Журнал наблюдения релятивистских объектов (ЧД, НЗ, БК...)

[Degen1103]

Система ищется просто - это TYC 2673-2004-1,

Она же 4U 1954+31 в VSX.
Удивительно, но факт: звезда в базе с 2012 г., имеется AUID - и нет ни одного наблюдения. Причём числится пока как Low Mass X-ray Binary c пульсаром.

[diant]

Причём числится пока как Low Mass X-ray Binary c пульсаром.

Фактические наблюдения, увы, быстро опережают "электронные книжные полки".

Немного теории - может кому-то будет полезно (взято из разных статей и обзоров).

Рентгеновские двойные системы


Основным источником высокоэнергетичного излучения в рентгеновских двойных системах (XRB) служит аккреция вещества со звезды-компаньона на нейтронную звезду (NS) или на черную дыру (BH). Наблюдаемые свойства рентгеновских двойных систем определяются в значительной степени механизмом переноса массы, стоящим за аккрецией. Аккреция может осуществляться либо непосредственно из звездного ветра второго члена системы, либо через перетекание вещества вследствие переполнения компаньоном его полости Роша (RLOF), что в первую очередь зависит от соотношения масс компактного объекта и оптического двойника (Mx/Mopt). Исходя из этого соотношения, рентгеновские двойные делятся на две большие группы: рентгеновские двойные с большой и с малой массой (HMXBs и LMXBs, соответственно).

Для объектов с Mx > Mopt; Mopt ≲ 1 М⊙ масса обычно передается компактному объекту посредством RLOF. Такие объекты классифицируются как LMXB — маломассивные рентгеновские двойные.

Те системы, у которых Mx < Mopt; Mopt ≳ 5 M⊙, обычно аккрецируют прямо из звездного ветра и классифицируются как HMXB — рентгеновские двойные большой массы.
Довольно существенные различия в наблюдаемых свойствах LMXB и HMXB требуют отдельного рассмотрения каждого подкласса.


LMXB

Как следует из определения LMXB, донором (в большинстве случаев) является звезда позднего спектрального типа, заполняющая свою полость Роша. Однако в качестве доноров в LMXB системах могут также выступать и звезды A-типа, субгиганты F-G-типа или даже белые карлики (WD).

На оптические свойства LMXB систем может также влиять излучение от аккреционного диска вокруг компактного объекта, где диск может нагреваться либо сам по себе, либо освещаться рентгеновским излучением компактного объекта. Тем не менее в оптическом и ИК-диапазонах LMXB, как правило, являются слабовыраженными объектами.

Основным способом изучения свойств известных LMXB или обнаружения новых подобных систем является наблюдение за ними во время вспышек. Таким путем продолжают открывать новые источники, благодаря чему популяция известных LMXB систем постоянно пополняется.


HMXB

За массивными рентгеновскими двойными (HMXB) стоит аккреция вещества с массивной звезды-донора (M ≥ 8 M⊙) на компактный объект, обычно нейтронную звезду (NS) или, реже, на черную дыру (BH).

HMXB обычно делятся на подклассы, из которых системы BeXB содержат быстро вращающуюся Be-звезду, а sgXB — звезду-компаньон сверхгиганта. До запуска космического телескопа INTEGRAL количество систем sgXB было примерно в 10 раз меньше, чем BeXB.

В системах BeXB перенос вещества происходит посредством взаимодействия компактного объекта с декреционным диском Be-звезды, тогда как в sgXB системах перенос массы обычно происходит через интенсивный звездный ветер.

В некоторых редких случаях аккреция в sgXB системах может происходить за счет переполнения полости Роша, что приводит к более высокой рентгеновской светимости, чем в системах с аккрецией из ветра. Это как раз случай системы Cen X-3, и недавно было высказано предложение, что то же переполнение случается в периастре и в системе IGR J08408-4503 (Ducci et al., 2019). Аккреция через Be-диск переносит угловой момент гораздо эффективнее, чем аккреция через ветер. Поэтому вращение компактного объекта коррелирует с орбитальным периодом в BeXB, но не в sgXB системах.

Орбитальный телескоп INTEGRAL обладает более высокой чувствительностью на высоких энергиях, чем предыдущие поколения обсерваторий, работающих в жестком рентгене. Поэтому системы sgXB больше не являются скромным меньшинством.

[Degen1103]

Популярная лекция австралийских товарищей про БК, НЗ и ЧД носит обобщающее название "Коллапсары".
_{Поскольку даются общеизвестные сведения, возникает ложное, но приятное ощущение свободного владения английским} 

[Degen1103]

Еще две особенности этой системы связаны с самим пульсаром. Его орбита очень широкая, период >3 лет.

Да, долговременная периодичность в данных Sky Patrol явно присутствует.
_{Хотя звёздочка, вероятно, в пересвете.}

[diant]

Долгое время я полагал, что среди близких и ярких БК, доступных любителям в северном полушарии в скромные апретуры, есть только два объекта:
- система o2 Эридана c БК 9,5m (видна зимой)
- и "звезда Маанена" в Рыбах - одиночный БК 12,4m (виден осенью)

И вот неожиданно узнаю, что имеется еще третья двойная система, доступная круглогодично - Stein 2051 в Жирафе (она же HIP 21088), на юго-восточном продолжении Каскада Кемпбла, с разделением компонент около 10-11 секунд. Компонеты системы суть следующие:
• A: Красный карлик класса M4Ve с блеском 11,0m.
• B: Белый Карлик класса DC5 с блеском ... а вот тут разночтения, от 11.2m до 12.4m.

Я склоняюсь к последней оценке блеска, то есть 12.4m - но все равно это на уровне звезды Маанена, да еще около полюса, да еще в такой чудесной двойной системе. Просьба к тем, у кого есть возможность и небо получше московского: оцените все же более точно визуальный блеск этого БК.

[Degen1103]

Неустойчивый диск БК в составе ER UMa радует частыми яркими вспышками.

Звезды типа ER Большой Медведицы (ER UMa) показывают частые сверхвспышки амплитудой вспышек до 3m[2], на которые приходится от трети до половины времени их жизни. В промежутках между ними, которые длятся от 19 до 50 дней, довольно часто — примерно раз в 4 дня — происходят нормальные вспышки[1].
Википедия

Звёздочку легко найти сразу за передним коленцем всеми любимой Медведицы.
_{Впрочем, не будем забывать и про SU UMa у её носика - протитип карликовых новых!}

[diant]

ER-ку в городе мне не достать, а вот SU-шку можно попытать удачу. Особливо, если ШК8 окажется под руками.

[Degen1103]

ER-ку в городе мне не достать, а вот SU-шку можно попытать удачу.

ER, пожалуй, поярче будет. В среднем.
Пара вдохновляющих кривых от TESS.

[diant]

Я имею в виду, что SU смогу заметить только на супервспышках, когда она ярчает до 12 и выше.
А вообще, суметь засечь период начала вспышки и отнабюдать разгорание системы "на глазах" - это было бы здорово!
Было бы еще интересно почитать, что там за механизм вспышек и супервспышек (если уже есть какая-то ясность, кроме аккреции на БК и диска).

[Degen1103]

Было бы еще интересно почитать, что там за механизм вспышек и супервспышек (если уже есть какая-то ясность, кроме аккреции на БК и диска).

По моделированию процессов наверняка есть работы, хотя мне в основном фотометрия гуглится. Вот, например, отчёт Уральского университета "Фотометрическое и спектральное исследование явлений нестационарности в тесных двойных системах".

[Degen1103]

Что характерно, быструю переменность тесной пары БК AM CVn преимущественно в CV наблюдают, чтоб времени не терять.