Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу << 7. Сверхкритический диск по данным ... | Оглавление | 9. Благодарности >>

Разделы


8. SS433 и микроквазары

8.1. Микроквазары

В этой секции мы кратко опишем свойства микроквазаров как самых близких родственников SS433, а также других объектов - ультраярких рентгеновских источников во внешних галактиках, которые, вероятно, имеют непоспедственное отношение к SS433 и микроквазарам. Современая литература по микроквазарам весьма обширна, данные по этим объектам можно найти в обзорах (Mirabel and Rodriguez, 1999; Greiner, 2000; Mirabel, 2001; Fender, 2001a, 2002).

Микроквазарами считаются рентгеновские двойные звезды с релятивистскими струями. Прототипом микроквазаров, вероятно, следует считать SS433, т. к. впервые у этого объекта были обнаружены релятивистские струи. Однако, название "микроквазар" впервые было применено к рентгеновской двойной ScoX-1, имеющей радиовыбросы. Радиоизображения некоторых рентгеновских двойных с релятивистскими выбросами и радиоярких квазаров (и радиогалактик) настолько подобны, что без дополнительных данных их невозможно отличить. Поэтому сам термин "микроквазар" в первую очередь должен был подчеркнуть морфологическое подобие радиоструктур этих объектов (Mirabel et al., 1992).

Под микроквазарами, как правило, понимаются рентгеновские двойные с нейтронными звездами или черными дырами, у которых обнаруживается струйная радиоактивность. Этот класс сейчас включает чуть менее 20 объектов как микроквазаров и около десятка кандидатов (Tsarevsky, 2002). Например, известная массивная рентгеновская двойная CygX-1 также является микроквазаром. Считается, что с аккреционной активностью всегда связана струйная активность, однако разнообразие объектов несколько размывает сам класс микроквараров.

Можно говорить о "классических" микроквазарах - GRS1915+105 и GROJ1655-40. Обе рентгеновские двойные содержат черные дыры с массами, соответственно, (Greiner et al., 2001) и (Ozorsz and Bailyn, 1997). Класические микроквазары являются сверхсветовыми синхротроными радиоисточниками. Скорость струйных выбросов в них 0.92c-0.98c (Mirabel and Rodriguez, 1999). Они являются транзиентными объектами, струи выбрасываются в определенные моменты активности, время жизни радиосгустков в струях составляет от нескольких дней до нескольких недель. В активных состояниях рентгеновская светимость существенно повышается. Весьма вероятно, что струи в этих микроквазарах лептонные (в отличие от SS433), т. е. непосредственно во внутренних областях вокруг черной дыры происходит ускорение и коллимация релятивистских частиц. В момент формирования релятивистского выброса (на интервале времени несколько минут) наблюдается инфракрасное синхротронне излучение (Mirabel et al., 1998). Это, а также особенности поведения рентгеновского излучения во вспышке (см. ниже) говорит о том, что в отличие от SS433 сама область генерации струи вполне открыта для наблюдений. Возможно, будет обнаружено оптическое синхротроное излучение при образовании струи.

Во всей совокупности микроквазаров скорость струйных выбросов весьма разноообразна (c). Однако, почти во всех случаях скорость струй невозможно определить более или менее точно, т. к. не известны расстояния до объектов и ориентация струй. Наблюдательные проявления микроквазаров, как уже говорилось, чрезвычайно многообразны, особенно хорошо изучена переменность рентгеновского блеска и квазипериодические осцилляции. Мы отсылаем читателя к перечисленным выше обзорам, добавив к ним недавний обзор (Poutanen and Zdziarski, 2002) рентгеновских континуальных спектров микроквазаров и моделей их формирования.

Несмотря на большое количество данных, пока не было замечено значительных различий в струйной активности микроквазаров, содержащих нейтронные звезды и черные дыры. Это обстоятельство весьма примечательно, казалось бы, в выбросе струй принимают участие самые внутренние области, где различие между нейтронной звездой и черной дырой становится принципиально важным. Однако, например, отношение радио к рентгеновской светимости в пике вспышек заметно выше у черных дыр, чем у нейтроных звезд (Fender and Kuulkers, 2001). Это может быть связано как с большей эффективностью генерации струй, так и, например, с большим поглощением рентгеновского излучения у черных дыр.

Fender & Hendry (2000) проанализировали радиоизлучение ряда постоянных (не временных источников или не транзиентных) рентгеновских двойных, включающих как черные дыры (или кандидаты в черные дыры), так и нейтронные звезды, и заключили, что для формирования радиоизлучающих струй необходимо, чтобы релятивистская звезда не имела большого магнитного поля ( G) и чтобы был высокий темп аккреции ( ), а также, что в момент образования ("запуска") струй происходит очень сильное изменение аккреционных потоков. В случае рентгеновских двойных с нейтронными звездами магнитное поле не должно быть сильным, чтобы аккреционый поток не был канализирован полем вплоть до внутренних областей. Рентгеновские пульсары (нейтронные звезды с сильными магнитными полями) не показывают струйной радиоактивности (Fender & Hendry, 2000).

Весьма важным обстоятельством, является то, что струи в микроквазарах выбрасываются в рентгеновском состоянии "низкое/жесткое" или low/hard (Fender, 2001a, 2002), которое характеризуется в рентгене жестким степенным спектром и сильной переменностью. Наличие радиоизлучение прямо коррелирует с состоянием low/hard. Из этого делается вывод, что интенсивность струйной активности антикорелирует с темпом аккреции.

В знаменитой вспышке микроквазара GRS1915+105, произошедшей 9 сентября 1997 г. (Mirabel et al., 1998; Mirabel and Rodriguez, 1999) на фоне мощных коротких ( sec) осцилляций рентгеновского излучения произошло значительное ослабление рентгеновского потока за время, сравнимое с временным масштабом осцилляций. При этом рентгеновский спектр стал более жестким ((13-60 keV)/(2-13 keV)). В это же время более плавно слабело инфракрасное и радиоизлучение. Примерно через 7-8 минут рентгеновского ослабления возникла резкая изолированная рентгеновская вспышка, в основном за счет мягкого излучения. Этот момент считается моментом выброса струи, т. к. сразу после резкой вспышки начинают возрастать инфракрасный и рентгеновский потоки (опять появляются осцилляции), чуть позже инфракрасной появляется радиовспышка. Вся история от начала до конца развивается за 30-40 минут. Это рентгеновское поведение интерпретируется как быстрое пропадание (опустошение) и последующее востановление и заполнение внутреннего аккреционного диска.

В массивной рентгеновской двойной CygX-3, которая, как считается, вероятно, включает нейтронную звезду в очень тесной паре (орбитальный период 4.8 часа) со звездой WR перед мощными радиовспышками заметно ослабляется радиоизлучение (Fender et al., 1997). Во время сильной радиоактивности поток мягкого рентгеновского излучения обычно возрастает что интерпретируется заметным возрастанием темпа поступления массы в аккреционный диск.

В CygX-3 были обнаружены очень интересные закономерности во время вспышек при выбросе радиоструй. Они весьма напоминают описанное выше поведение GRS1915+105, но только их временной масштаб существенно длиннее. Поток жесткого рентгеновского излучения в диапазоне 20-100 keV по данным BATSE (McCollough et al., 1999) в спокойном состоянии антикоррелирует с радиопотоком, однако во время сильной активности наступает четкая корреляция в этих двух диапазонах.

История сильных вспышек в CygX-3 такова (McCollough et al., 1999), что первым весьма существенно ослабляется жесткое излучение. Ослабляется также радиоизлучение, далее следует мощная радио и рентгеновская вспышка или несколько вспышек, во время которых потоки в этих диапазонах ведут себя скоррелированно. Выброс струй происходит, вероятно, в момент внезапного угасания жесткого и радио излучений.

Такие сильные корреляции позволили (McCollough et al., 1999) предположить, что в формировании жесткого рентгеновского излучения участвует не только аккреционный диск, но и струи. Кроме того, возможно, обратное Комптоновское рассеяние на радио (синхротронных) электронах играет определяющую роль в формировании жесткого рентгеновского излучения.

В модели микроквазаров, развиваемой (Markoff et al., 2001) синхротронному излучению струй, а также обратному Комптоновскому излучению отводится определяющая роль в формировании практически всего спектра от радио до жестких рентгеновских энергий. В любом случае речь идет о весьма мощных струях, вклад которых в общее энерговыделение значителен, не менее 5% от полной аккреционной светимости (Fender, 2001b).

Итак, поведение рентгеновского излучения во вспышках микроквазаров может определяться излучением появившегося струйного выброса - синхротронное излучение релятивистских электронов и обратное Комптоновское (рассеяние внешнего света на этих электронах), а также опустошением внутренних частей аккреционного диска (Greiner, 2000). Однако, возможно, что корреляция рентгеновского и радиопотоков, резкое ослабление рентгеновского излучения, возрастание жесткости в рентгеновском минимуме классических микроквазаров, обязаны появлению дополнительного поглощения рентгеновского потока при запуске струй. В этот момент активности происходит резкое увеличение темпа поступления газа во внутренние области или резкая перестройка газовых потоков. Конечно, сейчас на эти вопросы следует давать количественные ответы, а не качественные.

Весь период вспышечной активности CygX-3 ("цикл") занимает 80-100 дней, а характерное время радиовспышки (и скоррелированной рентгеновской вспышки), а также время ослабления радио или рентгеновского потоков около 10 дней.

В классических микроквазарах (GRS1915+105) характерные времена развития вспышек составляют минуты. Вероятно, в классических микроквазарах мы наблюдаем "голый" релятивистский объект? Точнее, все процессы там мы наблюдаем "в реальном времени". Поэтому данные наблюдений микроквазаров рассматриваются как прямые тесты для физики черных дыр. В CygX-3 (и тем более в SS433) такое невозможно, поглощение окружающим газом (аккрециоными потоками) существенно более сильно, поэтому внутренние области скрыты от наблюдателя. Разницу во временных масштабах, конечно, невозможно объяснить только поглощением излучения внутренний областей. Вероятно, на разных временных масштабах проявляются одни и те же процессы: увеличение темпа аккреции, перестройка аккреционной структуры, появление струйной активности.

8.2. Сверхкритические транзиенты

Grimm et al. (2002) изучили распределение по светимостям (функции светимости) рентгеновских двойных нашей Галактики по данным RXTE ASM (монитор всего неба). В основном рентгеновская светимость зависит от темпа аккреции газа на релятивистскую звезду, что, в свою очередь, определяется темпом потери газа донором. Поэтому ожидается непрерывное, в общем случае степенное, распределение рентгеновских двойных по светимостям вплоть до критической светимости , соответствующей массе нейтронной звезды или несколько большей ( ) erg/s. Поскольку аккреционная светимость не может заметно превысить Эддингтоновский предел, в области критической светимости возможно "накопление" объектов, а при больших светимостях ожидается излом функций светимости. Примерно такая картина и наблюдается (Grimm et al., 2002; там же см. ссылки на исследования функций светимости рентгеновских источников в других галактиках).

При "умеренных" транзиентных превышениях критических темпов аккреции, , конечно, возможно появление примерно или слегка сверхэдингтоновских источников. Grimm et al. (2002) обнаружили, что среди рентгеновских двойных низкой массы (LMXB, термин, как и раньше, имеет отношение только к массе донора) имеется излом функции светимости около Эддингтоновской светимости нейтронной звезды ( ), а также не менее 12 источников показали эпизоды сверхкритической светимости за время наблюдений прибора ASM.

Темп потери массы звездой-донором и темп захвата массы релятивистской звездой зависит от многих причин. В частности, повышение темпа истечения может быть реакцией донора на аккреционную активность, но в общем случае темп потери массы донором не связан со вторым компонентом (совершенно не связан с наличием Эддингтоновского предела светимости). Резкое усиление обмена массой может быть следствием внутренних процессов в атмосфере донора, особенностей истечения, возможных прецессионных движений, прохождения компонентов через периастр и проч.

При значительных транзиентных увеличениях темпа аккреции массы на короткое время возникнет "синдром SS433" - резкое ослабление рентгеновского потока из-за поглощения излучения в ветре из аккреционного диска. Материя выбрасывается из системы за счет светового давления (Shakura and Sunyaev, 1973). Кроме того могут возникнуть мощные дископодобные потоки, затемняющие центральный объект или даже всю систему. Переработка формирующегося в центре рентгеновского излучения в мощном ветре должна привести к появлению пекулярного объекта весьма слабого в рентгеновском диапазоне, но яркого в УФ и оптическом диапазонах. В спектре такого объекта в этот момент ожидается появление широких эмиссий, формирующихся в ветре со скоростью несколько тысяч км/с. Очевидно, ожидается появление струй, резкое повышение радиоизлучения. Кроме того, вполне возможно, что в эти сверхкритичесие моменты жесткое излучение объекта становится коллимированным в направлении перпендикулярном диску.

Знаменитую гигантскую вспышку сентября 1999 г. необычно быстрого транзиента V4641Sgr (релятивистский объект - черная дыра) Revnivtsev et al. (2002a,b) интерпретировали как сверхэдингтоновскую вспышку в этой системе. Необычно быструю и сильную вспышку транзиента CICam (нейтронная звезда или черная дыра в паре с B[e]-сверхгигантом) Hynes et al. (2002) так же интерпретировали как сверхкритический эпизод аккреции. В обоих случаях короткое время рентгеновской вспышки связано с появлением ветра и поглощением рентеновского излучения. При этом соответствующие оптические вспышки были необычно яркими. Максимум болометрического излучения таких вспышкек должен приходиться на оптический или УФ диапазон. В обоих случаях наблюдались широкие эмиссионные линии в оптических спектрах, указывающие на формирование ветра из внутренних областей аккреционной структуры.

Появлялись ли во вспышках V4641Sgr и CICam "тяжелые и холодные" струи типа как у SS433? Сообщений о необычных линиях во вспышках этих объектов не было, однако сами спектры были весьма сложными и быстро эволюционировали (см. для ссылок Revnivtsev et al., 2002a,b; Hynes et al., 2002). На основе того, что мы знаем об SS433 можно предположить, что появление холодных струй в эпизоде сверхкритической аккреции маловероятно, т. к. для коллимации струи и удержания холодных облаков газа в струях требуется постоянный канал и развитый уже сформировавшийся ветер из диска.

Образовывалось ли во вспышках 4641Sgr и CICam коллимированное излучение, на этот вопрос тем более ответа нет. Возможно, в относительно недалеком будущем мы дождемся сверхкритической вспышки рентгеновского транзиента, ориентированного к нам так, что луч зрения близок к оси диска. Если раствор телесного угла канала во сверхкритической вспышке (и если, конечно, вообще коллимированное излучение выходит в таких случаях), то на таких сверхэдингтоновских вспышек (объектов) придется одна, когда мы зарегистрируем ярчайший ( эрг/с) рентгеновский транзиентный источник. Другими словами, если появится "ультраяркий" транзиентный рентгеновский источник, то это, возможно, будет сверхкритический транзиент, ось диска которого направлена близко к лучу зрения.

На знании величины Эддингтоновской светимости (массы релятивистской звезды) и при предположении, что во время короткой рентгеновской сверхкритической вспышки пиковая светимость весьма близка к соответствующей Эддингтоновской, возможно, можно обосновать метод определения расстояний до рентгеновских транзиентов в нашей Галактике. На знании величины рентгеновской светимости в месте излома функции светимости ( ) эрг/с можно обосновать метод определения расстояний до галактик (Sarazin et al., 2001). В будущих рентгеновских миссиях можно будет определять функции рентгеновской светимости у множества галактик.

8.3. "Face-on SS433" и ультраяркие рентгеновские источники в галактиках

Рентгеновская светимость нашей Галактики по сумме рентгеновских источников в диапазоне 2-10 keV составляет  эрг/с (Grimm et al., 2002). Причем полная светимость определяется в основном несколькими наиболее яркими объектами. Примерно такая же картина наблюдается в галактике M31 (Makishima et al., 1989), ее полная светимость в диапазоне 2-20 кэВ составляет  эрг/с.

Ярчайшие рентгеновские источники в нашей Галактике и в Местной группе имеют рентгеновские светимости несколько единиц  эрг/с, некоторые микроквазары в пике вспышки достигают светимости  эрг/с. Однако, во внешних галактиках встречаются существенно более яркие объекты, которые при этом не являются активными ядрами галактик (сверхмассивными черными дырами).

Один из наиболее статистически полных обзоров рентгеновских источников в близких галактиках получен Roberts and Warwick (2000) по архивным данным ROSAT, HRI (High-resolution-imager). Они основывались на списке ярких северных галактик Ho, Filippenko and Sargent (1997). Roberts and Warwick (2000) выделили 142 неядерных рентгеновских источника в галактиках, покрытых наблюдениями с HRI. Максимальные светимости их источников достигают  эрг/с. С добавлением данных по M31 Roberts and Warwick (2000) получили распределение дискретных рентгеновских источников по светимостям в спиральных галактиках (49 галактик). Это распределение нормализовано на оптическую голубую светимость , оно имеет вид , где  - рентгеновская светимость в единицах  эрг/с. Из их распределения (Fig.7 цитируемой работы) также следует, что источник со светимостью  эрг/с встречается в совокупности спиральных галактик с суммарной голубой светимостью . Это хорошо согласуется с тем фактом, что в Местной группе галактик нет ни одного источника такой яркости. Масса Местной группы составляет (Karachentsev et al., 2002).

Самые последние исследования функций светимости рентгеновских источников в галактиках (XLF, Sarazin et al., 2001; Kilgard et al., 2002; Zezas and Fabbiano, 2002; Kim and Fabbiano 2003; Colbert et al. 2003; Grimm et al., 2003 и ссылки в этих работах) выполнены на основе наблюдений Chandra. Пространственное разрешение и спектральный диапазон Chandra позволяет исследовать распределения точечных источников и в значительной степени освободиться от путаницы с остатками Сверхновых. Оказалось, что XLFs существено зависят от эффективности звездообразования в галактиках. Наклоны дифференциальных XLFs ( ) варьируются от у галактик мощным звездообразованием до у спиральных и эллиптических галактик. Grimm et al. (2003), Gilfanov et al. (2003) обсуждают универсальную XLF нормализованную на скорость звездообразования в галактиках. Ее наклон , в принципе, она может быть понята в рамках популяции массивных рентгеновских двойных (HMXB, Postnov, 2003). Универсальная XLF описывается единым степенным законом в очень широком диапазоне светимостей,  эрг/с, и имеет обрыв на несколько единиц  эрг/с. Отсутствие изломов в универсальной XLF представляется весьма странным (Zezas and Fabbiano, 2002; Grimm et al., 2003). В этом интервале светимостей,  эрг/с, излучают как минимум три разные популяции объектов. Нейтронные звезды не могут обладать светимостями большими, чем  эрг/с, и черные дыры звездных масс не могут излучать заметно ярче, чем  эрг/с. В этом смысле универсальная XLF (Grimm et al., 2003) накладывает определенные ограничения на природу излучающих объектов. Возможно, необходимо более точное рассмотрение анизотропии излучения рентгеновских двойных, переменности рентгеновских источников. Дальнейшие исследования XLFs индивидуальных галактик помогут выявить более точные закономерности XLF, связанные с историей звездообразования.

Начиная с 2000 г. стало ясно, что ультраяркие источники (  эрг/с) в галактиках являются отдельным классом объектов. Однако, можно ли, тем не менее, "повысить" Эддингтоновский предел светимости, чтобы не обсуждать принципиально новые типы объектов?

Grimm et al. (2002) приводят несколько причин, по которым этот предел мог бы быть несколько повышен. i) в стандартной теории Shakura and Sunyaev (1973) с квазиплоским аккреционным диском поток излучения, выходящий перпендикулярно плоскости диска превышает среднюю величину примерно в 3 раза. ii) Если химический состав аккрецирующего вещества беден водородом (донор - гелиевая звезда), то для гелиевой плазмы Эддингтоновский предел в 2 раза выше, чем для водородной. Эти две причины могут в совокупности изменить величину классического предела в 6 раз. iii) В теориях сверхкритических аккреционных дисков, конечно, вполне можно повысить аккреционную светимость. Коэффициент, во сколько раз повышается светимость зависит от модели (и является ли эта модель стационарной или нет), но даже в первой модели сверхкритического диска (Shakura and Sunyaev, 1973) светимость диска повышалась в логарифмический фактор , что может составить заметную величину при существенно сверхкритических режимах. В моделях толстых аккреционных дисков c внутренней частью в виде воронки (slim disk, Paczynsky and Wiita, 1980; Abramowicz et al., 1988) результирующая светимость также выше Эддингтоновской. iv) Имеются механизмы повышения аккреционной светимости в случае аккреции на нейтронные звезды, как с сильным, так и со слабым магнитным полем, за счет возникновения специфических геометрий в аккреционных структурах (например, магнитная аккреционая колонна).

Тем не менее, совокупность наблюдательных данных по сверхэдингтоновским рентгеновским источникам в галактиках (см. ниже) заставляет искать "кардинальные" методы решения этой проблемы. Либо эти объекты a) не сверхэдингтоновские, а являются черными дырами с массами ( ) между черными дырами звездной массы и сверхмассивными черными дырами, - так называемые черные дыры промежуточных масс (intermediate-mass black holes, IMBHs); либо эти объекты б) наблюдаемые плашмя (face-on) сверхкритические аккреционные диски в двойных системах (SS433, микроквазары), излучение которых может быть как коллимированно за счет геометрии канала диска, так и усилено за счет релятивистских эффектов при движении излучателя в направлении близком к лучу зрения.

Ниже мы подробнее рассмотрим вторую гипотезу, а именно, что излучение этих объектов формируется в каналах сверхкритических аккреционных дисков. Такие объекты впервые были предсказаны (Katz, 1987). Мы не будем касаться эффектов релятивистского усиления яркости, т. к. в случае ориентированного face-on SS433 его величина определяется надежно (глава "Строение и формирование струй"). Она зависит от наклона спектра выходящего излучения и составляет фактор . В релятивистских струях микроквазаров релятивистское поярчание может составлять фактор в зависимости от скорости струй.

В предыдущей главе было показано, что в SS433 средний радиус фотосферы ветра составляет  см или в долях расстояния между компонентами. Внутри канала сверхкритического диска SS433 с раствором телесного угла радиус (высота) фотосферы составит

см

при темпе потери массы в канале /год и угле раствора канала . Через такой канал должно формироваться коллимированое излучение. При болометрической светимости SS433 эрг/сек, которая практически вся выделяется во внутренних областях аккреционного диска, мы можем ожидать, что светимость в коллимированном излучении также порядка эрг/сек.

Для удачливого наблюдателя, который мог бы непосредственно видеть центральные части канала SS433 этот объект предстал бы ультраярким рентгеновским источником, светимость которого была бы эрг/сек, т. е. до раз ярче CygX-1. Рентгеновский поток SS433, ориентированного face-on, менялся бы с характерным временем сек. Ориентация SS433 не позволяет нам непосредственно изучать канал (однако, ее нельзя назвать неудачной, т. к. благодаря затмениям мы можем эффективно исследовать саму двойную систему и аккреционный диск). Объекты, подобные SS433 в других галактиках могут проявить себя как экстремально яркие рентгеновские источники (Katz, 1987).

Ультраяркие рентгеновские источники (ULXs) наблюдаются в галактиках (Fabbiano, 1998). Как правило, они находятся в спиральных и иррегулярных галактиках, в спиральных ветвях и в ядерных областях, т. е. в областях активного звездообразования. Это соответствует предположению, что ULRs принадлежат молодому звездному населению. В нашей Галактике известен только один SS433, расчеты моделей эволюционного синтеза (Lipunov et al., 1996) также предсказывают наличие единичных объектов такого типа в спиральной галактике подобной нашей. Однако, в молодых областях звездообразования плотность наиболее массивных звезд (из которых мог образоваться SS433) повышается в сотни раз по сравнению со средней плотностью по галактике. Fabrika and Mescheryakov (2001), King et al. (2001), Koerding et al. (2001) предположили, что объекты ULXs есть объекты типа SS433 или микроквазары, ориентированные face-on. В последние годы объекты ULXs исследуются весьма активно на костических аппаратах. Их основные свойства (светимость, спектр, переменность) не противоречат гипотезе, что в ULXs мы наблюдаем сверхкритические аккреционные диски, ориентированные так, что луч зрения близок к оси диска.

Практически все хорошо исследованные ULXs показывают значительную переменность рентгеновского потока. Это является весьма сильным аргументом в пользу того, что ULXs - ориентированные face-on сверхкритические аккреционные диски. Однако, даже такая хорошо исследованная звезда как SS433, будучи ориентированной face-on, превращается в "гипотетический объект", свойства которого (например, спектр) известны очень плохо.

Частота встречаемости ULXs в галактиках (Roberts and Warwick, 2000; Fabrika and Mescheryakov, 2001) примерно близка к ожидаемой, если это сверхкритические аккреционные диски. Fabrika and Mescheryakov (2001) провели кросскорелляцию рентгеновских источников из каталогов ярких и слабых источников РОСАТ (ROSAT All-Sky-Survey, Voges et al., 1999, 2000) c RC3 каталогом галактик (de Vaucouleurs, et al., 1991), содержащим 16741 ярких спиральных и иррегулярных галактик. Было выделено 142 источника не известных как активные галактические ядра (AGNs) в галактиках таких типов, причем 80 из них не распологаются в ядерных областях. Рентгеновские светимости этих объектов составляют  эрг/с. Оценена частота встречаемости неядерных источников, или один объект примерно на 20 галактик. Такая частота встречаемости количественно могла бы быть понята так, что в каждой галактике находится объект типа SS433, причем полный раствор конуса коллимированного излучения этого объекта , и ориентация этих объектов случайна. По спектрам (индексы жесткости) выделенные объекты являются в среднем жесткими источниками.

Выборки источников в Roberts and Warwick (2000) и Fabrika and Mescheryakov (2001) существенно различаются. В первом случае использовались pointing наблюдения HRI относительно небольшого количества ярких () галактик, соответственно, источники со светимостями  эрг/с, могли быть исследованы детально. Однако, для того, чтобы набрать заметное количество существенно более ярких объектов  эрг/с, требуется большее количество галактик. Во втором случае использовались каталоги на основе наблюдений ASS, и выборка галактик () была существенно более представительной. Однако, источники более слабые, чем  эрг/с могли быть полностью выбраны только в близких галактиках ( Мпк). Поэтому во втором случае были отобраны в среднем наиболее яркие ULXs.

ULXs были выделены также и в эллиптических галактиках (Colbert and Prak, 2002 ; Colbert et al. 2003). Это не противоречит интерпретации ULXs как микроквазаров, т. к. среди микроквазаров много двойных низкой массы (LMXB), которые присутствуют в эллиптических галактиках. Однако, ярчайшие ULXs ( эрг/с) обнаруживаются во взаимодействующих галактиках и галактиках с активным звездообразованием, как например, "гипер-ULXs" в галактике Тележное Колесо (Gao et al. 2003). Тем не менее, возможно, что ULXs не являются однородным классом объектов.

Спектры ULXs весьма напоминают спектры рентгеновских двойных, иногда они хорошо описываются так называемой моделью многоцветного диска (MCD, kT  1-3кэВ), но часто требуется более сложное описание спектра (Okada et al., 1998; Makishima et al., 2000; Kotoku et al., 2000; Kubota et al., 2002; Ebisawa et al., 2003). Недавние исследования (Miller et al. 2003abc) показывают, что в некоторых объектах наилучшее описание рентгеновского спектра получается при добавлении к основной степенной компоненте "холодного" (kT  0.1-0.3кэВ) многоцветного диска. Некоторые ULXs имеют очень мягкие или экстремально крутые рентгеновские спектры (Fabbiano et al. 2003a; Cagnoni et al. 2003). ULXs так же как и рентгеновские двойные могут совершать переходы между "мягким/высоким" и "жестким/низким" состояниями спектра (Kubota et al., 2001; La Parola et al., 2001). Переменность рентгеновского потока, как уже говорилось, весьма значительна (Mizuno et al., 2001; Mukai et al., 2003; Fabbiano et al., 2003b; Roberts and Colbert, 2003), она может достигать фактора 2 за время около часа. Исследования переменности на коротких временах ограничены, вероятно, только чувствительностью современных детекторов. Сообщается даже о периодической переменности некоторых ULXs (Bauer et al., 2001; Sugiho et al., 2001; Liu et al., 2002a), обнаруживаемой на временах часы-дни и коротких квази-периодических осцилляциях ( 20сек; Strohmayer and Mushotzky, 2003).

У ULX в галактике NGC5408 было обнаружено радиоилучение (Kaaret et al., 2003), причем сообщается, что рентгеновский, радио и оптический потоки от этого объекта согласуются с ожидаемыми потоками в модели излучения релятивистских струй. Весьма важны оптические отождествления ULXs, т. к. именно они могли бы дать надежный ответ о природе этих источников. ULXs если и отождествляются, то с весьма слабыми объектами 20-25 звездных величин, часто в туманностях (Miller, 1995; Roberts et al., 2001; Liu et al., 2002b; Wang, 2002; Wu et al., 2002; Roberts et al., 2003; Holt et al. 2003; Zampieri et al. 2003). Обычно это голубые объекты, которые, иногда отождествляются с молодыми скоплениями (Goad et al. 2002; Zezas et al., 2002).

Вокруг ULXs часто обнаруживаются туманности типа пузырей (Pakull and Mirioni 2003; Roberts et al. 2003). В области ULXs в галактике HolmbergII Pakull and Mirioni (2001) обнаружили туманность, излучающую в линии HeII, которая возбуждена этим рентгеновским источником. Они заключили, что сильная коллимация излучения вдоль луча зрения не соответствует наблюдениям этой туманности. Однако, сильная коллимация излучения или релятивистское усиление яркости не требуется для понимания этих объектов. Итак, радио и оптические отождествления поддерживают гипотезу, что ULXs есть сверхкритические диски или микроквазары, либо не противоречат ей.

Альтернативной моделью для ULXs являются черные дыры "промежуточных масс" (IMBHs), с массами , т. е. в интервале между черными дырами звездных масс и сверхмассивными черными дырами (Colbert & Mushotzky, 1999; van der Marel, 2003; Miller and Colbert 2003), которые могли быть сформированы из самых первых звезд населения III (Madau & Rees, 2001) или в шаровых скоплениях (Miller & Hamilton, 2002). Такие черные дыры могут аккрецировать межзвездный газ и становиться яркими рентгеновскими источниками,  эрг/с, в случае если окружающий газ достаточно плотный ( ), а скорость движения IMBHs относительно газа достаточно мала ( км/с). Рассматривается также предположение, что IMBHs в звездном скоплении могли захватывать звезду на тесную орбиту и аккрецировать газ донора. Очевидно, что все эти условия существенно ограничивают количество IMBHs, доступных для наблюдений.

Какие критерии для выбора между двумя альтернативными моделями ULXs могут быть предложены? При исследовании туманностей, окружающих эти источники следует искать свидетельства динамического воздействия струйных выбросов объекта на межзвездный газ. По аналогии с SS433 (Глава "Радиоструи и W50") на масштабах в десятки парсек можно ожидать возмущений межзвездной среды с амплитудой в десятки км/с. Такие особенности вокруг ULXs легко могут быть зарегистрированы даже в наземных наблюдениях в галактиках до расстояний  Мпк. С другой стороны, IMBHs могут только ионизовать межзвездный газ, но никак не могут возмутить его динамически. Радиус захвата межзвездного газа черной дырой с массой , движущейся со скоростью  км/с составит всего 0.1 пк.

Как уже говорилось, одним из возможных тестов может служить переменость блеска. Черные дыры не способны произвести сильную переменность блеска на временах значительно короче чем несколько единиц  сек (Sunyaev and Revnivtsev, 2000). Если считать, что черные дыры в ULXs излучают на Эддингтоновском пределе, то можно сказать, что переменность блеска черных дыр весьма маловероятна на временах  сек, где рентгеновская светимость выражена в единицах  эрг/с. Для детального исследования переменности ULXs на таких коротких характерных временах необходимо дождаться следующего поколения рентгеновских телескопов.

Критическим экспериментом, отождествившим источники ULXs с объектами типа SS433 ориентированными плашмя, было бы наблюдение канала в сверхкритическом аккреционном диске. В рентгеновских спектрах ULXs предсказывается наличие очень широких абсорбционных линий со сложным профилем. Абсорбционные полосы должны принадлежать водородо- и гелиоподобным ионам наиболее обильных тяжелых элементов (Fe, S, Si, Mg и другим) и протягиваться от энергий K до энергий K соответствующих ионов и переходов. Благодаря Допплеровскому просветлению ускоряющегося в канале вещества можно надеяться, что в этих линиях поглощения можно будет изучать канал вплоть до глубины фотосферы в канале.

Изменения параметров газа вдоль канала - скорости, плотности, температуры и объемного фактора заполнения - могут существенно усложнять профили линий поглощения, поэтому для поиска этих линий необходимы рентгеновские спектры с высоким отношением сигнал/шум. Например, если, как предположено в Гл. "Строение и формирование струй", во внутренних частях канала газ сначала ускоряется до скоростей  см/с, а потом замедляется за счет ветра от стенок и его скорость достигает величины , то следует ожидать весьма широкой линии поглощения перехода K, смещенной в сторону больших энергий, голубое крыло этой линии должно протягиваться до энергии соответствующей порогу K. Такие мелкие и широкие линии поглощения могут искажать непрерывный спектр на масштабах K-K.

Фактически, предсказываемая сложная зависимость профилей линий поглощения от структуры канала и механизмов ускорения и коллимации газа несет в себе прекрасные возможности прямого зондирования каналов в сверхкритических аккреционных дисках и исследования механизмов формирования струй.



<< 7. Сверхкритический диск по данным ... | Оглавление | 9. Благодарности >>

Публикации с ключевыми словами: SS433
Публикации со словами: SS433
См. также:

Мнения читателей [2]
Оценка: 2.8 [голосов: 80]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования