Астронет > Струи и сверхкритический аккреционный диск объекта SS433

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

<< 6. Сверхкритичекий аккреционный диск | Оглавление | 8. SS433 и микроквазары >>

Разделы

7. Сверхкритический диск по данным спектроскопии

7.1. "Стационарный" спектр SS433

В спектре SS433 среди "стационарных" линий самые сильные линии водорода, кроме них, наблюдаются эмиссии HeI, HeII, CIII, NIII, а также более слабые эмиссии FeII (Murdin et al., 1980; Crampton and Hutchings, 1981a,b; Dopita and Cherepashchuk, 1981; Falomo et al., 1987; Filippenko et al., 1988; Kopylov et al., 1989; Fabrika et al., 1997a; Gies et al., 2002a; Fuchs et al., 2002). По виду спектра SS433 действительно напоминает звезду WR, точнее, выделенный недавно класс поздних WN-звезд типа WN10-WN11 (Crowther and Smith 1997; Bohannan and Crowther, 1999). Эти звезды в свою очередь являются близкими родственниками Ярких Голубых Переменных (LBVs, Humphreys and Davidson, 1994), которые на стадиях слабого блеска имеют горячие истекающие атмосферы и спектры типа поздних звезд WN. Подобие спектра SS433 спектрам WNL скорее не случайно. Условия для формирования спектра и линий в ветре сверхкритического диска и в ветре WNL вероятно подобны, химический состав также мог бы быть близким, если невидимый донор в SS433 является достаточно проэволюционировавшей звездой.

В основном, изучалась переменность и поведение стационарной линии H как самой сильной линии спектра, и удобной для исследования, т. к. объект весьма яркий в красной области спектра. Эквивалентная ширина H меняется очень сильно, в среднем в интервале 100-300 Å, иногда доходит до 1000 Å. Профили мощных эмиссий (FWHM км/сек, полная ширина у основания 3000-5000 км/сек) переменны с фазой прецессии, они становятся более структурными и часто более широкими в положении аккреционного диска edge-on. Интенсивности линий, наоборот, заметно возрастают к фазам около . Например, светимость в линии H в среднем с фазой прецессии меняется в 3 раза (Asadullaev and Cherepshchuk, 1986; Fabrika et al., 1997a), и во время максимального раскрытия диска равна эрг/сек. Структурность профиля водородных линий определяется движениями газа, она "крупномасштабная", - появляются сильные эмиссионные компоненты, часто в голубом и красном крыльях ( км/сек). Неизвестно, возникает ли часть структурности профилей за счет поглощения в линии с голубой (и с красной) стороны. Однако, линии водорода и HeI в фазы прецессии близкие к edge-on показывают также и "регулярные" профили типа PCyg, которые возникают в ветре. В это время линии FeII могут иметь настолько сильные голубые абсорбционные компоненты, что эмиссионные компоненты пропадают. Все линии в спектре SS433 формируются либо в разных местах ветра, истекающего из диска, либо в газовых потоках в системе. Профили линий и потоки излучения очень сильно меняются во вспышках.

7.2. Кривая лучевых скоростей HeII и функция масс

Исследования лучевых скоростей линий и поведения линий в моменты затмений аккреционного диска дали довольно много информации о газовых потоках в SS433, структуре ветра из диска как во внутренних частях, где находятся области оснований струй, так и непосредственно за пределами двойной системы. Наблюдательные проявления потоков и ветра в очень сильной степени меняются в зависимости от фаз прецессии и орбиты. Наклон оси системы к лучу зрения ( ) хорошо известен из кинематической модели, поэтому не является неизвестным параметром задачи, как это обычно бывает в двойных звездах. Здесь мы опишем последовательно исследования поведения линии HeII, из которых, в частности, следует величина функции масс SS433, далее опишем исследования газовых потоков и ветра.

Линия HeII обладает самым высоким потенциалом возбуждения из всех линий спектра SS433, кроме того, это единственная линия, орбитальное движение которой отражает движение релятивистской звезды (Crampton and Hutchings, 1981). SS433, вероятно, единственная звезда, о массе которой было столько противоречивых сообщений. Это связано с объективными сложностями. Отношение масс может быть получено из длительности затмений, но, в зависимости от фазы прецессии и от диапазона длин волн наблюдений, размер тела, окружающего релятивистскую звезду разный. Кроме того, размер фотосферы ветра никак не связан с полостью Роша пклятивистского компонента. Функция масс получается из орбитальной переменности лучевых скоростей линий, но линии, в основном, излучаются в потоках и их лучевые скорости существенно меняются с фазой прецессии.

Crampton and Hutchings (1981) нашли, что полуамплитуда лучевых скоростей HeII составляет км/сек, средняя скорость (-скорость) линии км/сек, а орбитальная фаза перехода лучевой скорости через -скорость из положительной области в отрицательную равна (в пересчете на современные точные эфемериды) . Это фаза верхнего соединения источника излучения, она совпадает с моментом верхнего соединения аккреционного диска. Функция масс по этим данным получается , где и - массы оптической и релятивистской звезд соответственно. Рассеяние точек на кривой лучевых скоростей значительно (также как и в более поздних исследованиях), но оно связано не с ошибками измерений и не с недостаточным спектральным разрешением, а с реальной переменностью лучевой скорости и структурностью профиля линии. В частности, соседняя по спектру линия H значительно более яркая и обладает резким однопиковым профилем (т. е. точность измерений по этой линии высока), но, как обнаружили Crampton and Hutchings (1981), орбитальная кривая лучевых скоростей этой линии (а также линий HeI и FeII) существенно меняется в зависимости от сезона. Во время регулярного поведения лучевая скорость линии H меняется с полуамплитудой км/сек, при этом ее средняя скорость км/сек и . Последние две величины означают, что лучевая скорость линии H значительно искажена эффектами типа поглощения в ветре, а сама линия формируется в газовом потоке.

Fabrika and Bychkova (1990) нашли, что орбитальная кривая лучевых скоростей линии HeII зависит от фазы прецессии таким образом, что во время максимального раскрытия аккреционного диска (, ) основной вклад в эмиссию этой линии вносит аккреционный диск (точнее, области, близкие к релятивистскому объекту), а в остальные фазы прецессии основной вклад вносит поток газа вне области аккреционного диска. Ниже мы подробнее опишем структуру этого потока. В районе фазы кривая лучевых скоростей HeII подобна полученной Crampton and Hutchings (1981): км/сек, км/сек, , соответственно функция масс . В остальные фазы прецессии, когда доминируют потоки, км/сек, . По всем данным безотносительно фаз прецессии полуамплитуда лучевой скорости HeII составляет км/сек. Газовый поток, излучение которого наблюдается в HeII, отстает по орбитальной фазе от релятивистского объекта на величину , и направлен, вероятно, в сторону от звезды к диску. Позднее Fabrika et al. (1997a) подтвердили на основе дополнительных наблюдений, что полуамплитуда орбитальной переменности линии HeII, измеренная в фазы прецессии около , равна км/сек. В специальных кооперативных наблюдениях в районе главных затмений SS433 Goranskii et al. (1997), Fabrika et al. (1997b) по затмениям профиля этой линии выделили компонент профиля, образующийся в диске (он полностью затмевается на фазе ) и компонент профиля, образующийся в потоке (он частично затмевается на фазе и его лучевая скорость соответствует кривой лучевых скоростей потока).

D'Odorico et al. (1991) сообщили о малом значении функции масс в SS433, полуамплитуда переменности HeII, полученная в их работе, км/сек и фаза верхнего соединения источника по кривой лучевых скоростей . Такая полуамплитуда лучевых скоростей приводит к малым значениям функции масс ( ). Спектры были получены этими авторами на интервале 120 дней, и этот интервал не захватил фазы прецессии максимального разворота диска . Поэтому кривая лучевых скоростей D'Odorico et al. (1991) относится не к релятивистскому компоненту, а к газовому потоку, что также можно видеть из ее параметров. Данные D'Odorico et al. (1991) полностью согласуется с результатами Fabrika and Bychkova (1990) для соответствующих фаз прецессии близких к "edge-on".

Интересно, что Crampton and Hutchings (1981) не проводили разделения своих наблюдений по фазам прецессионного периода, но, тем не менее, получили большую величину амплитуды смещений линии HeII. Их спектры были получены в два сезона наблюдений, в каждый из которых входил интервал фаз прецессии , когда вклад излучения аккреционного диска в линию HeII максимальный (конкретный отбор спектров этими авторами для анализа лучевых скоростей нам неизвестен). Возможно, это привело к тому, что Crampton and Hutchings (1981) удалось зарегистрировать реальную кривую лучевых скоростей аккреционного диска. Они отмечают, что, возможно, истинная полуамплитуда смещений этой линии несколько меньше, но она никак не меньше 150 км/сек.

Итак, достаточно достоверно найдено (Crampton and Hutchings, 1981; Fabrika and Bychkova, 1990; Fabrika et al., 1997a), что функция масс SS433, определяемая по орбитальному движению аккреционного диска (линия HeII), находится в интервале 7-10. Недавно Gies et al. (2002a) обнаружили, что сдвиг фаз в орбитальной переменности лучевых скоростей эмиссий CII в спектре SS433 соответствует орбитальному положению аккреционного диска, при этом полуамплитуда изменений км/сек. Это подтверждает измерения, сделанные по линии HeII. Возможно, в ближнем ИК диапазоне, где объект достаточно яркий, будут обнаружены и другие линии, которые светятся в области релятивистской звезды.

7.3. Отношение масс компонентов

Отношение масс компонент в SS433 определялось многими авторами. Из моделирования оптических затмений Antokhina and Cherepashchuk (1987) заключили, что отношение масс , однако имеется довольно широкий минимум невязок для больших отношений масс, в частности, и, возможно, даже более. К заключению о больших приходили Leibowitz (1984), , и Hirai and Fukue (2001), . Последние моделировали кривые блеска в модели толстого сверхкритического диска. Подобные исследования формы рентгеновских затмений дают заметно меньшие величины отношения масс. Antokhina et al. (1992) заключили, что , возможна величина до 0.3. Kotani et al. (1998) из анализа затмений ASCA нашли . Заметим, что если точечный источник затмевается звездой, заполняющей критическую полость Роша, то длительность рентгеновских затмений SS433 приводит к величине (Goranskii et al., 1998b). Рентгеновские и оптические модели затмений дают систематически разные величины отношения масс, их "неформальное" среднее близко к . При такой величине функция масс дает массу релятивистской звезды . Однако, вряд ли следует усреднять различные результаты определения отношения масс, необходимо понять причину различий и нужны более сложные модели областей оптического и рентгеновского излучения. Необходимо также научиться учитывать дополнительное поглощение в потоках газа в этой системы, искажающее форму рентгеновских затмений. Другими ограничениями в этом методе измерения отношения масс являются два предположения: 1) источник излучения не может быть больше полости Роша компактной звезды (от него следует отказаться), и 2) размер звезды-донора полностью соответствует размеру своей полости Роша. Звезда, теряющая газ с темпом /год, может иметь весьма плотную и протяженную атмосферу. Неучет этого возможного фактора приводит к занижению отношения масс.

Действенным методом определения отношения масс может оказаться исследование изменений орбитального периода. Goranskii et al., (1998b) нашли, что за 17 лет интенсивных наблюдений период не изменился с точностью до величины . Затмения, найденные в архивных материалах, позволяют заключить, что фактически период не изменился за 34 года. Это соответствует верхнему пределу на скорость изменения периода . Fabrika et al. (1990) изучали изменение периода в зависимости от скорости перетекания и потери массы в SS433 в предположении, что все вещество с темпом /год поступает в аккреционный диск, далее часть газа теряется через точку Лагранжа L2 за релятивистским компонентом, а оставшийся газ теряется системой в виде ветра из внутренних областей диска. Они исходили из неверного результата определения скорости изменения периода (крупномасштабные колебания на диаграмме О-С они приняли за изменение периода). Сейчас ясно, что период в SS433 удивительно стабилен (Goranskii et al., 1998b). Тем не менее, если принять, что , то из рассмотрения Fabrika et al. (1990) следует отношение масс компонентов .

Вероятно, прогресса в измерении масс звезд SS433 следует ждать в спектроскопии. Если обнаруженный Gies et al. (2002a) абсорбционный компонент в эмиссии HeI принадлежит атмосфере звезды-донора, то наблюдаемое смещение лучевой скорости этого компонента дает оценку км/сек, что, в свою очередь, приводит к отношению масс (Gies et al., 2002a). При ф