Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Рентге нівська нова рентгенівська новоподібна англ Soft X ray transient SXT м яка рентгенівська тимчасова короткоперіоди

Рентгенівська нова

Рентгенівська нова

Рентге́нівська нова́ (рентгенівська новоподібна, англ. Soft X-ray transient, SXT — м'яка рентгенівська тимчасова) — короткоперіодична маломасивна рентгенівська подвійна зоря з орбітальним періодом декілька годин. Інтенсивність рентгенівського випромінювання під час рідкісного спалаху зростає у 100—10 000 000 разів (відносно інтенсивності у фазі спокою) протягом днів або тижнів. Одночасно зі зростанням рентгенівського випромінювання, зростає й видима світність на 6—10 видимих зоряних величин. 

Характеристики

У фазі спокою рентгенівська світність перебуває в межах 1030 — 1032ерг/с; у цій фазі мінімуму подвійна зоря перебуває понад 95 % часу. Однак деколи протягом днів чи тижнів рентгенівська світність зростає до величини 1036—1039 ерг/с і цей спалах триває від місяців до років. На початку спалаху домінує жорстке рентгенівське випромінювання, а в міру його перебігу воно стає все м'якішим. Одночасно зі зростанням та зменшенням рентгенівської світності, змінюється й видима світність на величину від 6 до 10 зоряних величин. Оскільки вигляд кривої світності схожий на криву нової зорі, а під час спалаху на рентгенівських хвилях випромінюється приблизно у тисячу разів більше енергії, ніж у видимих хвилях, такі спалахи отримали назву «рентгенівських нових».

Під час спалаху у видимому спектрі домінують лінії емісії, а у мінімумі спектр відповідає пізній зорі головної послідовності або субгіганту зі спектральним класом K або M. У подвійних зоряних системах на мінімумі спостерігаються дуже високі променеві швидкості (до 800 км/с) та орбітальні періоди від годин до днів. Це вказує на дуже велику масу невидимого супутника системи, який має бути нейтронною зорею або чорною дірою. На інфрачервоних хвилях домінує випромінювання зорі-донора. У мінімумі світність змінюється залежно від фази орбітального періоду й спричинена еліпсоїдальною зміною світності. Сильна деформація невиродженої зорі-донора також підтверджує велику масу головного тіла системи. Деякі рентгенівські нові вважаються найкраще підтвердженими кандидатами в чорні діри зоряної маси, оскільки маса невидимого супутника суттєво перевищує три маси Сонця.

Видиме випромінювання в максимумі (під час спалаху) імовірно походить із двох джерел. По-перше, від речовини, яка нагрівається рентгенівським випромінюванням і починає випромінювати в ультрафіолеті та на видимих хвилях. По-друге, під час спалаху світність у видимому діапазоні починає зростати прямо перед зростанням рентгенівського — зростання світності здається починається з видимого діапазону й поширюється на ультрафіолетовий та рентгенівський діапазон. При цьому також спостерігається короткострокова змінність у видимому та ультрафіолетовому діапазоні протягом декількох секунд, яка отримала назву «мерехтіння» (англ. Flickering). Припускається, що мерехтіння зумовлене акрецією з внутрішньої межі акреційного диску на вироджену зорю-акретор.

Спалахи повторюються з періодичністю в десятиріччя (оскільки відсутні тривалі історичні періоди спостереження рентгенівського випромінювання, ці припущення зроблено на підставі старого моніторингу видимого неба). Це вказує на те, що спалахи не змінюють драматично такі рентгенівські подвійні. Під час та після спалахів у деяких рентгенівських нових спостерігаються «супергорби» (англ. Superhumps). Періоди таких модуляцій кривої світності відрізняються на декілька відсотків від орбітального періоду та є наслідком прецесії акреційного диску.

Під час спалахів рентгенівських нових може фіксуватися радіовипромінювання, коли у деяких ренгенівських новоподібних на високій роздільній здатності можна бачити джети як у мікроквазарів. Джети завжди утворюються та рухаються одночасно зі спалахом, а у фазі мінімуму не активні.

У діапазоні м'яких рентгенівських хвиль під час спалаху можуть спостерігатися квазіперіодичні осциляції (QPO). Ці осциляції типові для рентгенівських подвійних і показують у спектрі яскраві максимуми з підвищеною інтенсивністю. Кандидати в чорні діри не показують осциляцій вище 100 Герц, а ідентифіковані нейтронні зорі мають осциляції до тисяч Герц. QPO ймовірно виникають на внутрішній межі акреційного диску або поблизу неї.

У рентгенівських нових не спостерігалася змінність внаслідок затемнення, спричинену проходженням червоного карлика. Оскільки рентгенівське випромінювання та більша частина видимої світності утворюються безпосередньо біля компактного об'єкта, то відсутність такої змінності дозволяє зробити висновок, що акреційний диск є дуже товстим. Тому, імовірно, у таких системах із малим нахилом орбіти електромагнітне випромінювання повністю поглинається акреційним диском і для спостерігача вони не виглядають рентгенівськими новими.

У фазах спокою деякі рентгенівські нові показують обмежену змінність рентгенівського випромінювання, коли протягом декількох годин або днів рентгенівська світність може зрости до величин до 1034 ерг/с, а потім зменшитись до нормальних величин фази спокою. Ці випадки отримали назву «акреційні спалахи», оскільки навіть у фазі спокою може деколи відбуватись випадання речовини на нейтронну зорю.

Механізм спалахів

Ренгенівські новоподібні є подвійними зорями, що складаються з зорі-донора, яка заповнила Roche-Volumen та передає речовину через точку Лагранжа L1 на компактний супутник — нейтронну зорю чи чорну діру. Внаслідок збереження обертального моменту навколо компактної зірки утворюється акреційний диск, в якому плазма через внутрішнє тертя поступово втрачає енергію й падає на компактну зорю. У фазі спокою зоря-донор віддає до акреційного диску від 10−12 до 10−10мас Сонця на рік, а під час спалаху — до 10−8 мас Сонця на рік. Змінність коефіцієнту акреції речовини компактною зорею пояснюється зміною в'язкості у акреційному диску внаслідок бі-стабільності . Тому спалахи рентгенівської нової є аналогом спалахів карликових нових (електромагнітне випромінювання яких однак переважно зосереджено у видимій частині спектру). Оскільки у рентгенівських нових компактним об'єктом є нейтронна зоря або чорна діра, вони мають глибший гравітаційний потенціал ніж карликові нові, де компактним об'єктом є білий карлик, електромагнітне випромінювання має коротшу довжину хвиль і лежить переважно в рентгенівському діапазоні. Існує також альтернативна гіпотеза, що нестабільність закладена у коефіцієнті швидкості перенесення маси від зорі-супутника.

Утворення

Середня відстань між компактним об'єктом та зорею-донором у таких системах становить близько десяти сонячних радіусів. Імовірно, це менше, ніж радіус зорі-попередника компактного супутника, що спалахнула як наднова, і більшість авторів припускають сценарій спільної оболонки. У цьому сценарії зоря-попередник розширилась настільки, що зоря-супутник занурилась у її атмосферу й за рахунок тертя між двома зорями скоротилась у об'ємі. Однак розподіл мас у рентгенівських нових не відповідає результатам моделювання. Розрахунки припускають, що маломасивна зоря-супутник здебільшого зливається з червоними гігантами, а масивніші зорі переживають фазу спільної оболонки. Проте більшість виявлених супутників компактних об'єктів є червоними карликами спектральних класів K або M.

Застосування терміну

Оскільки стандартні нові зорі на пізніх фазах теж випромінюють у рентгені, в англійській мові запроваджено термін англ. Soft X-ray Transient («м'яка рентгенівська тимчасова»). У звичайних нових рентгенівське випромінювання є прямим наслідком горіння водню на поверхні білого карлика, тоді як у рентгенівських нових воно утворюється в акреційному диску чи в ударному фронті поблизу нейтронної зорі.

Приклади

  • H 1705—250 = нова Змієносця 1977 = V2107 Oph
  • Нова Мухи 1991 = GU Mus
  • Aql X-1
  • = нова Єдинорога 1975 = V 616 Mon (кандидат на звання найближчої до Землі чорної діри)

Примітки

  1. Рентгенівські новоподібні // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 401. — .
  2. Y. J. Yang, A. K. H. Kong, D. M. Russell, F. Lewis, R. Wijnands: Quiescent X-Ray/Optical Counterparts of the Black Hole Transient H 1705–250. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1210.2417).
  3. Juthika Khargharia et al.: The Mass of the Black Hole in XTE J1118+480. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1211.2786).
  4. Laura Kreidberg et al.: MASS MEASUREMENTS OF BLACK HOLES IN X-RAY TRANSIENTS: IS THERE A MASS GAP?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1205.1805).
  5. Ling Zhu, Rosanne Di Stefano, Lukasz Wyrzykowski: Results from Long-Term Optical Monitoring of the Soft X-Ray Transient SAX J1810.8-2609. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1210.7570).
  6. R. Farinelli et al.: Spectral evolution of the X-ray nova XTE J1859+226 during its outburst observed by BeppoSAX and RXTE. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1211.1270).
  7. D.E. Calvelo et al.: Doppler and modulation tomography of XTE J1118+480 in quiescence. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009 (arXiv:0905.1491).
  8. M. Cadolle Bel et al.: Detailed Radio to Soft gamma-ray Studies of the 2005 Outburst of the New X-ray Transient XTE J1818−245. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009 (arXiv:0903.4714).
  9. J. M. Corral-Santana et al.: A Black Hole Nova Obscured by an Inner Disk Torus. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013 (arXiv:1303.0034v1).
  10. Rudy Wijnands, Nathalie Degenaar: A low-level accretion flare during the quiescent state of the neutron-star X-ray transient SAX J1750.8-2900. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013 (arXiv:1305.3091v1).
  11. V. F. Suleimanov, G.V. Lipunova, N. I. Shakura: Modeling of non-stationary accretion disks in X-ray novae A0620−00 and GRS 1124−68 during outburst. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2008 (arXiv:0805.1001).
  12. G. V. Lipunova, N.I.Shakura: Non-Steady State Accretion Disks in X-Ray Novae: Outburst Models for Nova Monocerotis 1975 and Nova Muscae 1991. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009 (arXiv:0905.2515).
  13. Grzegorz Wiktorowicz, Krzysztof Belczynski, Thomas J. Maccarone: Black Hole X-ray Transients: The Formation Puzzle. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013 (arXiv:1312.5924v1).
  14. Daniel R. van Rossum: Massive NLTE models for X-ray novae with PHOENIX. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1208.0846).

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Rentge nivska nova rentgenivska novopodibna angl Soft X ray transient SXT m yaka rentgenivska timchasova korotkoperiodichna malomasivna rentgenivska podvijna zorya z orbitalnim periodom dekilka godin Intensivnist rentgenivskogo viprominyuvannya pid chas ridkisnogo spalahu zrostaye u 100 10 000 000 raziv vidnosno intensivnosti u fazi spokoyu protyagom dniv abo tizhniv Odnochasno zi zrostannyam rentgenivskogo viprominyuvannya zrostaye j vidima svitnist na 6 10 vidimih zoryanih velichin HarakteristikiU fazi spokoyu rentgenivska svitnist perebuvaye v mezhah 1030 1032erg s u cij fazi minimumu podvijna zorya perebuvaye ponad 95 chasu Odnak dekoli protyagom dniv chi tizhniv rentgenivska svitnist zrostaye do velichini 1036 1039 erg s i cej spalah trivaye vid misyaciv do rokiv Na pochatku spalahu dominuye zhorstke rentgenivske viprominyuvannya a v miru jogo perebigu vono staye vse m yakishim Odnochasno zi zrostannyam ta zmenshennyam rentgenivskoyi svitnosti zminyuyetsya j vidima svitnist na velichinu vid 6 do 10 zoryanih velichin Oskilki viglyad krivoyi svitnosti shozhij na krivu novoyi zori a pid chas spalahu na rentgenivskih hvilyah viprominyuyetsya priblizno u tisyachu raziv bilshe energiyi nizh u vidimih hvilyah taki spalahi otrimali nazvu rentgenivskih novih Pid chas spalahu u vidimomu spektri dominuyut liniyi emisiyi a u minimumi spektr vidpovidaye piznij zori golovnoyi poslidovnosti abo subgigantu zi spektralnim klasom K abo M U podvijnih zoryanih sistemah na minimumi sposterigayutsya duzhe visoki promenevi shvidkosti do 800 km s ta orbitalni periodi vid godin do dniv Ce vkazuye na duzhe veliku masu nevidimogo suputnika sistemi yakij maye buti nejtronnoyu zoreyu abo chornoyu diroyu Na infrachervonih hvilyah dominuye viprominyuvannya zori donora U minimumi svitnist zminyuyetsya zalezhno vid fazi orbitalnogo periodu j sprichinena elipsoyidalnoyu zminoyu svitnosti Silna deformaciya nevirodzhenoyi zori donora takozh pidtverdzhuye veliku masu golovnogo tila sistemi Deyaki rentgenivski novi vvazhayutsya najkrashe pidtverdzhenimi kandidatami v chorni diri zoryanoyi masi oskilki masa nevidimogo suputnika suttyevo perevishuye tri masi Soncya Vidime viprominyuvannya v maksimumi pid chas spalahu imovirno pohodit iz dvoh dzherel Po pershe vid rechovini yaka nagrivayetsya rentgenivskim viprominyuvannyam i pochinaye viprominyuvati v ultrafioleti ta na vidimih hvilyah Po druge pid chas spalahu svitnist u vidimomu diapazoni pochinaye zrostati pryamo pered zrostannyam rentgenivskogo zrostannya svitnosti zdayetsya pochinayetsya z vidimogo diapazonu j poshiryuyetsya na ultrafioletovij ta rentgenivskij diapazon Pri comu takozh sposterigayetsya korotkostrokova zminnist u vidimomu ta ultrafioletovomu diapazoni protyagom dekilkoh sekund yaka otrimala nazvu merehtinnya angl Flickering Pripuskayetsya sho merehtinnya zumovlene akreciyeyu z vnutrishnoyi mezhi akrecijnogo disku na virodzhenu zoryu akretor Spalahi povtoryuyutsya z periodichnistyu v desyatirichchya oskilki vidsutni trivali istorichni periodi sposterezhennya rentgenivskogo viprominyuvannya ci pripushennya zrobleno na pidstavi starogo monitoringu vidimogo neba Ce vkazuye na te sho spalahi ne zminyuyut dramatichno taki rentgenivski podvijni Pid chas ta pislya spalahiv u deyakih rentgenivskih novih sposterigayutsya supergorbi angl Superhumps Periodi takih modulyacij krivoyi svitnosti vidriznyayutsya na dekilka vidsotkiv vid orbitalnogo periodu ta ye naslidkom precesiyi akrecijnogo disku Pid chas spalahiv rentgenivskih novih mozhe fiksuvatisya radioviprominyuvannya koli u deyakih rengenivskih novopodibnih na visokij rozdilnij zdatnosti mozhna bachiti dzheti yak u mikrokvazariv Dzheti zavzhdi utvoryuyutsya ta ruhayutsya odnochasno zi spalahom a u fazi minimumu ne aktivni U diapazoni m yakih rentgenivskih hvil pid chas spalahu mozhut sposterigatisya kvaziperiodichni oscilyaciyi QPO Ci oscilyaciyi tipovi dlya rentgenivskih podvijnih i pokazuyut u spektri yaskravi maksimumi z pidvishenoyu intensivnistyu Kandidati v chorni diri ne pokazuyut oscilyacij vishe 100 Gerc a identifikovani nejtronni zori mayut oscilyaciyi do tisyach Gerc QPO jmovirno vinikayut na vnutrishnij mezhi akrecijnogo disku abo poblizu neyi U rentgenivskih novih ne sposterigalasya zminnist vnaslidok zatemnennya sprichinenu prohodzhennyam chervonogo karlika Oskilki rentgenivske viprominyuvannya ta bilsha chastina vidimoyi svitnosti utvoryuyutsya bezposeredno bilya kompaktnogo ob yekta to vidsutnist takoyi zminnosti dozvolyaye zrobiti visnovok sho akrecijnij disk ye duzhe tovstim Tomu imovirno u takih sistemah iz malim nahilom orbiti elektromagnitne viprominyuvannya povnistyu poglinayetsya akrecijnim diskom i dlya sposterigacha voni ne viglyadayut rentgenivskimi novimi U fazah spokoyu deyaki rentgenivski novi pokazuyut obmezhenu zminnist rentgenivskogo viprominyuvannya koli protyagom dekilkoh godin abo dniv rentgenivska svitnist mozhe zrosti do velichin do 1034 erg s a potim zmenshitis do normalnih velichin fazi spokoyu Ci vipadki otrimali nazvu akrecijni spalahi oskilki navit u fazi spokoyu mozhe dekoli vidbuvatis vipadannya rechovini na nejtronnu zoryu Mehanizm spalahivRengenivski novopodibni ye podvijnimi zoryami sho skladayutsya z zori donora yaka zapovnila Roche Volumen ta peredaye rechovinu cherez tochku Lagranzha L1 na kompaktnij suputnik nejtronnu zoryu chi chornu diru Vnaslidok zberezhennya obertalnogo momentu navkolo kompaktnoyi zirki utvoryuyetsya akrecijnij disk v yakomu plazma cherez vnutrishnye tertya postupovo vtrachaye energiyu j padaye na kompaktnu zoryu U fazi spokoyu zorya donor viddaye do akrecijnogo disku vid 10 12 do 10 10mas Soncya na rik a pid chas spalahu do 10 8 mas Soncya na rik Zminnist koeficiyentu akreciyi rechovini kompaktnoyu zoreyu poyasnyuyetsya zminoyu v yazkosti u akrecijnomu disku vnaslidok bi stabilnosti Tomu spalahi rentgenivskoyi novoyi ye analogom spalahiv karlikovih novih elektromagnitne viprominyuvannya yakih odnak perevazhno zoseredzheno u vidimij chastini spektru Oskilki u rentgenivskih novih kompaktnim ob yektom ye nejtronna zorya abo chorna dira voni mayut glibshij gravitacijnij potencial nizh karlikovi novi de kompaktnim ob yektom ye bilij karlik elektromagnitne viprominyuvannya maye korotshu dovzhinu hvil i lezhit perevazhno v rentgenivskomu diapazoni Isnuye takozh alternativna gipoteza sho nestabilnist zakladena u koeficiyenti shvidkosti perenesennya masi vid zori suputnika UtvorennyaSerednya vidstan mizh kompaktnim ob yektom ta zoreyu donorom u takih sistemah stanovit blizko desyati sonyachnih radiusiv Imovirno ce menshe nizh radius zori poperednika kompaktnogo suputnika sho spalahnula yak nadnova i bilshist avtoriv pripuskayut scenarij spilnoyi obolonki U comu scenariyi zorya poperednik rozshirilas nastilki sho zorya suputnik zanurilas u yiyi atmosferu j za rahunok tertya mizh dvoma zoryami skorotilas u ob yemi Odnak rozpodil mas u rentgenivskih novih ne vidpovidaye rezultatam modelyuvannya Rozrahunki pripuskayut sho malomasivna zorya suputnik zdebilshogo zlivayetsya z chervonimi gigantami a masivnishi zori perezhivayut fazu spilnoyi obolonki Prote bilshist viyavlenih suputnikiv kompaktnih ob yektiv ye chervonimi karlikami spektralnih klasiv K abo M Zastosuvannya terminuOskilki standartni novi zori na piznih fazah tezh viprominyuyut u rentgeni v anglijskij movi zaprovadzheno termin angl Soft X ray Transient m yaka rentgenivska timchasova U zvichajnih novih rentgenivske viprominyuvannya ye pryamim naslidkom gorinnya vodnyu na poverhni bilogo karlika todi yak u rentgenivskih novih vono utvoryuyetsya v akrecijnomu disku chi v udarnomu fronti poblizu nejtronnoyi zori PrikladiH 1705 250 nova Zmiyenoscya 1977 V2107 Oph Nova Muhi 1991 GU Mus Aql X 1 nova Yedinoroga 1975 V 616 Mon kandidat na zvannya najblizhchoyi do Zemli chornoyi diri PrimitkiRentgenivski novopodibni Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 401 ISBN 966 613 263 X Y J Yang A K H Kong D M Russell F Lewis R Wijnands Quiescent X Ray Optical Counterparts of the Black Hole Transient H 1705 250 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1210 2417 Juthika Khargharia et al The Mass of the Black Hole in XTE J1118 480 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1211 2786 Laura Kreidberg et al MASS MEASUREMENTS OF BLACK HOLES IN X RAY TRANSIENTS IS THERE A MASS GAP In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1205 1805 Ling Zhu Rosanne Di Stefano Lukasz Wyrzykowski Results from Long Term Optical Monitoring of the Soft X Ray Transient SAX J1810 8 2609 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1210 7570 R Farinelli et al Spectral evolution of the X ray nova XTE J1859 226 during its outburst observed by BeppoSAX and RXTE In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1211 1270 D E Calvelo et al Doppler and modulation tomography of XTE J1118 480 in quiescence In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2009 arXiv 0905 1491 M Cadolle Bel et al Detailed Radio to Soft gamma ray Studies of the 2005 Outburst of the New X ray Transient XTE J1818 245 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2009 arXiv 0903 4714 J M Corral Santana et al A Black Hole Nova Obscured by an Inner Disk Torus In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2013 arXiv 1303 0034v1 Rudy Wijnands Nathalie Degenaar A low level accretion flare during the quiescent state of the neutron star X ray transient SAX J1750 8 2900 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2013 arXiv 1305 3091v1 V F Suleimanov G V Lipunova N I Shakura Modeling of non stationary accretion disks in X ray novae A0620 00 and GRS 1124 68 during outburst In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2008 arXiv 0805 1001 G V Lipunova N I Shakura Non Steady State Accretion Disks in X Ray Novae Outburst Models for Nova Monocerotis 1975 and Nova Muscae 1991 In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2009 arXiv 0905 2515 Grzegorz Wiktorowicz Krzysztof Belczynski Thomas J Maccarone Black Hole X ray Transients The Formation Puzzle In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2013 arXiv 1312 5924v1 Daniel R van Rossum Massive NLTE models for X ray novae with PHOENIX In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1208 0846

Дата публікації:
Топ