<< 5. Строение и формирование
| Оглавление |
7. Сверхкритический диск по данным ... >>
Разделы
- 6.1. Кривая блеска SS433: прецессионная, орбитальная и нутационная переменности
- 6.2. Кривая блеска в активных и пассивных состояниях
- 6.3. Нутационные часы и время прохождения вещества через диск
- 6.4. Истечение в плоскости диска и газовые потоки
- 6.5. Резкие ослабления блеска
- 6.6. Распределение энергии в спектре и параметры компонентов
- 6.7. Поляризация оптического и УФ излучения
6. Сверхкритичекий аккреционный диск и компоненты по данным фотометрии
6.1. Кривая блеска SS433: прецессионная, орбитальная и нутационная переменности
Фотометрические наблюдения весьма обширны, их результаты можно найти в обзорах (Margon, 1984; Cherepashchuk, 1989, 2002), но нас будут, в основном, интересовать данные, из которых можно сделать заключение об аккреционном диске SS433, точнее о форме и структуре газовой оболочки, которая окружает релятивистский объект. Много информации о структуре диска и газовых потоков получено в спектральных исследованиях этой системы, поэтому спектральные данные мы опишем в следующей главе более подробно.
Кривая блеска SS433 определяется тремя известными периодами - периодом
прецессии, орбитальным и периодом нутации, а также спорадическими
изменениями - мелкомасштабными флюктуациями, вспышками (глава "Радиоструи
и W50"), активными
периодами (Leibowitz et al., 1984;
Kodaira et al., 1985; Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987;
Mazeh et al., 1987; Goranskii et al., 1986, 1997, 1998a, 1998b;
Zwitter et al., 1991; Fukue et al,, 1997; Panferov et al., 1997;
Irsmambetova, 1997, 2001). На Рис. 15 показано поведение плотности потока
в фильтре V за прецессионный цикл по данным статьи (Goranskii et al., 1998b).
Данные переведены в потоки и осреднены, и любезно предоставлены
В.П.Горанским (2002) специально для этого обзора. Прецессионная кривая
блеска на этом рисунке представлена в долях периода орбиты, т. е. составлена
из средних орбитальных кривых, полученных за все годы фотометрических
исследований SS433 и в разных фазах прецессии. При этом орбитальные моменты
затмения аккреционного диска и прецессионные моменты максимального разворота
диска на наблюдателя были совмещены. Всего было использовано 2400
индивидуальных измерений. Когда аккреционный диск в прецессионном
вращении раскрывается на наблюдателя (
, момент 
) SS433
становится ярче, кривая блеска оказывается более регулярной, затмения
более выраженными и глубокими. Глубина затмений возрастает в голубых
лучах и заметно уменьшается в красном и ИК диапазонах спектра.
|
В фазы прецессии, когда диск наблюдается с ребра (Рис. 15), а струи,
соответственно, располагаются в картинной плоскости, кривая блеска весьма
нерегулярна, главные затмения аккреционного диска звездой (MinI,
) становятся мелкими, затмения звезды диском (MinII,
) иногда вообще трудно различить. В эти фазы прецессии кривая
блеска очень сильно искажается вспышками (Goranskii et al., 1998b).
Вне затмений в квадратурах амплитуда прецессионой переменности
блеска в фильтре V составляет
. В центре затмений
аккреционного диска амплитуда прецессии
меньше,
, при этом SS433
также становится ярче, когда диск раскрывается, и слабеет, когда диск
поворачивается краем. Из этого Goranskii et al. (1998b) делают вывод, что
независимо от прецессионой ориентации никогда не наблюдается полных
затмений диска в SS433. Цвет B-V мало меняется от фаз известных периодов.
При ослаблении блеска в фазах прецессии "диск edge-on" и в затмениях
объект становится краснее в цвете V-R - затмевается горячий источник,
а красный компонент излучения (вероятно, free-free излучение газа,
непосредственно окружающего систему) не затмевается. Изменения цветов
в основном наблюдаются во вспышках.
Подобные изменения блеска с фазой периода прецессии могут быть связаны i) c простыми изменениями ориентации геометрически плоского источника, ii) с изменением видимости "горячих пятен" или воронок в местах выхода струй на фотосфере истекающего ветра (Lipunov and Shakura, 1982), или iii) изменением видимости горячих коконов, окружающих основания струй. В последних двух предположениях "диском" может быть дископодобное тело, толщина которого растет с увеличением расстояния от центра, температура его поверхности растет с приближением к центру. Например, в последних расчетах кривых блеска SS433 (Antokhina et al., 1992; Hirai and Fukue, 2001) задавалась примерно такая форма аккреционного диска. Не исключено, что роли "диска" вообще следует отвести только экранирующую функцию. Внешние края диска в процессе прецессии могут закрывать внутренние горячие области. Кроме того, совсем не очевидно, что форма этого тела (которое мы традиционно называем диском) связана с Кеплеровким вращением вещества. Более вероятно, что форма определяется плотностью, скоростью и геометрией ветра, т. е. строением фотосферы ветра. Это означает, что размер яркого тела, окружающего релятивистскую звезду, может не иметь никакого отношения к размеру полости Роша этой звезды (см. ниже), что создает серьезные ограничения для определения отношения масс компонент из моделирования кривых блеска.
|
На Рис. 16 показаны орбитальные кривые блеска SS433 в фильтре V (Panferov
et al., 1997) полученные по всем опубликованным данным усреднением блеска
в интервалах фаз прецессионного периода. Поток 
соответствует
. Глубина главных затмений
() существенно меняется в зависимости от ориентации диска.
Изменяется даже их положение. Если орбитальное и прецессионное вращения
противоположны, как неоднократно заключалось многими авторами, и как должно
быть в случае вынужденной прецессии оптической звезды (ведомый диск), то
в моделях яркого источника, совпадающего с основанием приближающейся
струи (упомянутые выше модели ii
и iii) до момента (
) главные затмения должны запаздывать
относительно эфемерид, а после момента (
) эти затмения должны
наступать раньше (Fabrika, 1984; Gladyshev et al., 1987).
Орбитальные кривые блеска в районе
вторичных затмений MinII (
) еще более
переменны. Если эффект отражения излучения диска от поверхности
звезды-донора или от уплотнений ветра у поверхности звезды
достаточно силен, то (при тех же предположениях о направлениях
орбитального и прецессионного вращений) в фазах прецессии до момента
яркость в элонгации
должна быть больше, чем в элонгации
, и MinII должен несколько отставать от расчетного.
В фазах прецессии после момента , наоборот,
яркость в элонгации
должна быть больше, и MinII должен
наступать раньше. Примерно такая картина наблюдается на Рис. 16.
Кроме этого, при прогреве максимум прецесионного блеска, измеренный отдельно
в фазах двух элонгаций, также должен смещаться из-за различных условий
прогрева и видимости звезды с поверхности диска. А именно: в элонгации
прецессионный максимум наступит раньше, чем эфемеридный
момент , соответственно, в элонгации
максимум
наступит позже . Этот эффект был отмечен в работе Gladyshev et al.
(1987).
Наличие затмения MinII в рентгеновских лучах (Gies et al., 2002a) может быть связано с отражением света от звезды-донора, но также это может быть затмением области около оптической звезды, если небольшая часть рентгеновского излучения формируется там в ударных волнах сталкивающихся ветров (Cherepashchuk et al., 1995). Представляется, что эффект прогрева поверхности звезды-донора в SS433 играет существенную роль в переменности блеска, но для доказательства этого необходимо провести модельный анализ кривых блеска. Кроме прогрева известны еще два эффекта, которые могут искажать регулярную орбитальную переменность. Первый из них - это нутационные изменения блеска, которые искажают орбитальную переменность по-разному в разных фазах прецессии (Goranskii et al., 1998b). Второй эффект - поглощение в растекающемся из точки L2 за диском потоке газа (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993). Мы обсудим эти эффекты ниже.
Третьим надежно установленным периодом в изменениях оптического блеска
является период нутации 6.28 дня, с этим периодом наблюдается покачивание
струй. Полная амплидуда изменений блеска с этим периодом составляет
( Mazeh, et al., 1981; Mazeh et al., 1987;
Goranskii et al., 1998b), причем дополнительный источник красного света
(полоса R) не показывает нутационных изменений, т. е. амплитуда переменности
голубого источника реально должна быть несколько выше найденной в полосе V.
Здесь мы приведем эфемериды фотометрической
переменности с периодами прецессии 
(момент максимума блеска,
),
орбиты 
(середина затмения аккреционного диска MinI) и нутации
(максимум блеска в полосе V) по данным
Goranskii et al. (1998b) как самым последним из опубликованных.
Мы также повторим спектральные прецессионные эфемериды (момент
максимального раздвижения релятивистских эмиссий по спектру 
).
Все эти эфемериды могут
оказаться полезными при расчетах и планировании наблюдений.
Орбитальные
элементы являются наиболее точными на конец 2001 г., они были подтверждены
после опубликования (Goranskii et al., 1998b) недавними наблюдениями затмений
(Goranskii, 2002). Элементы периода прецессии должны быть сравнены со
спектральными прецессионными элементами (Eikenberry et al., 2001),
подробно обсужденными выше (Гл. "Оптические струи"), и неплохо
согласуются с последними
с учетом обычных для прецессионных часов нестабильностей и точности.
Точность определения прецессионного периода по спектрам, естественно, должна
быть выше, чем по фотометрии, т. к. амплитуда перемещения подвижных линий
существенно выше ошибки определения положения линий на спектре (в 
раз). В фотометрии амплитуда прецессионной переменности не на столько
превышает обычную ошибку измерений. Тем не менее,
в фотометрии мы изучаем прецессию
аккреционного диска, а по спектрам мы регистрируем струи, поэтому сравнение
прецессионных движений струй и диска может иметь принципиальное значение.
6.2. Кривая блеска в активных и пассивных состояниях
Кривая блеска на Рис. 15 была получена осреднением всех
данных, включающих как активные, так и пассивные состояния объекта.
Анализ прецессионной и орбитальной переменности раздельно в активных
и пассивных состояниях приведен Fabrika and Irsmambetova (2002).
Использовалась та же база фотометрических данных (1979-1996)
ГАИШSterngerg Institute. Активные состояния SS433 (см. Введение и гл.
"Радиоструи и W50") выделялись по результатам наблюдений программы
радиомониторинга GBI
(http://www.gb.nrao.edu/fgdoss/gbi/gbint.html), а также на основе самих
оптичеких данных. Прецессионные кривые блеска в активных и пассивных
состояниях существенно различны.
В пассивных состояниях средний внезатменный блеск SS433
(аккреционного диска) действительно сильно зависит от фазы прецессии.
Объект становится слабее в полосе V в 
раза при повороте
аккреционного диска от максимального раскрытия на наблюдателя до
положения edge-on. Однако, в активных состояниях (явные вспышки были исключены)
блеск SS433 весьма слабо зависит от ориентации диска. При этом особенно
важно, что во время
максимального раскрытия диска (моменты ) блеск объекта в активных
и пассивных состояниях одинаков. Соответственно, в ориентациях "edge-on"
(моменты 
) объект в пассивных состояниях значительно слабее,
чем в активных.
Орбитальные кривые блеска примерно одинаковы в активных и пассивных
состояниях - в активности также наблюдаются главные и вторичные затмения.
В центре затмений аккреционного диска звездой (
)
в активных состояниях
SS433 становится ярче в 
раза по сравнению с пассивными
состояниями. Прецессионная модуляция в центре затмений в активных и
пассивных состояниях примерно одинакова: во время
раскрытий диска блеск несколько ярче, чем во время "edge-on".
В SS433 определенно существует незатмеваемый звездой источник излучения
даже в голубом свете. Он может быть связан с рассеянием излучения
во внешнем газе ветра.
Фотометрическое поведение SS433 в активных и пассивных состояниях предполагает модель (Fabrika and Irsmambetova, 2002), в которой оптический блеск объекта в основном определяется горячим телом в центральной части аккреционного диска, это могут быть два горячих газовых кокона, окружающих внутренние (рентгеновские) струи. В активных состояниях размер коконов увеличивается и они не закрываются от наблюдателя ни внешним краем аккреционного диска в положении "edge-on", ни звездой-донором во время главных затмений. Из примерного равенства амплитуды прецессионной модуляции и амплитуды главных затмений делается вывод, что размер донора примерно равен размеру (ширине) внешнего края диска в проекции на небесную сферу.
Когда диск максимально раскрывается на наблюдателя, средняя яркость
в элонгациях одинакова как в активных, так и в пассивных состояниях.
Из этого может следовать, что кокон, окружающий приближающуюся струю, в
прецессионные фазы максимального раскрытия диска
не закрывается внешним краем диска вплоть до его
основания, а светимость кокона не зависит существенно от его размера
(состояния активности SS433). Такое может быть в случае, если газ кокона
рассеивает (
) излучение, приходящее из более внутренних
частей, из канала в аккреционном диске или в ветре. Эти коконы могут
быть отождествлены с источником УФ излучения, в котором Dolan et al. (1997)
обнаружили сильную линейную поляризацию, направленную вдоль струй или
с источником двухпиковой линии HeII
в спектре SS433
(см. следующую главу).
6.3. Нутационные часы и время прохождения вещества через диск
Из-за сопряженности нутационного периода 6.28 дня с орбитальным и
прецессионным искажения орбитальных кривых блеска за счет нутационных
колебаний будут зависеть от фазы прецессии (Goranskii et al., 1998b).
В частности, как можно найти из приведенных выше эфемерид, в момент
нутационные максимумы приходятся на элонгации. Нутационная переменность
приводит к некоторому смещению положения затмений. Величина и знак смещений
зависят от прецессионной фазы. Модельный анализ орбитальных кривых блеска
SS433 должен проводиться с учетом нутационных колебаний.
Информация о фазах спектральной и фотометрической переменности с прецессионным и нутационным периодами очень важна для понимания механизма прецессии в SS433. Как уже говорилось, наиболее успешным сценарием прецессии в SS433 является вынужденная прецессия звезды-донора, ось вращения которой не совмещена с осью орбиты, и плавающий или "ведомый" аккреционный диск (Shakura, 1972; Roberts, 1974; van den Heuvel et al., 1980; Whitmire and Matese, 1980; Hut and van den Heuvel, 1981; Matese and Whitmire, 1982). Вынужденную прецессию может испытывать массивная звезда-донор (Papaloizou and Pringle, 1982; Collins, 1985). Katz et al. (1982) провели анализ периодических возмущений диска, плоскость которого не лежит в плоскости орбиты, гравитационным полем звезды-донора и пришли к выводу, что модель ведомого диска наиболее приемлема для объяснения прецессионных и нутационных движений в SS433. Анализ нутационных синодических явлений представляет собой достаточно точный инструмент, амплитуда этих движений и возможные изменения периода непосредственно зависят от многих параметров двойной системы. Collins (1985), Collins and Newsom (1986), Collins and Newsom (1988) развили динамическую модель SS433, в рамках которой можно делать заключения о свойствах прецессирующей звезды, эксцентриситете орбиты, апсидальных движениях.
В частотах нутационный период 6.28 дня выглядит как
. Фактически, возмущения аккреционного диска
происходят с периодом 6.06 дня, это кивающиеnodding движения диска (Katz
et al., 1982),
. Вспышки
в системе SS433, как можно было бы ожидать (Гл. "Радиоструи и W50"),
должны "чувствовать" именно кивающий период, т. е. период биений во
вращающейся с аккреционным диском или звездой системе координат.
Однако, в системе отсчета наблюдателя, где фотометрические или
спектральные эффекты зависят также от угла между лучом зрения и осью
диска или струй этот период становится 6.28 дня.
Возмущения диска (либо аккреционного потока) SS433 приведут к соответствующим изменениям наклона струй, если время прохождения вещества через диск не слишком велико и не превышает период возмущений. Информация об изменении наклона момента вращения внешних частей диска должна дойти до внутренней области (источник струй), существенно не исказившись и не сгладившись. Мы оставим в стороне обсуждение вопросов структуры наклонного диска и взаимодействия разных гармоник в возмущениях внешнего края диска гравитационным полем оптической звезды (Katz et al., 1982).
Качественно модель выглядит так, что в моменты
элонгаций возмущение диска донором приведет к смещению оси вращения
диска в картинной
плоскости (далее это возмущение сказывается на направлении распространения
струй), но это не изменит угла наклона струй к лучу зрения.
Поэтому возмущения,
приложенные к диску во время элонгаций не приведут к перемещению подвижных
линий. Возмущения края диска, оказанные в моменты соединений
направлены в плоскости, перпендикулярной картинной плоскости, поэтому
будут менять угол наклона струй. В частности, в фазы прецессии близкие к
(угол наклона струй и оси диска к лучу зрения
)
возмущения в соединениях направлены в сторону выстраивания диска в плоскость
орбиты. Поэтому эффект в соединениях приведет к тому, что линии
H
приблизятся друг к другу, а блеск системы ослабнет. Через
четверть орбитального периода в элонгациях диск и струи возвращаются в
свое исходное положение, линии H раздвигаются, блеск возрастает.
Конечно, мы увидим реакцию диска и струй на гравитационное возмущение
звездой по прошествии времени прохождения вещества через диск и времени
движения струй до области эффективного высвечивания в линиях.
В реальности, также кроме возмущений внешних частей диска, необходимо иметь
в виду, что условия формирования диска (расположение релятивистской звезды
относительно экватора донора) меняются с фазой нутации. Прогрев поверхности
донора неоднороден из-за тени диска и потоков. Все эти эффекты меняют
геометрию переноса массы и зависят от фазы биений между прецессионным и
орбитальным периодами.
Mazeh et al. (1987) нашли, что фазы нутации струй по спектральным и
фотометрическим данным наблюдений несколько не совпадают, а именно,
фотометрические максимумы примерно на один день опережают нутационные
экстремумы лучевых скоростей. Goranskii et al. (1998b) подтвердили этот
результат. Они показали на
данных 16-ти лет наблюдений (950 нутационных периодов), что нутационные
повышения яркости SS433 совпадают с максимальными смещениями линии
H
в голубую сторону при небольшом, но значимом сдвиге фаз
(Goranskii et al., 1998b).
Нутационные отклонения струй запаздывают по отношению
к оптической переменности. Этот сдвиг фазы соответствует задержке в 0.6 дня
или расстоянию, проходимому струями
см. Именно это
расстояние было найдено (Fabrika and Borisov, 1987; Vermeulen et al., 1993a)
как расстояние, на котором достигается максимум излучения струй в подвижных
линиях H
. Из этого можно сделать вывод, что нутационные колебания
блеска связаны с основаниями струй. В рентгеновском диапазоне
также есть нутационная переменность (Gies et al., 2002a), фаза максимума
рентгеновского потока примерно совпадает с фазой максимума в оптике.
Однако, энергетики струй недостаточно, чтобы объяснить 6-дневные вариации
в оптическом диапазоне. Естественно предположить, что в нутационной
переменности участвует вся центральная машина системы "диск-струи".
Амплитуда этих вариаций
составляет около 
эрг/с, что сравнимо с кинетической
светимостью струй. Даже рентгеновская светимость струй примерно 
раз меньше болометрической светимости аккреционного диска, оптическая
светимость струй в непрерывном спектре должна быть меньше рентгеновской,
и поэтому оптическое излучение
струй никак не может объяснить нутационные вариации блеска (
). За эти вариации могут быть ответственны
внутренние области, в которых находятся основания струй, и, которые также
как и струи, должны совершать прецессионные и нутационные движения.
Если же вариации блеска с нутационным периодом вызваны киванием внешних частей диска или звезды-донора, то время прохождения вещества через диск примерно "равно нулю" (например, времени свободного падения, несколько десятых дня), либо равно величине кратной периоду нутации. Проблема малого времени прохождения вещества через диск SS433 существует и по другим причинам, не связанным с фотометрической переменностью.
Используя модель Katz et al. (1982) кивающих движений аккреционного диска,
Gies et al. (2002a) нашли на основе новых наблюдений подвижных линий, что
нутационные отклонения струй происходят на 1.0 день позже первичных
возмущений в элонгациях (или в соединениях, здесь важна фиксация времени
по орбитальным часам). Таким образом, Gies et al. (2002a) подтверждают
тем самым факт запаздывания колебаний струй относительно фотометрических
вариаций.
Но если величина 0.6 дня (запаздывание, нутации струй относительно
фотометрической переменности, найденное (Goranskii et al., 1998b)) хорошо
соответствует требуемому времени для движения газа
струи до области высвечивания в H на расстоянии
см, то оставшееся время 0.4 дня, вероятно, и есть время прохождения
сигнала через аккреционый диск? Определенно, этот подход даст ответ
на вопрос о структуре диска в SS433. Если результат Gies et al. (2002) о
времени запаздывания 1.0 день будет подтвержден на основе будущих наблюдений
(или нового анализа уже накопленных наблюдений с использованием точных
современных эфемерид), то это может означать, что вещество в аккреционном
диске
SS433 достигает внутренних областей за время свободного падения. Наклонный
диск может состоять, например, из потоков вещества, которое теряет момент
в ударных волнах.
Фактически, время запаздывания около одного дня было
найдено в ранних работах, когда нутационная фотометрическая переменность
еще не была известна. Collins and Newsom (1982) в рамках динамической
модели нашли, что струи отклоняются через
после
моментов возмущения прецессирующего тела. Они предположили, что время
прохождения вещества через диск и дальше до области излучения в оптических
струях равно
плюс время кратное периоду нутации. Katz et al.
(1982) в модели кивающих движений диска также нашли это время запаздывания
как
(запаздывание отклонения струй после возмущения в элонгации),
но они использовали для фиксации орбитальной фазы данные по лучевым скоростям
линии HeII Crampton and Hutchings (1981). Итак,
запаздывание моментов киваний струй относительно моментов возмущений
аккреционного диска 
день можно считать надежно установленным.
Проверкой идеи кратности времени прохождения вещества в диске периоду нутации может служить сравнение фаз прецессии, определенное по фотометрии и спектроскопии. Считается, что известная прецессионная переменость блеска связана с прецессией диска. Однако, прецессионные колебания блеска (Gladyshev et al., 1987; Goranskii et al., 1998b) не опережают прецессионные движения струй, как должно было бы быть, наоборот, наблюдается даже запаздывание прецессионной фотометрической волны относительно прецессии струй. Это запаздывание не более 3-4 дней (Goranskii et al., 1998b), и вполне может быть связано с неточностью фотометрических эфемерид для прецессии. Тем не менее примерная синфазность фотометрического с спектрального периодов прецессии не подтверждает идею кратности времени прохождения вещества в диске периоду нутации. Однако, если прецессионая переменность никак не связана с прецессией внешних частей аккреционного диска, тогда предположение о кратности исключить нельзя.
Подводя итог, можно заключить, что нутационные вариации блеска связаны с изменением ориентации горячих внутренних областей в местах, где струи выходят на поверхность (например, коконов горячего газа). Прецессионная переменность, скорее всего, имеет такое же происхождение. Независимо от интерпретации фотометрической переменности существует проблема малого времени прохождения вещества через диск, которое фактически близко ко времени свободного падения. Однако, пока нельзя исключить, что время прохождения вещества через диск SS433 кратно периоду нутаций.
6.4. Истечение в плоскости диска и газовые потоки
Как только диск располагается в положении edge-on
(начиная с фазы прецессии 
), шлейф за диском может перекрывать
луч зрения в орбитальных фазах 
. Поглощение в этом потоке газа,
теряемого системой вполне может создать заметное ослабление блеска, как
примерно и наблюдается на Рис. 16, где в фазах прецессии 
мы видим значительное ослабление блеска после MinII. Поглощение в потоке
может быть заметно не только в положении аккреционного диска edge-on.
Из-за прецессионного смещения точки L2 орбитальная фаза (где можно
ожидать эффекта поглощения) будет смещаться, причем, это будет смещать
положение MinII примерно в ту же сторону, как и в случае эффекта прогрева
поверхности оптической звезды.
Без специального моделирования прецессионной и орбитальной модуляций
блеска ответить на вопрос какой эффект сильнее искажает кривые блеска
невозможно.
Если поглощение света в теряемом системой потоке действительно так заметно,
то оптическая толщина истекающего потока по Томсоновскому рассеянию будет
,
и лучевая плотность вещества
. Кроме влияния на
оптичеcкие кривые блеска (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993) считается,
что именно это вещество создает поглощение излучения удаляющейся
рентгеновской струи (Kotani et al., 1996), а дальше от системы создает
излучение экваториального VLBI-диска (Paragi et al., 1999; 2000;
Blundell et al., 2001) и может даже наблюдаться на больших масштабах
(секунды-минуты дуги) в оптических линиях излучения (Fabrika, 1993).
Имеются прямые свидетельства наличия растекающейся в плоскости аккреционного
диска материи, мы их опишем, когда будем обсуждать спектры SS433.
В зависимости от фазы прецессии существенно меняются глубина и форма рентгеновских затмений аккреционого диска (Kawai et al., 1989; Brinkmann et al., 1991; Yuan et al., 1995; Kotani et al., 1997b). Некоторые из этих рентгеновских затмений неплохо согласуются с оптическими затмениями. Наблюдения рентгеновских затмений, благодаря возможности почти непрерывных наблюдений, предоставляет прямую возможность исследования структуры аккреционного диска SS433, картирования этой области и близкого окружения. Кроме затмений оптический звездой были обнаружены значительные понижения рентгеновского блеска (такие же как затменные или даже большие по амплитуде), которые никак не согласовывались с канонической картиной затмений в двойной системе (Brinkmann et al., 1989). "Непредусмотренные" затмения в SS433 еще предстоит исследовать и понять, скорее всего, эти понижения блеска связаны с поглощением излучения как в аккреционных потоках в системе, так и в истекающем из системы (Giles et al., 2002a) примерно в плоскости аккреционного диска газе. Орбитальные фазы и структура этих понижений блеска согласуются с turning point возвратного потока около полости Роша (Brinkmann et al., 1991; Lubow and Shu, 1975). Поглощение также может возникать в газовых облаках над плоскостью диска и в истекающих из системы газовых струях. Гидродинамические расчеты формирования аккреционного диска при переполнении донором критической полости Роша показывают (Sawada et al., 1986; Chakrabarti and Matsuda, 1992), что в диске существует сложная структура спиральных ударных волн и мощный поток истекающего газа за диском. Расчеты формирования наклонного ведомого аккреционного диска (Bisikalo et al., 1999) также показывают весьма сложную структуру газовых облаков вне плоскости диска, наличие ударной волны вдоль струи перетекающего вещества.
6.5. Резкие ослабления блеска
Для понимания природы компонентов SS433 важными могут оказаться
резкие и глубокие ослабления оптического блеска объекта (Henson et al., 1982;
Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987; Goranskii et al., 1998b),
которые наблюдались в разных фазах прецессии и орбиты. Рекордное ослабление
(Henson et al., 1982) до
произошло в момент главного затмения
при положении диска edge-on, при этом SS433 ослабел на
относительно
нормального уровня для соответствующих фаз орбиты и прецессии. Интересно,
что в то время объект находился в активном состоянии, за
и через
после знаменитого ослабления его яркость была повышена
(Goranskii et al., 1998b). Другие ослабления блеска наблюдались вне затмений,
в них объект слабел на
и
относительно нормального
блеска. Получается, что оптическая звезда в SS433 в фильтре V не менее
чем в 20 раз слабее аккреционного диска, т. к. обычный блеск SS433
. Принимая расстояние до объекта 5.0 кпк и поглощение
находим, что светимость донора
, если,
конечно, эта звезда сама не испытывала затемнений во время во время этих
ослаблений блеска.
Резкие ослабления излучения диска удивительны, тем более, что самое
сильное произошло в активном состоянии. Вероятно, в моменты активности
процесс переноса массы настолько нестационарен, что на какое-то время
вещество не поступало в диск? Возможно, как и в случае "непредусмотренных"
рентгеновских затмений мы должны думать о затемнении оптического источника
в аккреционном диске потоком газа. Возможен альтернативный сценарий, в котором
ослабление блеска в фильтре V связано, наоборот, с резким повышением темпа
поступления вещества в диск. Светимость сверхкритического диска в грубом
приближении не зависит от темпа аккреции 
. Размер фотосферы ветра
сверхкритического диска
, температура
фотосферы
. В момент резкого
увеличения , например в 10-100 раз, температура фотосферы упадет
до нескольких тысяч К, размер фотосферы ветра вырастет в десятки раз
(и даже более, т. к. основным источником непрозрачности уже будет не
Томсоновское рассеяние, а свободно-свободные переходы и молекулы),
вся двойная система окажется глубоко под фотосферой ветра. Наблюдения
резких ослаблений в других диапазонах спектра (или хотя бы в двух фильтрах в
оптике) прояснили бы природу странных ослаблений блеска. Заметим, что подобные
ослабления являются аргументом в пользу малого времени прохождения вещества
через диск.
6.6. Распределение энергии в спектре и параметры компонентов
Вне затмений и в фазы прецессии, когда аккреционный диск раскрывается на
наблюдателя светимость и температура объекта существенно повышаются.
Из оптической фотометрии трудно точно определить температуру излучения,
т. к. приходится работать в далекой Джинсовской области спектра.
Cherepashchuk et al. (1982) по фотометрии в полосах WBVR нашли,
что спектр SS433 в максимуме блеска согласуется с чернотельным при
величине поглощения
, температуре излучения 
K,
при этом радиус горячего тела
см и
болометрическая светимость
эрг/сек. Примерно к
такому же заключению пришли Murdin et al. (1980) в одном из первых
исследований SS433 (
, 
K,
эрг/сек). Wagner (1986) на основе спектрофотометрии пришел к
близким выводам (
, 
K,
,
эрг/сек), он
подтвердил, что источник становится горячее, когда яркое прецессирующее
тело наблюдается ближе к полюсу. Формально, при величине поглощения
температура источника, получаемая из оптической фотометрии,
стремится к бесконечности.
|
с Å.
Наблюдения на HST/HSP подтвердили высокую температуру излучения SS433,
найденную из оптической фотометрии. На Рис. 17 приведены наблюдаемые потоки в
полосах F227M и UBVR по данным Dolan et al. (1997). УФ наблюдения
были проведены в полосе центрированной на 2270 Å как в ярком состоянии
объекта (фаза прецессии близкая к 0 и орбитальная фаза элонгации), так и в
слабом состоянии (edge-on по прецессии и фазы затмений аккреционного
диска). Соответственно для этих состояний из базы данных оптической
фотометрии были найдены средние потоки UBVR. Аппроксимации единым
чернотельным спектром (без использования полосы R) показали, что в
ярком состоянии температура излучения объекта
K,
величина поглощения
, радиус источника
см и его светимость
эрг/с. В слабом состоянии,
не было достигнуто удовлетворительной аппроксимации спектра в модели единого
чернотельного излучателя, на Рис. 17 приведен спектр с параметрами
K,
,
см и
эрг/с.
Эти данные подтверждают также наличие холодной оболочки, которая
следует из оптической и ИК фотометрии. Независимое от фаз
прецессии и орбиты дополнительное излучение в полосе R (Рис. 17) равно
эрг/смсÅ. Дополнительный
"красный свет" сейчас выделяется также при анализе вспышкек SS433
(Irsmambetova, 1997, 2000; Goranskii et al., 1998a).
Как уже говорилось в гл. "Радиоструи"
оптические вспышки в SS433 бывают белые (т. е. горячие) и красные.
Красные вспышки представляют собой возбуждение свободно-свободно
излучающего газа, расположенного вокруг системы, в полосах R и I эти вспышки
на несколько часов запаздывает по отношению к V. Кроме того, при переходе к
состоянию активности SS433, как правило, краснеет.
Наблюдения в далеком УФ были проведены Gies et al. (2002a) с помощью
HST/STIS в области 1150-1700 Å. К сожалению, в этих наблюдениях SS433
не был зарегистрирован и удалось наложить только верхний предел на поток
излучения. Прецессионная фаза момента наблюдений
соответствовала слабому состоянию (ориентация диска "edge-on").
Используя эти верхние пределы, а также данные Dolan et al. (1997), архивные
IUE наблюдения и оптическую спектрофотометрию Wagner (1986), авторы нашли,
что температура источника, найденная Wagner (1986) из оптических данных
для слабого состояния объекта
(
K для
) не противоречит верхним пределам
потока далекого УФ излучения найденным в наблюдениях на STIS.
При этом радиус горячего источника
оказывается равным
см.
Неопределенности в оценке температуры аккреционного диска (точнее, фотосферы ветра диска) зависят от данных фотометрии, предположения о законе поглощения, а также от сложности источника. Предполагается, что это единое тело, излучающее по чернотельному закону. Следует также заметить, что распределение энергии от сверхкритического диска не должно полностью соответствовать чернотельному (Lipunova, 1999; Okuda and Fujita, 2000).
По наблюдениям на ISOPHOT
Fuchs et al. (2002) обнаружили в ИК спектре (2.4-4.8 и 6-12 
m)
эмиссии HeI и HeII и заключили, что спектр подобен спектру WN.
Однако из кривых лучевых скоростей известно, что линии HeI и HeII в
SS433 излучаются не в ветре звезды-донора, а в потоках
и в аккреционном диске. Из распределения
энергии авторы нашли, что в области 4-12 m спектр хорошо
соответствует свободно-свободному излучению в оптически толской
оболочке, 
в степенном спектре
;
между 2.4 и 4 m наблюдается оптически тонкое свободно-свободное
излучение,
(см. также Giles et al., 1979; McAlary and McLaren,
1980); а на более длинных волнах 12-60 m спектр хорошо описывается
чернотельным излучением пыли с 
K. Fuchs et al. (2002) оценили
темп потери массы в ветре
/год.
Параметры оптической звезды оценивали Cherepashchuk et al. (1982),
используя данные 4-х полосной фотометрии, полученные в затмениях
аккреционного диска. Они нашли, что температура звезды находится в
интервале
K, а радиус
.
Спектральные линии звезды не обнаружены. Предполагалось, что линии
оптической звезды следует искать среди высоких членов Бальмеровской серии
(Fabrika, 1998), т. к. эмиссионный Бальмеровский декремент очень крутой,
а абсорбционный декремент пологий, но голубой спектр SS433 требуемого
качества не был получен. Недавно Gies et al. (2002ab) представили обнадеживающие
данные. Они предположили, что наилучшими фазами для поиска абсорбций звезды
являются моменты затмений диска и фазы прецессии
, когда
истекающий из системы газ не перекрывает луч зрения. В указанные фазы в
эмиссии HeI
они обнаружили абсорционный компонент, который
за три последовательные ночи передвигался в согласии с орбитальным движением
донора. В голубой области Gies et al. (2002b) обнаружили линии поглощения,
которые, вероятно, принадлежат фотосфере донора. Мы опишем эти результаты
подробнее в следующей главе.
6.7. Поляризация оптического и УФ излучения
Результаты измерений линейной поляризации могут быть важными для понимания
аккреционного диска SS433. Поляризация излучения этого объекта
(McLean and Tapia, 1980; Efimov et al., 1984; Dolan et al., 1997) в оптике
в полосах BVRI около 2% и переменна, причем угол поляризации направлен
вдоль плоскости аккреционного диска (поперек струй). Это хорошо
согласовывается с рассеянием излучения диска горячими электронами,
находящимися над диском. Величина поляризации несколько возрастает
в голубую сторону. Однако, Dolan et al. (1997) нашли, что в УФ области
характер поляризации света резко изменяется. В фильтре U поляризация
составляет 
, а в полосе 2770Å (FWHM 
Å,
HST/HSP) поляризация уже
, причем направление поляризации
изменяется на противоположное, - в УФ она направлена вдоль струй.
УФ поляризация очень переменна от наблюдения к наблюдению, в полосе
2770Å иногда ее величина достигает 20%.
Dolan et al. (1997) предположили, что поляризация УФ излучения может
возникать за счет Релеевского рассеяния на атомах водорода нейтрального
газа, расположенного в плоскости аккреционного диска вне двойной системы.
Это накладывает серьезные ограничения на геометрическую модель источников
оптического и УФ излучения в аккреционном диске SS433, т. к. остается
непонятным, почему УФ излучение эффективно рассеивается на нейтральном газе
плоскости, а оптическое излучение не рассеивается. В рамках последних
результатов рентгеновских наблюдений и оптических спектральных наблюдений
в затмениях (см. ниже) вырисовывается модель внутренней области в SS433, в
которой непосредственно над диском основания струй окутаны горячим газом.
Температура этого кокона от оси к краям резко падает от 
K
(область движения струй) до
K (кокон HeII).
Область излучения стационарной рентгеновской флюоресцентной линии Fe,
вероятно, находится там же. УФ излучение также формируется во внутренних
частях, т. к. в этом излучении (и в поляризации) видны
эффекты затмений оптической звездой. Если УФ излучение образуется в
газе, окружающем основания струй, или в коконе, то оно может быть
поляризовано. Выходящее
излучение будет рассеиваться газом кокона (томсоновское рассеяние),
причем плоскость поляризации рассеянного излучения будет ориентирована
вдоль струй в согласии с данными Dolan et al. (1997).
Более детальная количественная модель области УФ излучения
и расчеты поляризации выходящего излучения весьма желательны.
<< 5. Строение и формирование | Оглавление | 7. Сверхкритический диск по данным ... >>
|
Публикации с ключевыми словами:
SS433
Публикации со словами: SS433 | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
