УДК 524.3
АПЕРИОДИЧЕСКАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ЯРКОСТИ EX Hya В РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНЕ И ПЛОЩАДЬ ОСНОВАНИЯ АККРЕЦИОННОЙ КОЛОНКИ НА ПОВЕРХНОСТИ БЕЛОГО КАРЛИКА
© 2014 г. А. Н. Семена*, М. Г. Ревнивцев
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 31.03.2014 г.
Целью данной работы является определение характерного времени остывания вещества аккреционного потока у поверхности магнитного белого карлика в двойной системе EX Hya. Большая часть рентгеновских фотонов в таких двойных системах формируется в оптически тонкой горячей плазме с температурой больше 10 кэВ, нагретой при прохождении вещества через ударную волну у поверхности белого карлика. Полная рентгеновская светимость определяется веществом, накопившемся под ударной волной за время его остывания. Таким образом, переменность рентгеновской светимости, связанная с вариацией темпа аккреции, поступающего на поверхность белого карлика, должна подавляться на частотах выше обратного времени остывания. В случае, если в темпе энергопотерь нагретого вещества преобладает излучение оптически тонкой плазмы, что справедливо для белых карликов с не очень сильными магнитными полями, менее 1 —10 МГс, время остывания вещества может дать оценку плотности вещества в аккреционной колонке. При известном темпе аккреции и известной плотности вещества в аккреционной колонке на поверхности белого карлика можно оценить площадь аккреционного канала. Мы проанализировали все доступные на настоящее время данные наблюдений одного из самых ярких промежуточных поляров рентгеновского неба, EX Hya, обсерваториями RXTE и XMM-Newton. Полученные спектры мощности его апериодической переменности дали верхнюю оценку на время остывания горячей плазмы: <1.5—2 с. Для наблюдаемого темпа аккреции х1015 г/с это соответствует плотности вещества под поверхностью ударной волны >1016 см~3 и площади основания аккреционного канала не более <4.6 х 1015 кв. см. С использованием информации о максимальном геометрическом размере аккреционного канала, полученной из анализа рентгеновских затмений в двойной системе EX Hya, мы получили верхний предел на толщину течения вещества по поверхности магнитосферы у поверхности белого карлика <3 х 106 см и глубину проникновения плазмы на границе магнитосферы Дг/г < 6 х 10~3.
Ключевые слова: рентген, аккреция.
DOI: 10.7868/80320010814080099
ВВЕДЕНИЕ
Промежуточные поляры — двойные системы, в которых вещество маломассивной звезды-компаньона аккрецирует на замагниченный белый карлик (БК). Магнитное поле белого карлика в промежуточных полярах недостаточно сильно для того, чтобы предотвратить формирование аккреционного диска (в отличие от поляров, в которых из-за сильного магнитного поля белого карлика аккреционный диск не формируется совсем), однако вблизи БК дисковое течение разрушается его магнитным полем и формируются
Электронный адрес: san@iki.rssi.ru
струи, направленные на магнитные полюса БК (Прингл, Рис, 1972; Ламб и др., 1973).
Несмотря на достаточно долгую историю теоретических исследований движения вещества в стстеме аккреционный диск-магнитосфера, детали этой структуры остаются не ясными.
Задача взаимодействия аккреционного диска с дипольной магнитосферой аккретора решалась многими авторами (см., например, Аронс, Леа, 1976; Гош, Лэмб, 1978, 1979; Лавлейс и др., 1995; Феррарио, 1996; Кампбелл, 2010), однако основной целью этих работ было определение перераспределения углового момента между аккреционным диском, оттекающим ветром и компактным объектом. Существуют разные оценки на толщину
области проникновения плазмы в магнитосферу аккретора, но в большинстве случаев авторы, рассматривающие реалистичные значения магнитной вязкости в аккреционном потоке, сходятся, что она должна быть порядка толщины аккреционного диска (Кампбелл, 2010; Лавлейс и др., 1995). Надо заметить, что для относительно холодных T & 104 К аккреционных дисков белых карликов это будет приводить к толщине течения на внешнем крае магнитосферы Ar/rm & 0.005—0.01.
Вещество во внутренних частях диска захватывается магнитым полем центрального объекта, быстро теряет угловой момент и, продвигаясь в дальнейшем по магнитным силовым линиям, поступает в основание аккреционной колонки. Следовательно, толщина течения вещества на границе магнитосферы должна быть жестко связана с толщиной аккреционной колонки/шторки у поверхности белого карлика и измерения площади основания аккреционной колонки у магнитных белых карликов могут позволить оценить глубину проникновения горячей плазмы в магнитосферу аккретора.
В последнее время был предпринят ряд попыток измерить размеры аккреционных колонок для систем с замагниченными белыми карликами — поляров и промежуточных поляров. Так, например, доля площади основания колонки f — 10_3 аккреционного поляра V405 Aug была оценена по светимости излучения горячей поверхности БК, нагретой рентгеновским излучением аккреционной колонки (Эванс, Хелиер, 2004). Однако ввиду того что рентгеновски-яркая аккреционная колонка имеет некоторую высоту, то площадь БК, нагретая ее излучением, может быть существенно больше площади основания аккреционной колонки.
Используя измерения параметров отражения рентгеновского излучения от поверхности БК доля площади поверхности аккреционной колонки в двойной системе V1223 Sgr была оценена как f — - 7 х 10"3 (Хаяши и др., 2011).
В двойных системах с большим наклонением размеры оснований аккреционной колонки в ряде работ были оценены по длительности входа и выхода из затмений. В двойной системе FL Cet размеры оснований аккреционной колонки около 0.1 радиуса белого карлика (ОДонохью и др., 2006); в двойной системе EX Hya максимальный размер аккреционной колонки/шторки можно оценить по длительности входов и выходов из рентгеновского затмения (Мукаи и др., 1998). Этот метод обладает существенным недостатком, потому что по длительности входа в затмение можно определить лишь максимально возможную площадь или же максимально возможный продольный размер. Так, в системе EX Hya длительность входа в затмение
составляет около 21 с (Мукаи и др., 1998), что соответствует протяженности колонки порядка размера белого карлика, однако площадь основания колонки может быть значительно меньше.
В наших работах был предложен метод определения размера основания аккреционной колонки на поверхности БК по характерному времени остывания в ней горячей плазмы (Семена, Ревнивцев, 2012; Семена и др., 2013). Метод основан на том, что горячая плазма, нагретая в ударной волне над поверхностью БК (см. модель Аизу, 1973), имеет конечное время остывания, которое зависит от ее плотности, поскольку в системах промежуточных поляров основным каналом потери энергии горячей плазмой является тормозное излучение оптически тонкой плазмы (см., например, Ламб, Мастерс, 1979). Таким образом, переменный темп поступления вещества в аккреционную колонку не может мгновенно переработаться в переменную светимость аккреционной колонки в рентгеновском диапазоне. Переменность рентгеновской яркости объекта должна быть замыта с характерным временем порядка времени остывания плазмы в колонке.
Наблюдения показывают, что в системах с аккреционными дисками темп поступления вещества на компактный объект является существенно нестационарным и содержит вариации в очень широком диапазоне временных масштабов. Согласно современным моделям, переменность темпа аккреции закладывается на разных расстояниях от компактного объекта в результате стохастической природы вязкости в аккреционном диске (см., например, Любарский, 1997; Чуразов и др., 2001), что подтверждается также численными расчетами аккреционных течений (см., например, Армитаж, Рейнолдс, 2003; Хиросе и др., 2006).
В случае аккреции на магнитные системы стохастическая переменность темпа аккреции на частотах ниже и выше частоты, соответствующей динамическому времени на внутреннем крае аккреционного диска, немного отличается — наклон степенного закона, который описывает спектр мощности переменности на больших частотах больше, чем на малых. Было показано, что частота, на которой происходит этот переход — слом в спектре мощности — меняется в соответствии c изменением внутреннего радиуса аккреционного диска, т.е. размера магнитосферы (Ревнивцев и др., 2009).
На частотах выше излома спектр мощности так же может быть описан степенным законом, который в некоторых системах можно проследить до частот порядка нескольких сотен Гц (Джерниган и др., 2000). Если темп поступления вещества в аккреционную колонку на поверхности БК обладает такой же переменностью, то ее замывание за счет
конечного времени остывания горячей плазмы, создающей рентгеновскую светимость, должно приводить к излому в спектре мощности переменности рентгеновской яркости промежуточных поляров.
В нашей работе для исследования мы выбрали промежуточный поляр EX Hya. Это один из самых ярких промежуточных поляров на рентгеновском небе. Размер его магнитосферы достаточно мал, всего в несколько раз больше размера белого карлика (см., например, Сигель и др., 1989; Ревнивцев и др., 2011; Хелиер, 2014; Белле и др., 2003), что позволяет ему иметь большую амплитуду переменности до частот выше 0.05—0.1 Гц. Комбинируя все доступные данные наблюдений рентгеновской переменности этого источника, мы пытаемся определить время остывания в горячей зоне аккреционной колонки белого карлика.
НАБЛЮДЕНИЯ
Для получения кривых блеска EX Hya использовались архивные данные рентгеновских обсерваторий xMM-Newton (Дженсен и др., 2001) и RXTE (Брадт и др., 1993) за период 1996-2010 гг. Общая продолжительность полезных данных телескопа xMM-Newton составила 73.65 кс, RXTE — 88.8 кс.
XMM-Newton
Данные наблюдений спутника XMM-Newton были обработаны стандартными процедурами из пакета SAS v13.2.1.
Кривая блеска EX Hya по данным инструментов обсерватории ХММ-Newton была получена по данным измерений детектора EPIC-pn, работающем в режиме "малого окна". Временное разрешение этих данных 5.67 мс.
RXTE/PCA
Данные наблюдений RXTE/PCA обрабатывались при помощи стандартных программ пакета HEASOFT v6.15.
Данные спектрометра PCA обла
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.