Astronomy ReportsAstronomy ReportsАстрономический журнал0004-62993034-5170The Russian Academy of Sciences35548710.7868/S3034518925110072ArticlesСТАТЬИResearch ArticleX-RAY BINARIES WITH Be STARSРЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ СИСТЕМЫ С Ве-ЗВЕЗДАМИFedorovaA. V.ФедороваА. В.afed@inasan.ruTutukovA. V.ТутуковА. В.atutukov@inasan.ruInstitute of Astronomy of the Russian Academy of SciencesФедеральное государственное бюджетное учреждение Российской академии наук Институт астрономии1511202510211VOL 102, NO11 (2025)ТОМ 102, №11 (2025)1036105202122025Copyright ©; 2025, Russian Academy of SciencesCopyright ©; 2025, Российская академия наук2025Russian Academy of SciencesРоссийская академия наукhttps://journals.rcsi.science/0004-6299/article/view/355487

The basic properties of Be stars and X-ray binary systems containing these stars are considered. In the vast majority of these systems the Be stars' companions are neutron stars accreting matter from the decretion disk of a rapidly rotating Be star. The observed properties of such systems are studied within the framework of the hypothesis that the reason for the high rotational velocity of Be stars is the large initial angular momentum of the protostellar cloud, and during the evolution of the star on the main sequence, the angular momentum is transferred from the interior of the star to the surface. The work uses the results of calculations performed earlier by the authors of the evolution of rapidly rotating Be stars, taking into account their stellar wind, which carries away the angular momentum of the outer layers of the star. Based on the rates of rotational mass loss by Be stars through the decretion disk, obtained in these calculations, it is estimated which part of the disk material is captured by the neutron star in observed X-ray binaries with Be stars. For systems with short orbital periods of about 30 days, the maximum value of this part can exceed 0.01. At the same time, for observed systems, this part significantly (sometimes by more than 2 orders of magnitude) exceeds the fraction of the Be star's stellar wind captured by the neutron star.

Рассматриваются основные свойства Ве-звезд и рентгеновских двойных систем, содержащих эти звезды. В подавляющем большинстве этих систем спутниками Ве-звезд являются нейтронные звезды, аккрецирующие вещество декреционного диска быстро вращающейся Ве-звезды. Наблюдаемые свойства таких систем изучаются в рамках гипотезы о том, что причиной высокой скорости вращения Ве-звезд является большой исходный угловой момент протозвездного облака, и в ходе эволюции звезды на главной последовательности происходит перенос углового момента из внутренних областей звезды к поверхности. В работе используются результаты выполненных ранее авторами расчетов эволюции быстро вращающихся Ве-звезд с учетом их звездного ветра, уносящего угловой момент внешних слоев звезды. На основе полученных в этих расчетах темпов ротационной потери массы Ве-звездами через декреционный диск оценивается, какая часть вещества диска захватывается нейтронной звездой в наблюдаемых рентгеновских двойных с Ве-звездами. Для систем с короткими орбитальными периодами около 30d максимальное значение этой части может превышать 0.01. При этом для наблюдаемых систем эта часть существенно (иногда более чем на два порядка) превышает долю захватываемого нейтронной звездой звездного ветра Ве-звезды.

X-ray binary systemsBe starsdecretion disksaccretionstellar windрентгеновские двойные системыВе-звездыдекреционные дискиаккрециязвездный ветерA. Secchi, Astron. Nachricht. 68, 63 (1867).I. Negueruela, I. Steele, and G. Bernaben, Astron. Nachricht. 325, 749 (2004).E. Grundstrom and D. Gies, Astrophys. J. Letters 651, 53 (2006).A.B. Тутуков, Научные информации остров. совета AH CCCP 11, 62 (1969).O. Struve, Astrophys. J. 73, 94 (1931).O. Struve, Astrophys. J. 95, 134 (1942).J. Porter, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 280, L31 (1996).J. Chauville, J. Zorec, D. Bullereau, N. Morrell, et al., Astron. and Astrophys. 378, 861 (2001).H. von Zeipel, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 84, 665 (1924).R. Townsend, S. Owocki, and I. Howarth, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 350, 189 (2004).M.V. McSwain and D.R. Gies, Astrophys. J. Suppl. 161, 118 (2005).D. Hoffleit and W.H. Warren, Jr., Bright Star Catalogue, 5th Revised Edition (New Haven: Yale Univ. Obs., 1991).H.A. Abt, in Physics of Be Stars, edited by A. Slettebak and T.P. Snow (Cambridge: Cambridge Univ. Press, 1987), p. 470.A.V. Tutukov and A.V. Fedorova, Astron. Rep. 51, 847 (2007).A.V. Tutukov and A.V. Fedorova, Astron. Rep. 47, 826 (2003).G. Meynet and A. Maeder, Astron. and Astrophys. 361, 101 (2000).J.B. Golden-Marx, M.S. Oey, J.B. Lamb, A.S. Graus, and A.S. White, Astrophys. J. 819, 55 (2016).S. Martocchia, N. Bastian, S. Saracino, and S. Kamann, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 520, 4080 (2023).A.V. Tutukov and Ya.N. Pavlyuchenkov, Astron. Rep. 48, 800 (2004).N.D. Kee, S. Owocki, and R. Kuiper, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 474, 847 (2018).T. Rivinius, A.C. Carciofi, and C. Martayan, Astron. and Astrophys. Rev. 21, 69 (2013).N.V. Raguzova and S.B. Popov, Astron. Astrophys. Trans. 24, 151 (2005).R.O. Brown, M.J. Coe, W.C.G. Ho, and A.T. Okazaki, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 488, 387 (2019).A.A.C. Sander and J. S. Vink, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 499, 873 (2020).S. Karino, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 507, 1002 (2021).F. Fortin, F. Garcia, A. Simaz Bunzel, and S. Chaty, Astron. and Astrophys. 671, id. A149 (2023).I. El Mellah, B. Cerutti, and G. Lesur, in SF2A-2022. Proc. of the Ann. meeting of the French Soc. of Astron. and Astrophys; edited by J. Richard, A. Siebert, E. Lagadec, N. Lagarde, et al., p. 73 (2022).A. Skumanich, Astrophys. J. 171, 565 (1972).A.G. Masevich and A.V. Tutukov, Evolution of Stars: Theory and Observations (Moscow: Nauka, 1988) [in Russian].R. Levenhagen and N.Leister, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 371, 252 (2006).J.S. Vink, ASP Conf. Ser. 355, 173 (2006).D. Baines, R.D. Oudmaijer, J.M. Porter, and M. Pozzo, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 367(2), 737 (2006).A. Maeder, E.K. Grebel, and J.-C. Mermilliod, Astron. and Astrophys. 346, 459 (1999).D. Gies, W. Bagnuolo, E. Baines, T.A. ten Brummelaar, et al., Astrophys. J. 654, 527 (2007).M. Kraus and M. Borges Fernandes, ASP Conf. Ser. 337, 254 (2005).T. Hernandes, L. Hartmann, T. Megeath, R. Gutermuth, et al., Astrophys. J. 662, 1067 (2007).A.I. Bogomazov, Astron. Rep. 49, 709 (2005).L. Ducci, S. Mereghetti, A. Santangelo, L. Ji, et al., Astron. and Astrophys. 661, id. A22 (2022).O. Toledano, E. Moreno, G. Koenigsberger, R. Detmers, and N. Langer, Astron. and Astrophys. 461, 1057 (2007).N. Raguzova and S. Popov, Astron. Astrophys. Trans. 24, 151 (2005).A.V. Tutukov, and A.V. Fedorova, Astron. Rep. 60, 106 (2016).E. Ergma and L.R. Yungelson, Astron. and Astrophys. 333, 151 (1998).A.R. King, in Black Holes in Binaries and Galactic, edited by L. Kaper, E.P.J. van den Heuvel and P.A. Woudt (Berlin: Springer, 2001), p. 155.Ph. Podsiadlowski, Nature 350(6314), 136 (1991).A.G. Muslimov and M.J. Sarna, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 262, 164 (1993).H. Nieuwenhuijzen and C. de Jager, Astron. and Astrophys. 231, 134 (1990).R.B. Stothers, Astrophys. J. 568, 312 (2002).H.J.G.L.M. Lamers, S. Haser, A. de Koter, and C. Leitherer, Astrophys. J. 516, 872 (1999).S. Scuderi, N. Panagia, C. Stanghellini, C. Trigilio, and G. Umana, Astron. and Astrophys. 332, 251 (1998).M. Mokiem, A. de Koter, C. Evans, J. Puls, et al., Astron. and Astrophys. 456, 1131 (2006).I. Brott, C. Evans, and I. Hunter, Astron. and Astrophys. 530, 116 (2011).I. Iben, A.V. Tutukov, and A.V. Fedorova, Astrophys. J. 486, 955 (1997).A.V. Fedorova and A.V. Tutukov, Astron. Rep. 67, 1074 (2023).