<< 1. Введение | Оглавление | 3. Радиоструи и W50 >>

Разделы

• 2.1. Спектральные линии струй
• 2.2. Кинематическая модель и прецессия струй
• 2.3. Как движутся движущиеся линии
• 2.4. Геометрические и кинематические параметры струй

---

2. Оптические струи

2.1. Спектральные линии струй

Наиболее яркие линии в оптическом диапазоне, которые излучаются в струях SS433, это линии водорода, а именно две линии H, "" формируется в удаляющейся струе, "" - в приближающейся. Средняя эквивалентная ширина линий H составляет несколько десятков Å, и линии струй сильно переменны. Линии более высоких членов Бальмеровской серии в струях, как правило, не исследовались, т. к. в голубой области SS433 слаб. В голубом диапазоне (существенно более богатом линиями, чем красный) часто просто трудно разобраться из-за блендирования линий струй, а также многих "стационарных" линий. На Рис. 1 показаны голубые спектры SS433, полученные на 6-м телескопе Goranskii et al. (1986) 1 и 2 июня 1986 г. в рамках одной из кооперативных программ наблюдений SS433. Обозначены только наиболее сильные стационарные и движущиеся линии, более слабые линии, в основном, принадлежат HeI. Среди стационарных линий только линии водорода, HeI и FeII показывают профиль типа PCyg. Спектроскопия в голубом диапазоне, как правило, используется для исследований SS433 как двойной системы.

Движущиеся линии H примерно на порядок менее интенсивны, чем стационарная линия H. Среди движущихся линий хорошо заметны линии HeI из наиболее сильных переходов, линии HeI примерно на порядок слабее линии H, что говорит об отсутствии сильных химических аномалий в газе SS433. Линия HeII в струях не зарегистрирована, хотя, скорее всего, это проблема сигнал/шум в спектрах (Vermeulen et al., 1993a). По нашим оценкам из опыта спектроскопии SS433 на 6-м телескопе интенсивность этой линии в струях не превышает 1% от интенсивности континуума.

Практически все данные о переменности оптических струй, геометрической и кинематической структуре струй, получены из исследований линий H. На Рис. 2 приведены фрагменты двух спектров SS433, содержащие линию H (Vermeulen et al., 1993a) и стационарные линии H и HeI. Спектры получены на 1.2-м телескопе Calar Alto 21 мая 1987 г. также во время кооперативных наблюдений, на них заметен эффект быстрой переменности линий струй. За время меньшее 3-х часов в струе появились новые порции газа, излучающего в линии H.

2.2. Кинематическая модель и прецессия струй

Изменения лучевых скоростей струй с фазой периода прецессии, полученные по линиям H (Ciatti et al., 1981) за первые два года изучения SS433, показаны на Рис. 3. Показаны средние кривые лучевых скоростей, разброс данных вокруг них вызван нутационной переменностью. Дважды за период прецессии струи оказываются лежащими в картинной плоскости, т. е. лучевые скорости обеих струй совпадают, и наблюдаются два пересечения (crossovers) движущихся линий, соответственно, дважды линии струй расходятся. Момент максимального раздвижения струй в голубую и красную сторону - минимальный наклон струй и оси аккреционного диска к лучу зрения - соответствует фазе прецессии , еще он называется моментом "T". Два кроссовера принято обозначать моментами "T" и "T", их фазы прецессии равны 0.34 и 0.66. Очевидно, что фазы экстремумов и пересечений кривых лучевых скоростей (Рис. 3) определяются не физическими процессами, а только ориентацией SS433 относительно наблюдателя, этот, тривиальный, вообще говоря, факт, тем не менее, иногда забывается при интерпретации сложных явлений, наблюдаемых в SS433.

За прецессионный цикл линии двух струй меняются местами, поэтому струя, которая большую часть периода прецессии удаляется от нас, обозначается знаком "", противоположная струя обозначается как "". В моменты T лучевые скорости линий струй совпадают, но не равны нулю. Это хорошо известный поперечный эффект Допплера или замедления времени, который так явно наблюдается (среди макроскопических объектов) только в SS433. Допплеровское смещение спектральной линии описывается известной формулой , где и  - смещенная и лабораторная длины волн,  - угол между струей и лучом зрения,  - фактор Лоренца, а скорость, в данном случае струй , выражена в единицах скорости света . В моменты пересечений лучевые скорости обеих струй равны . Таким образом, в SS433 непосредственно измеряется скорость распространения струй, а, следовательно, и геометрические параметры струй, угол наклона системы, расстояние до объекта (по радиоизображениям прецессирующих струй).

Поведение движущихся линий описывает кинематическая модель прецессии струй SS433 (Abell and Margon, 1979). На Рис. 4 показана геометрическая схема прецессии струй. Приняты следуюшие обозначения: угол между струей и осью прецессии (угол прецессии) , угол между осью прецессии (осью орбиты) и лучем зрения , период прецессии , фаза прецессии . Угол между приближающейся струей и лучом зрения , , в момент этот угол минимален. Лучевые скорости обеих струй или положения линий на спектре могут быть рассчитаны по формуле

где знаки и соответствуют удаляющейся и приближающейся струям. Эта кинематическая модель проверялась и уточнялась после 4 лет (Anderson et al., 1983), после 10 лет (Margon, Anderson, 1989) и после 20 лет (Eikenberry et al., 2001) спектроскопии струй SS433. В последней статье использованы 433 значения и 482 значения . Для того, чтобы избежать неопределенности, связанной с 6.3-дневным периодом нутации струй, данные сглаживались с более широким временным фильтром. Таким образом кинематическая модель позволяет изучать прецессионное движение, возможные длинно-масштабные отклонения и вековые изменения в прецессионных часах SS433. Средние значения параметров прецессии SS433 найдены Eikenberry et al. (2001) с высокой точностью: , , , , дата, соответствующая моменту Т, равна . Момент максимального раздвижения линий по спектру или фаза прецессии соответственно приходится на дату . Это результат минимизации 5-параметрической модели. Реальные кинематические параметры могут несколько отличаться, например, простое усреднение скорости струй дает величину , что на 3200 км/с меньше, чем в кинематической модели.

Следует отметить, что для нахождения реальной прецессионной траектории мы не должны сглаживать нутационную переменность. Нутационные отклонения вызваны приливными возмущениями аккреционного диска гравитационным полем звезды-донора (Katz et al., 1982; Collins and Newsom, 1986). Эти возмущения приводят к периодическим уменьшениям угла между плоскостью диска и плоскостью орбиты. Поэтому реальная поверхность образующей прецессионого конуса проходит ближе к внешним экстремумам нутационной траектории струй. Учет этого эффекта привел бы к небольшому увеличению угла прецессии на величину угла нутации .

На большом промежутке времени около 20 лет прецессионный период стабилен (Eikenberry et al., 2001), , несмотря на многие сообщения об изменениях этого периода в первый год-два исследований объекта (Anderson et al., 1983). Последнее связано с реальной нестабильностью прецессионого цикла на временах недели-месяцы, которые никак заметно не выделены в каких-либо фазах прецессии. Нестабильности приводят к появлению реальных (но, тем не менее, случайных) трендов изменения периода за время несколько сотен дней. Нестабильности прецессии также зарегистрированы в оптической фотометрии (Goranskii et al., 1998b). Средний блеск системы меняется с фазой прецессии примерно на величины (Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987), в момент Т, когда диск максимально раскрывается на наблюдателя (угол между осью диска и лучом зрения составляет 57), SS433 становится ярче. Оптическая фотометрия используется как независимый метод исследования прецессионных часов.

В модели вынужденной прецессии (например, прецессии оси вращения нормальной звезды) периоды прецессии и орбитальный непосредственно связаны. Анализ изменений орбитального периода SS433 по данным моментов затмений (Fabrika et al., 1990; Goranskii et al., 1998b) на О-С диаграммах также показывает нестабильности примерно такой же относительной амплитуды и примерно на тех же временах, как и прецессионый период. Мелкомасштабные нестабильности в прецессионных и орбитальных часах могли бы быть вызваны изменениями в темпе переноса массы между компонентами системы в активных и пассивных состояниях SS433. Также как и в случае прецессионного периода, на большом промежутке времени орбитальный период стабилен (Goranskii et al., 1998b).

Выглядят нестабильности прецессионного цикла (Margon and Anderson, 1989; Baykal et al., 1993; Eikenberry et al., 2001) как случайные отклонения фазы прецессии от расчетных эфемерид с амплитудой до (7-15 дней), и скорее всего связаны как реальными изменениями фазы, так и с вариациями угла наклона струй, и с вариациями скорости струй. Ни один из параметров по-отдельности не может объяснить наблюдаемого прецессионого "шума". Статистическое поведение отклонений вполне описывается процессом белого шума в частоте или как случайные движенияwalk фазы прецессионного периода (Baykal et al., 1993). Прецессионный шум SS433 статистически подобен шуму в периоде (прецессии) 35 дней рентгеновского источника HerX-1.

Последние десять лет наблюдения движущихся линий практически не ведутся (или неопубликованы). Для решения проблемы этих нестабильностей необходимы ряды патрульных спектральных наблюдений. Например, было бы важно сравнить моменты появления нестабильностей с периодами активности SS433. Frasca et al. (1984) исследовали периодичности в антикоррелированных перемещениях линий обеих струй по спектру и обнаружили около десятка гармоник, среди которых периоды 80, 155 и 1500 дней. Не найдено периодичностей в абсолютной скорости движения струй. Подобный анализ нуждается в продолжении и уточнении на основе дополнительных данных.

2.3. Как движутся движущиеся линии

Струи SS433 строго антисимметричны, профили линий, излучаемых в противоположных струях, как правило, зеркальны. Время прихода сигнала от двух струй должно несколько различаться. Область максимальной яркости излучения в линиях водорода отстоит от источника примерно на 1 день полета газа струй. Даже во время максимального наклона струй к лучу зрения (моменты T) время запаздывания излучения удаляющейся струи составляет около 0.2-0.25 дня. Поэтому явления быстрой перестройки структуры струй, типа представленных на Рис. 2 или даже еще более быстрых (менее часа, Kopylov et al., 1986), часто замечались наблюдателями на одной, как правило ближней, струе. Однако, в целом разное время прихода сигнала никак не нарушет симметричного проявления струй.

Кроме регулярного нутационного движения двух струй (Рис. 5) иногда наблюдаются кратковременные (несколько дней) сбои или "подергивание" (jutter) струй. Амплитуда подергивания доходит до 3000-5000 км/с, что эквивалентно изменению наклона струй на . Амплитуда подергиваний сравнима или несколько превосходит амплитуду нутационного движения. Ответ на вопрос о причине подергиваний, вероятно, тесно связан с природой нутационных перемещений потока аккрецирующего газа, с условиями формирования "наклона диска", точнее, с нарушением этих условий; а также со временем прохождения вещества через диск. Например, в модели плавающего (slaved) диска его мгновенный наклон в совокупности зависит от наклона оси вращения звезды, орбитальной фазы (периодический гравитационный момент, возмущающий диск), конкретной геометрии прогрева звезды ярким источником (затемнения части поверхности звезды краем диска или облаками газа), темпа аккреции (состояния активности). Иногда наблюдаются явления "пропадания" линий струй на время до нескольких дней, после которого линии струй появляются на месте, соответствующем эфемеридам (Kopylov et al., 1985; Vermeulen et al., 1993a). Не исключено, что такие "выключения" машины как-то связаны с активными периодами, во всяком случае, в обеих цитированных работах зарегистрированные выключения струй совпадали по времени с мощной фотометрической вспышкой объекта. Совершенно непонятно: связаны эти пропадания с реальным прекращением струйной активности, либо с нарушением механизма коллимации струй и тепловых нестабильностей, благодаря которым в струях формируются облака холодного газа. Детальный анализ моментов пропадания струй мог бы пролить свет на механизм коллимации и ускорения струй.

Ответ на вопрос "как движутся движущиеся линии" (Grandi and Stone, 1982) сейчас хорошо понятен. Газ струй летит по строго баллистическим траекториям (прямым линиям), по которым он был выброшен из источника. Источник - центральная область аккреционного диска, участвует в непрерывном прецессионном и нутационном движении. Выброс газа в струях модулирован, он происходит порциями, в среднем по 1-3 порции в сутки. Эти порции можно назвать "пулями", они появляются на спектрах ("молодая струя") как фрагменты профилей линий или отдельные линии, их положение на спектре неизменно. Через день излучение этих пуль уже слабеет, и они остаются как слабеющие "следы" ("старая струя"), которые можно регистрировать на спектре до 4-х, иногда даже 6-ти дней после появления. Чем быстрее линия перемещается по спектру (быстрее меняется угол между струей и лучом зрения), тем меньше энергии накапливается на данной длине волны. Поэтому отчетливей всего движущиеся линии и их многочисленные компоненты видны в фазах экстремумов прецессионного и нутационого периодов, когда угол наклона струй к лучу зрения меняется медленно. По прецессионным часам это фазы 0.0 (момент Т) и 0.5. Угловая скорость нутационного движения достаточно высока, поэтому между экстремумами нутационной кривой лучевых скоростей линия практически размазывается по спектру, а в экстремумах, наоборот, значительно усиливается. Это геометрический эффект проекции (Borisov and Fabrika, 1987). Итак, вид профиля движущейся линии зависит от фазы нутации и прецессии. Как правило, это один яркий компонент (FWHM= км/сек), сформированный за счет эффекта проекции, а также несколько слабых вторичных компонентов, находящихся в интервале несколько тысяч км/сек. Вторичные компоненты представляют собой остатки ("следы") либо предыдущего яркого компонента, либо наиболее крупных пуль.

Много интересных данных о струях SS433 было получено в кооперативных наблюдениях в мае/июне 1987 г. (Vermeulen et al., 1993a), когда в течение 20 дней было получено около 200 спектров в разных обсерваториях мира. Кроме того были проведены радиоинтерферометрические наблюдения струй (Vermeulen et al., 1993b), радиомониторинг (Vermeulen et al., 1993c), оптическая фотометрия (Aslanov et al., 1997) и рентгеновские наблюдения (Kawai et al., 1989). На Рис. 6 показан результат спектральных наблюдений движущихся линий H. Видно, что на фоне регулярных прецессионного и нутационного движений впрыскивание новых порций вещества (пуль) в струи происходит нестационарно.

2.4. Геометрические и кинематические параметры струй

Если пули появляются в струе относительно внезапно, за несколько часов, то ослабление излучения этих сгустков длится несколько дней и его можно изучить в деталях. Kopylov et al. (1987) и Vermeulen et al. (1993a) приводят кривые блеска отдельных сгустков. Borisov and Fabrika (1987) нашли по данным Kopylov et al. (1987) профиль яркости вдоль струи в эмиссии H на фазе ослабления излучения ():

где максимум излучения приходится на область струи на расстоянии  см от источника (0.6 дня полета), а характерный масштаб затухания излучения равен  см ( дней полета). Этот закон выполняется при изменении более чем на 1.5 порядка, излучение следов подвижных линий уверенно прослеживается 4 дня.

Было также найдено уже на основе моделирования профилей подвижной линии H (см. также Panferov and Fabrika (1993)), что на фазе возгорания эмиссии, т. е. при , профиль яркости струи может быть описан как , где  см (0.25 дней полета). Новые порции газа у основания струй остывают и начинают интенсивно излучать в линиях водорода весьма быстро, всего за несколько часов. Vermeulen et al. (1993a) находят, что полное время возгорания новых порций газа в струях составляет 6-10 часов. Таким образом, профиль яркости струй SS433 можно считать установленным.

Геометрические и кинематические параметры струй были определены Borisov and Fabrika (1987) на основе моделирования профилей подвижной линии H (Рис. 7). Модельная струя совершала прецессионное и нутационное движения и заполнялась у основания облаками газа, распределенными по радиусу сечения струи по нормальному закону со стандартным отклонением . Газ двигался по баллистическим траекториям с постоянной скоростью. В работе (Kopylov et al., 1986) был заподозрен эффект замедления газа в струях , или не более 10 Å за несколько дней полета. Этот эффект является слабым и, если даже существует, не влияет на структуру расчетных профилей линий. Было найдено, что раствор струй , при этом вклад в наблюдаемую ширину подвижной линии вносит не только естественный раствор струи , но и параметры нутационной траектории. Угол нутации равен . По типичной структурности профилей линий было найдено, что количество облаков (сгустков газа) в струе равно весьма приближенно или время генерации одного облака соответствует  с. Однако, темп поступления газа в струи переменен также на временах около (Borisov and Fabrika, 1987; Vermeulen et al., 1993). Эта спорадическая активность (пули) создает крупномасштабную структуру профилей линий.

Ниже, при описании физического состояния газа в оптических струях мы обоснуем вывод, что газ струи находится в еще более мелких сгустках (собственно в облаках или облачках) размером  см, которые образуются в результате тепловых нестабильностей при остывании газа. Можно говорить об иерархической структуре струй: i) мелкие облачка, ii) облака со временем генерации  с, iii) крупномасштабные порции со временем генерации . Термин "пули", принятый в начале исследований SS433, как правило, относился к ярким эмиссионным компонентам линий, которые формируются за счет эффекта проекции. Поэтому в свете более детальных знаний о структуре струй этот термин может показаться не вполне удачным, и здесь мы приписали его к последним крупномасштабным неоднородностям. Время  c совпадает со временем распространения струи внутри канала аккреционного диска. Это совпадение может быть рассмотрено как аргумент в пользу коллимации струи и образования данных неоднородностей в ней за счет тепловых или гидродинамических неустойчивостей во время ее движения внутри канала. Время порядка 0.3-0.5 дня может быть сопоставлено с характерным временем нестабильностей во внешних частях аккреционного диска, с образованием спиральных ударных волн, т. е. с процессами, модулирующими темп переноса газа в центральные части аккреционного диска.

---

<< 1. Введение | Оглавление | 3. Радиоструи и W50 >>

Публикации с ключевыми словами: SS433 Публикации со словами: SS433
См. также: SS 433: двойная звезда – микроквазар Объект SS 433 Джеты объекта SS433 Структура сверхкритического аккреционного диска Джеты в источнике SS433 Определена масса SS433 Сверхсветовой источник в Галактике Все публикации на ту же тему >>