Эволюция релятивистских двойных звезд в тройных системах и шаровых скоплениях тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

1 Образование маломассивных рентгеновских новых из тройных систем

1.1 Проблема образования рентгеновских новых.

1.2 Основные методы расчета.

1.2.1 Параметры образующихся черных дыр

1.2.2 Асимметричный коллапс ядра

1.2.3 Объект Торна-Житков

1.3 Образование рентгеновских новых из двойных систем.

1.4 Рентгеновские новые из тройных систем.

1.5 Обсуждение результатов и выводы.

2 Двойные системы в шаровых скоплениях

2.1 Эволюция шаровых скоплений.

2.1.1 Сегрегация масс

2.1.2 Испарение и коллапс ядра.

2.1.3 Эволюция шарового скопления после остановки коллапса

2.2 Динамические взаимодействия звезд.

2.2.1 Сближения одиночных звезд с двойными системами

2.2.2 Пролеты, ведущие к обмену звезд.

2.2.3 Разрушение двойных систем.

2.2.4 Образование двойных звезд

2.3 Модели звездной эволюции.

2.3.1 Учет эволюции звезд фона.•

2.3.2 Положение двойной системы в шаровом скоплении.

2.3.3 Эволюция двойной системы.

2.3.4 Нейтронные звезды в шаровом скоплении

2.4 Результаты вычислений.

2.4.1 Рентгеновские источники.

2.4.2 Черные дыры.

2.5 Обсуждение и выводы.

3 Гравитационно-волновое излучение от галактических компактных двойных звезд на эллиптических орбитах

3.1 Стационарная функция распределения компактных двойных звезд в галактике.

3.2 ГВ от компактных двойных нейтронных звезд на эллиптических орбитах.

3.3 Широкополосный ГВ-сигнал.

3.3.1 ГВ-сигнал от двойных НЗ при прохождении периастра

3.3.2 Особенности детектирования широкополосных ГВ-сигналов

3.4 Выводы

Данная работа посвящена исследованию эволюции релятивистских двойных звезд в тройных системах и шаровых скоплениях. Актуальность данной тематики в современной астрофизике диктуется быстро возрастающим потоком наблюдательных данных о тесных двойных системах (ТДС) в нашей Галактике и шаровых звездных скоплениях.

Поиск черных дыр является фундаментальной научной проблемой современной астрономии. В пионерских работах Зельдовича (1964), Зельдовича и Гусейнова (1966) было показано, что наиболее значительные наблюдательные проявления черные дыры должны иметь в тесных двойных звездных системах в процессе аккреции вещества на тяготеющий центр. К настоящему времени успехи рентгеновской астрономии привели к открытию более десятка кандидатов в черные дыры. В большинстве случаев оптическим компонентом в этих системах являются маломассивные звезды позднего спектрального класса. Попытки объяснить происхождение таких систем в рамках стандартной теории эволюции двойных звезд сталкиваются с рядом серьезных трудностей. Требуется специальная "тонкая настройка"параметров и начальных условий в двойной для ее эволюции в маломассивную рентгеновскую новую.

В работе Игглетона и Вербанта (1986) был предложен сценарий образования маломассивных рентгеновских новых с черными дырами из тройных систем. В первой части работы методом популяционного синтеза исследуется возможность образования маломассивных рентгеновских двойных с черными дырами из двойных и иерархических тройных систем.

Наиболее яркие наблюдательные проявления эволюции ТДС в шаровых скоплениях связаны с миллисекундными пульсарами и маломассивными рентгеновскими источниками, наблюдаемыми в основном в виде рентгеновских барстеров в шаровых скоплениях. Новые возможности рентгеновской астрономии последних лет, связанные в частности с наблюдениями рентгеновских источников с помощью обсерватории Chandra с оптической позиционной точностью, привели к открытию десятков новых источников в шаровых скоплениях в нашей и других галактиках (Гриндлей и др. 2001). Тем самым открывается новая возможность понимания физических процессов образования и эволюции двойных систем в плотных звездных скоплениях путем сопоставления данных о миллисекундных пульсарах с новыми результатами рентгеновских наблюдений.

Хотя качественная сторона влияния динамических в шаровых скоплениях процессов на эволюцию звезд ясна (см. например Бисноватый-Коган 1990; Давиде 1992; Сигурдссон, Финней, 1993), количественные расчеты с учетом эволюции как звезд в двойных системах, так и влияния пролетов окружающих звезд пока малочисленны. Таким образом, актуальной стала задача о расчете совместной эволюции двойных звезд с учетом динамических эффектов в шаровых скоплениях.

Приближается ввод в строй первых широкополосных лазерных интерферометров (LIGO, VIRGO, GEO-600), космического интерферометра LISA (Бен-дер и др. 2000). Двойные релятивистские звезды в нашей Галактике, общепризнанно являются наиболее перспективными источниками гравитационных волн (ГВ), потенциально обнаружимыми в ближайшем будущем в современных гравитационно-волновых экспериментах.

ГВ излучение от ТДС можно рассматривать как дополнительный шум, препятствующий обнаружению сигнала от других астрофизических источников (Грищук и др. 2001). Поэтому становится актуальным вопрос, не смогут ли многочисленные гармоники орбитальной частоты, на которых происходит излучение гравитационных волн от двойных систем на некруговых орбитах, "засорить"наиболее привлекательный для детектирования вышеуказанных космологических фонов диапазон LISA 1-100 мГц.

Целью настоящей работы было: (а) изучение возможности образования маломассивных рентгеновских двойных с черными дырами из двойных и иерархических тройных систем, (б) исследование эволюции релятивистских двойных систем в плотных звездных системах - шаровых скоплениях и (в) исследовании стохастического гравитационно - волнового фона от сливающихся двойных нейтронных звезд на некруговых орбитах.

Научная новизна

1. Впервые методом популяционного синтеза исследуется возможность образования маломассивных рентгеновских двойных с черными дырам из иерархических тройных систем.

2. Впервые методом популяционного синтеза произведен расчет эволюции двойных систем в шаровых скоплениях с учетом динамического взаимодействия со звездами фона. При этом учитывается звездная эволюция как двойных так и окружающих одиночных звезд фона, а также эволюция шарового скопления.

3. Получена начальная функция распределения двойных нейтронных звезд по орбитальным параметрам после второй вспышки сверхновой. По начальной функции распределения построена стационарная функция распределения для двойных нейтронных звезд, сливающихся за счет гравитационного излучения за время, меньше хабловского.

4. Рассчитан фон стохастического ГВ излучения от двойных нейтронных звезд на эллиптических орбитах в нашей Галактике.

Практическая ценность

Получена оценка ряда параметров (эффективность общей оболочки, величины дополнительной скорости при асимметричной вспышке сверхновой), при которых становится возможным образование маломассивных рентгеновских новых с черными дырами из тройных систем. Показано, что образование маломассивных рентгеновских новых с черными дырами из двойных систем, при реалистичных начальных функциях распределения двойных систем по отношению масс компонент, оказывается крайне неэффективным. Методом популяционного синтеза произведен расчет эволюции двойных систем в шаровых скоплениях с детальным учетом звездной эволюции как двойных так и окружающих одиночных звезд фона и эволюции шарового скопления. Оценены частоты, на которых существует возможность обнаружения детектором LISA широкополосного импульсного излучения от двойных систем при прохождении периастра.

ГВ излучение от ТДС можно рассматривать как дополнительный шум, препятствующий обнаружению сигнала от других астрофизических источников. Определена критическая частота, начиная с которой стохастический ГВ фон от галактических двойных систем перестает препятствовать обнаружению возможного реликтового фона ГВ.

Личный вклад автора

Многие результаты, вошедшие в диссертацию, опубликованы в работах коллектива авторов. Во всех совместных публикациях автор участвовал на равноправной основе на всех этапах работы. В задаче о происхождении маломассивных рентгеновских новых из тройных систем автором была модернизирована существующая программа "Машина Сценариев" (Липунов и др. 1996) на случай эволюции иерархических тройных систем. Для расчета эволюции двойных звезд в плотных звездных системах (шаровых скоплениях) автором был написан пакет программ для учета влияния динамических эффектов взаимодействия двойных и одиночных звезд (изменение орбитальных параметров двойной системы, обмен звездами при тесных сближениях, разрушение двойных систем, образование двойных звезд путем приливного захвата).

Апробация

Основные результаты, включенные в диссертацию, докладывались на международных конференциях "Астрофизика Высоких Энергий сегодня и завтра" (НЕА-2001), ИКИ, Москва (2001); "Космион-2000" (Москва); Joint European and National Astronomical Meeting, Москва (2000); на международной конференции "20th Texas Symposium of Relativistic Astrophysics" (Остин, Техас, США, 2000); конференции "Физика нейтронных звезд", Санкт-Петербург, ФТИ им. Иоффе (1999, 2001); всероссийской конференции "Астрофизика на рубеже веков ", Пущино (1999).

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Полный объем диссертации - 128 страниц; в ней содержится 28 рисунков. Список литературы насчитывает 112 наименований.

3.4 Выводы

В третьей главе анализируется ГВ-излучение от компактных двойных систем на эллиптических орбитах в нашей Галактике. Рассмотрено излучение от отдельных систем, которые можно будет зарегистрировать космическим интерферометром LISA, и стохастический фон образованный целой популяцией компактных двойных систем.

Большое число источников излучающих на различных гармониках образует стохастический фон гравитационных волн в области частот 10~5—10~3 Гц. Определяющим астрофизический шум на детекторе в этом интервале частот будет стохастический фон от галактических сливающихся белых карликов на круговых орбитах, уровень фона от других популяций двойных звезд будет меньше (см. рисунок 3.8). Однако на частотах порядка щт ~ 1 мГц возможно обнаружение стохастического фона от наиболее характерного представителя двойных систем на некруговых орбитах - двойных нейтронных звезд. Стохастический фон от систем массивный БК+НЗ будет также ниже уровня фона от двойных БК и на частотах и < 10~3 Гц практически не будет отличаться от фона двойных нейтронных звезд. Предельная частота фона образованного такими системами Рцт ~ (4 + 6) х 10~3 Гц. Таким образом, стохастический фон от систем БК+НЗ может проявиться на детекторе, только как малая составляющая общего астрофизического фона. На частотах больше предельной возможна регистрация гравитационных волн от отдельных систем и стохастических фонов другой, например, космологической, природы. Уровень внегалактического фона от двойных нейтронных звезд и систем БК+НЗ ниже предполагаемой кривой чувствительности детектора LISA, и его невозможно будет детектировать даже на частотах выше предельной частоты Рцт.

Широкополосные импульсы от двойных компактных звезд на эллиптических орбитах можно зарегистрировать на частотах Ю-3 — Ю-1 Гц. Такие импульсы излучаются при пролете звездой периастра орбиты. Показано, что число двойных нейтронных звезд в Галактике, излучение в периастре от которых дает такие импульсы при отношении сигнала к шуму S/N > 5\/5 оказывается порядка 7. При уменьшении порога детектирования до S/N > 5 число двойных систем увеличивается до 15. Сигнал от каждой системы представляет собой последовательность широких импульсов равной амплитуды. Наиболее вероятная ширина импульса около 100 с, а период повторения импульсов (орбитальный период двойной НЗ) -около 1000 с. Системы типа массивный БК+молодая НЗ имеют в целом меньший эксцентриситет, и вероятность обнаружить хотя бы один подобный импульс от этих систем за один год наблюдении при отношении сигнала к шуму S/N > оказывается порядка 0.2, а при S/N > 5 увеличивается до ~ 0.7. Наиболее вероятная ширина импульса около 300 с, а период повторения импульсов - около 1000 с. Учет двойных систем с черными дырами приведет к увеличению числа источников, однако оно будет незначительным, из-за малого числа таких систем в Галактике.

Основной эффект эллиптичности орбиты - излучение ГВ не на одной, а сразу на нескольких гармониках, что. приводит к увеличению предельной частоты и перераспределению излучаемой двойными системами энергии по частотам. В случае излучения широкополосных импульсов системами на некруговых орбитах оказывается важным, что большая часть энергии высвечивается за время значительно меньше орбитального периода, на частотах больших орбитальной. eccentricity,е eccentricity,e eccentricity,e

Рис. 3.11: Верхняя панель: полярный угол ф эллиптической орбиты, внутри которого излучается 99% (UI < 099) и 90% (\ф\ < фдо) энергии ГВ при прохождении периастра, как функция эксцентриситета е. Средняя панель: длительность излучения 799 и тдо в единицах орбитального периода Р, как и функция е. Нижняя панель: Изменения средней амплитуды к(ф)/ктах в граничных точках орбиты </>99 и ф§о в зависимости от е.

Рис. 3.12: Распределение двойных НЗ, от которых сигнал в периастре превосходит уровень фона в 5V5 и 5 раз, по длительности импульса 799 (пунктирные линии) и орбитальным перио-дам(сплошные линии). Использована стационарная функция распределения, интеграл от которой для s/n > 5-ч/5 (нижние кривые) равен ~ 7, а для s/n > 5 (верхние кривые) ~ 15.

Заключение

Результаты выносимые на защиту Суммируем основные результаты, полученные в диссертации

1. Методом популяционного синтеза проанализирована возможность образования маломассивных рентгеновских двойных с черными дырам из иерархических тройных систем. Показано, что динамическая устойчивость тройных систем автоматически обеспечивает образование только маломассивных рентгеновских новых. Показано, что образование маломассивных рентгеновских новых с черными дырами из двойных систем, при реалистичных начальных функциях распределения двойных систем по отношению масс компонент, оказывается крайне неэффективным.

2. Методом популяционного синтеза произведен расчет и анализ эволюции распределений двойных систем с релятивистскими компонентами по параметрам и эволюционным стадиям в шаровых скоплениях. Показано, что для объяснения наблюдаемого (относительно большого) числа рентгеновских источников и миллисекундных пульсаров необходимо, чтобы доля нейтронных звезд, не покидающих шаровое скопление fret составляла fret ~ 10% от полного числа образующихся нейтронных звезд.

3. Построена стационарная функция распределения для двойных нейтронных звезд, сливающихся за счет гравитационного излучения за время, меньше хабловского при реалистических параметрах их образования. Рассчитан фон стохастического ГВ излучения от двойных нейтронных звезд на эллиптических орбитах в нашей Галактике. Большое число источников излучающих на различных гармониках образует стохастический фон гравитационных волн в области частот Ю-5 — Ю-3 Гц. Определяющим астрофизический шум на детекторе в этом интервале частот будет стохастический фон от галактических сливающихся белых карликов на круговых орбитах, уровень фона от других популяций двойных звезд будет меньше. Однако на частотах больше предельной ицт ~ 1 мГц возможна регистрация гравитационных волн от отдельных систем и стохастических фонов другой, например, космологической, природы.

4. Показано, что широкополосные импульсы от двойных компактных звезд на эллиптических орбитах можно зарегистрировать на частотах 10~3 — Ю-1 Гц. Такие импульсы излучаются при пролете звездой периастра орбиты. Число двойных нейтронных звезд в Галактике, излучение в пе-риастре от которых дает такие импульсы при отношении сигнала к шуму S/N > 5 а/5 оказывается порядка 7. Сигнал от каждой системы представляет собой последовательность широких импульсов равной амплитуды. Наиболее вероятная ширина импульса около 100 с, а период повторения импульсов (орбитальный период двойной НЗ) -около 1000 с.

В заключение хочу выразить признательность своему научному руководителю проф. К.А. Постнову за постановку задач, руководство и внимание к моей работе. Хочу поблагодарить С.Б Попова, всегда помогавшему в решении возникающих проблем, М.Е. Прохорова, высказавшего много полезных замечаний по тексту диссертации, Г.В. Липунову и В.Б. Игнатьева за помощь в оформлении рисунков, а также других коллег из отдела Релятивистской Астрофизики ГАИШ, за интересные идеи, совместную работу, многочисленные полезные советы, и за плодотворные дискуссии. Также хочу поблагодарить моих друзей, которые помогали мне в трудные минуты.

1. Абт, Леей (Abt Н., Levy, S.G.)// Astrophys. J. Supplement, 1976, V.36, P.241

2. Абт (Abt H.)// Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1983, V.21, P. 343

3. Аллен (Allen C.W.)// Astrophysical Quantities, 1973, Athlone Press, London.

4. Анджелини и др. (Angelini, L., Loewenstein, M., and Mushotzky, R. F.) 11 Astrophys. J. Lett., 2001, 557, L35-L38

5. Арзуманян и др. (Arzoumanian Z., Chernoff D.F., Cordes J.M.)// ApJ, 2001, in press (astro-ph/0106159)

6. Барков M., Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А.// Астон. журн., 2001, 45, 230В

7. Бендер и др. (Bender, P. L., Hils, D., Webbink, R. F.)// ApJ, 1990, v.360, p.75

8. Бендер и др. (Bender, P. L., Hils, D.)// Class. Quantum. Grav., 1997, 14, 1439

9. Бисноватый-Коган Г.С. // Астрофизика, 1990, V.32, N.2, C.176

10. Бисноватый-Коган Г.С., Романова М.М. // Астрон. журн. 1983, Т. 60, С.900

11. Блаау A. (Blaauw A.)// Bull. Astron. Inst. Netherlands, 1961, 15, 265

12. Бранд и др. (Brandt N., Podsiadlowski Ph., Sigurdsson S.)// MNRAS, 1995, V.277, P.L35.

13. Браун и др. (Brown G.E., Lee C.H., Portegies Zwart S.F., Bethe H.A.)// ApJ, 2001, v.547, p.345

14. Буитраго и др. (Buitrago J., Moreno-Garrido C., Mediavilla E.)// MNRAS, 1994,v.268, p.841

15. Булик и др. (Bulik Т., Belczynski К., Zbijewski W.)// MNRAS, 1999, v.309, p.629B

16. Бхаттачария, ван де Хевел (Bhattacharya D., van den Heuvel E.P.J.)// Physics Rep., 1991, V.203, P.l

17. Ванбеверен и др. (Vanbeveren D., de Donder E., van Bever J., van Rens-bergen W., de Loore C.)// New Astronomy, 1998, V.3, P.443

18. Веббник (Webbink R.F.)//Astrophys. J., 1984, V.277, P.355

19. Веккио (Vecchio A.)// Class. Quantum. Grav., 1997, 14, 14312Ц Вусли и др. (Woosley, S.E., Weaver, Thomas A.)// Astrophys. J. Supplement, 1995, V.101, P.18

20. Грейнер (Greiner, J., Murray, S. S., and Primini, F. A.)// 2001, astro-ph/0106254.

21. Гриндлей и др. (Grindlay, J., Edmonds, P., Murray, S.)// 2001, Science 292, 2290

22. Грищук Л.П., Липуное В.М., Постное К.А., Прохоров М.Е., Сатья-пракаш Б. (Grishchuk L. P., Lipunov V. М., Postnov К. A., Prokhorov М. Е., Sathyaprakash В. S.)// УФН, 2001, т.171, с.З

23. Гудман (Goodman J.)// ApJ, 1987, v.313, p.576

24. Давис и dp, (Davies M.B., Benz W., Hills J.G)// ApJ, 1992, v.424, p.870

25. Зельдович Я.Б.// ДАН СССР, 1964, T.155, C.67

26. Зельдович Я.Б., Гусейнов О.Х.// Астрон. журн., 1966, Т.43, С.313

27. Зельдович Я. Б. и Новиков И. Д.// Релятивистская астрофизика, издательство «Наука», 1967 г.

28. Ибен и Тутуков (Iben I., Tutukov, A.V.)// 1984, ApJS, 54, 335

29. Ибен u Тутуков (Iben I. Jr., Tutukov A. V.)// Astrophys. J., 1997, v.511, p.32,

30. Игглтон (Eggleton P. P.)//ApJ, 1983, v.268, p.368

31. Игглетон u Вербант (Eggleton P.P, Verbunt F.)//MNRAS, 1986, V.220, P.13

32. Игглетон u Киселева (Eggleton P.P, Kiseleva L.G.)// ApJ, 1995, v.455, p. 640

33. Калогера (Kalogera V.)// ApJ, 1999, v.521, p.723

34. Ким, Ли (Kim, S. S., Lee, H. M.)// A&A, 1999, 347, 123

35. Ким, JIu, Гудман (Kim, S.S., Lee, H.M., Goodman, J.)// ApJ, 1998, v.495, p.786

36. Кинг (King I.R.)// Astron. J., 1966, 71, 64,

37. Киселева, Игглетон, Миккола (Kiseleva L.G., Eggleton, P. P., Mikkola, S.)// MNRAS, 1998, v.300, p.292

38. Косенко и Постное (Kosenko D.I., Postnov К.A) // Astron. Astrophys., 1998, v.336, p.786-790,

39. Ландау Л.Д.// ДАН СССР 1937, Т. 17, С.301

40. Ландау Л. Д. и Лифшиц Е. М./ Теория Поля. Издательство «Наука», Москва, 1973

41. Лайн и Лоример (Lyne A.G., Lorimer D.R.)//Nature, 1994, v.369, p.127

42. Ли и др. (Lee H., Ostriker J.)// ApJ, 1986, v.213, p.183

43. Ли и др. (Lee H. M., Ostriker J. P.)// ApJ, 1993, v.409, p.617

44. Ливио и Сокер (Livio M., Soker N.)// ApJ, 1988, v.329, p.764

45. Линкольн и др. (Linkoln С. W., Will С. M.)// Phys. Rev. D, 1990, 42, 4, 1123

46. Липунов и др. (Lipunov V.M., Postnov К.A., Prohorov M.E.)// Astron. and Astrophys., 1995, v.298, p.677

47. Липунов и др. (Lipunov V. M., Postnov К. A., Prokhorov M. E.)// Astrophys. Space Phys. Rev. 1996, v.9, p.l

48. Липунов и др. (Lipunov V. M., Postnov К. A., Prokhorov M. E.)// MN-RAS, 1997, v.288, p.245

49. Малков О.Ю.// Двойные звезды. Сборник научных трудов, 1997, Москва, Космосинформ, с. 162

50. Марчант и Шапиро (Marchant А.В., Shapiro S.L.)// ApJ, 1979, v.234, p.317

51. Мейлан, Хегге (Meylan, G., Heggie, D. C.)// Astron. Astrophys. Rev., 1997, 8, 1-143

52. Мейлан и др. (Meylan et al.)// AJ, 2001, v.122, p.830

53. Миккола (Mikkola S.)//MNRAS, 1984, v.208, p.75

54. Мироновский В. #.// SvA, 1965, 9, 752

55. Морено-Гарридо и др. (Moreno-Garrido С., Mediavilla Е. and Buitrago J.)// MNRAS, 1995, v.274, p.115

56. Науенберг М. (Nauenberg)// ApJ, 1972, v. 175, p.417

57. Нелеманс и др. (Nelemans G., Tauris T.M., van de Heuvel E.P.J.)// As-tron. and Astrophys., 1999, v.352, p.L87-L90

58. Нелеманс и др. (Nelemans G., Yungelson L. R., Portegies Zwart S. F.)// Astron. Astrophys. 2001, v.375, p.890 (astro-ph/0105221)

59. Пачински (Paczynski В.)// ln:Structure and Evolution of Close Binary Systems. 1976, IAUM Symp.No.73, eds Eggleton P., Mitton S., Whelan J., Reidel, Dordrecht, Holland, p.75

60. Пиерро и Пинто (Pierro V., Pinto I. M.)//ApJ, 1996, v.469, p.272

61. Питерз и Мэтъюз (Peters P. S., Mathews J.)//Phys. Rev., 1963, v.131, p.435

62. Подсиадловски и др. (Podsiadlowski Ph., Cannon R.C., Rees M.J.)// MN-RAS, 1995, v.274. p.485

63. Попова Е.И, Тутуков А.В., Юнгелъсон JI.P.// 1988, (IAU, Colloquium on Wide Components in Double and Multiple Stars, 97th, Brussels, Belgium, June 8-13, 1987) Astrophysics and Space Science (ISSN 0004-640X), vol. 142, no. 1-2, p. 245-254. V.88. P.55.

64. Портегис Цварт и Макмиллап (Portegies Zwart S. F., McMillan, S.)// Astrophys. J. Lett., 2000, 528, L17

65. Портегис Цварт и Юнгелъсон (Portegies Zwart S. F., Yungelson L. R.)// Astron. Astrophys. 1998, v.332, p. 173

66. Портегис Цварт и Юнгелъсон (Portegies Zwart S. F., Yungelson L. R.)// MNRAS, 1999, v.309, p.26

67. Постнов К.А. и Прохоров M.E. // Письма в Астрой. Журнал, 1997, т.23, с.503

68. Постнов К.А. и Прохоров M.E. (Postnov К.A., Prokhorov M.E.) // ApJ, 1998, v.494, p.674-679

69. Прохоров М.Е. и Постное К.А.//Письма в Астрой. Журнал, 2001, т.45, с.517-526.

70. Пфахл и др. (Eric Pfahl, Saul Rappaport, Philipp Podsiadlowski)// in press astro-ph/0106141

71. Саффер, JIueuo и Юнгелъсон (Saffer, R.A., Livio M., Yungelson L.R.)// Ар J, 1998, v.502, p.394

72. Сигурдссон, Финней (Sigurdsson, S., and Phinney, E. S.)// Astrophys. J. Suppl. Ser., 1995, v.99, p.609-635

73. Сигурдссон, Финней (Siguerdsson S.,Phinney E.S.)// ApJ, 1993, v.415, p.631

74. Спитцер (Spitzer L.)// ApJ, 1969, v.158, p.139

75. Спитцер (Spitzer Jr.L.)// 1987, Dynamical Evolution of Globular Clusters, Princeton University Press, Princeton (Имеется перевод Спитцер JI.,мл. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., Мир, 1990.'

76. Стефано и др. (Di Stefano, R., Kong, А. К. H., Garcia, M. R., Barmby, P.,Greiner, J., Murray, S. S., and Primini, F. A.,)// 2001, in press astro-ph/0106254

77. Уайт и др. (White N.E., van Paradijs J.)// ApJ, 1996, v.473, p.25

78. Танака (Tanaka Y.)// in Ginga Memo. Symp., 1992, ed. F. Makino k F. Nagase (Sagamihara ISAS) p. 19

79. Танака и Шибазаки (Tanaka Y., Shibazaki N.)// Astron. and Astrophys., 1996, v.34, p.607

80. Taypuc и Сеннелс (Tauris T.M., Sennels T.)//Astron. Astrophys., 2000, v.355, p.236

81. Taypuc и Ван ден Хевел (Tauris Т.М., van de Heuvel E.P.J.)// 2000. in press (astro-ph/0001015)

82. Тэйлор и др. (Taylor J.H., Manchester R.N., Lyne A.G.)// Astrophys. J. Supplement, 1993, v.88, p.529

83. Тэйлор и Вайсберг (Taylor J. H., Weisberg J. M.)// ApJ, 1989, v.345, p.434

84. Торн (Thorne K. S.) //in Three Hundred Yaers of Gravitation (Eds. ■ S. W. Hawking, W. Israel) (Cambridge: Cambridge Univ. Press,1987) p.330

85. Торн, Житкова (Thorne K.S., Zytkow A.N.)// ApJ, 1975, v.199, p.19

86. Торн, Житкова (Thorne K.S., Zytkow A.N.)// ApJ, 1977, v.212, p.832

87. Трудолюбов С.П.// Кандидатская диссертация, 1999

88. Тутуков А.В., Черепащук A.M.// Астрон. журн. 1997. Т.74. С.407.

89. Фраер и др. (Fryer C.L., Benz W., Herant M.)// ApJ, 1996, v.460, p.801

90. Хале (Hulse R.A.)// Успехи Физических Наук т. 164, н. 7, стр. 743- 756. Нобелевская лекция по физике -1993.

91. Хат (Hut P.)// ApJ, 1983, v.268, р.342

92. Хат (Hut, P.)// ApJ, 1993, v.403, р.256

93. Хегге (Heggie D.C.)//MNRAS, 1975, v.173, р.729

94. Хегге и Хат ( Heggie, D.C., Hut, P.) //ApJS, 1993, v.85, p.347

95. Хегге и Pacuo (Heggie, D.C., Rasio, FA.)// MNRAS, 1996, v.282, p.1064

96. Хегге и др. (Heggie, D.C., Hut, P, McMillan, S.L.W.) //ApJ, 1996, v.467, p.359

97. Хеллингс (Hellings R.W.)// 2001, gr-qc/0110052

98. Хиллс (Hills J.)// AJ, 1975, v.80, p.808

99. Чандрасекар (Chandrasekhar S.)// ApJ, 1931, v.74, p.81

100. Чей и др. (Chen W., Shrader, С. R., Livio, М.)// ApJ, 1997, v.491, р.312

101. Черепащук A.M.// Усп. физ. наук, 1996, т.39, с.759

102. Черепащук A.M.// Space Science Reviews, 2000, v. 93, Issue 3/4, p.473

103. Шакура Н.И.// Астрон. журн., 1972, т.49, с.921

104. Шакура Н.И., Сюняев Р.А.// Astron. and Astrophys., 1973, v.24, p.337

105. Шапиро, Марчант (Shapiro S.L., Marchant A.B.)// ApJ, 1978, 225, 603; см. приложение.

106. Шкловский С.И.// ApJ, 1970, v.159. p.77

107. Шнайдер и др. (Schneider, R., Ferrari, V., Matarrese, S., Portegies Zwart, S. F.) // MNRAS, 2001, 324, 797

108. Эванс (Evans D.S.)// Q.J1 R.astr.Soc, 1968, v.9, p.388

109. Энон (Henon M.)// Annales d'Astroph., 1961, 24, 369

110. Ягр (de Jager C.)// The Brightness Stars. 1980. Reidel, Dordrecht.