Astronomy ReportsAstronomy ReportsАстрономический журнал0004-62993034-5170The Russian Academy of Sciences64763210.31857/S0004629924060031JMNESJArticlesСТАТЬИResearch ArticleThe evolutionary status of the Galaxy’s X-ray binary starsЭволюционный статус рентгеновских двойных звезд ГалактикиTutukovA. V.ТутуковА. В.
Russian Federation
atutukov@inasan.ruFedorovaA. V.ФедороваА. В.
Russian Federation
afed@inasan.ruInstitute of Astronomy of the Russian Academy of SciencesФедеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии Российской академии наук15062024101652353528012025Copyright ©; 2024, The Russian Academy of SciencesCopyright ©; 2024, Российская академия наук2024The Russian Academy of SciencesРоссийская академия наукhttps://journals.eco-vector.com/0004-6299/article/view/647632

The article is devoted to the analysis of the evolutionary status of the X-ray binary stars of the Galaxy. It is shown that the assumption of the conservative evolution of these binary systems leads to an overestimation of the X-ray luminosity of the Galaxy by 3–4 orders. The total observed rate of accretion of matter by relativistic components of X-ray binaries is close to ~10-6M⊙/yr, while the theoretically possible rate reaches ~10-2M⊙/yr. The contradiction between these estimates is eliminated if two factors are taken into account. The first of them is the formation of a common envelope in massive X-ray binary systems after filling the Roche lobe by the donor and the brief phase of a bright X-ray source. The common envelope eliminates the output of X-ray radiation generated during accretion, and also leads to the loss of part of the donor’s matter from the system. The second factor is the presence of intense stellar wind of donors in massive X-ray binary, as well as the occurrence of induced stellar wind in low-mass donors due to exposure to hard radiation from an accreting relativistic star. At the same time, the generally accepted assumption that donors of X-ray binaries fill their Roche lobes may not be fulfilled. A significant part of the donor’s wind matter may be lost from the system. In addition, radiation can enhance the stellar wind of the accretion disk, and part of this wind will also leave the system. There are other factors that reduce the total number of accreted matter: supernova explosions in X-ray binaries, destroying part of these systems, the impossibility of accretion onto rapidly rotating young neutron stars with a strong magnetic field, as well as a rapid drop in the rate of loss of matter by the donor as its mass decreases, characteristic for low-mass X-ray systems.

Выполнен анализ эволюционного статуса рентгеновских двойных звезд Галактики. Показано, что предположение о консервативной эволюции этих двойных систем ведет к переоценке рентгеновской светимости Галактики на 3–4 порядка. Общая наблюдаемая скорость аккреции вещества релятивистскими компонентами рентгеновских двойных близка к ~10-6M⊙/год, в то время как теоретически возможная скорость достигает ~10-2M⊙/год. Противоречие между этими оценками устраняется, если принять во внимание два фактора. Первый из них — образование общей оболочки в массивных рентгеновских двойных системах после заполнения их донором своей полости Роша и краткой фазы яркого рентгеновского источника. Общая оболочка исключает выход генерируемого при аккреции рентгеновского излучения, а также приводит к потере части вещества донора из системы. Второй фактор — наличие интенсивного звездного ветра у массивных доноров рентгеновских двойных, а также возникновение у маломассивных доноров индуцированного звездного ветра из-за облучения жестким излучением аккрецирующей релятивистской звезды. При этом общепринятое предположение о том, что доноры рентгеновских двойных заполняют свои полости Роша, может не выполняться. Значительная часть вещества ветра донора может быть потеряна из системы. Кроме того, облучение может усилить звездный ветер аккреционного диска, и часть этого ветра также покинет систему. Имеются и другие факторы, уменьшающие общее количество аккрецированного вещества: взрывы сверхновых в рентгеновских двойных системах, разрушающие часть этих систем, невозможность аккреции на быстро вращающиеся молодые нейтронные звезды с сильным магнитным полем, а также характерное для маломассивных рентгеновских систем быстрое падение темпа потери вещества донором по мере уменьшения его массы.

close binariesX-ray luminosity of the GalaxyX-ray binariesaccretionstellar windтесные двойные системырентгеновская светимость Галактикирентгеновские двойные системыаккрециязвездный ветерH. Chiu and E. E. Salpeter, Phys. Rev. Letters 12, 413 (1964).I. S. Shklovsky, 148, L1 (1967).A. G. W. Cameron, Astron. J. 72, 788 (1967).Ya. B. Zeldovich and N. I. Shakura, Astronomicheskii Zhurnal 46, 225 (1969).A. Sandage, P. Osmer, R. Giacconi, P. Gorenstein, et al., 146, 316 (1966) .J. E. Pringle and M. J. Rees, Astron. and Astrophys. 21, 1 (1972).M. M. Basko and R. A. Sunyaev, Astrophys. and Space Sci. 23, 117 (1973).D. Crampton and J. B. Hutchings, 178, L65 (1972) .R. Brucato and J. Kristian, 179, L129 (1973).A. Tutukov and L. Yungelson, Nauchnye Informatsii 27, 70 (1973).A. Tutukov and L. Yungelson, Nauchnye Informatsii 27, 86 (1973).V. Tutukov, A. V. Fedorova, E. V. Ergma, and L. R. Yungelson, Soviet Astron. Letters 13, 328 (1987) .I. Iben, A. V. Tutukov, and L. R. Yungelson, Astrophys. J. Suppl. 100, 233 (1995).I. Iben, A. V. Tutukov, and L. R. Yungelson, Astrophys. J. Suppl. 100, 217 (1995).А. М. Черепащук, Двойные звезды (М.: Наука, 1988) .B. Paczynski, in Structure and Evolution of Close Binary Systems, Proc. IAU Symp. 73, edited by P. Eggleton, S. Mitton and J. Whelan (Dordrecht: Reidel, 1976), p. 75.M. Gilfanov, G. Fabbiano, B. Lehmer, and A. Zezas, arXiv:2304.14080 [astro-ph.HE] (2023).B. A. Binder, A. K. Anderson, K. Garofali, M. Lazzarini, and B. F. Williams, arXiv:2305.01802 [astro-ph.HE] (2023) .T. C. Licquia and J. A. Newman, 806, id. 96 (2015).J. Zhang, S.-B. Qian, G.-B. Zhang, and X. Zhou, arXiv:2306.12002 [astro-ph.HE] (2023).B. Palit and S. Mondal, arXiv:2304.12731 [astro-ph.HE] (2023).H. Tranin, N. Webb, and O. Godet, arXiv:2304.11216 [astro-ph.HE] (2023).H. Klus, W. C. G. Ho, M. J. Coe, R. H. D. Corbet, and L. J. Townsend, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 437, 3863 (2014).S. Wang, Y. Qiu, J. Liu, and J. N. Bregman, 829, id. 20 (2016).J. van den Eijnden, N. Degenaar, T. D. Russell, J. C. A. Miller-Jones, A. R. Escorial, R. Wijnands, G. R. Sivakoff, and J. V. H. Santisteban, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 516, 4844 (2022).L. B. F. M. Waters and M. H. van Kerkwijk, Astron. and Astrophys. 223, 196 (1989).M. MacLeod and J. Grindlay, arXiv:2304.09368 [astro-ph.HE] (2023 ).K. El-Badry, H.-W. Rix, Y. Cendes, A. C. Rodriguez, et al., arXiv:2302.07880 [astro-ph.HE] (2023).K. A. Postnov, Astron. Letters 29, 372 (2003) .A. V. Tutukov and L. R. Yungelson, Astrofizika 12, 342 (1976).I. Iben and A. V. Tutukov, Astrophys. J. Suppl. 105, 145 (1996) .U. Munari and D. P. K. Banerjee, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 475, 508 (2018).M. Brightman, J. Hameury, J. Lasota, R. D. Baldi, et al., arXiv:2305.01693 [astro-ph.HE] (2023).L. B. Koninckx, M. A. De Vito, and O. G. Benvenuto, Astron. and Astrophys. 674, 97 (2023).S. Ozdemir, Astron. Nachricht. 331, 300 (2010).S. Karino, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 507, 1002 (2021) .Y. Naze, G. Rauw, M. A. Smith, and C. Motch, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 516, 3366 (2022).M. Revnivtsev, K. Postnov, A. Kuranov, and H. Ritter, Astron. and Astrophys. 526, id. 94 (2011).J. J. Tobin, S. S. R. Offner, K. M. Kratter, S. T. Megeath, et al., 925, id. 39 (2022) .M. Moe and R. Di Stefano, Astrophys. J. Suppl. 230, id. 15 (2017).A. V. Tutukov and D. A. Kovaleva, INASAN Sci. Rep. 3, 342 (2019).P. Kroupa and T. Jerabkova, arXiv:2112.10788 [astro-ph.HE] (2021).A. Tokovinin and C. Briceno, Astron. J. 159, id. 15 (2020) .А. Г. Масевич, А. В. Тутуков, Эволюция звезд: теория и наблюдения (М.: Наука, 1988).P. D. Kiel and J. R. Hurley, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 369, 1152 (2006).Z. T. Kraicheva, E. I. Popova, A. V. Tutukov, and L. R. Yungelson, Astrofizika 22, 105 (1985) .K. Gullikson, A. Kraus, and S. Dodson-Robinson, Astron. J. 152, id. 40 (2016).R. A. London and B. P. Flannery, 258, 260 (1982).A. V. Tutukov and A. V. Fedorova, Astron. Rep. 66, 925 (2022) .F. Fortin, A. Kalsi, F. Garcia, and S.Chaty, arXiv:2401.11931 [astro-ph.HE] (2024).F. Fortin, F. Garcia, A. S. Bunzel, and S. Chaty, Astron. and Astrophys. 671, id. A149 (2023).A. V. Tutukov, Nauchnye Informatsii 11, 62 (1969) .A. V. Tutukov and A. V. Fedorova, Astron. Rep. 47, 826 (2003) .A. V. Tutukov and A. V. Fedorova, Astron. Rep. 51, 847 (2007) .S. Martocchia, N. Bastian, S. Saracino, and S. Kamann, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 520, 4080 (2023) .A. V. Tutukov, Nauchnye Informatsii 11, 69 (1969) .R. Tomaru, D. Chris, H. Odaka, and A. Tanimoto, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 523, 3441 (2023).A. Tutukov, L. Yungelson, and A. Klayman, Nauchnye Informatsii 27, 3 (1973).K. Nomoto, 257, 780 (1982).I. Iben and A. V. Tutukov, 431, 264 (1994) .T. L. S. Wong and J. Schwab, 878, id. 100 (2019).J. Brooks, L. Bildsten, J. Schwab, and B. Paxton, 821, id. 28 (2016).E. B. Bauer, C. J. White, and L. Bildsten, 887, id. 68 (2019) .A. A. C. Sander and J. S. Vink, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 499, 873 (2020).J. D. Cummings, J. S. Kalirai, P.-E. Tremblay, E. Ramirez-Ruiz, and J. Choi, arXiv:1809.01673 [astro-ph.HE] (2018) .K. Nomoto, 277, 791 (1984).A. Mummery, T. Wevers, R. Saxton, and D. Pasham, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 519, 5828 (2023).A. Malyali, Z. Liu, A. Merloni, A. Rau, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 520, 4209 (2023).J. Antoniadis, T. M. Tauris, F. Ozel, E. Barr, D. J. Champion, and P. C. C. Freire, arXiv:1605.01665 [astro-ph.HE] (2016) .C. Ye and M. Fishbach, 937, id. 73 (2022).N. Kumar and V. V. Sokolov, Astrophys. Bull. 77, 197 (2022) .A. F. Illarionov and R. A. Sunyaev, Astron. and Astrophys. 39, 185 (1975).R. Perna, Y. Wang, W. M. Farr, N. Leigh, and M. Cantiello, Astrophys. J. Letters 878, id. L1 (2019) .A. V. Tutukov and A. V. Fedorova, Astron. Rep. 52, 985 (2008) .B. D. Lehmer, R. T. Eufrasio, P. Tzanavaris, A. Basu-Zych, et al., Astrophys. J. Suppl. 243, id. 3 (2019) .S. V. Forsblom, J. Poutanen, S. S. Tsygankov, M. Bachetti, et al., Astrophys. J. Letters 947, id. L20 (2023).A. V. Tutukov and A. V. Fedorova, Astron. Rep. 46, 765 (2002) .J. Neilsen and N. Degenaar, arXiv:2304.05412 [astro-ph.HE] (2023) .A. L. Avakyan, G. V. Lipunova, and K. L. Malanchev, arXiv:2310.20580 [astro-ph.HE] (2023) .T. N. O’Doherty, A. Bahramian, J. C. A. Miller-Jones, A. J. Goodwin, I. Mandel, R. Willcox, P. Atri, and J. Strader, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 521, 2504 (2023) .M. Nicholl, S. Srivastav, M. D. Fulton, S. Gomez, et al., Astrophys. J. Letters 954, id. L28 (2023) .R. Margutti, B. D. Metzger, R. Chornock, I. Vurm, et al., 872, id. 18 (2019) .N. Markova, J. Puls, T. Repolust, and H. Markov, Astron. and Astrophys. 413, 693 (2004).А. V. Tutukov and А. V. Fedorova, Astron. Rep. 47, 600 (2003) .H. Lamers, G. Snow, and D. Lindholm, 455, 269 (1995).C. Hawcroft, H. Sana, L. Mahy, J. O. Sundqvist, et al., arXiv:2303.12165 [astro-ph.HE] (2023).L. E. Muijres, J. S. Vink, A. de Koter, P. E. Muller, and N. Langer, Astron. and Astrophys. 537, id. A37 (2012) .H. Delgado-Marti, F. M. Levine, E. Pfahl, and S. A. Rappaport, 546, 455 (2001) .I. Iben, A. V. Tutukov, and A. V. Fedorova, 486, 955 (1997) .A. Yu. Sytov, P. V. Kaigorodov, A. M. Fateeva, and D. V. Bisikalo, Astron. Rep. 55, 793 (2011) .