<< 6. Сверхкритичекий аккреционный диск
| Оглавление |
8. SS433 и микроквазары >>
Разделы
- 7.1. "Стационарный" спектр SS433
- 7.2. Кривая лучевых скоростей HeII и функция масс
- 7.3. Отношение масс компонентов
- 7.4. Газовый поток и структура диска по линиям HeII и Hβ‰
- 7.5. Прецессионная модуляция стационарных линий
- 7.6. Переменность линий поглощения. Профиль скорости ветра из диска
- 7.7. Структура экваториального истечения SS433
- 7.8. Схема потоков газа в SS433
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 функции масс
отношение масс 
дает массу
релятивистской звезды
.
Конечно, ряд косвенных аргументов, один из них огромная
светимость SS433, говорят о том, что в этой системе находится черная
дыра с массой
, однако, без прямых измерений отношения
масс компактная звезда в этом объекте остается только весьма вероятным кандидатом
в черные дыры. Найти линии второго компонента системы было бы наиболее оптимальным
решением проблемы отношения масс.
Такие линии были найдены в недавних
наблюдениях Gies et al. (2002b), которые были проведены в течение трех
последовательных ночей, включающих затмение аккреционного диска
звездой-донором, в фазы прецессии максимального раскрытия диска на
наблюдателя (
). Последнее обстоятельство означает, что
растекающаяся в плоскости диска материя не закрывает донор, и мы имеем
наилучшие шансы увидеть фотосферный спектр этой звезды. В голубой области
спектра (4000-46000 Å) были обнаружены слабые линии поглощения TiII,
FeII, CrII, SiII, SrII, CaI, FeI, которые напоминают спектр
проэволюционировавшей звезды - сверхгиганта типа А (
K).
Эти линии становились сильнее, когда диск максимально затмевался. Абсорбции
показали орбитальное смещение лучевых скоростей, противоположное тому,
которое показывают эмиссии диска, окружающего компактную звезду. Gies et al.
(2002b) представили серьезные свидетельства, что они обнаружили спектр
звезды-донора в SS433. По амплитуде смещений абсорбций и с учетом функции
масс, полученной по линии HeII (Fabrika and Bychkova, 1990),
, Gies et al. (2002b) оценивают отношение масс в
SS433
и массы
,
. Очевидно, что последующие более обширные наблюдения в голубой
области уточнят параметры компонент SS433, но результаты Gies et al. (2002b)
уже показывают, что в этой системе присутствует черная дыра.
7.4. Газовый поток и структура диска по линиям HeII и Hβ
Прецессия диска и его затмения оптической звездой создают редкую возможность непосредственно изучать сам диск и область появления релятивистских струй. Здесь необходимо напомнить, что объект, окружающий релятивистскую звезду в SS433 мы традиционно называем "диском". С каждым новым иссследованием этот объект все менее напоминает диск. Вокруг релятивистской звезды наблюдается ветер сверхкритического аккреционного диска, его структура, определенно, является сложной.
В кооперативных спектральных и фотометрических наблюдениях
SS433 в затмениях Goranskii et al. (1997) выделили три компонента в эмиссии
HeII. Компонеты профиля HeII также хорошо видны на
спектрах D'Odorico et al.
(1991), однако, требуются непрерывные наблюдения от ночи к ночи, причем в
районе главного затмения, чтобы
отождествить компоненты и разобраться в их изменениях. Кроме того,
в зависимости от фазы прецессии, компоненты HeII имеют разный вид
и их поведение в затмениях различно (Fabrika et al., 1997b). Эмиссия HeII
состоит из узкого, практически гауссового профиля с шириной
FWHM
км/с и двух компонент, составляющих широкий
двухпиковый профиль.
С центре фотометрического затмения узкий компонент не затмевается.
Область излучения узкого компонента НеII испытывает частное затмение
(
) на орбитальной фазе 0.1. Линия H состоит только из
одного "узкого"
компонента (FWHM 
км/с). Она также испытывает
частное затмение с амплитудой около 15%, но на фазах 
.
Профиль и ширина линий H и узкого компонента HeII не изменяются в
течение затмений.
Fabrika et al. (1997c) выделили также затмение в линии H, используя
наблюдения в узком фильтре и в соседнем континууме. Затмение приходится на
орбитальную фазу
, глубина затмения в H около 15%.
Узкий компонент НеII, а также линии водорода формируются в газовом
потоке, направленном в аккреционный диск. Полуамплитула лучевых скоростей
эмиссий, излучаемых в потоке K 
км/с. Орбитальные фазы, на
которых области формирования линий потока оказываются в верхнем соединении,
возрастают от
для HeII (узкий компонент около фазы прецессии
или вся линия в остальных прецессионных фазах), до
для линий HeI и
для линий водорода (Crampton and
Hutchings,
1980; Kopylov et al., 1989; Goranskii et al., 1997; Fabrika, 1997;
Fabrika et al., 1997abc; Gies et al., 2002a).
Отсюда делается вывод, что наблюдаемый поток весьма протяженный. Из фаз и
длительности затмений HeII и H следует (Goranski et al., 1997), что
размер потока не менее
0.4a, и сам поток в среднем отстоит от аккреционного диска на расстоянии
a, где а - расстояние между компонентами. Поток направлен в
сторону
аккреционого диска и температура газа в потоке падает с расстоянием от диска
от
K до
K. Возможно, газ прогревается
ударными волнами, возникающими при контакте потока с аккреционным диском.
Фактически, все основные эмиссии в спектре кроме HeII излучаются в потоке.
Профили линий излучения потока очень сильно искажены поглощением
в голубом крыле (во внешнем ветре), они смещаются
в красную сторону в зависимости от оптической глубины линии и скорости ветра
на луче зрения до
км/сек, величина смещения сильно зависит от
фазы прецессии (Fabrika, 1997; Fabrika et al., 1997a; Gies et al., 2002a).
Ширина линий потока намного больше вириальной скорости системы. Kopylov et al.
(1989) предположили, что поток является оптически толстым по электронному
рассеянию (
), и линии уширяются за счет рассения выходящего
излучения.
Широкий двухпиковый компонент линии HeII полностью затмевается во время
главного минимума. По наблюдениям затмения в районе фазы прецессии 
Goranskii et al. (1997) установили, что при выходе диска из затмения
появилось сначала голубое крыло широкого профиля (), на следующую
ночь появилось красное крыло. В другом затмении, в фазу прецессии 
при появлении диска из-за лимба звезды появились сразу два пика примерно
одинаковой интенсивности. Расстояние между пиками двугорбого профиля
км/сек. Этот профиль не может принадлежать линии,
излучаемой в диске. При кеплеровской скорости
км/сек для разумных значений масс компактной звезды
размер диска в линии НеII был бы равен
см. Время выхода из затмения такого диска
не превышает 2-х часов, в то время как наблюдаемый выход из затмения широкого
компонента профиля НеII длится не менее дня.
Goranskii et al. (1997) предположили, что двухпиковый профиль HeII формируется
в горячих газовых коконах, окружающих основания приближающейся и удаляющейся
струи. Последовательность появления голубого и красного компонентов из-за
лимба звезды согласуется с геометрией положения струй в стандартной
модели, в которой прецессионное и орбитальное движения противоположно
направлены. Была найдена скорость истечения газа в этих "коконах НеII"
(по известному уголу наклона струй для момента наблюдений)
км/сек.
Если в HeII мы действительно видим горячие основания
струй, тогда противоположный кокон, излучающий в красном крыле HeII, не
закрывается аккреционным диском, т. е. в проекции на картинную
плоскость расстояние между релятивистской звездой и местоположением кокона
больше, чем радиус диска. Фактически, то же самое наблюдается в рентгеновской
области (гл. "Рентгеновские струи"), - тело диска не закрывает удаляющуюся
струю. Полное затмение обоих компонент широкого профиля НеII звездой
означает, что размер звезды больше проекции аккреционного диска на картинную
плоскость.
Из сравнения времен выхода из-за лимба звезды области HeII и рентгеновского
источника в линии FeXXV
Goranskii et al. (1997) нашли, что размер области излучения HeII
(
) больше размера области рентгеновского излучения
(
). Наблюдения рентгеновского затмения в линии FeXXV
были взяты по данным Ginga (Kawai et al., 1989). Во время этих наблюдений
рентгеновская линия струи и стационарная линия слабоионизованного железа
еще не были точно разрешены. Возможно, область HeII окружает
не только рентгеновскую струю, но и область
излучения флюоресцентной линии железа. Кроме того было замечено, что
бленда линий CIII, NIII
(
K)
также показывает поведение в затмениях подобное HeII (узкие пики линий
в центре затмений и общее уширение бленды при выходе из затмения).
По всем этим данным основание струи может быть представлено
как кокон горячего газа, окутывающий область прохождения струи, температура
в коконе падает от оси к краям от 
K до
K.
Вероятно, эта же область является источником поляризованного УФ излучения.
Наблюдения еще в нескольких затмениях (Fabrika
et al., 1997b) подтвердили, что в центре затмений в спектре остается только
один узкий компонент HeII, а при выходе диска из затмения появляются
двухпиковый широкий компонент профиля. В разные фазы прецессии картина
появления голубого и красного компонентов двухпикового профиля разная и
не всегда понятная из-за пропусков наблюдений по погодным условиям.
Профили линий, возникающих в сверхкритическом диске ("супердиске")
рассчитывались Fukue (2000). Учитывались эффекты переизлучения
и экранирования излучения одних
частей диска другими. Линии оказываются двухпиковыми, как и в обычном диске,
однако, если в динамике диска учитываются адвекционные движения, при которых
резко возрастает скорость радиального течения к центру, то голубой компонент
профиля становится ярче красного. Это эффект проекции, он связан с тем, что
часть горячей внутренней поверхности такого диска закрывается краем диска.
В целом, на наблюдаемое излучение супердиска значительно влияет его ориентация
относительно наблюдателя. Если края диска могут быть практически темными,
то околополярное излучение усиливается из-за эффектов переизлучения.
Светимость супердиска
, где 
- отношение толщины к
радиусу, т. е. она зависит от угла раскрыва диска. Интересно, что для массы
компактного объекта 
светимость супердиска примерно равна
наблюдаемой болометрической светимости SS433, 
эрг/сек.
Что касается двухпикового профиля HeII, было бы заманчиво связать его с формированием в супердиске (Fukue, 2000), тем более, что голубой пик в наблюдениях часто выглядит ярче красного. Однако, как говорилось выше, размер области излучения этой линии существенно превышает Кеплеровский радиус, поэтому эмиссионные пики HeII не могут формироваться в диске.
Filippenko et al. (1988) обнаружили в спектре SS433 в линиях Пашена
(
) двухпиковые профили с расстоянием между пиками
км/сек. Наблюдения проводились в фазы прецессии
близкие к положению диска edge-on и вне затмений. Кроме линий Пашена
двухпиковый профиль имели линии FeII и H. За три последовательные
ночи наблюдений отношение интенсивностей двух пиков в профилях линий
несколько изменилось. Filippenko et al. (1988) предположили, что в
двухпиковых линиях проявляется аккреционный диск. Время затмения такого диска
оптической звездой (1-1.5 дня) вполне разумно для наблюдений, поэтому
проверкой предположения, что раздвоенные линии возникают в диске, было бы
наблюдение затмений в линиях в моменты главных минимумов. Изменение
профилей эмиссий или изменение лучевых скоростей на уровне 
км/сек
в моменты затмений относительно легко обнаружить, однако сообщений
о таких эффектах в литературе не было. Двухпиковость ("многокомпонентность")
линий наблюдается в фазах прецессии edge-on (Grampton and Hutchings,
1981b), весьма вероятно, что она связана с истечением газа из системы
через внешнюю точку Лагранжа (экскреционный диск) в плоскости
аккреционного диска.
Filippenko et al. (1988) предложили эту гипотезу как вторую для объяснения
наблюдаемой двухпиковости эмиссий. В таком случае полная масса системы
должна быть достаточно большой (
). Это согласуется с
последними оценками масс компонент (Gies et sl., 2002b) из спектроскопии.
7.5. Прецессионная модуляция стационарных линий
Crampton and Hutchings (1981ab) обратили внимание, что лучевые скорости
эмиссионных и абсорбционных линий зависят от фазы прецессии. Fabrika et al.
(1997a) исследовали прецессионную переменность лучевых скоростей и заключили,
что она сводится к переменному вкладу поглощения в голубое крыло эмиссий.
В фазы прецессии, когда аккреционный диск располагается edge-on поглощение
в голубом крыле эмиссий резко усиливается и смещается приближаясь
к центру эмиссии
(видны профили типа PCyg), остаток эмиссионной линии оказывается смещенным
в красную сторону.
Когда диск начинает раскрываться на наблюдателя (фаза прецессии приближается
к ), поглощение отдаляется от эмиссии в голубую сторону и интенсивность
поглощения уменьшается, поэтому лучевая скорость эмиссий уменьшается.
У некоторых линий HeI
и у линии HeII к моменту их лучевая скорость приближается к нормальному
для системы значению (
км/сек). Это напрямую связано с
описанным выше эффектом, что реальная орбитальная переменность у HeII
может быть измерена только в фазах прецессии
.
Соответственно, интенсивность
эмиссионных линий возрастает, когда диск раскрывается, и уменьшается,
когда диск наблюдается с ребра (Crampton and Hutchings, 1981b;
Asadullaev and Cherepashchuk, 1986;
Fabrika et al., 1997a), это тоже следствие переменного поглощения.
Итак, в фазы прецессии disk-edge-on лучевые скорости эмиссий возрастают,
а интенсивности уменьшаются, а в то время, когда диск раскрывается,
наоборот, лучевые скорости эмиссий уменьшаются, а интенсивности возрастают.
Орбитальная и прецессионная переменности лучевых скоростей искажают друг
друга. Орбитальная переменность существенно меняется в разных фазах прецессии.
С другой стороны, после исправления за орбитальную переменность разброс
лучевых скоростей
линий на прецессионных зависимостях значительно уменьшается. Появляются
некоторые закономерности в прецессионной переменности разных линий, в
частности, для эмиссий HeI, H и HeII чем больше амплитуда
прецессионной переменности (
км/сек),
тем меньше средняя лучевая скорость линии (
км/сек). Эти
эффекты также свидетельствуют, что прецессионная переменность связана не
с реальными изменениями областей излучения линий, а с переменным вкладом
поглощения в голубом крыле линий. Последнее возможно, если области излучения и
поглощения разделены в пространстве. Кроме прецессионного и орбитального
периодов в изменениях лучевых скоростей эмиссий наблюдаются новые периоды
(Fabrika et al., 1997a),
самый сильный их которых 23.22 дня (
км/сек). В отличие
от прецессионной модуляции, изменения с этим периодом не связаны с
соответствующими изменениями подлежащей абсорбции. Возможно, эта периодичность
есть следствие кивающих движений в аккреционном потоке или спиральных
ударных волн в диске.
7.6. Переменность линий поглощения. Профиль скорости ветра из диска
Абсорбционные линии в спектре SS433 ведут себя удивительным образом. Пример
абсорбционных линий можно видеть на Рис. 1, это слабые голубые компоненты
у эмиссий, создающие профиль типа PCyg. Абсорбционные линии резко
усиливаются в моменты "диск edge-on", причем в SS433 таких моментов два
за прецессионный цикл, они еще называются моментами 
(
) и
(
). Линии поглощения усиливаются, соответственно, дважды
(Crampton and Hutchings, 1981b) за прецессионный цикл. Это усиление
поглощения, очевидно, надо связать с большей плотностью газа, теряемого
системой в плоскости аккреционного диска, т. к. в моменты и луч
зрения лежит в плоскости диска.
Интенсивность асорбций также усиливается в
орбитальные фазы 
, т. е. сразу после затмения аккреционного
диска (Fabrika et al., 1997b; Fabrika, 1997). Этот эффект виден на Рис. 1.
Верхний спектр получен почти в середине главного затмения, а нижний в
орбитальную
фазу 
. Усиление абсорбций при выходе из затмений (когда яркий
источник выходит из-за лимба звезды) связывается с увеличением плотности
газа на луче зрения в зоне возмущенного ветра. Ветер от диска обдувает
звезду-донор, и на границе, где происходит взаимодействие и возмущение ветра,
плотность ветра должна быть выше. В фазы прецессии, когда диск раскрывается
на наблюдателя, линии поглощения вообще еле заметны, но они, тем не менее,
резко усиливаются во время затмений и сразу после него в орбитальные фазы
. Чем выше скорость ветра на луче зрения
(чем ближе фаза прецессии к 0), тем раньше начинается и заканчивается
усиление абсорбций. Геометрия возмущения в потоке, обтекающем звезду,
действительно должна меняться в зависимости от скорости потока.
Чем выше скорость ветра, обтекающего звезду (по сравнению с неизменной
скоростью орбитального движения), тем должно быть меньше искривление
кильватерного следа в возмущенном ветре. Именно это следует из наблюдений.
На Рис. 1 видно, что линии поглощения хорошо заметны даже в середине главного
минимума. Во время, когда были получены эти наблюдения, скорость ветра на луче
зрения была 
км/сек.
|
. Треугольниками показана скорость истечения,
измеренная по линии FeII
Прецессия аккреционного диска позволяет измерить по линиям поглощения
скорость ветра в SS433 (Fabrika et al., 1997a) в зависимости от величины
полярного угла , отсчитываемого от оси диска.
Согласно кинематической модели мы можем изучать ветер только
в интервале полярных углов
. В положении
диска edge-on (
) наблюдается плотный и медленный
(
км/сек) ветер, при увеличении углового расстояния от
плоскости диска ветер резко ускоряется и достигает скоростей
км/сек. Линии поглощения H и HeI при максимальном
раскрыве диска становятся очень слабыми.
На Рис. 18 показана скорость истечения ветра из аккреционного диска в
зависимости от полярного угла, измеренная по линиям поглощения разных
элементов в интервале углов
. Лучевые
скорости линий поглощения были измерены по данным многих прецессионых
циклов. Если линии водорода и HeI показывают практически одну и ту же
зависимость, то линия железа (неблендированная линия FeII
5169)
следует этой же зависимости только до значений скорости 
км/сек,
после чего ее лучевая скорость вновь начинает уменьшаться и достигает
значения
км/сек при
.
На рисунке также показана скорость ветра по линии HeII в области
углов
при предположении, что
двухпиковый профиль HeII формируется в коконах, окутывающих основания
струй. В отличие от данных по H, HeI и FeII скорость ветра в
линии HeII не является результатом прямых измерений.
По мере уменьшения полярного
угла скорость истечения газа из диска резко возрастает от 100 - 150 км/сек
при
до 
км/с при
(Fabrika et al., 1997a; Fabrika, 1997).
В этой области углов скорость ветра хорошо
аппроксимируется зависимостью
км/с
км/сек. Полученные данные о ветре
очень хорошо согласуются с картиной истечения газа в
сверхкритических аккреционных дисках, модель которых была впервые описана
Shakura and Sunyaev (1973). Согласно этой модели (см. также
van den Heuvel, 1981; Seifina et al., 1991) конечная скорость ветра
есть
, где 
- радиус сферизации
аккреционного диска. Принимая 
км/с, мы можем найти, что в
SS433 радиус сферизации составляет
см, если предположить массу релятивистской
звезды равной
. На больших расстояниях,
от релятивистской звезды, чем
см,
аккреционный диск SS433 является "нормальным", т. е. не должен
сильно отличаться от дисков в катаклизмических переменных.
Следуя тем же простым соотношениям темп поступления газа в аккреционный
диск SS433
оказывается равным
/год.
Критическая или эддингтоновская светимость
эрг/сек для той же массы компактной звезды.
Наблюдаемая болометрическая светимость SS433 на порядок превышает
критическую.
Темп истечения газа из SS433
год
(Shklovskii, 1981; van den Heuvel, 1981). Размер фотосферы ветра 
определяется скоростью истечения, темпом потери массы и температурой
газа (коэффициентом поглощения). Наблюдаемый радиус яркого источника
вокруг релятивистского объекта в SS433, как уже говорилось,
см, наблюдаемая чернотельная температура источника
K. Если истечение из диска сферически
симметрично (что является грубым приближением),
то темп потери массы в ветре оказывается
год.
Эта величина близка ко многим другим оценкам 
, сделанным по
независимым данным, например, IR (Shklovskii, 1981) или радионаблюдениям
(Blundell et al., 2001). Получается, что темп
поступления газа на внешний край диска значительно превышает темп
истечения газа из SS433:
. Возможно, это подтверждает справедливость моделей сверхкритических дисков с
адвекцией (Eggum et al., 1985, 1988; Okuda, 2002), в которых
значительная доля аккрецирующего в вещества вместе с излучением
поглощается черной дырой. Это также косвенно подтверждает, что
релятивистская звезда в этой системе является черной дырой.
7.7. Структура экваториального истечения SS433
Абсорбционные линии появляются и резко усиливаются примерно в моменты
edge-on и (Crampton and Hutchings, 1981b), но на самом деле,
моменты максимального
усиления интенсивности поглощения несколько запаздывают относительно точных моментов
и на величину
. Fabrika et al. (1997a)
предположили, что это запаздывание связано с необходимым для образования
линии поглощения накоплением на луче зрения достаточной оптической толщи
в истекающем газе. Примерно на такое же время запаздывают максимумы
лучевых скоростей эмиссий. Поглощение в ветре искажает профили эмиссионных
линий с голубой стороны, и максимум лучевых скоростей эмиссий наблюдаются
в моменты максимального искажения профилей линий (фазы "edge-on").
Однако, максимум лучевых скоростей эмиссий приходится не на фазу
(середина между моментами и ) как
следовало бы ожидать, а запаздывает в среднем по всем линиям на величину
. В прецессионной
переменности интенсивностей эмиссионных линий минимум интенсивности
должен наблюдаться в момент максимального поглощения в ветре на фазе
, а максимум, соответственно, на фазе
. Здесь также наблюдается запаздывание: минимум интенсивности
H запаздывает относительно фазы на величину
по данным Asadullaev and Cherepashchuk
(1986), максимум интенсивности этой же линии запаздывает относительно фазы
на
(Fabrika et al., 1997c), и минимум интенсивности H запаздывает относительно
на
(Fabrika et al., 1997a). И наконец, примерно такая же величина запаздывания
наблюдается в поведении лучевых скоростей абсорбций с фазой прецессионного
периода. Когда мы наблюдаем SS433 при ориентации аккреционного диска
edge-on, лучевые скорости линий поглощения максимальны (
км/сек),
после второго положения edge-on () диск разворачивается на наблюдателя,
и лучевая скорость линий поглощения значительно возрастает. Максимум
лучевой скорости абсорбций наблюдается не в момент (),
а позже на время в среднем по всем линиям
. Для каждой линии поглощения фаза максимума лучевой скорости
несколько варьируется, что было учтено при получении Рис. 18.
Все приведенные выше величины запаздывания очень близки между собой.
Важно, что они измерены по разным линиям и по разным параметрам линий,
но все эти эффекты запаздывания обязаны только одной причине -
переменности линий поглощения.
Запаздывание определяется временем, необходимым для накопления
оптической толщины в оттекающем в плоскости аккреционного диска газе,
достаточной для формирования линий поглощения. В плоскости диска газ
истекает со скоростью
км/с, как следует из максимальных
(но отрицательных) лучевых скоростей линий
поглощения H и HeI, однако по линиям
поглощения FeII максимальная лучевая скорость варьируется в пределах
км/сек. Линии FeII имеют весьма слабый эмиссионный
компонент, поэтому их лучевая скорость измеряется наиболее точно, без
систематических ошибок. С другой стороны, орбитальная переменность может
вносить значительные искажения, по этой причине мы считаем, что скорость
истечения материи в плоскости аккреционого диска измерена весьма
приблизительно, км/с.
Из поведения лучевых скоростей и интенсивностей линий поглощения фазой прецессии следует, что внешние части аккреционного диска SS433 участвуют в прецессионном движении. Действительно, поток газа, истекающий с внешнего края диска, а значит и сам внешний край диска участвуют в прецессионном движении. Это означает, что угловой момент вещества, истекающего из звезды-донора также прецессирует, а это является независимым подтверждением ведомого типа прецессии аккреционного диска SS433 и вынужденного типа прецессии звезды-донора (Shakura, 1972; Roberts, 1974; van den Heuvel et al., 1980; Whitmire and Matese, 1980; Katz, 1980; Hut and van den Heuvel, 1981). Соответственно, внутренние части диска, в которых формируется быстрый ветер и струи, также прецессируют.
В плоскости диска система наиболее эффективно может терять газ через
либрационную точку L2, эта потеря связана с отводом углового момента при
формировании диска. Через точку L2 система может терять не менее половины
от общего бюджета газа, поставляемого звездой-донором (Sawada et al., 1986),
переполняющим критическую поверхность Роша. Над плоскостью
диска появляется дополнительный источник потери углового момента -
сверхкритический ветер. Потерянный системой газ через точку L2
покидает систему по разворачивающейся спирали. Вероятно,
это истечение зарегистрировано Filippenko et al. (1988) в двухпиковых
профилях эмиссий Пашена. Если это и есть экскреционный диск, то скорость
его вращения (плюс расширения) равна 
км/сек, это хорошо согласуется
с данными по линиям поглощения. Истекающий в плоскости аккреционного диска
газ, как обсуждалось выше, наблюдается в рентгеновском диапазоне (по
поглощению узлучения удаляющейся струи и искажению орбитальных кривых
блеска), в оптической фотометрии (искажения орбитальных кривых блеска),
в VLBI-радиоизображениях (центральный провал и экваториальный диск),
это же истечение, как предсказывается, может быть зарегистрировано
как протяженный H-диск вокруг SS433 (Fabrika, 1993).
В непосредственной близости от системы скорость истечения в плоскости
аккреционного диска км/сек. Если мы будем рассматривать
распределение плотности ветра вдоль фиксированного направления (вдоль луча
зрения), то на небольших расстояниях от системы r
см,
что соответствует движению со скоростью 100 - 150 км/с в течение нескольких
орбитальных периодов, истекающий газ должен быть расположен неоднородно.
Области повышения плотности модулированы с орбитальным периодом,
расстояние между ними
см. По мере удаления от
системы расстояние между уплотнениями и амплитуда изменения плотности должны
сокращаться, т. к. высокоскоростной газ, выброшенный из аккреционного диска
позднее, но в этом же направлении, догоняет медленный газ. На больших
расстояниях от системы плотность ветра вдоль луча зрения модулирована
уже с прецессионным периодом, расстояние между уплотнениями газа вдоль
радиуса
см.
Скорость ветра на расстояниях 
см может быть оценена из
Рис. 18.
Лучевая скорость абсорбции FeII, как и в линиях H и HeI,
возрастает по мере раскрытия аккреционного диска, но только до - 600 км/с
(
). Выше над плоскостью диска температура ветра
повышается настолько, что ион FeII, вероятно, перестает существовать.
Однако, далее скорость ветра, измеряемая по
линии FeII, начинает уменьшаться и составляет на фазе
(47 дней после состояния edge-on ) только
км/сек.
Это конечная скорость ветра, полученная в результате усреднения импульсов
быстрого и медленного газа, движущихся вдоль луча зрения.
Высокоскоростной ветер, догоняя медленный ветер, который был испущен
ранее в плоскости аккреционного диска, уплотняет его.
В эти фазы прецессии мы наблюдаем абсорбции FeII на более далеких
расстояних от источника. Средняя скорость ветра 
наблюдается на
расстоянии
см, покрываемом при движении с этой
скоростью за 47 дней, где еще раз создаются условия для усиления
линии поглощения FeII.
В VLBI радиоизображении струй SS433 (гл. "Радиоструи и W50") в центре
наблюдается провал или резкое ослабление радиоизлучения
(Paragi et al., 1999). Двойная система находится на оси струй, но не совсем
в центре провала. Радиус провала равен
см
(в проекции на картинную плоскость, при расстоянии до SS433 5 кпк).
Учитывая, что газ истекает в
экваториальной плоскости в довольно широком диапазоне углов (только
из-за прецессии диска этот угол составляет
), вещество,
создающее
поглощение радиоизлучения и центральный провал, в экваториальной плоскости
находится на расстоянии от источника
см. Вероятно,
это и есть газ в уплотнениях экваториального ветра, наблюдаемый в оптических
спектрах по поглощению в FeII.
Экваториальный VLBI-диск (Paragi et al.,
1999; Blundell et al., 2001) наблюдается на заметно больших расстояниях
от SS433, до
см. Механизм этого радиоизлучения
не вполне ясен (см. "Радиоструи и W50"), его спектр тепловой, но яркостная
температура очень высока. Требуются дополнительные наблюдения и идеи,
чтобы объяснить это радиоизлучение, но можно сказать, что условия для
радиоизлучения в протяженном диске вполне подходящие благодаря диссипации
энергии ударных волн. Прецессия в SS433 приводит к тому, что экваториальный
ветер промодулирован медленными ( км/сек) и быстрыми
(
км/сек) порциями вещества. Амплитуда этой модуляции зависит
от угла над плоскостью орбиты. В частности, при углах
медленный ветер должен пропадать, на таких высотах над плоскостью орбиты
остаются только высокоскоростные порции газа, которые обжимают плотный
экваториальный ветер. Зарегистрированные Paragi et al. (2002) фрагменты
экваториального ветра ( км/сек) подтверждают модель ветра,
следующую из спектроскопии.
7.8. Схема потоков газа в SS433
|
На Рис. 19 мы представляем схему системы SS433. За исключением собственно
аккреционного диска и звезды-донора, надежных наблюдательных проявлений
которых не было зарегистрировано, все остальные компоненты системы
наблюдаются и приведены примерно в масштабе. По данным последних наблюдений
Gies et al. (2002b) звезда-донор в SS433 имеет спектр класса А, из их
оценки отношения масс компонентовт
следует, что
размер донора в единицах размера полуоси системы составляет
. Если какой-либо элемент
системы не наблюдался непосредственно (например, "горячее пятно" в
месте взаимодействия струи и диска), то он не изображен на схеме.
Ветер из диска показан стрелочками прямо над диском, а также за оптической
звездой системы. Мы не изобразили на схеме фотосферу ветра и истечение
из точки L2, чтобы не загромождать рисунок. Поток газа в диск
на схеме, возможно, находится слишком далеко от звезды. Он может быть
несколько ближе, но в таком случае необходимо пропорционально
уменьшить его размеры. В передней части потока, которая затмевается звездой
на орбитальной фазе
, светятся линии HeII, HeI и
водорода, дальше от диска в потоке (не показано на рисунке) излучаются
только линии HeI и водорода.
Основание струи на Рис. 19 представлено как протяженная область рентгеновского
излучения, окруженная горячим газом излучающим эмиссию HeII. Относительные
размеры этой области и области HeII следуют из анализа затмений.
Вместе с тем, на самом деле точно неизвестно,
какая доля затмеваемого рентгеновского
потока формируется в "медленном" газе ветра, а какая в газе горячих струй.
От этого зависит модель кокона, окружающего основания струй. Флюоресцентная
линия слабо ионизованного железа 6.4 кэВ имеет малую ширину, FWHM
км/сек (Marshall et al. 2002), она может формироваться как
внутри кокона HeII, так и во внешнем ветре. Будущие наблюдения
рентгеновских затмений с высоким спектральным разрешением ответят на вопрос
о локазизации "стационарного" рентгеновского источника.
<< 6. Сверхкритичекий аккреционный диск | Оглавление | 8. SS433 и микроквазары >>
|
Публикации с ключевыми словами:
SS433
Публикации со словами: SS433 | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
