Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Диагностика рентгеновских струй SS 433 по данным XMM-Newton 22
1.1. Постановка задачи 22
1.2. Отбор и обработка наблюдательных данных 30
1.3. Модель рентгеновских струй 33
1.4. Оценка параметров струй по линиям железа Fe XXV и Fe XXVI 38
1.5. Необходимость дополнительных компонентов в рентгеновском спектре SS 433 46
Глава 2. Отраженное излучение в спектре SS 433 51
2.1. Свидетельства отражения в рентгеновском спектре SS 433 51
2.2. Анализ наблюдательных данных с использованием модели отражени5і 54
2.3. Компоненты рентгеновского спектра. Структура сверхкритического диска в системе SS 433 63
Глава 3. Эффект прогрева в SS 433 77
3.1. Постановка задачи 77
3.2. Наблюдения 80
3.3. Средние профили линий поглощения. Сильные и слабые линии 84
3.4. Анализ средних профилей с использованием простой модели прогрева 90
3.5. Влияние эффектов прогрева на кривую лучевых скоростей звезды-донора 98
3.6. Массы компонентов в SS 433 101
Литература 104
- Отбор и обработка наблюдательных данных
- Оценка параметров струй по линиям железа Fe XXV и Fe XXVI
- Анализ наблюдательных данных с использованием модели отражени5і
- Средние профили линий поглощения. Сильные и слабые линии
Введение к работе
Актуальность темы
Сверхкритическая аккреция газа на черные дыры — одно из самых интересных и загадочных явлений в астрофизике. Теория сверхкритической аккреции была разработана Шакурой и Сюняевым в 1973 году Ш и в настоящее время привлекает все большее внимание ученых. Данный феномен возникает в самых разнообразных системах: от тесных двойных звезд до активных ядер галактик. Теория сверхкритической аккреции также привлекается для объяснения природы нового класса внегалактических объектов — ультраярких рентгеновских источников (ULX). В силу этих причин изучение наблюдательных данных и объектов, демонстрирующих такой тип аккреции, является чрезвычайно важной задачей.
Настоящая работа посвящена исследованию тесной двойной системы SS 433, которая является объектом пристального изучения с момента её открытия и по сей день. Эта система уникальна тем, что в ней осуществляется постоянный сверхкритический режим аккреции вещества звезды-донора на релятивистский компаньон I2'. Практически все излучение SS 433 формируется в сверхкритической области аккреционного диска, а наблюдается в ветре из диска и релятивистских струях. Аккреционный диск является прецессирующим и периодически затмевается звездой-донором, что предоставляет исследователям уникальный шанс рассмотреть процесс сверхкритической аккреции "со всех сторон". С появлением новых наблюдательных данных, полученных современными космическими рентгеновскими обсерваториями, таких как CHANDRA, XMM-Newton и Suzaku, а также на крупнейших наземных телескопах класса 8м, таких как Subaru и Gemini, интерес к SS 433 только растет.
Анализ рентгеновских данных тем более важен, так как излучение в этом диапазоне рождается в самых внутренних областях аккреционного диска, в которых происходит формирование ветра и релятивистских струй. Исследование
[1] N. I. Shakura, R. A. Sunyaev. Black holes in binary systems. Observational appearance. // A & A.— 1973.—
Vol. 24. - Pp. 337-355. [2] S. Fabrika. The jets and supercritical accretion disk in SS433 // Astrophysics and Space Physics Reviews.—
2004.-Vol. 12.-Pp. 1-152.
особенностей рентгеновских спектров, их формы и переменности, позволит пролить свет на до сих пор неясные механизмы ускорения и коллимации струй, а также проверить и уточнить теорию сверхкритической аккреции.
Актуальность изучения SS 433 также связана с открытием нового типа внегалактических рентгеновских источников — ULX (ультраяркие рентгеновские источники). Это точечные объекты с огромной рентгеновской светимостью вплоть до ~ 1041 эрг/сек. Одной из возможных гипотез о природе этих объектов является предположение, что ULX являются звездными системами типа SS 433, но ориентированными струями в сторону наблюдателя (иными словами, плоскость диска примерно совпадает с картинной). Оценки рентгеновской светимости SS 433 в такой ориентации показывают, что его светимость была бы близка к ~ 1()40-41 ЭрГусек_ Имея такую светимость в направлении вдоль оси аккреционного диска, SS 433 наблюдался бы как точечный источник по своим свойствам очень похожий на ULX.
Современный уровень развития наземных оптических телескопов, спектральных приборов и методов анализа позволяет получать фотометрические и спектральные данные чрезвычайно высокого качества. Благодаря этому в оптических спектрах SS 433 удалось обнаружить линии поглощения, принадлежащие звезде-донору. Кривые лучевых скоростей донора, полученные из анализа движения линий поглощения, позволяют оценить массу компонентов в двойной системе. Это является очень важной и сложной задачей, окончательное решение которой не найдено до сих пор. По-прежнему нельзя с уверенностью сказать, является ли компактный объект черной дырой, или нейтронной звездой. Детальное изучение профилей линий звезды-донора с высоким спектральным разрешением позволит ответить на этот вопрос.
Таким образом, система SS 433 является ключевым объектом для поиска наблюдательных подтверждений и дальнейшего развития теории сверхкритической аккреции. Этим обусловлена актуальность темы диссертации.
Цель работы
Целью предпринимаемого в диссертации исследования является:
изучить наблюдательные проявления релятивистских струй и сверхкрити-
ческого аккреционного диска в системе SS 433 с использованием современных рентгеновских данных;
исследовать природу дополнительных компонентов непрерывного рентгеновского спектра SS 433, а также его особенностей, которые нельзя объяснить излучением струй;
исследовать теоретическую возможность получения наблюдаемых компонентов отражения в сверхкритическом диске SS 433;
изучить абсорбционные линии поглощения звезды-донора в оптических спектрах SS 433, полученных на телескопе Subaru;
проверить предположение о прогреве звезды-донора сильным ультрафиолетовым излучением, сформированным в окружении релятивистского компаньона;
изучить влияние эффектов прогрева на кривую лучевых скоростей звезды-донора, оценить массы компонентов с учетом такого влияния.
Научная новизна работы
Все основные результаты работы являются новыми и состоят в следующем:
Впервые построена модель рентгеновских струй SS 433 с учетом охлаждения не только из-за адиабатического расширения, но и за счет потерь энергии на излучение с использованием самых современных моделей излучения оптически прозрачной горячей плазмы.
С помощью этой модели найдены оценки параметров струй: размера и температуры видимого основания струи, значение которых хорошо согласуются с основными наблюдательными данными. Подтверждены оценки кинетической светимости, угла раствора струй и величины межзвездного поглощения света.
Впервые обнаружено, что континуальный спектр в диапазоне 4.0-12.0 кэВ в основном формируется в результате отражения света от частично ионизированной среды.
Впервые обнаружен мягкий компонент в рентгеновском спектре SS 433, который может интерпретироваться в рамках различных моделей. В частности, это может быть тепловой спектр с температурой Т ~ 0.1 кэВ.
Впервые полностью описан спектр SS 433 во всем диапазоне XMM-Newton (0.8-12.0 кэВ) на основе физически оправданных моделей.
Найдена форма спектра излучения, падающего на внешние стенки канала сверхкритического аккреционного диска. Распределение энергии vF{v) в спектре выходящего из внутренних частей канала излучения оказалось плоским в диапазоне 7-12 кэВ. В диапазоне 3-7 кэВ он имеет форму, характерную для сильного континуального фотопоглощения в частично ионизованной среде.
Впервые предположено, что рентгеновский спектр, падающий на внешние части канала в ветре, сформирован во внутренних невидимых наблюдателю частях канала. Возможно, в непосредственной близости к черной дыре.
Оценена светимость внутренних частей канала (L ~ 1039 эрг/сек), угол под которым происходит отражение {[З ~ 0.06) и физические условия, в которых находится газ на внешних частях канала;
Проведен анализ спектра поглощения, который формируется на поверхности звезды-донора в SS 433. Выделены линии поглощения, которые имеют эмиссионные компоненты (сильные линии, в основном ионы), и которые не имеют эмиссионных компонентов (слабые линии, в основном линии нейтральных элементов).
По поведению профилей выделенных линий в зависимости от орбитальной фазы обнаружен эффект прогрева поверхности звезды-донора ультрафиолетовым излучением аккреционного диска.
Изучена радиальная скорость линий поглощения звезды-донора, её переменность с орбитальной фазой. Найдена амплитуда кривой лучевых скоростей (60 км/сек) и скорость системы (гамма-скорость, 58.3 км/сек).
В рамках простой модели излучения поверхности звезды-донора SS 433 с учетом эффекта прогрева найдено, что истинная амплитуда движения донора составляет 40 ± 5 км/сек, в то время как наблюдаемая (60 км/сек) есть результат искажения профиля линий за счет эффекта прогрева.
С учетом известных в литературе данных по амплитуде кривой лучевых скоростей релятивистского объекта (или аккреционного диска SS 433) найдены массы компонентов системы. Масса звезды донора оказалась равной 10.4 М, масса компактного объекта 2.5 М0 с возможными пределами от 1.9 до 4.0 MQ. Масса релятивистского объекта оценена впервые с учетом эффектов прогрева, полученное значение прозволяет говорить о том, что компактный объект является маломассивной черной дырой.
Положения, выносимые на защиту
На защиту выносятся следующие основные результаты и положения:
Новая модель релятивистских рентгеновских струй SS 433, построенная с учетом радиативного охлаждения на основе современных моделей излучения оптически прозрачной горячей плазмы. Модель корректно воспроизводит наблюдаемые потоки основных рентгеновских линий, формируемых в струях, на ее основе удалось обнаружить дополнительные компоненты в рентгеновском спектре SS 433.
Обнаружение дополнительных компонентов излучения в мягкой и жесткой частях рентгеновского спектра SS 433. Найдено, что наблюдаемое жесткое дополнительное излучение сформировано в результате отражения от частично ионизованной среды. Найдена форма спектра излучения, падающего на отражающую поверхность. Этот спектр несет на себе следы сильного поглощения при многократных отражениях внутри канала сверхкритического аккреционного диска. Дополнительные компоненты рентгеновского спектра доказывают, что наблюдаемое излучение рождается во внутренних невидимых наблюдателю частях канала сверхкритического аккреционного диска SS 433 и отражается во внешних частях канала.
Обнаружение эффекта прогрева звезды-донора по профилям линий поглощения в системе SS 433 на основе оптических спектров, полученных на 8-метровом телескопе Subaru. Найденный эффект прогрева позволяет найти корректные массы компонентов в системе SS 433.
Найдено, что истинная полуамплитуда лучевой скорости (40 км/сек) в орбитальном движении звезды-донора на 20 км/сек меньше наблюдаемой (60 км/сек). На основе учета прогрева поверхности донора определены корректные массы компонент в системе SS 433: масса звезды-донора равна
—І—О *3 —1—П V
10.4^9М, масса релятивистского компонента равна 2.5_О6М0. Вывод, что релятивистская звезда в системе SS 433 является черной дырой низкой массы.
Теоретическая и практическая значимость
Результаты диссертации имеют как практическую, так и теоретическую ценность. Разработанная в главе 1 модель струй, основанная на последних достижениях в области моделирования спекров горячей плазмы, позволит в дальнейшем не только детально изучать спектры SS 433 все более высокого качества, но и любых других объектов, имеющих струйную активность. Анализ методов диагностики плазмы по линиям рентгеновского спектра и примененный нами подход к оценке параметров струй позволяет добиться большей точности и сосредоточиться на изучении дополнительных компонентов спектра, которые не были объяснены и изучены ранее.
Открытое нами дополнительное изучение в спектре и используемая для его объяснения модель отражения от частично ионизованной среды дали возможность восстановить спектр излучения, формирующийся в самых внутренних частях аккреционного диска, находящихся в непосредственной близости к релятивистской звезде. Таким образом, результаты главы 2 предоставляют возможность напрямую исследовать ту область аккреционного диска, в которой формируются и ускоряются струи.
Анализ уникальных высококачественных оптических данных, полученных на телескопе Subaru, показал, что в средних профилях линий поглощения звезды-
донора явно заметен эффект прогрева, предсказанный ранее. Построенная в главе 3 простая феноменологическая модель позволила оценить влияние эффекта прогрева на кривую лучевых скоростей звезды-донора и сделать более точную оценку масс компонентов.
Публикации
Основные результаты работы представлены в статьях и материалах конференций:
[1] A. Medvedev, S. Fabrika. Evidence of supercritical disc funnel radiation in X-ray spectra of SS 433 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2010. - Vol. 402. - Pp. 479-491.
[2] K. Kubota, Y. Ueda, S. Fabrika et al. Subaru And Gemini Observations Of SS 433: New Constraint On The Mass Of The Compact Object // The Astrophysical Journal. 2010. - Vol. 709. - Pp. 1374-1386.
[3] A. Medvedev, S Fabrika. Evidences of the funnel radiation in X-ray spectra of SS433 If Proceedings of the VII Microquasar Workshop: Microquasars and Beyond. September 1-5, 2008. Foca, Izmir, Turkey, editor: E. Kalemci. — Proc. of Science, 2008. - P. 77.
[4] А. С. Медведев, С. H. Фабрика. Наблюдательные проявления канала сверхкритического аккреционного диска в SS 433 // Кинематика и физика небесных тел.— 2009.— Т. 25 (приложение), № 6. — С. 356-361.
[5] А. С Медведев. Исследование струй SS 433 по данным рентгеновской обсерватории XMM-Newton // Труды Всероссийской Астрономической конференции «ВАК-2007». — Казань: Изд-во Казанского государственного университета, 2007. - Т. 19. - С. 206.
Личный вклад автора
В работах [1, 3, 4, 5] автором проведена обработка рентгеновских данных, полученных космической обсерваторией XMM-Newton, и создана модель рентгенов-
ских струй. Автор внес равный вклад в разработку метода диагностики плазмы по спектральным линиям высокоионизированного железа, а также в анализ спектральных данных и обсуждение результатов исследования. В работе [2] задача автора состояла в разработке и реализации модели прогрева звезды-донора в SS 433, а также в изучении влияния эффектов прогрева на кривую лучевых скоростей донора и оценке масс компонентов системы. Кроме того, автор внес равный вклад в обсуждение результатов всей работы [2].
Апробация работы
Результаты исследований обсуждались в лаборатории физики звезд Специальной астрофизической обсерватории РАН и на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического факультета МГУ имени М. В. Ломоносова. Были сделаны доклады на семинарах Специальной астрофизической обсерватории РАН, кафедры астрономии университета Оулу (Финляндия), института астрономии РАН и института космических исследований РАН. Кроме того, результаты докладывались на следующих конференциях:
"Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра" (НЕА-2007), Москва, ИКИ РАН, 24-26 декабря 2007.
"Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра" (НЕА-2009), Москва, ИКИ РАН, 21-24 декабря 2009.
Всероссийская астрономическая конференция "Космические рубежи XXI века" (ВАК-2007), Казань, КГУ, сентябрь 2007.
"Microquasars and beyond", 7th microquasar workshop, 1-5 сентября, 2008, Фоча, Измир, Турция.
"The X-ray Universe 2008", 27-30 мая 2008, Гранада, Испания.
"150 лет спектральным исследованиям в астрофизике: от Кирхгофа до наших дней" (Kirchhoff-150), 7-13 июня 2009 г, НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", Украина.
Структура и объем диссертации
Отбор и обработка наблюдательных данных
Для нашей работы мы использовали публичный архив данных обсерватории XMM-Newton 2. XMM-Newton — это космическая обсерватория Европейского космического агенства (ESA — European Space Agency), созданная для одновременных рентгеновских и ультрафиолетовых наблюдений. На борту XMM-Newton имеется три типа инструментов: EPIC (European Photon Imaging Camera): три камеры ПЗС для рентгеновского картирования, получения спектров среднего разрешения и рентгеновской фотометрии; среди приборов данной категории инструментов есть два различных типа: MOS и рп, параметры которых приведены в таблице 1.1. RGS (Reflection Grating Spectrometer): два одинаковых спектрометра для рентгеновской спектроскопии высокого разрешения и спектрофотометрии. ОМ (Optical Monitor): для оптического и ультрафиолетового картирования, а также спектроскопии, с использованием гризмы. Техническое описание этих приборов можно найти в справочнике по ХММ-Newton 3, некоторые из них представлены в таблице 1.1. В архиве данных этого телескопа находится 8 наблюдений SS 433. Наблюдения были проведены в апреле 2003 года (4 наблюдения на фазе прецессии ф 0.8), октябре 2003 года (2 наблюдения на прецессионной фазе ф 0) и два одиночных наблюдения в марте и апреле 2004 года. Целью нашего исследования является изучение рентгеновских струй и сверхкритического аккреционного диска (точнее, ветра из него). Поэтому мы отобрали только те наблюдения, в которых диск не испытывает затмения звездой-донором и наиболее раскрыт в сторону наблюдателя. Наибольший интерес для нас представляет наблюдение, проведенное 19 октября 2003 года (порядковый номер орбиты 707), соответствующее фа зе прецессии ф — 0.04 и орбитальной фазе р — 0.28 (мы используем определение орбитальных и прецессионных фазы, описанное в обзоре [24]).
Кроме того, в целях сравнения мы также выбрали наблюдения, проведенные 6 апреля 2003 года (номер орбиты 609), для которых фаза прецессии ф « 0.84, а орбитальная ip = 0.34. К сожалению, эти данные имеют короткую экспозицию, поэтому мы добавили ещё одно наблюдение, проведенное в той же прецессионной, но в другой орбитальной фазе (орбита 610, if = 0.49) в целях контроля. Эти данные позволяют нам изучить струи и ветер из диска в двух разных ориентациях диска/струй, но в приблизительно одной и той же орбитальной фазе. Мы выбираем одн} и ту же орбитальную фазу по той причине, что в системе с таким сильным переносом массы между компонентами формируются очень сложные газовые структуры, из-за которых видимость струй и аккреционного диска выше фотосферы ветра (т.е. внешнего края диска) начинает сильно зависеть от орбитальной фазы [17]. Для исследований рентгеновских спектров SS 433 мы выбрали данные, полученные с использованием спектрографа рп, поскольку они имеют широкий диапазон и достаточно хорошее спектральное разрешение (см. таблицу 1.1). Для обработки наблюдений мы пользовались пакетом редукции данных XMMSAS (версия 6.1) и следовали стандартным процедурам обработки. Исходные данные XMM-Newton представляют собой так называемый файл событий, в котором хранится информация о фотонах, попадающих на зеркала телескопа, и первым шагом обработки служит извлечение из этого файла «кривой блеска». Эта «кривая блеска» не является кривой блеска в привычном смысле, она представляет собой зависимость количества событий от времени, где событием называется регистрация сигнала в детекторе телескопа. По этой кривой определяются временные интервалы спокойного фона, то есть такие интервалы, которые не содержат события попадания космических частиц и периоды неспокойного фона.
В системе обработки XMMSAS эти интервалы имеют специальное название — "gtf (good time interval). Далее файл событий фильтруется с использованием gti-файла, после чего происходит экстракция спектров источника и фона. Конечными этапами редукции являются создание так называемых матриц отклика прибора, которые являются представленными в специальной форме передаточными функциям детекторов, и преобразование данных в формат, необходимый для использования в пакете анализа дан 1.. ных xspec. Во время всех наблюдений детектор EPIC PN работал в режиме малого окна (Small Window) со средним фильтром. Конечная экспозиция
Оценка параметров струй по линиям железа Fe XXV и Fe XXVI
В этом разделе мы оценим параметры струй 90 и г0, используя потоки в линий железа FeXXVKQ и FeXXVILyQ. Самые яркие линии высо-коионизированного железа формируются в приближающейся к наблюдателю струе, они хорошо разрешаются в спектре XMM-Newton. Значения потоков в линиях зависят от принятой модели непрерывного спектра, которая на данный момент в точности неизвестна. Поэтому мы не будем моделировать весь спектр SS 433, а лишь рассмотрим небольшую часть спектра в области линий Fe XXV KQ и Fe XXVI Lya и применим наиболее простую степенную модель континуума. Здесь мы не ставим перед собой задачу изучить различные варианты модели непрерывного спектра, поскольку Бринкманн и др. [9] уже провели такое исследование и пришли к выводу, что «высокая чувствительность, а также широкая пропускная способность детекторов XMM-Newton, исключают любые простые модели континуального излучения, которые использовались ранее». Вместо этого мы найдем очевидные свидетельства определенного типа дополнительного излучения в континууме, который можно связать с отражением излучения от вещества в ветре. Здесь (p(ro, Mj) это некоторая функция, вид которой определяется механизмом охлаждения газа в струях. Эта функция слабо зависит от г о и Mj (см. ниже). В то же время отношение линий FeXXV/FeXXVI зависит от температуры основания во и от её производной d9/dr, которая может быть найдена из выражения (1.3). Поэтому с помощью моделирования потоков в линиях железа мы можем получить информацию о температуре и радиусе видимого основания струи. Отметим, что таким способом мы найдем предварительные оценки параметров струй. Чтобы определить потоки в линиях, мы задаем изучение в континууме в виде степенного спектра, а линии представляем в виде гауссиан, смещенных на z = —0.105 и z = —0.095 для фаз прецессии ф = 0.0 и ф = 0.8 соответственно.
Эти смещения были определены из наблюдений и хорошо согласуются с эфемеридами. Для наилучшего описания этих линий и излучения в континууме мы исключили области 7 кэВ и 8.0 — 9.5 кэВ, куда попадает сложный комплекс эмиссионных линий Ni XXVII, Ni XXVIII, FeXXVIL/3 и FeXXVK/3. Этот спектральный диапазон также содержит широкую абсорбционную особенность (абсорбционный скачок), который был обнаружен Куботой и др. [81]. При таких условиях потоки в линиях железа определяются достаточно надежно. Значения потоков и их отношения представлены в таблице 1.2. На рисунке 1.2 представлен график зависимости отношения линий Fe XXV / Fe XXVI от температуры основания струи, рассчитанный в рамках используемой нами модели излучения струй и нанесены наблюдаемые значения. Как говорилось выше, отношение потоков в линиях железа может слабым образом зависеть от темпа потери массы в струе и радиуса основания, поэтому необходимо проверить устойчивость полученного значения температуры к изменениям Mj и го. На рисунке 1.3 показана зависимость температуры видимого основания струи от радиуса видимого основания #о(?"о) при различных значениях темпа потери массы Mj (представлены результаты расчетов для наблюдений, соответствующих фазе прецессии гр = 0). Видно, что вариации этих двух параметров в достаточно широких пределах практически не меняет значение температуры. Это справедливо и для наблюдений, соответствующих прецессионной фазе ip — 0.8. Рисунок 1.3 также демонстрирует следующий эффект: если мы хотим получить одно и то лее значение температуры на радиусе основания (т.е. одинаковое значение отношения потоков в линиях) при большем темпе потери массы Mj, нам придется увеличить радиус г0, который определяет плотность по(го). Функция р(го, Mj) зависит плотности вещества, которая в свою очередь зависит от темпа потери массы и радиуса основания: п ос MJ/TQ.
С другой стороны, существует некоторое взаимодействие между па аметрами во и г0 в том случае, если мы зафиксируем темп потери массы. Эмиссионная способность линии FeXXV имеет максимум примерно на в 5 — 6 кэВ, а полный поток пропорционален п2. Если мы находим 9Q из отношения потоков FeXXV/ FeXXVI, а радиус основания г0 определяем из потока в линии FeXXV, то мы можем найти плотность вещества на радиусе основания по(го). В результаты мы получаем, что чем выше температура #о в сравнении со значением 5-6 кэВ, тем ниже плотность газа в области эмиссионного пика линии, и тем меньшее значение го на придется брать, чтобы согласовать наблюдаемые потоки в линиях. Этот эффект виден на рисунке 1.3, но он оказывается довольно слабым. Таким образом, мы можем найти температуру на радиусе основания струй #о(? о) из отношения потоков линий FeXXV/ FeXXVI, считая, что это отношение зависит только от температуры, а затем определить радиус основания Го по потоку в линии FeXXV. Полученные таким способом значения 9g(ro) и го представлены в таблице 1.2. Рисунок 1.4 демонстрирует метод определения радиуса основания го по потоку в линии железа FeXXV. На этом рисунке мы приводим тройной интервал ошибок потока (таблица 1.2). Мы нашли, что радиус основания голубой струи составляет г о 3 1011 см, то есть мы начинаем видеть излучение струй примерно через t = TQ/VJ 30 сек после их формирования. Отметим, что из уравнения (1.9) следует, что Го ос Mj/flj, и рисунок 1.4 подтверждает такое масштабирование. Иными словами, если использовать разные значения параметров струй, сохраняющие выражение го ос Mj/Qj, мы будем получать один и тот же результат на выходе. На рисунке 1.5 показана геометрия струй и сверхкритического ветра из диска (или канала в ветре) в двух различных прецессионных фазах, ф яз 0 (орбита 707) и ф « 0.8 (орбиты 609, 610). Они отмечены на схеме
Анализ наблюдательных данных с использованием модели отражени5і
Поскольку a priori мы ничего не знаем о спектре излучения, падающего на отражающую среду, мы решили разделить весь спектр SS 433 на четыре диапазона: 0.8-2.0, 2.0-4.0, 4.0-7.0 и 7.0-12.0 кэВ, и найти параметры модели отражения в этих диапазонах независимо, но с единой моделью струй. Хотя удаляющаяся от наблюдателя струя должна давать основной вклад в мягкую часть спектра SS 433. но, как было упомянуто выше, этого не наблюдается [40]. Даже несмотря на то, что в диапазоне более высоких энергий 4-7 кэВ отчетливо видны линии красной струи мы подтверждаем вывод Котани и др. [40]. Заметим, что помимо специфических условий видимости, связанных с присутствием протяженного дископо-добного истечения в системе [27, 80], излучение красной струи в мягкой части спектра ( 4 кэВ) может быть ненаблюдаемым из-за неточности в оценке величины межзвездного поглощения. На основе доступного нам материала мы не можем четко разделить какой из этих эффектов реально оказывает влияние. Поэтому мы решили использовать два варианта модели для описания спектра SS 433: в первой модели мы исключаем красную струю при аппроксимации спектра в области в 0.8-4.0 кэВ (модель А), а во втором мы аппроксимируем мягкую часть совместно с моделью красной струи, но при этом увеличиваем поглощение JVjy (модель В). Мы нашли, что в обоих вариантах модели значения JV# отличаются мало, и оба варианта модели приводят к одним и тем же выводам о природе дополнительного излучения в рентгеновском спектре SS 433. Таблица 2.1. Результаты анализа спектров SS 433, полученных рентгеновской обсерваторией XMM-Newtoii, в четырех диапазонах энергий.
Первая часть таблицы соответствует наблюдениям орбиты 707 (фаза прецессии ф 0.0), а вторая часть соответствует орбите 609 (ф 0.8). В модели А в диапазоне 0.8-4.0 кэВ исключена красная струя, в то время как в модели В красная струя учитывается. Мы нашли следующие параметры струй: во « 17 кэВ, /дь 2 1011 см, Го г 7 1011 см в фазе прецессии ф 0.0 и во 15 кэВ и то же значение видимых радиусов оснований струй в фазе ф 0.8. В столбцах приведены значения ионизационного параметра ( эрг сек/см), спектрального фотонного индекса Г падающего на отражающую среду излучения, температура чернотельного компонента в мягкой области спектра дьь (кэВ), нормировка чернотельного компонента Norm , = L39/D 0 (L39 — светимость в единицах 1039 эрг/сек, а ю — расстояние в единицах 10 кпк) и концентрация атомов водорода на луче зрения Кц в единицах 1022 см-2. Значение 7V# одинаково для всех четырех диапазонов энергий. межзвездного газа на луче зрения JV# мы оценили по диапазону 0.8-2.0 кэВ. В этой области энергий наблюдается сильный избыток излучения (см. рисунок 1.6 в главе 1), форма которого практически не зависит от принятых нами параметров модели струй. Чтобы описать это излучение мы добавили чернотельный спектр в нашу модель. Этот компонент может быть, например, собственным излучением стенок канала в ветре сверхкритического диска (об этом ниже). На рисунке 2.2 представлены наблюдаемый спектр SS433 и совместная модель струй и отражения в четырех диапазонах энергий. Параметры модели приведены в таблице 2.1. Во всех диапазонах энергий принята одна и та же модель струй, в то время как параметры модели отражения находились независимо. В мягком диапазоне 0.8-2.0 кэВ модель отра жения не использовалась, а дополнительный компонент представлен в виде чернотельного спектра. Параметры приближающейся струи находились по жесткой части спектра 7.0-12.0 кэВ путем воспроизведения наблюдаемых линий железа Fe XXV и Fe XXVI, а параметры красной струи мы нашли в диапазоне 4.0-7.0 кэВ, где отчетливо видны принадлежащие ей линии (рисунок 2.2 с). В процессе моделирования мы приняли солнечный химический состав плазмы, за исключением никеля, содержание которого оказалось сильно превышено, примерно в 10 раз (рисунок 2.2 d). Об избыточном содержании никеля также сообщалось сообщалось ранее, например в работе [9].
Отметим, что оценки параметры струй, представленные в таблице 2.1, являются более точными, чем полученные по потокам в линиях железа в главе 1 (таблица 1.2). В главе 1 мы моделировали спектр SS 433 не во всем диапазоне XMM-Newton, а рассмотрели лишь небольшую область рядом с линиями FeXXVKa и FeXXVILya, в которой применили простую степенную модель континуума. В фазе прецессии ф 0.0 мы нашли следующие параметры приближающейся струи: радиус видимого основания го.б 2 10псм, а температура основания 9Q 17 кэВ. Радиус основания удаляющейся струи оказался равным г0;Г 7 10й см, что естественным образом объясняется затмением красной струи телом аккреционного диска (или ветра), так как в фазе прецессии ф 0.0 красная струя находится за диском и, следовательно, её наиболее горячие части оказываются скрытыми от наблюдателя. В фазе ф 0.8, где можно было бы ожидать большего перекрытия голубой струи, поскольку фаза ф — 0 соответствует максимальному раскрытию диска на наблюдателя, мы нашли, что температура стала ниже 9Q 15 кэВ, однако
Средние профили линий поглощения. Сильные и слабые линии
Кентукки. Эффективные длины волн блендирующихся линий были определены путем усреднения с весом, пропорциональным силам оцилляторов соответствующих линий. Вычисленные значения положений каждой линии или бленды в спектре контролировалось так, чтобы в пределах одной ночи все линий звезды-донора имели близкие лучевые скорости, с допустимым разбросом в пределах 20 км/сек. Наконец, профили линии, принадлежащие группам слабых или сильных линий, были усреднены в пределах своих групп. В процессе усреднения неблендированным линиям приписывался вес, равный единице. Меньший вес приписывался блендам. Как «сильные», так и слабые линии поглощения в реальности намного слабее обычных для оптического спектра SS 433 эмиссионных линий. Поэтому часто бывает так, что линия поглощения попадает на крыло сильной и широкой эмиссии, из-за чего локальный континуум в области абсорбции не является плоским. В целях корректировки уровня континуума, мы дополнительно использовали линейную аппроксимацию непрерывного излучения в области линии поглощения, а затем вычитали результат аппроксимации из профилей линий, чтобы привести континуум к нулевому значению. лялась калибровка потоков линий по первой ночи наблюдений. Эта процедура необходима для того, чтобы определить вклад звезды-донора в общее излучение SS 433 и иметь возможность сравнивать относительное изменение потоков абсорбционных линий от ночи к ночи. В средние профили сильных линий были включены следующие индивидуальные линии: Mg II Л 4481.21, Ті II + Fe II Л 4549.63, Ті I-fFe II Л 4555.49, Fe II Л 4576.39, Ті II -fFe II Л 4583.41, P II -r Cr II Л 4823.84, Si II Л 5041.03, Fe І Л 5226.86, а в средние профили слабых линий: Сг І Л4161.42, Fe І Л4271.76, Ті І Л4290.22, Ті І Л4325.13, Fe І Л 4528.87, Л 4983.85, Л 5125.11, Mg І Л 5381.60. Как видно, почти все сильные линии принадлежат ионам, в то время как большинство слабых линий принадлежат нейтральным атомам.
Это доказывает то, что эмиссионные компоненты профилей сильных линий формируются в более горячей газовой оболочке вокруг звезды донора (или в ветре звезды), в которой газ ионизуется сильным ультрафиолетовым излучением сверхкритического аккреционного диска. Оболочка вокруг звезды была обнаружена Филипповой и др. [16], при изучении рентгеновских затмений. Возможно, что это оболочка является плотным низкоскоростным ветром донора. Эмиссионные компоненты сильных линий поглощения могут частично формироваться и в других горячих газовых структурах системы, например, в аккреционном потоке между оптической звездой и компактным объектом, в котором также формируются эмиссионные линии водорода и нейтрального гелия [14, 24, 31]. Средние профили сильных и слабых линий представлены на правых панелях рисунков 3.4 и 3.5 соответственно. В течение всего периода наблюдений в профилях сильных линий отчетлива видна эволюция эмиссионных компонентов, а центральная абсорбция смещается в сторону положительных значений лучевой скорости. Амплитуда такого смещения составляет « 40 км/сек. Слабые линии демонстрируют похожие систематические изменения формы и положения центральной абсорбции с орбитальной фазой, хотя амплитуда лучевой скорости оказывается несколько выше, чем у сильных линий. Конечное отношение сигнал/шум полученных нами средних профилей линий звезды-донора чрезвычайно высоко, не менее 100, поэтому некоторые особенности эволюции профилей очень трудны для интерпретации.
В таком нестационарном объекте, как SS 433, с экстремально высоким темпом обмена масс и сильной спорадической переменностью, области формирования линий могут иметь сложные, зависящие от времени физические условия и структуру, поэтому мы сосредоточим наше внимание только на самых основных характеристиках профилей линий, таких как положение и интенсивность центральной абсорбции и эмиссионных компонентов. В целях проверки мы измерили положение наиболее глубокой части средних профилей слабых и сильных линий, чтобы затем сравнить их с результатами кросс-корреляционного анализа. Амплитуда лучевой скорости, измеренная по первой и последней ночи наблюдений составила « 63 км/сек. что очень близко к значению 67 км/сек, полученному с помощью кросс-корреляционного анализа. Отдельные значения лучевой скорости для каждой ночи наблюдений также оказались близкими: разница между двумя методами находится в пределах 5 км/сек в полной амплитуде лучевых скоростей. Системная скорость, определенная по минимуму интенсивности профилей сильных линий оказалась на 5 км/сек, чем значение, полученное кросс-корреляционным анализом. Таким образом, два принципиально разных подхода к измерению лучевой скорости дали близкие результаты.
