xışın çiftleri

advertisement
X-IŞIN ÇİFTLERİ
Yrd.Doç.Dr. Gülnur İKİS GÜN
Çanakkale Onsekiz Mart Üniversitesi,Fizik Bölümü
e-posta : gulnur@comu.edu.tr
1. Giriş
İkincil bileşen (yıldız) olarak bir anakol yıldızı ve birincil bileşen (yıldız) olarak
Beyaz cüce, Nötron yıldızı veya bir Karadelik içeren ve X-ışınları yayınlayan yakın çift yıldız
sistemleri
X-ışın
çifti
olarak
adlandırılırlar.
X-ışın
çiftleri
göyüzündeki
parlak
yıldızlardandırlar. X-ışınları ikincil bileşen yıldızdan maddenin gerek Roche Lob taşması
yoluyla yığılma diski (Accretion Disk) üzerine veya yıldız rüzgarı yoluyla kompakt olan
birincil yıldız üzerine doğrudan taşınması yoluyla üretilirler.
Galaksimiz içinde X-ışın çiftleri başlıca galaktik düzlem içinde (HMXB) ve Haloda
(LMXB) bulunmaktadırlar (Şekil 1).
2. X-Işın Çift Yıldızlarının Alt Grupları
Bu sistemler iki alt gruba ayrılmaktadırlar.Eğer ikincil bileşen Güneşe eşit veya daha
az kütleye sahipse (1 Güneş kütlesi = 2 x 1030 kg.) bu sistemlere Düsük Kütleli X-Işın
Çiftleri ( Low-Mass X-Ray Binary –kısaltması LMXB ) denmektedir. Eğer ikincil bileşenin
kütlesi 10 Güneş kütlesinden büyük ise o zaman bu tür çift yıldız sistemleri Büyük Kütleli XIşın Çiftleri (High-Mass X-Ray Binary – kısaltılması HMXB ) olarak adlandırılmaktadırlar.
Her iki durumda da birincil bileşen bir Nötron yıldızı veya bir Karadeliktir.
X-ışını yayınlasa bile ikincil bileşen kütlesi 1-10 Güneş kütlesi arasında olan ve
birincil bileşeni Beyaz cüce olan sistemler X-ışın çifti yerine Coşkun Değişen (Cataclysmic
Variables) olarak adlandırılırlar. Çünkü bu tür sistemlerin diğerlerinden farklı bazı özellikleri
vardır.Örneğin parlaklıkları zaman içinde çok büyük değişimler gösterebilmektedir (örneğin
bir Nova patlaması sırasında ). Ayrıca bu sistemler birincil yıldız olarak bir Nötron yıldızı
veya Kara delik içeren sistemlerden daha zayıf X-ışını kaynaklarıdırlar.
Şekil 1. Galaksimizdeki X-Işın Kaynakları. Büyük yeşil küreler şeklinde gösterilenler
HMXB ve küçük küreler şeklinde gösterilenler LMXB sistemlerdir.
2.1. Büyük Kütleli X-Işın Çiftleri
İkincil bileşen kütlesinin 10 Güneş kütlesinden büyük olduğu bu tür sistemlerde bu
bileşen genellikle O veya B tayf türünden bir yıldızdır. Bu bileşen radyasyon basıncı yoluyla
oluşan yıldız rüzgarları ile kütlesinin bir kısmını Birincil bileşene aktarır.
Nötron yıldızı veya Karadelik üzerine kütle aktarımı Düşük Kütleli X-ışın
Sistemlerinde veya Coşkun değişenlerde olduğu gibi yığılma diski yoluyla olmaz. Bunun
yerine ikincil bileşenden yıldız rüzgarı şeklinde ayrılan madde kompak olan birincil bileşen
tarafından yakalanır ve doğrudan yıldız üzerine düşer. Bir yıldız rüzgarı çok küçük bir açısal
momentum taşır ve bir büyük yığılma diski oluşturması mümkün değildir. Yıldız rüzgarının
potansiyel enerjisi Nötron yıldızından yayınlanan emisyonun büyük bir kısmını oluşturan Xışınlarına dönüştürülür. Karadelik üzerinden herhangi bir yayınım olmaz. Gözlenen ışınım
olay ufkundan gelmektedir.
Bunlar çok güçlü X-ışın kaynakları olmalarına rağmen Büyük Kütleli X-Işın
kaynaklarının
oldukça büyük bir kısmı optik bölgede de gözlenebilmektedir. Bu görünür
bölge emisyonu daha çok büyük kütleye sahip ikincil bileşenden gelmektedir. Çoğunluğu
Galaksi diskinde bulunur.
Kompakt yıldız yaşamının başlarında ikincil yıldızın kütlesinden daha büyük bir
kütleye
sahip
olmuş
olmalıdır.
Böylece
ikinicil
yıldızdan
daha
çabuk
evrimleşmiştir.Evriminin son safhalarında Hidrojen, Helyum ve Karbondan oluşan dış
katmanlarını atmış ve bu materyal ikincil yıldız tarafından yakalanarak onun kütlesinde artışa
neden olmuştur. Bu yıldız evriminin sonunda da bir süper nova olarak patlayarak ardında çift
yıldız sisteminin kompakt birincil bileşenini (Nötron yıldızı veya Karadelik) bırakmıştır.
Şekil 2. Cygnus X-1 sisteminin yapısını gösteren resim.
En ünlü HMXB sistemi Cygnus X-1 ( Şekil 2) dir. Bu sistemde birincil yıldız üzerine
bir kısım madde LMXB olduğu gibi bir Roche Lob taşması yoluyla gelmekteyken önemli bir
kısmı yine yıldız rüzgarları yoluyla taşınmaktadır. Eğer büyük kütleli yıldız Kırmızı dev
aşamasına henüz gelmemişse kompakt yıldız taşınan maddeyi yakalayıp bir yığılma diski
oluşturabilecek kadar yakındadır.Bu durum özellikle kompakt yıldızın Nötron yıldızı veya
Beyaz cüce olduğu durumlar için geçerlidir.
2.2. Düşük Kütleli X-Işın Çiftleri
İkincil yıldızın Güneş kadar veya daha az kütleye sahip olduğu bu sistemlerde bu
bileşenin tayfı A veya daha geç türdendir. Bu sistemlerde Nötron yıldızı veya Karadelik
üzerine madde ikincil yıldızdan Roche lob taşması yoluyla transfer olurken sahip olduğu
açısal momentum yüzünden kompakt yıldız etrafında bir yığılma diski oluşturur.Bu disk
içindeki madde Nötron yıldızı veya Karadeliğin çok büyük değerlerdeki gravitasyonel alanı
içine düşerken milyonlarca Kelvin derece sıcaklığa ulaşarak X-ışını yayınlamaya başlar
(Şekil 3). Bu sistemlerde en parlak kısım maddenin kompakt yıldız üzerine düştüğü yığılma
diskleridir.
Bu sistemlerde ikincil bileşen görece olarak sönük bir geç tayf türü yıldızı olduğu için
LMXB optik olarak sönüktürler.Yayınladıkları radyasyonun ancak %1 den daha azı optik
bölgede yayınlanır.Radyasyonun büyük kısmı bu sistemleri gökyüzündeki en parlak X-ışın
kaynaklarından yapan X-ışınlarında yayınlanır. LMXB sistemleri LX > 1034 erg s-1 ışınım
gücündedirler. Bu sistemler HMXB’lerden daha yumuşak X-ışın tayfına sahiptirler.
LMXB
sistemleri
galaksimizin
hem
diskinde
hem
de
halosunda
görülmektedirler.Yapılan gözlemler önermektedir ki galaksi içinde herhangi bir bölgede
1200-2400 arası Karadelikli LMXB sistemi vardır.
Bir çok LMXB ışık patlaması gösterir ki bu patlamalar tipik olarak saniyeler veya
dakikalar süren eksponansiyel bir iniş tarafından takip edilen çok hızlı bir X-ışın artması
şeklindedir. Bu patlamalar yığılma yoluyla yıldız yüzeyinde toplanan maddenin termonükleer
patlaması şeklinde yorumlanmaktadırlar. Bu patlamalar sırasında Nötron yıldızı yakınından
gelen X-ışınları diskten gelenlerden daha baskındır.
Şekil 3. Bir LMXB sistemi 4U1820-30’un yapısını gösterir resim. Diğer tüm
LMXB’lerde olduğu gibi kompakt yıldız etrafında bir yığılma diski vardır.
Astronomların gözlemleri sonucu 124 kadar LMXB keşfedilmiştir ve bunların 13
tanesi galaksimiz etrafında dönen Küresel kümeler içindedirler. LMXB sistemlerin yörünge
periyotları 10 dakika (Küresel Küme X-ışın kaynağı XB1820-303 için
11 dakika ) ile
yüzlerce gün ( Cyg X-2 için 9.8 gün) arasında değişmektedir. LMXB çoğunluğunun periyodu
ikincil yıldızın geç tayf türünden olduğunu işaret eder şekilde bir kaç saat kadardır.
Tablo 1. Bazı Düşük kütleli X-ışın çiftlerinin bazı özellikleri verilmektedir.
Kaynak
Periyot
X-Işın Tipi
(Saat)
Görsel Parlaklık
Yoldaş Yıldız
(Kadir)
4U1820-30
0.19
Patlayan
-
Beyaz Cüce
4U1626-67
0.7
Patlayan
19
Dejenere yıldız
A1916-05
0.83
Patlayan
21
Dejenere Yıldız
X1323-619
2.9
Patlayan,Dip gösteren
-
MXB1636-536 3.8
Patlayan
17
EXO0748-676 3.8
Patlayan,Dip gösteren, Geçici
17
4U1254-69
3.9
Patlayan,Diğ gösteren
19
4U1728-16
4.2
Yığılma Diski Koronası
17
X1755-338
4.4
Dip gösteren
18.5
Patlayan
17
MXB1735-444 4.6
Cyg X-3
4.8
(IR)
4U2129+47
5.2
Yığılma Diski Koronası
16
2A1822-371
5.6
Yığılma Diski Koronası
16
MXB1659-29 7.2
Patlayan,Dip gösteren
19
A0620-00
7.3
Geçici
12-19
LMC X-2
8.2 ?
Kaynak
K
19
X-Işın Tipi
Periot
(Saat)
Yığılma Diski Koronası
Görsel Parlaklık
(Kadir)
Yoldaş Yıldız
4U2127+11
8.5
16
4U1956+11
9.3
CAL 87
10.2
Yığılma Diski Koronası
19
GX339-4
14.8
Çoklu-Durum
15-21
Sco X-1
19.2
LMXB Protip
12-14
4U1624-49
21
Dip gösteren
-
CAL 83
25
Yığılma Diski Koronası
17
Her X-1
40.8
Dip gösteren
15
F
GS2023+338
155
Geçici
12-19
K0
2S0921-630
216
Yığılma Diski Koronası
16
Cyg X-2
235
Dip gösteren
15
18
F Dev
2.2.1. Kompakt Yıldız
Düşük kütleli X-Işın ikili sistemlerinde kompakt yıldızın hangi tür yıldız olduğuna
sisteme ait gözlenen özelliklere bakılarak karar verilebilir.
Eğer kaynak zayıfsa (< 1033 erg s-1) ve bize yakınsa o zaman kompakt cisim
büyük olasılıkla bir Beyaz cücedir. Bu ışınım gücünden daha yukarılarda cisim Nötron yıldızı
veya Karadelik olmak zorundadır.
Eğer X-Işın patlaması görülüyorsa o zaman cisim Nötron yıldızı olmalıdır.Çünkü
sadece Nötron yıldızı içeren sistemlerde bu özellik vardır.
Eğer cisim hem parlak hem de yumuşak X-ışın tayfına sahipse o zaman Karadelik
olmalıdır.
2.2.2. Yığılma diski
Büyük eğimli kaynaklarda belirli zamanlarda X-ışınlarında düzensiz soğurma etkisi
(Dipler) ile kendini gösteren disk kenarı yapısı görünür hale gelir.Diskin iç kısmı çok sıcaktır
ve Morötesi dalgaboylarında parlaktır.Sistemin eğiminin bizim kompakt yıldızı görmemizi
tamamen engellediği sistemlerde sıcak, X-ışın yayınlayan koronal yapı görülmektedir ki bu
korona diskin üst ve alt kısımlarına doğru yayılmaktadır.
2.2.3. İkincil Yıldız
Genellikle çok sönük ve soğukturlar ve bu sebeplerle pek çok X-ışın kaynağında
görülmeleri imkansızdır.Bununla birlikte kızılötesi dalga boyu araştırmaları ve tutulmalar
sırasında yapılan gözlemlerle kütle kaybeden bu yıldızın düşük kütleli (genellikle
Güneşinkinden çok az) ve bazen de evrimleşmiş olduğu gösterilebilir.
2.2.4. Parçalı ve Tam Tutulmalar ve X-ışın Dipleri
1970 lerde bütün X-ışın uyduları alçak Dünya yörüngelerinin doğal bir sonucu olarak
gözlemlerinde sık sık kesilmeler göstermekteydiler.Bu durum herhangi bir kısa tutulmanın
yakalanma şansını ortadan kaldırmaktaydı.
1983 yılında EXOSAT uydusunun atılması ile bu sistemler kesintisiz olarak
gözlenmeye başlanmıştır.O zamanlar için yeni bir X-ışın kaynağı olan ve EXOSAT tarafından
keşfedilen EXO0748-676 bu uydunun geniş görüntüleme kapasitesini çok güzel
örneklemektedir.Bu sistemin 20 saatlik kesintisiz gözlemi Şekil 4 de verilmiştir.Bu şekilden
sisteme ait çeşitli davranışlar görülebilmektedir ve bunların en önemlisi 8 dakikalık
tutulmalardır.Şeklin üst kısmında eğer gözlem eski uydularla yapılmış olsa ışık eğrisinin nasıl
görüneceği verilmiştir ve tutulmalar bu tür gözlemde anlaşılamamaktadır.Bu kaynağın bir
diğer özelliği X-ışın patlamalarıdır ki ışık eğrisinin tamamında görülmektedir.Bu sistemdeki
kompakt yıldızın bir Nötron yıldızı olduğunu göstermektedir.
Bu patlamaları veriden çıkartıp daha sonra veriyi 3.8 saatlik yörünge periyodu ile
katlarsak (Fold) şekil 5 deki ışık eğrisi elde edilir.Bu durumda 8 dakikalık tam tutulma açıkça
görülebilir.Tutulmaya giriş ve çıkışın keskinliği X-ışını yayınlayan bölgenin bir Nötron yıldızı
gibi
kompakt
bir
yıldızdan
beklenecek
kadar
küçük
bir
bölge
olduğunu
göstermektedir.Ayrıca bu şekilde sistemin 0.6 fazı ile tam tutulması arasında başka özellikler
de görülmektedir.Bunlar düzensiz Diplerdir. Bunlar X-ışın kaynağına olan görüş
doğrultusunun yığılma diskinin kenarına çok yakın geçmesinden ve diskin dış kenarının
uniform kalınlıkta olmaması ve zaman zaman diskin dış kenarının Nötron yıldızını
örtmesinden kaynaklanmaktadırlar.Faz 0 bileşen yıldız tarafından oluşturulan X-ışın
tutulmasının zamanı olduğu için diskin çıkıntılı kısmı X-ışınlarını sadece tutulmanın hemen
öncesindeki periyotta soğurmaktadırlar.
Şekil 4. EXO 0748-676 sisteminin eski bir uydu ile (üst) ve EXOSAT (alt) ile alınmış
ışık eğrileri.
Şekil 5. EXO 0748-676 sisteminin 3.8 saatlik periyodu ile katlanmış (Folding) ışık
eğrisi.
Eğer sistemin eğimi çok artırılırsa X-ışınlarını yayınlayan ana kaynak olan kompakt
yıldız devamlı olarak tamamen örtülecektir.Bu durumdaki sistemlerden hiç X-ışını
gözlenmemesi gerekir fakat gerçek böyle değildir.Eğimi çok fazla olan ama yine de
yayınladığı X-ışınlarını görebildiğimiz bir grup kaynak vardır.Bunlardan biri 2A1822-371
dir.Bu sistemin ışık eğrisi Şekil 6 da görülmektedir. Burada X-ışın tutulması vardır ama
parçalı tutulmadır.Yoldaş yıldız bakış doğrultumuzdan geçerken gerçekleşen dereceli giriş ve
çıkışa dikkat etmek gerekir.Bu bizi hemen genişlemiş bir kaynağa baktığımız sonucuna
götürür.Parçalı tutulmanın zamanlaması X-ışınlarının kompakt yıldızın bulunmasını
beklediğimiz yere yakın bir yerden geldiğini göstermektedir.Bu durumda bu genişlemiş
kaynak diskin alt ve üst kısımlarına yayılmış bir korona olmalıdır sonucuna varılır.
2A1822-371 sistemi LMXB’ler arasında oldukça sönük bir kaynaktır.Bu sebeple görülen Xışınlarının görüş doğrultumuza korona tarafından saçıldıkları düşünülmektedir.
Şekil 6. 2A1822-371 sisteminin yörünge periyodu ile katlanmış ışık eğrisi.
LMXBlerde iki tür X-ışın değişimi görülmektedir.Bunlar X-ışın patlamaları
ve Yarı Periyodik Salınımlardır.
2.2.5. X-Işın Patlayıcıları
İlk olarak Josh Grindlay ve John Heise ile Dick Belian ve arkadaşları tarafından 1975
yılında Hollanda Astronomi Uydusu ile keşfedilmişleridr.Çoğunlukla Küresel kümelerde
görülmektedirler.Bu X-ışın patlamaları yaklaşık 10 saniye kadar sürerler ve tipik olarak 1039
erg’lik bir X-ışın enerjisi içerirler.
Patlamanın başlangıcı 1 saniye kadar sürmekte ve tüm dalgaboylarında aynı anda
olmaktadır.Bununla birlikte patlamadan iniş çeşitli enerji bantlarında çok farklıdır.Yüksek
enerjilerde sert inişler olmasına rağmen daha düşük enerjilerde kuyruk oluşturacak şekilde
dereceli bir iniş gözlemlenir (Şekil 7 ).Diğer bir deyişle en sert X-ışınlarında inişler yumuşak
X-ışınlarındakilerden daha keskin ve kısa sürelidir.Bu yüksek değerlerle başlayan patlama
sıcaklığının patlama süreci devam ederken düştüğü anlamına gelmektedir. Sıcaklık
patlamanın tepe noktasında 30 milyon dereceden 10 saniye sonra yaklaşık 15 milyon dereceye
düşmektedir.İki
patlama
arasındaki
süre
5
dakikadan
günler
mertebesine
olabilmekteyken çoğunlukla 1.5-4 saat arasındadır.
Şekil 7. X-ışın patlayıcılarında görülen patlamaların karakteristikleri.
kadar
2.2.5.1. X-Işın Patlamalarının Mekanizması
Şekil 8 de X-ışın patlamarının şematik olarak açıklaması görülmektedir.Bu modelde
Nötron yıldızları <10 10- 1011 G kadar düşük manyetik enerjiye sahiptirler.Böylece madde
doğrudan nötron yıldızı üzerine düşebilmektedir.
En üstte Nötron yıldızı yığılma diski
yoluyla üzerine aldığı Hidrojenden tipik olarak 1 metre kalınlığında bir tabaka
oluşturmaktadır. Bu
hidrojen
yanarak Helyuma dönüşmekte ve
Hidrojeninki
ile
karşılaştırılabilecek kalınlıkta birtabaka oluşturmaktadır. Sonunda Helyum tabakasındaki
şartlar kritik aşamaya ulaşmakta ve temonükler parlama gerçekleşmektedir.(orta kısım).Daha
sonra süreç yeniden başlamaktadır.
Şekil 8. X-ışın patlamalarının oluşum mekanizması olarak Termonükleer yanma modeli.
2.2.5.2. Hızlı Patlayıcılar
Bu sistemlerdeki patlamalar 10 saniye gibi kısa zaman aralıklarında tekrarlayan
olaylardır.Bazen büyük bir patlamayı bir dahaki patlamaya kadar uzun bir boşluk takip
eder.En kuvvetli patlama en zayıftan 1000 kez daha büyük enerji taşır.Patlamalar arasındaki
süreler eşit değildir fakat bir önceki patlamanın kuvvetini ile doğrudan ilişkilidir.Büyük bir
patlamayı herzaman büyük bir boşluk takip eder ve küçük patlamayı hemen kısa bir süre
sonra bir küçük patlama takip eder.Bu patlamaların tayfında soğuma kuyruğu gibi yapılar
yoktur.Normal patlamalar Tip I olarak isimlendirilirken Hızlı patlayıcılarda görülen bu sık
patlamalar Tip II olarak bilinir.Hızlı patlayıcı sistemler Tip II tür patlamaların görüldüğü
yegane sistemlerdir. Hızlı patlamalar gösteren bir örnek ışık eğrisi Şekil 9 da verilmektedir.
Şekil 9. Hızlı patlamalara ait örnek bir ışık eğrisi.
2.2.5.3. Hızlı Patlamaların Oluş Mekanizması
Hızlı patlayıcılarda görülen patlamalar Normal patlamaları açıklamak için kullanılan
Nötron yıldızı üzerinde termonükleer yanma modeli ile açıklanamamaktadır.Tip II türü
patlamalar için Magnetosferik Kapı modeli (Şekil 10) kullanılmaktadır.Bu modelde yığılma
diskinden Nötron yıldızına doğru akan madde Nötron yıldızının magnetosferi üzerine
birikir.Burada yeteri kadar madde biriktiğinde magnetosfer artık maddeyi taşıyamaz hale gelir
ve çok kısa süre için magnetosferde açılan bir delikten (kapı) Nötron yıldızı üzerine düşer.Bu
sırada Tip II türü patlama oluşur.Maddenin tamamen boşalmasıyla süreç tekrar başlar ve
böylece sık sık patlamalar meydana gelir.
Şekil 10. Magnetosferik kapı modeli.
2.2.6. Yarı Periyodik Salınımlar (QPOs)
Düşük kütleli X-ışın Çiftlerinin ışık eğrilerinde görülen bir diğer yapı ise
QPO’lardır.Bunlar normal bir patlama gibi periyodik olmayan ama Kuvvet tayflarında
varlıkları görülebilen yarı periyodik ışık değişimleridir.Çoğunlukla bir ışık eğrisinde ilk
bakışta bunları gürültüden ayırmak imkansızdır.Şekil 11 de üç ışık eğrisi ve bunların Kuvvet
tayfı verilmiştir.En üstteki ışık eğrisi tamamen gürültüdür ve kuvvet tayfında hiç bir
periyodisite görülmemektedir.Ortadaki ışık eğrisinde belirli bir frekansta tekrarlayan bir
değişim olduğu Kuvvet tayfında açıkça görülmektedir.En alttaki ışık eğrisinde ise bazı ışık
değişimleri ilk bakışta görülmektedir ama bir periyodisite ilk anda anlaşılamamktadır.Bunun
Kuvvet tayfında ise yarı periyodik bir yapı olduğu genişlemiş yapıdaki frekans dağılımından
anlaşılabilmektedir.Yarı periyodik selınımlar ilk kez Van der Kliss tarafından 1985 yılında
GX5-1 sisteminin ışık eğrisinde tespit edilmiştir.Daha sonra pek çok X-ışın çiftinin bu özelliği
gösterdiği bulunmuştur.
Şekil 11. Üç ayrı ışık eğrisi ve bunların Kuvvet tayfları (Power Spectrum).
2.2.6.1. Yarı Periyodik Salınımların Oluş Mekanizması
Yarı periyodik salınımların sistemde nasıl meydana geliğini açıklamak için
Magnetosferik model (Vurma Frekansı Modeli) kullanılmaktadır.Bu modelde Nötron yıldızını
saran yığılma diskinin içinde yıldızın manyatik alan çizgileri bulunmaktadır.Yıldızın
magnetosferi
yığılma
diskindeki
maddenin
Nötron
yıldızının
yüzeyine
inişini
engellemektedir.Diskin iç kısmı ile Nötron yıldızı hızlı bir şekilde dönmektedirler. Bu sırada
diskin iç kısmından bir miktar madde Nötron yıldızının manyetik kutuplarına manyetik alan
çizgileri boyunca ilerler ve kutbun tam üstünden (bu bölge magnetosferdeki açık bir kapı gibi
olduğundan) Nötron yıldıznın üstüne akar.İşte tam bu olay gerçekleşirken Nötron yıldızı
üzerine düşen madde X-ışınları yayınlar (Şekil 12.). Bu olay Nötron yıldızının dönme
periyodu ile iç diskin yörünge periyodu arasındaki fark kadar bir frekansta gerçekleşir.
Böylece Sistemin ışık eğrisinde yarı periyodik ışık değişiklikleri görülür.
Şekil 12. QPO lar için Magnetosferik kapı modeli.
Referanslar
1. Exploring the X-Ray Universe,Charles, P.A., Seward,F.D.,Cambridge University
Press,1995.
2. X-Ray Binaries, Edited by Lewin, W.H.G., Van Paradis,J., Van Den Heuvel, E.P.J.,
Cambridge University Press,1995.
Download