<< 3. Радиоструи и W50
| Оглавление |
5. Строение и формирование >>
Разделы
- 4.1. Ранние наблюдения
- 4.2. Локализация рентгеновсконо источника
- 4.3. Данные ASCA. Линии и спектр струй
- 4.4. Данные ASCA. Экваториальный ветер
- 4.5. Данные Chandra. Узкие многотемпературные струи
- 4.6. Неоднородность струй и рентгеновская переменность
4. Рентгеновские струи
4.1. Ранние наблюдения
Ранние рентгеновские исследования центрального источника в SS433
описаны в обзоре Margon (1984). С середины 1980-х годов благодаря
открытию рентгеновских линий струй и наблюдениям в затмениях аккреционного
диска становится ясно, что рентгеновское излучение тепловое и формируется
в основном во внутренних областях непосредствено над аккреционным диском,
причем излучает газ релятивистских струй, остывающий на масштабах
см. Полная светимость в рентгеновском излучении,
эрг/с, существенно меньше
болометрической светимости аккреционного диска,
эрг/с. Рентгеновское излучение сильно переменно, его
интенсивность и спектр, равно как и у оптичеcкого излучения, зависит от
состояния активности (вспышки), ориентации диска и струй (фаза прецессии),
эффектов затмений оптической звездой и поглощения в окружающем газе
(орбитальная фаза).
Рентгеновские линии железа были открыты в спектре SS433 из наблюдений
на Обсерватории EXOSAT (Watson et al., 1986; Stewart et al., 1987;
Brinkmann et al., 1988). В спектре была обнаружена относительно широкая
линия, которая перемещалась по спектру. Это перемещение хорошо
согласовывалось с кинематической моделью при предположении, что линия
излучается в голубой (приближающейся) струе высокоионизованным железом
(FeXXV, 6.7 кэВ), само излучение, очевидно, было тепловым. Соответствующая
линия удаляющейся струи не была найдена, что могло быть результатом
затмений удаляющейся струи телом аккреционного диска (соответственно,
рентгеновская струя должна быть сравнительно короткой) или результатом
заметного ослабления интенсивности излучения удаляющейся струи из-за
эффектов релятивистской абберации. Было сделано также заключение о
низкой температуре рентгеновского газа струй (
кэВ).
Соответствующая этой температуре невысокая эмиссионная способность
рентгеновского газа приводила к необходимости очень большой кинетической
светимости струй,
эрг/с.
В последующих наблюдениях SS433 на Обсерватории GINGA (Kawai et al., 1989; Brinkmann et al., 1991) рентгеновские понижения блеска были надежно отождествлены с затмениями аккреционного диска. Некоторые из этих затмений очень хорошо согласовывались с оптическими затмениями, даже по одновременным оптическим наблюдениям (Goranskii et al., 1997). Было найдено, что кривые блеска затмений существенно меняются в зависимости от ориентации диска (фазы прецессии).
В наблюдениях GINGA
рентгеновские эмиссии струй еще не были разрешены, но уже было отмечено
сложное поведение широкой смещенной линии железа на 
кэВ
как прецессионное движение "узкой" линии железа на фоне широкой
эмиссионной линии. Во время затмений интенсивность излучения во всей
линии уменьшалась пропорционально общему потоку, что означало,
что все или основная часть рентгеновского излучения формируется в струях.
Температура излучающего газа по даным GINGA резко уменьшалась
во время затмений с 
кэВ до 
кэВ в центре
затмения, из чего следовало, что температура струй падает наружу.
В последующем анализе данных GINGA (Yuan et al., 1995)
была выделена узкая движущаяся компонента линии, формирующаяся в
приближающейся струе. Интенсивность этой компоненты была примерно постоянной
в системе покоя струи. Было отмечено, что интенсивность оставшейся широкой
компоненты линии железа (линия слабоионизованного железа, либо бленда из
многих линий) меняется пропорционально изменениям всего рентгеновского потока
согласно с прецессионным изменением ориентации аккреционного диска.
Во время максимального раскрыва диска на наблюдателя объект становится ярче.
4.2. Локализация рентгеновсконо источника
Рентгеновское излучение, образующееся вне двойной системы относительно
слабо, т. к. из наблюдений самых глубоких затмений в SS433
(Kotani, 1998) следует, что доля внешнего излучения
меньше 30%. Более точной оценки пока нет, либо ответ становится
модельно зависимым: какая доля рентгеновского излучения формируется
в незатменных остывающих струях (
см), какая доля
отражаетсяreflected или переизлучается в газе
сопутствующего ветра, имеется ли дополнительный источник рентгеновского
излучения дальше от системы - в области максимума оптических
и радиоструй (
см) и зоны поярчания радиоизлучения.
В наблюдения на обсерватории
Chandra, HETGS (Marshall et al., 2002) зарегистрировано протяженное
рентгеновское
излучение вокруг центрального источника, на масштабах от
(
см) до
.
Информация о структуре самого центрального
источника, к сожалению, была потеряна из-за эффекта перенакопленияpileup
во время этих наблюдений. Обнаруженный протяженный источник вытянут
в направлении оси прецессии струй, к центру его интенсивность возрастает.
Полная светимость этого источника составляет
эрг/с, в его спектре Marshall et al.
(2002) не обнаружили линий излучения.
Рентгеновские струи разрешенные на масштабах нескольких секунд дуги
подтверждаются по наблюдениям на Chandra, ASIS-S в сообщении
Migliari et al. (2002). Направление рентгеновских струй полностью совпадает
с направлением
радиоструй, максимумы рентгеновского излучения в восточной и западной
струях наблюдаются на расстоянии
cm,
однако, центральная часть SS433 также была искажена в этих наблюдениях
эффектами перенакопления.
Рентгеновская светимость струй на этих расстояниях от источника в диапазоне
2-10 кэВ составила
эрг/с,
что составляет около 3% наблюдаемой средней рентгеновской светимости SS433.
Migliari et al. (2002) обнаружили эмиссионные линии, смещенные согласно
кинематической модели. В спектре восточной (приближающейся) струи выделена
линия на 
кэВ, в спектре западной (удаляющейся) струи найдена линия
на 
кэВ, эти эмиссии могут принадлежать линии FeXXV K
(7.06 кэВ), смещенной за счет движения в струях со скоростью 0,26c.
Относительные интенсивности этих двух линий также согласуются с тем, что
линии излучаются в струях.
Время движения газа струй до областей излучения 
дней. Излучающая
область достаточно протяженна, она покрывает не менее чем один
прецессионный цикл (Migliari et al., 2002). Континуальные спектры
(0.8-10 кэВ) соответствуют тормозному излучению с температурой 5 кэВ,
однако, также хорошо могут быть описаны степенным законом с фотонным
индексом 
.
Обнаруженное Migliari et al. (2002) протяженное рентгеновское излучение не
может быть результатом рассеяния коллимированного излучения
сверхкритического аккреционного диска во внешнем газе, т. к. в таком случае спектры
восточной и западной компонент были бы подобными. Эти данные прямо указывают
на нагрев струй на расстояниях между
см (конец
оптических струй, зона поярчания радиоизлучения) и 
см.
Весьма вероятно, что рентгеновское излучение на секундных масштабах не имеет
никакого отношения к описанным выше протяженным рентгеновским струям,
т. к. излучение последних (торможение струй) становится заметным на
расстояниях от центра в сотни раз больших (
).
Рентгеновское излучение на секундных масштабах может быть связано либо с
взаимодействием струй с ветром от диска, т. е. с областями радиоизлучения
(VLA-струи). Будущие рентгеновские наблюдения на секундных
и субсекундных угловых масштабах ответят на этот вопрос.
4.3. Данные ASCA. Линии и спектр струй
На Обсерватории ASCA было проведено около 30 наблюдений (Kotani et al., 1994;
1996; Kotani et al., 1997ab; Kotani, 1998)
в разных фазах орбитального и прецессионного периодов.
Рентгеновские затмения имеют разную глубину, в зависимости от ориентации
аккреционного диска, затмевается от половины до 2/3 излучения. На ASCA
были разрешены эмиссии струй, впервые были найдены отдельно линии
приближающейся
и удаляющейся струй: FeXXVK
, FeXXVIK
(существенно слабее, чем линия гелиоподобного иона), NiXXVIIK;
более слабые K линии, излучаемые только в приближающейся струе:
линии MgXII, SiXII, SiXIV, SXV, SXVI, ArXVII;
много неразрешенных линий в области 1-1.5 кэВ;
флюоресцентная стационарная линия нейтрального или слабо ионизованного железа
FeI-X на 6.4 кэВ (EW(Fe)
еВ), которая, вероятно,
формируется за счет переизлучения газом, окружающим струи и
в ветре аккреционного диска.
Таким образом появилась принципиально новая возможность диагностики
рентгеновских струй в SS433 по интенсивностям линий. Будущие наблюдения
рентгеновских затмений струй оптической звездой SS433, но
с лучшим спектральным разрешением (разрешения Chandra вполне достаточно
для этих целей) откроют богатые возможности прямого исследования
внутренних струй и той области над фотосферой ветра, в которой эти
струи появляются.
Спектр в жесткой области 5-9 кэВ, где излучаются линии железа,
хорошо согласуется (с учетом поглощения и вклада основных линий) со степенным
законом с фотонным индеском
. В мягкой области
1-4 кэВ, где излучаются линии менее тяжелых элементов,
спектральный показатель степени равен
. При этом
аппроксимация спектра в обеих областях согласуется с одной и той же
величиной поглощения
(Kotani
et al., 1996). Светимость SS433 в диапазоне 2-8 кэВ составляет
эрг/с, в наиболее яркой линии приближающейся
струи светимость равна L(FeXXVK
эрг/с.
На основе отношения интенсивностей линий FeXXV K к
FeXXVI K и с привлечением простой модели адиабатически
охлаждающейся струи было найдено, что температура основания струй
кэВ. Рентгеновская струя заканчивается при температурах
кэВ (на расстоянии от источника
см,
где газ становится термически нестабильным. При этом начиная с расстояния,
соответствующем температуре газа струи 6-7 кэВ проявляется
поглощение или затмение удаляющейся струи.
Оценки
кинетической светимости и темпа потери массы в струях приводят к довольно
большим величинам. Однако, почти все авторы предполагают в расчетах невероятно
большой угол раствора струй,
, в то время как
струи SS433 существенно лучше коллимированны,
(Borisov and Fabrika, 1987; Marshall et al., 2002). В более детальной
модели струи Brinkmann and Kawai (2000) получили оценку потока кинетической
энергии
эрг/с. Они же продемонстрировали
на основе наблюдений ASCA, что по эмиссиям струй можно исследовать более
тонкие эффекты и детально изучать строение струй.
В наблюдениях группы ASCA (Kotani et al., 1997a,b; Kotani, 1998) было
найдено содержание тяжелых элементов заметно выше солнечного. Для описания
спектров обилие металлов требуется повысить в 1.5-2 раза, а обилие Ni
(NiXXVII
на 7.3 и 7.7 кэВ) более, чем в 20 раз.
Из этого результата могли бы следовать далекие
выводы, например, о термоядерных реакциях, идущих на поверхности
нейтронной звезды внутри сверхкритического аккреционного диска.
Однако, наблюдения оптических струй не противоречат идее об их
нормальном химическом составе. Такой результат по никелю мог быть
получен, если при аппроксимации рентгеновского спектра SS433 не были
учтены какие-то дополнительные эффекты, т. к. в области 
кэВ
отношение сигнал/шум в спектре резко падает (Kotani et al., 1997a,b).
Была использована модель баллистической струи, охлаждающейся за счет
расширения и излучения, однако, для описания рентгеновких струй SS433,
вероятно, необходимо привлекать дополнительный нагрев (Brinkmann et al.,
1988), например, коллимированным излучением сверхкритического диска
или за счет ударных процессов, возникающих при выходе струи газа
из сопла (канала в ветре).
Подобные дополнения могут изменить интенсивности линий металлов, получаемые
в модели. Результаты с Chandra (Marshall et al., 2002) не согласуются
с выводом о сверхобилии металлов.
4.4. Данные ASCA. Экваториальный ветер
В наблюдениях группы ASCA были найдены достаточно важные закономерности,
которые наиболее удачно можно интерпретировать в рамках поглощения
излучения удаляющейся струи с фактором 
, причем с удалением
от источника величина поглощения возрастает (Kotani et al., 1996).
Отношение
интенсивностей одинаковых линий от двух струй
, что было заметно меньше величины 0.66,
ожидаемой для данной фазы прецессии. Вследствие эффекта релятивистского
поярчанияboosting линий приближающейся струи действительно должны быть
ярче линий удаляющейся струи (подробнее см. следующую главу),
но линии удаляющейся струи были систематически слабее даже с учетом
этого эффекта. Необходимо привлекать
дополнительное поглощение света удаляющейся струи. Однако, объектом,
затемняющим эту струю не может быть аккреционный диск, т. к. наименее всего
подвержены этому затемнению наиболее горячие линии, излучающиеся в струях
ближе к источнику. Было сделано заключение, что систематически для линий,
формирующихся при разных температурах (Kotani et al., 1996; 1997ab;
Kotani, 1998) справедливо соотношение
.
Для объяснения наблюдаемого соотношения интенсивностей линий требовалось
ослабление излучения
наиболее далеких областей удаляющейся струи в 2-3 раза. Это означает, что
собственно "аккреционный диск" имеет относительно небольшие
размеры, и мы
свободно можем видеть удаляющуюся струю на расстояниях
см от источника. Далее, области удаляющейся струи, излучающие на расстоянии
см (для сравнения, размер системы около
см) начинают испытывать существенное поглощение.
Kotani et al. (1996) предположили,
что поглощение происходит в газе, теряемом системой через внешнюю точку
L2 ("sprinkling disk"). Возможные наблюдательные проявления мощной
потери газа в SS433 через точку L2 обсуждались Fabrika (1993).
Вероятно, именно это истечение деформирует орбитальную кривую блеска в
оптике (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993), оно же, вероятно, наблюдается
на больших масштабах в областях радиоизлучения, ориентированных
перпендикулярно струям, что было найдено в VLBI и VLBA наблюдениях
(Paragi et al., 1999; Blundell et al., 2001). Не исключено,
что наиболее эффектно эти экваториальные области можно увидеть в линии
H вокруг SS433 как протяженный диск, подсвечиваемый
прецессирующим аккреционным диском, где на расстояниях от SS433
ожидается переменная H туманность.
Однако, насколько нам известно, такие наблюдения не были проведены на HST.
Результаты рентгеновских наблюдений ASCA были подведены в диссертации
Kotani (1998). В фазы прецессии максимального раскрытия диска (район 
)
источник яркий, FeK-скачок глубокий, удаляющаяся струя
испытывает заметное поглощение, температура газа в приближающейся
струе выше, чем в удаляющейся. В фазы прецессии диск с ребра (район
) рентгеновский источник слабый, FeK-скачок мелкий,
эмиссионные линии обеих струй идентичны. Последнее обстоятельство
весьма важно, оно придает большую надежность выводам.
4.5. Данные Chandra. Узкие многотемпературные струи
В наблюдениях SS433 на Chandra (Marshall et al., 2002) во многом
были подтверждены заключения, сделанные на основе наблюдений ASCA.
Наблюдения с Chandra особенно важны для понимания рентгеновских струй
SS433, т. к. превосходное спектральное разрешение позволяет прямо
регистрировать и проверять описанные выше эффекты.
Спектр SS433, полученный с HETG спектрометром Chardra (Marshall et al., 2002)
показан на Рис. 11, диапазон длин волн в Ангстремах соответствует диапазону
1.08-8.3 кэВ. В спектре удалось отождествить более 20 эмиссионных
линий приближающейся струи, 6 линий удаляющейся струи и линию
нейтрального (или слабо ионизованного) железа на 6.42 кэВ. Самой сильной
линией является линия гелиоподобного железа FeXXV. Подтверждена модель
охлаждающихся ("многотемпературных") струй, наряду с горячими линиями
Fe, Ni (
K) наблюдаются линии более легких элементов
Ne, Mg (
K). Значительное количество линий на низких
энергиях не удается отождествить. Переналагаясь, эти линии могут
вносить заметный вклад в континуум.
|
Важнейшим результатом явилось то, что Chandra разрешила линии струй SS433.
Линии оказались заметно уширенными, FWHM
км/с, причем
независимо от температуры излучения ширины линий и их лучевые
скорости имеют примерно одну и ту же величину.
Marshall et al. (2002) нашли, что растворopening
angle рентгеновских струй равен
.
Напомним, что раствор оптических струй, найденных Borisov and Fabrika (1987),
равен
. При моделировании профилей
движущихся линий H (Borisov and Fabrika, 1987) распределение
интенсивности излучения в поперечном сечении струи представлялось
двумерной функцией Гаусса с параметром
. В отличие
от "короткой" рентгеновской струи, где для оценки ее раствора достаточно
простых геометрических соображений, для оценки раствора оптической струи
необходимо было применение моделирования профилей линий, т. к. нутационные
и прецессионные смещения вносят вклад в полную ширину профилей линий.
Совпадение раствора рентгеновских и оптических струй представляется
замечательным. Это означает, что струи SS433 действительно конические и
движутся по строго баллистическим траекториям, начиная от самого
источника (в месте выхода струи из-под фотосферы ветра), на расстояниях
см, где температура газа струй 
K и до начала
зоны расширения H-облаков,
см, где
температура газа струй
K.
Marshall et al. (2002) нашли по положениям линий, что скорость
движения рентгеновских струй равна
, что
на 
км/с больше, чем скорость струй кинематической модели,
определенная по оптическим линиям (Margon and Anderson, 1989). Однако,
если сравнивать с уточненными параметрами кинематической модели
(Eikenberry et al., 2001), то формальная разница скоростей составит уже
км/с. Необходимо заметить, что временные нестабильности
скорости струй (jutter) могут достигать
км/с. Учитывая
относительно короткое время наблюдений SS433 на Chandra (29 ks) можно
сделать вывод, что из этих данных пока не следует, что рентгеновские и
оптические струи распространяются с разной скоростью. Полное совпадение
углов коллимации рентгеновских и оптических струй, в свою очередь,
говорит о том, что рентгеновские и оптические струи- один и тот же
объект, наблюдаемый на разных стадиях эволюции.
Рентгеновский спектр по данным Chandra в диапазоне 0.8-8 кэВ хорошо
согласуется со
степенным законом (
,
)
и со спектром, полученным с ASCA (Kotani et al., 1996), средняя
светимость SS433 (2-10 кэВ) равна
эрг/с.
По отношению потоков линий водородо- и гелиоподобных ионов
можно достаточно надежно определить температуру газа.
Наблюдаемые в струях эмиссии формируются при температурах
от 
К до 
К. По чувствительному к плотности
триплету линий SiXIII найдена электронная плотность газа,
в области струи, где температура равна
К.
Обнаружены очень слабые линии (NeX, NeIX), возникающие вследствие
радиативной рекомбинации. Для объяснения силы этих линий за счет
фотоионизации требуется светимость порядка
эрг/с, что,
в принципе, реально в случае коллимированного вдоль струй излучения в SS433.
Однако, из отсутствия других сильных линий, возникающих при фотоионизации,
Marshall et al. (2002) сделан вывод о столкновительном нагреве газа.
В модели конической адиабатически охлаждающейся струи,
оптически тонкой тепловой и столкновительной
плазмы, нормальных содержаний химических элементов были найдены
меры эмиссии для разных ионов. Была также построена 4-х компонентная
(4-х температурная) модель, в которой температура газа струи
падает с
K до 
K,
электронная плотность падает от
до
на расстояниях от
основания струи от
до
см.
Кинетическая светимость струи, получаенная в данной модели, равна
эрг/с. Таким образом,
рентгеновская струя, полученная Marshall et al. (2002) оказалась
весьма короткой. Это накладывает существенные ограничения на расстояние
от релятивистской звезды, на котором располагается основание струи,
чтобы не было мгновенных эффектов затмения струй оптической звездой.
Рентгеновская линия железа на 6.4 кэВ по спектрам Chandra (Marshall et al.,
2002) не разрешается, FWHM
км/с. Эта линия, скорее всего,
возникает за счет процесса флюоресценции в холодном газе ветра (Kotani, 1998)
или даже кокона вокруг оснований струй (Fabrika, 1997). Из анализа
рентгеновских затмений и затмений, обнаруженных в эмиссионной линии
HeII
, моментов выхода рентгеновского источника и источника
HeII из-за лимба оптической звезды Goranskii et al. (1997) сделали
заключение, что область эмиссии HeII окружает рентгеновский источник в
аккреционном диске SS433. Структуру диска мы рассмотрим отдельно.
Данные с Chandra подтверждают найденный на ASCA эффект затемнения удаляющейся струи - излучение этой струи существено слабее излучения приближающейся струи. Однако, температуры обеих струй были получены примерно одинаковыми. Для проверки гипотезы поглощения излучения удаляющейся струи в истекающем из системы веществе необходимы более длительные наблюдения, т. к. истекающий в плоскости диска газ может быть существенно неоднородным в азимутальном направлении.
Marshall et al. (2002) обратили внимание на интересное совпадение
между скоростью расширения струи в перпендикулярном струе направлении
(точнее, максимально возможной скоростью расширения), которая следует из
ширин линий и скоростью звука при температуре K, которая следует
из интенсивностей линий.
Если ширина струи определяется свободным расширением ее газа у основания
струи, то раствор струи будет равным
, где
- скорость звука для протонов, 
- скорость струй.
При найденной величине температуры газа у основания
K раствор струи получается равным
, что практически
совпадает с определенным из наблюдений. С увеличением расстояния
от центра газ охлаждается, скорость звука падает, и струя становится
строго баллистической. Это совпадение является серьезным аргументом в пользу
того, что температура 
измерена точно в месте выхода струи из-под
фотосферы кокона, окружающего ее основание. Само по себе это еще никак
не проливает свет на механизм коллимации струи, который, скорее всего,
является гидродинамическим. Но можно заключить, что изначально (во
внутренних, скрытых от наблюдателя областях) струя должна быть сколлимирована
не хуже, чем наблюдается в рентгене и оптике, и работа этого механизма
коллимации должна закончиться где-то непосредственно перед выходом
струи из-под фотосферы.
В недавних наблюдениях на обсерватории CHANDRA HETGS опубликованных
Namiki et al. (2003) SS433 наблюдался в фазе прецессии
диска "вид с ребра"
(edge-on). Авторы обнаружили, что ширина линии железа
FeXXVK
(FWHM(Fe) 
km/s) значительно превышает
ширину линии кремния SiXIIIK (FWHM(Si) 
km/s).
Marshall et al. (2002) также заметили такой тренд, что ширины линий
более низких энергий слегка меньше, чем средняя ширина всех линий,
однако, эта зависимость была весьма слабой и незначимой и их наблюдениях.
В спектрах Namiki et al. (2003) ширина линий кремния согласуется с
ширинами линий, найденными Marshall et al. (2002), но ширина
линии железа заметно больше. Эти авторы предположили, что они обнаружили
постепенное увеличение степени коллимации струи вдоль оси струи.
Эти новые данные показывают, что необходимо накопить больше
наблюдений с высоким спектральным разрешением (CHANDRA) в разных фазах
прецессии и во время затмений аккреционного диска, чтобы понять структуру
рентгеновских струй SS433 и их удаление от источника (или их размер).
Вероятно, комптоновское рассеяние в газе струи или в окружающей среде
может играть заметную роль в уширении рентгеновских спектральных линий.
Кроме того, при ориентации диска "еdge-on"
его внутренние части (основания
струй) частично закрываются краем диска (см. главу
"Сверхкритичекий аккреционный диск и компоненты по данным фотометрии"),
т. е. геометрические эффекты должны влиять на рентгеновский спектр.
В совсем недавних наблюдениях SS433 на гамма-обсерватории INTEGRAL
Cherepashchuk et al. (2003) обнаружили жесткое рентгеновское излучение
в диапазоне 20-100 keV. Спектр SS433 в этой области относительно
плоский, фотонный степенной индекс 
. Светимость составляет
erg/s (25-50 keV) и
erg/s (50-100 keV).
Обнаружена прецессионная переменность жесткого рентгеновского излучения:
когда диск раскрывается на наблюдателя, поток в диапазоне 25-50 keV
возрастает более, чем в 2 раза по сравнению с фазой прецессии
диск "edge-on". Прецессионная зависимость подтверждает представление, что
внешний край диска в фазе прецессии "edge-on"
закрывает внутренние области.
Заметим, что эффект релятивистского усиления яркости излучения составляет
примерно ту же величину в 
раза, если рассматривать одну струю, и
этот эффект совсем мал (9%) для двух антипараллельных струй.
Наличие жесткой степенной компонеты в рентгеновском спектре в свою очередь означает комптонизацию мягких рентгеновских фотонов, формирующихся во внутреннем диске (в рентгеновских струях), на релятивистских электронах. Релятивистские частицы могут быть ускорены в тех же внутренних струях, при выходе струи из канала сверхкритического диска (см. следующую главу).
4.6. Неоднородность струй и рентгеновская переменность
Все авторы, анализирующие рентгеновские наблюдения струй, как правило,
предполагают, что конические струи полностью заполнены газом. В оптических
струях, наоборот, фактор заполнения объема струи должен быть очень мал
(Davidson and McCray, 1980; Begelman et al., 1980), на расстоянии
максимума излучения H (
см) фактор заполнения
струи облаками 
(Panferov and Fabrika, 1997). Газ струи
должен собраться в облака за счет тепловых нестабильностей. Весьма
вероятно, что область формирования сгустков (Bodo et al., 1988;
Brinkmann et al., 1988; Kotani et al., 1996) располагается в конце
рентгеновских струй, где газ остывает до температур 
кэВ и
должна начаться его фрагментация (см. след. главу). Предсказываемые
из тепловых
нестабильностей (Brinkmann et al., 1988) и найденные из относительных
интенсивностей линий (Panferov and Fabrika, 1997) размеры облаков
см. Даже в относительно короткой
рентгеновской струе таких облаков должно быть тясячи, весьма маловероятно
надеяться зарегистрировать эти облака в рентгене, например, по переменности
рентгеновского потока.
По структурности профилей линий H в оптической струе ожидается наличие
около 
более крупных образований, которых можно было бы назвать
скоплениями облаков (Borisov and Fabrika, 1987; Panferov and Fabrika, 1997),
характерное время генерации такого образования 
сек. Это
время примерно соответствует времени движения газа по рентгеновскому участку
струи. Из структурности оптической струи и относительно небольшого
размера рентгеновской струи можно заключить, что переменность рентгеновского
потока на временах, соответствующих времени генерации одной неоднородности
весьма вероятна.
Это время 
сек также близко ко времени распространения струи
SS433 под фотосферой ветра сверхкритического диска. При темпе потери
массы в ветре SS433
/год радиус фотосферы
ветра составит
см (van den Heuvel, 1981;
Lipunov and Shakura, 1982; Fabrika, 1997). Этот размер хорошо
соответствует размеру источника оптического и УФ излучения вокруг
релятивистской звезды найденному из наблюдений,
см (Dolan et al., 1997). Время движения газа со скоростью
струи внутри этого объекта, если отождествлять его с непрозрачной частью
ветра или с каналом в ветре, 
сек. За это время, или даже меньшее
(если геометрия внутренней области сложна и размер фотосферы, где выходит
рентгеновское излучение меньше фотосферы, где формируется УФ излучение)
струя должна быть ускорена и сколлимирована.
Из совпадения времени генерации крупных неоднородностей в струе и
времени распространения струи под фотосферой также можно заключить,
что ожидается переменность рентгеновского потока SS433
с характерным временем в сотни секунд.
Недавно (Kotani et al., 2002; Safi-Harb and Kotani, 2002) обнаружили эту
переменность на PCA/RXTE, наблюдая
SS433 во время активного состояния. В диапазонах 2-10 и 10-20 кэВ
наблюдаются довольно сильные стохастические вариации блеска SS433
на временах 
сек, минимальное время переменности 50 сек.
Ориентация аккреционного диска во время этих наблюдений была "edge-on",
т. е. не совсем удачной для анализа переменности блеска, и тем не менее,
переменность была уверенно обнаружена. Вероятно, в пассивные
периоды рентгеновский поток SS433 также переменен, возможно с меньшей
амплитудой, чем во время активности.
Для объяснения короткой рентгеновской переменности Chakrabarti et al. (2002) рассмотрели возможные механизмы формирования прерывистых выбросов с характерным временем 50-100 сек в струях SS433. Они предлагают механизм нелинейных осцилляций ударных волн в аккреционном диске или около звукового барьера в аккрецирующем под-кеплеровском потоке газа. В этом случае темп аккреции во внутренних частях аккреционного диска будет существенно промодулирован с требуемым характерным временем.
Переменность блеска SS433 на коротких временах (
сек) искалась также в
УФ диапазоне 1400-3000ÅÅ на HSP/HST (Dolan et al., 1997). В этих
наблюдениях был наложен верхний предел 
на амплитуду переменности.
Можно надеяться, что короткая переменность блеска SS433 в голубой и
УФ областях, за излучение в которых отвечают близкие к струям части ветра
или газ окружающий место появления струй, со временем все-таки будет
обнаружена. Так же как и в рентгеновском диапазоне, в УФ области вопрос
обнаружения быстрой переменности, вероятно, сводится к чувствительности
детекторов и к величине сигнал/шум в наблюдениях. В оптическом диапазоне
переменность блеска на временах в несколько минут хорошо известна
(например, Goranskii et al., 1986; Zwitter et al., 1991), это стохастическая
переменность, ее амплитуда
, она не пропадает даже во
время затмений аккреционного диска.
<< 3. Радиоструи и W50 | Оглавление | 5. Строение и формирование >>
|
Публикации с ключевыми словами:
SS433
Публикации со словами: SS433 | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
