical Data Analysis Software and Systems V, ed. G. H. Jacoby k J. Barnes, 17

Baade, W. k Zwicky, F. 1934, Proceedings of the National Academy of Science, 20, 254

Bahcall, J. N. k Bahcall, N. A. 1972, aPj, 178, LI

Balbus, S. A. k Hawley, J. F. 1991, ApJ, 376, 214

Balucinska-Church, M. k McCammon, D. 1992, ApJ, 400, 699

Bardeen, J. M. k Petterson, J. A. 1975, ApJL, 195, L65

Barthelmy, S. D., Barbier, L. M., Cummings, J. R., et al. 2005, Space Science Reviews, 120, 143

Basko, M. M. 1980, AkA, 87, 330

Basko, M. M. k Sunyaev, R. A. 1976, MNRAS, 175, 395

Baykal, A., Boynton, P. E., Deeter, J. E., k Scott, D. M. 1993, MNRAS, 265, 347

Becker, R. H., Boldt, E. A., Holt, S. S., et al. 1977, ApJ, 214, 879

Begelman, M. C. k McKee, C. F. 1983, ApJ, 271, 89

Bildsten, L., Chakrabarty, D., Chiu, J., et al. 1997, ApJS, 113, 367

Blondin, J. M. 2000, New Astronomy, 5, 53

Blondin, J. M., Kallman, T. R., Fryxell, B. A., k Taam, R. E. 1990, ApJ, 356, 591 Bochkarev, N. G. k Karitskaia, E. A. 1989, ApSS, 154, 189 Bondi, H. k Hoyle, F. 1944, MNRAS, 104, 273

Boynton, P. E., Canterna, R., Crosa, L., Deeter, J., k Gerend, D. 1973, ApJ, 186, 617

Burnard, D. J., Arons, J., k Klein, R. I. 1991, ApJ, 367, 575

Burrows, D. N., Hill, J. E., Nousek, J. A., et al. 2005, Space Science Reviews, 120, 165

Caballero, I., Kretschmar, P., Santangelo, A., et al. 2007, AkA, 465, L21

Camero Arranz, A., Wilson, C. A., Connell, P., et al. 2005, ApJ, 441, 261

Caroli, E., Stephen, J. B., di Cocco, G., Natalucci, L., k Spizzichino, A. 1987, Space Science Reviews, 45, 349

Chandrasekhar, S. 1931, ApJ, 74, 81

Cherepashchuk, A. M., Efremov, Y. N., Kurochkin, N. E., Shakura, N. I., k Sunyaev, R. A. 1972, Informational Bulletin on Variable Stars, 720, 1

Choi, C. S., Nagase, F., Makino, F., Dotani, T., k Min, K. W. 1994, ApJ, 422, 799

Chubb, T. A., Friedman, H., Kreplin, R. W., k Kupperian, J. E. 1957, Nature, 179, 861

Coburn, W., Heindl, W. A., Rothschild, R. E., et al. 2002, ApJ, 580, 394

Coe, M. J. 2000, in ASP Conf. Ser. 214: IAU Colloq. 175: The Be Phenomenon in Early-Type Stars, ed. M. A. Smith, H. F. Henrichs, k J. Fabregat, 656

Coe, M. J., Ever all, C., Fabregat, J., et al. 1993, A&AS, 97, 245

Coe, M. J., Payne, B. J., Longmore, A., k Hanson, C. G. 1988, MNRAS, 232, 865

Cooke, B. A. k Page, C. G. 1975, Nature, 256, 712

Corbet, R. H. D. k Levine, A. M. 2006, The Astronomer's Telegram 843

Courvoisier, T. J.-L., Walter, R., Beckmann, V., et al. 2003, A&A, 411, L53

Crampton, D. 1974, ApJ, 187, 345

Crosa, L. k Boynton, P. E. 1980, ApJ, 235, 999

Dal Fiume, D., Orlandini, M., Cusumano, G., et al. 1998, AkA, 329, L41

Daugherty, J. K. k Harding, A. K. 1986, ApJ, 309, 362

Davison, P. J. N. k Fabian, A. C. 1977, MNRAS, 178, IP

Deeter, J. E., Boynton, P. E., Miyamoto, S., et al. 1991, ApJ, 383, 324

Deeter, J. E., Pravdo, S. H., k Boynton, P. E. 1981, ApJ, 247, 1003

Deeter, J. E., Scott, D. M., Boynton, P. E., et al. 1998, ApJ, 502, 802

D'Souza, M. C. R., Motl, P. M., Tohline, J. E., k Frank, J. 2006, ApJ, 643, 381

Prank, J., King, A., k Raine, D. 1992, Accretion Power in Astrophysics (Accretion Power in Astrophysics, ISBN 0521408636, Cambridge University Press, 1992.)

Gehrels, N., Chincarini, G., Giommi, P., et al. 2004, ApJ, 611, 1005

Gerend, D. k Boynton, P. E. 1976, ApJ, 209, 562

Ghosh, P. k Lamb, F. K. 1979, ApJ, 234, 296

Giacconi, R. & Gursky, H., eds. 1974, X-ray astronomy

Giacconi, R., Gursky, H., Kellogg, E., et al. 1973, ApJ, 184, 227

Giacconi, R., Gursky, H., k Waters, J. R. 1964, Nature, 204, 981

Giacconi, R., Murray, S., Gursky, H., et al. 1972, ApJ, 178, 281

Gorecki, A., Levine, A., Bautz, M., et al. 1982, ApJ, 256, 234

Gruber, D. E., Heindl, W. A., Rothschild, R. E., et al. 2001, ApJ, 562, 499

Hanuschik, R. W. 1996, AkA, 308, 170

Harris, D. E., Forman, W., Gioia, I. M., et al., eds. 1993, The Einstein Observatory catalog of IPC X ray sources. Volume IE: Documentation, Vol. 1

Heindl, W. A., Rothschild, R. E., Coburn, W., et al. 2004, in American Institute of Physics Conference Series, Vol. 714, X-ray Timing 2003: Rossi and Beyond, ed. P. Kaaret, F. K. Lamb, k J. H. Swank, 323-330

Heiselberg, H. k Pandharipande, V. 2000, Annual Review of Nuclear and Particle Science, 50, 481

Henrichs, H. F. 1983, in Accretion-Driven Stellar X-ray Sources, ed. W. H. G. Lewin k E. P. J. van den Heuvel, 393-429

Howarth, I. D. k Wilson, B. 1983, MNRAS, 202, 347

Illarionov, A. F. k Sunyaev, R. A. 1975, AkA, 39, 185

Jahoda, K, Swank, J. H., Giles, A. B., et al. 1996, in Presented at the Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference, Vol. 2808, Proc. SPIE Vol. 2808, p. 59-70, EUV, X-Ray, and Gamma-Ray Instrumentation for Astronomy VII, Oswald H. Siegmund; Mark A. Gummin; Eds., ed. O. H. Siegmund k M. A. Gummin, 59-70

Janot-Pacheco, E., Motch, C., k Pakull, M. W. 1988, A&A, 202, 81

Jones, C. k Forman, W. 1976, ApJ, 209, L131

Jones, D. I. k Andersson, N. 2001, MNRAS, 324, 811

Joss, P. C. k Rappaport, S. A. 1984, ARA&A, 22, 537

Kahabka, P. 1987, NASA STI/Recon Technical Report N, 88, 19405

Kahabka, P. 1989, in ESA SP-296: Two Topics in X-Ray Astronomy, Volume 1: X Ray Binaries. Volume 2: AGN and the X Ray Background, ed. J. Hunt & B. Battrick, 447-452

Katz, J. I., Anderson, S. F., Grandi, S. A., k Margon, B. 1982, ApJ, 260, .780

Kellogg, E. M. 1975, ApJ, 197, 689

Ketsaris, N. A., Küster, M., Postnov, K. A., et al. 2000, ArXiv Astrophysics e-prints

Klochkov, D., Horns, D., Santangelo, A., et al. 2007, A&A, 464, L45

Klochkov, D. K, Shakura, N. I., Postnov, K. A., et al. 2006, Astronomy Letters, 32, 804

Kreykenbohm, I., Wilms, J., Coburn, W., et al. 2004, A&A, 427, 975

Krimm, H., Barthelmy, S., Gehrels, N., et al. 2006, The Astronomer's Telegram 861

Kunz, M. 1996, PhD thesis, University of Tübingen, Germany

Küster, M., Wilms, J., Staubert, R., et al. 2005, A&A, 443, 753

Lamb, F. K, Pethick, C. J., k Pines, D. 1973, ApJ, 184, 271

Landau, L. D. 1932, Phys. Z. Sowjetunion, 1, 285

Langer, S. H. & Rappaport, S. 1982, ApJ, 257, 733

Leahy, D. A. 1997, MNRAS, 287, 622

Leahy, D. A., Eisner, R. F., & Weisskopf, M. C. 1983, ApJ, 272, 256 Leahy, D. A., Yoshida, A., & Matsuoka, M. 1994, ApJ, 434, 341 Lee, U., Osaki, Y., & Saio, H. 1991, MNRAS, 250, 432 Levine, A. M., Bradt, H., Cui, W., et al. 1996, ApJ, 469, L33 Levine, A. M. & Jernigan, J. G. 1982, ApJ, 262, 294

Lewin, W. H. G. & van der Klis, M. 2006, Compact stellar X-ray sources (Compact stellar X-ray sources)

Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. 1995, X-ray binaries (Cambridge Astrophysics Series, Cambridge, MA: Cambridge University Press, |cl995, edited by Lewin, Walter H.G.; Van Paradijs, Jan; Van den Heuvel, Edward P.J.)

Liller, W. 1972, IAU Circ., 2415, 1

Lipunov, V. M. 1992, Astrophysics of neutron stars (Berlin ; New York : Springer-Verlag, cl992.), 5713

Lund, N., Budtz-J0rgensen, C., Westergaard, N. J., et al. 2003, AkA, 411, L231

McCollough, M. L., Turler, M., Willis, D., k Shaw, S. E. 2006, The Astronomer's Telegram 868

McCray, R. A., Shull, J. M., Boynton, P. E., et al. 1982, ApJ, 262, 301

Meszaros, P. 1992, High-energy radiation from magnetized neutron stars (Theoretical Astrophysics, Chicago: University of Chicago Press, |cl992)

Meszaros, P., Nagel, W., k Ventura, J. 1980, ApJ, 238, 1066

Mihara, T., Makishima, K., k Nagase, F. 1998, Advances in Space Research, 22, 987

Mineo, T., Ferrigno, C., Foschini, L., et al. 2006, A&A, 450, 617

Miroshnichenko, A. S., Fabregat, J., Bjorkman, K. S., et al. 2001, A&A, 377, 485

Motch, C. k Janot-Pacheco, E. 1987, A&A, 182, L55

Mowlavi, N., Kreykenbohm, I., Shaw, S. E., et al. 2006, AkA, 451, 187

Nagase, F. 1989, PASJ, 41, 1

Nakajima, M., Mihara, T., Makishima, K., k Niko, H. 2006, ApJ, 646, 1125 Negueruela, I., Okazaki, A. T>, Fabregat, J., et al. 2001, AkA, 369, 117 Nelson, R. W., Salpeter, E. E., k Wasserman, I. 1993, ApJ, 418, 874 Ögelman, H. 1987, AkA, 172, 79

Ogelman, H., Kahabka, P., Pietsch, W., Trümper, J., k Voges, W. 1985, Space Science Reviews, 40, 347

Okazaki, A. T. 2001, PASJ, 53, 119

Okazaki, A. T. k Negueruela, I. 2001, A&A, 377, 161

Oosterbroek, T., Parmar, A. N., Dal Fiume, D., et al. 2000, AkA, 353, 575

Panchenko, I. E. k Postnov, K. A. 1994, A&A, 286, 497

Parmar, A. N., Oosterbroek, T., dal Fiume, D., et al. 1999, A&A, 350, L5

Parmar, A. N., Pietsch, W., McKechnie, S., et al. 1985, Nature, 313, 119

Parmar, A. N., Sanford, P. W., k Fabian, A. C. 1980, MNRAS, 192, 311

Parmar, A. N., White, N. E., k Stella, L. 1989a, ApJ, 338, 373

Parmar, A. N., White, N. E., Stella, L., Izzo, C., k Ferri, P. 1989b, ApJ, 338, 359

Pethick, С. Л., Akmal, A., Pandharipande, V. R., к Ravenhall, D. G. 2000, Nuclear Physics В Proceedings Supplements, 80, C1114

Petterson, J. A. 1977, ApJ, 218, 783

Porter, J. M. 1999, A&A, 348, 512

Pravdo, S. H., Boldt, E. A., Holt, S. S., & Serlemitsos, P. J. 1977, ApJ, 216, L23 Pringle, J. E. 1981, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 19, 137 Pringle, J. E. & Rees, M. J. 1972, A&A, 21, 1

Prokhorov, M. E., Shakura, N. I., к Postnov, K. A. 1990, Thirty-five-day cycle of HERX-1: Synthesised optical light curves in the model of freely processing neutron star, Tech. rep.

Quirrenbach, A., Bjorkman, K. S., Bjorkman, J. E., et al. 1997, ApJ, 479, 477

Rappaport, S. к Joss, P. C. 1977, Nature, 266, 683

Reig, P. к Сое, M. J. 1998, MNRAS, 294, 118

Reig, P. к Сое, M. J. 1999, MNRAS, 302, 700

Reig, P., Сое, M. J., Stevens, J. В., et al. 1997, in ESA SP-382: The Transparent Universe, ed. C. Winkler, T. J.-L. Courvoisier, к P. Durouchoux, 175

Reig, P., Stevens, J. В., Сое, M. J., к Fabregat, J. 1998, MNRAS, 301, 42

Revnivtsev, M., Fabrika, S., Abolmasov, P., et al. 2006, A&A, 447, 545

Reynolds, A. P. к Parmar, A. N. 1995, A&A, 297, 747

Reynolds, A. P., Parmar, A. N.. Stollberg, M. Т., et al. 1996, A&A, 312, 872

Reynolds, A. P., Parmar, A. N., & White, N. E. 1993, ApJ, 414, 302

Reynolds, A. P., Quaintrell, H., Still, M. D., et al. 1997, MNRAS, 288, 43

Ricketts, M. J. 1982, in Accreting Neutron Stars, ed. W. Brinkmann & J. Triimper, 100-105

Rothschild, R. E., Blanco, P. R., Gruber, D. E., et al. 1998, ApJ, 496, 538

Ruderman, M. 2001, ArXiv Astrophysics e-prints

Ruderman, M., Shaham, J., Tavani, M., & Eichler, D. 1989, ApJ, 343, 292

Rybicki, G. B. & Lightman, A. P. 1979, Radiative processes in astrophysics (New York, Wiley-Interscience, 1979. 393 p.)

Schandl, S. 1996, A&A, 307, 95

Schandl, S. & Meyer, F. 1994, A&A, 289, 149

Scott, D. M. & Leahy, D. A. 1999, ApJ, 510, 974 Scott, D. M., Leahy, D. A., k Wilson, R. B. 2000, ApJ, 539, 392 Sedrakian, A., Wasserman, I., k Cordes, J. M. 1999, ApJ, 524, 341 Shaham, J. 1977, ApJ, 214, 251

Shakura, N. I., Ketsaris, N. A., Prokhorov, M. E., k Postnov, K. A. 1998a, MNRAS, 300, 992

Shakura, N. I., Postnov, K. A., k Prokhorov, M. E. 1991, Soviet Astronomy Letters, 17, 339 Shakura, N. I., Postnov, K. A., k Prokhorov, M. E. 1998b, A&A, 331, L37 Shakura, N. I., Prokhorov, M. E., Postnov, K. A., k Ketsaris, N. A. 1999, A&A, 348, 917 Shakura, N. I. & Syunyaev, R. A. 1973, A&A, 24, 337

Sheffer, E. K., Kopaeva, I. F., Averintsev, M. B., et al. 1992, Soviet Astronomy, 36, 41 Skinner, G. K. & Ponman, T. J. 1994, MNRAS, 267, 518 Slettebak, A. 1988, PASP, 100, 770

Soong, Y., Gruber, D. E., Peterson, L. E., & Rothschild, R. E. 1990a, ApJ, 348, 641 Soong, Y., Gruber, D. E., Peterson, L. E., & Rothschild, R. E. 1990b, ApJ, 348, 634 Stairs, I. H. 2004, Science, 304, 547

Staubert, R., Bezler, M., & Kendziorra, E. 1983, A&A, 117, 215

Staubert, R., Schandl, S., Klochkov, D., et al. 2007a, A&A, [in preparation]

Staubert, R., Schandl, S., Klochkov, D., et al. 2006, in American Institute of Physics Conference Series, Vol. 840, The Transient Milky Way: A Perspective for MIRAX, ed. J. Braga, F. D'Amico, & R. E. Rothschild, 65-70

Staubert, R., Shakura, N. I., Postnov, K., et al. 2007b, A&A, 465, L25

Stelzer, B., Staubert, R., Wilms, J., et al. 1997, in American Institute of Physics Conference Series, Vol. 410, Proceedings of the Fourth Compton Symposium, ed. C. D. Dermer, M. S. Strickman, & J. D. Kurfess, 753

Still, M. & Boyd, P. 2004, ApJL, 606, L135

Still, M., O'Brien, K., Home, K., et al. 2001, ApJ, 553, 776

Sunyaev, R. A., Gilfanov, M. R., Churazov, E. M., et al. 1988, Soviet Astronomy Letters, 14, 416

Tanaka, Y. 1986, in Lecture Notes in Physics, Berlin Springer Verlag, Vol. 255, IAU Colloq. 89: Radiation Hydrodynamics in Stars and Compact Objects, ed. D. Mihalas & K.-H. A. Winkler, 198

Tananbaum, H., Gursky, H., Kellogg, E. M., et al. 1972, ApJ, 174, L143

Terada, Y., Mihara, T., Nakajima, M., et al. 2006, ApJ, 648, L139

Triimper, J., Kahabka, P., Oegelman, H., Pietsch, W., & Voges, W. 1986, ApJ, 300, L63

Trümper, J., Pietsch, W., Reppin, C., et al. 1978, ApJ, 219, L105

Tsygankov, S. S., Lutovinov, A. A., Churazov, E. M., k Sunyaev, R. A. 2006, MNRAS, 371, 19

Tsygankov, S. S., Lutovinov, A. A., Churazov, E. M., k Sunyaev, R. A. 2007a, ArXiv e-prints, 704

Tsygankov, S. S., Lutovinov, A. A., Churazov, E. M., k Sunyaev, R. A. 2007b, Astronomy Letters, 33, 368

Ubertini, P., Lebrun, F., Di Cocco, G., et al. 2003, A&A, 411, L131 Ushimaru, N., Tawara, Y., Koyama, K., et al. 1989, PASJ, 41, 441

van den Heuvel, E. P. J. 1983, in Accretion-Driven Stellar X-ray Sources, ed. W. H. G. Lewin & E. P. J. van den Heuvel, 303-341

van Kerkwijk, M. H., Charles, P. A., Geballe, T. R., et al. 1992, Nature, 355, 703

Vedrenne, G., Roques, J.-P., Schönfelder, V., et al. 2003, A&A, 411, L63

Voges, W. 1985, NASA STI/Recon Technical Report N, 85, 34112

Voges, W., Pietsch, W., Reppin, C., et al. 1982, ApJ, 263, 803

Vrtilek, S. D. k Halpern, J. P. 1985, ApJ, 296, 606

Vrtilek, S. D., Mihara, T., Primini, F. A., et al. 1994, ApJ, 436, L9

Wang, Y-M. 1987, A&A, 183, 257

White, N. E. & Holt, S. S. 1982, ApJ, 257, 318

White, N. E., Swank, J. H., & Holt, S. S. 1983, ApJ, 270, 711

White, N. E. & Zhang, W. 1997, ApJ, 490, L87

Wilms, J., Ketsaris, N. A., Postnov, K. A., et al. 2003, Izvestiya Akademii Nauk, Ser. Fizicheskaya, 67, 310

Wilson, C. A., Fabregat, J., & Coburn, W. 2005, ApJ, 620, L99

Wilson, C. A. k Finger, M. H. 2006, The Astronomer's Telegram 877

Wilson, C. A., Finger, M. H., Coe, M. J., Laycock, S., k Fabregat, J. 2002, ApJ, 570, 287

Wilson, R. B., Finger, M. H., Pendleton, G. N., Briggs, M., k Bildsten, L. 1994, in American Institute of Physics Conference Series, Vol. 308, The Evolution of X-ray Binariese, ed. S. Holt k C. S. Day, 475

Ziolkowski, J. 2002, Memorie della Societa Astronómica Italiana, 73, 1038