АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 85, № 5, с. 409-426
УДК 524.387-735
СПЕКТРАЛЬНЫЙ МОНИТОРИНГ У1357 Cyg = Cyg Х-1
В 2002-2004 гг.
© 2008 г. Е. А. Карицкая1, Н. Г. Бочкарев2, А. В. Бондарь3, Г. А. Галазутдинов4, Б.-Ч. Ли4, Ф. А. Мусаев1,3,5, А. А. Сапар6, В. В. Шиманский7
1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия
2Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 3Международный центр астрономических и медико-экологических исследований, Терскол, Россия 4Институт астрономии и космических исследований Республики Корея, Тэджон, Южная Корея
5Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, п. Н. Архыз Карачаево-Черкесской Республики, Россия 6Обсерватория Тартуского университета, Тыравере, Эстония 7Казанский государственный университет им. В.И. Ульянова-Ленина, Казань, Россия Поступила в редакцию 13.04.2007 г.; принята в печать 26.10.2007 г.
Обсуждаются результаты спектрального мониторинга рентгеновской двойной CygX-1 = = ИОБ 226868/У1357 Cyg в оптическом диапазоне, проведенного в 2002—2004 гг. Спектральные наблюдения выполнены на Терскольской обсерватории (Кабардино-Балкария, Россия; спектральное разрешение Е = 45000 и 13000) и в Бохенсанской оптической астрономической обсерватории (ВОАО, Южная Корея; Е = 30000,44000). Каждый спектр покрывает основную часть оптического диапазона. Всего получено 75 эшелле-спектров в течение 33 наблюдательных ночей как во время "мягкого", так и "жесткого" состояний рентгеновского спектра Су§Х-1. Изучено влияние рентгеновского излучения на профили спектральных линий. Для этого использованы рентгеновские данные НХТБ/АБМ. Обнаружено, что рентгеновская вспышка 13.06.2003 привела к сильному изменению профилей эмиссионных компонентов линий На и Ие11 А4686 А в течение ночи. Это связано с изменением ионизационного состояния газа в системе. Прослежены изменения профилей линий с орбитальной фазой. Создан спектральный атлас У1357 Cyg. Выполнено отождествление содержащихся в нем линий звезды. Обнаружено 172 линии и бленды, принадлежащие 12 химическим элементам: И, Не, С, Ы, О, Ые, М§, А1, Б1, Б, Бе, 2п. Подтверждена спектральная классификация ИОБ 226868 как ОЫ-звезды.
РАС Б: 97.80.Jp, 97.80.Fk, 97.20.Ec, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
V1357Cyg = ИОБ 226868 = CygX-1 — это
рентгеновская тесная двойная звездная система (ТДС), релятивистский компонент которой стал
первым кандидатом в черные дыры. Данный
объект, являясь одним из микроквазаров (см., например, [1]), упоминается в аннотациях более чем
1700 статей, посвященных изучению проявлений черных дыр не только в двойных звездах, но и в активных галактических ядрах.
Впервые существование рентгеновского источника Cyg Х-1 заподозрили 45 лет назад Джиакони и др. [2] уже во время первого ракетного эксперимента по поиску космических источников рентгеновского излучения (не связанных с Солнцем).
Однако интенсивное изучение его началось после запуска в 1970 г. первого рентгеновского спутника ШШи, обнаружившего быструю (на шкале времени миллисекунды) непериодическую переменность рентгеновского излучения Cyg Х-1 [3] — один из важнейших признаков аккреции вещества на черную дыру (см., например, [4, 5]).
Как и для многих других объектов, открытых не в оптическом диапазоне, большую роль в понимании природы Cyg Х-1 сыграло отождествление его со звездой ИОБ 226868 [6—8] с яркостью V & & 9т. Основные данные об этой двойной рентгеновской системе были получены в первой половине 70-х гг. Главную роль сыграли интенсивно проводившиеся в то время оптические наблюдения ИОБ
226868. Спектральные данные позволили установить спектральный класс оптического компонента O9.7 Iab [9], орбитальный период 5.6d и получить кривую лучевых скоростей для него, свидетельствующую о движении сверхгиганта вокруг центра масс системы по практически круговой орбите с проекцией орбитальной скорости луч зрения AVr = v sin i = 72 км/с [10] (см. также ссылки в этой работе).
Определено межзвездное покраснение E(B — — V) w 1.1m [11, 12]. Оно соответствует расстоянию ^2.5 кпк. Точное расстояние до Cyg X-1 остается до сих пор неопределенным и лежит в пределах между 1.8 и 2.7—3.5 кпк [13, 14]. Значительное межзвездное покраснение затрудняет изучение ближнего и, тем более, далекого УФ-излучения V1357 Cyg.
Фотометрические наблюдения выявили орбитальную переменность с амплитудой около 4% и кривой блеска, форма которой указывает на эффект эллипсоидальности [7, 15]. Отсюда следует, что оптический компонент почти заполняет свою полость Роша: его размер составляет не менее 90%—95% величины полости Роша [4, 16—18].
Совокупность этих данных вместе с ограничениями, вытекающими из отсутствия затмений рентгеновского источника звездой, позволила получить важную информацию о параметрах Cyg X-1 и, самое главное, дать нижнюю оценку массы рентгеновского компонента — около 6 MQ [15, 17, 19]. Это явилось наиболее сильным аргументом в пользу присутствия черной дыры.
За прошедшие с тех пор три десятилетия Cyg X-1 подробно исследовался в различных областях спектра (от радио- до гамма-диапазона). В центре внимания оказалось рентгеновское излучение — его спектральные и временные характеристики. Интенсивно исследовались два основных состояния этого рентгеновского источника. Состояние, в котором Cyg X-1 находится большую часть времени и которое характеризуется жестким рентгеновским спектром, стали называть "жестким", а состояние с высоким рентгеновским потоком, которое характеризуюется мягким рентгеновским спектром и в которое источник переходит неожиданно, стали называть "мягким". В последние годы начали изучаться переходные процессы и соответствующие им промежуточные состояния [20], а также вариации формы рентгеновского спектра в "жестком" состоянии (см., например, [21]).
Обнаружена корреляция и запаздывание долговременной переменности в рентгеновском диапазоне относительно оптического диапазона [22,
23]. Есть наблюдательные свидетельства нестационарного перетекания вещества с оптического компонента [24]. Нестационарность перетекания может вызвать ударные волны в окружающем газе и при втекании в аккреционный диск, а также перераспределение рассеивающей и поглощающей материи вблизи релятивистского компонента. Наблюдения [22] выявили вспышки, которые, по-видимому, возникают вследствие появления временных горячих областей — так называемых "горячих пятен" — и, одновременно с ними, спадов рентгеновского излучения (дипов), которые могут быть следствием появления поглощающего газа на луче зрения.
На основе данных об оптическом и радиоизлучении С;^ Х-1 тщательно исследовались ограничения на геометрические размеры всей системы и основных структур в ней, на массы компонентов и многие другие характеристики. В частности было установлено, что вклад аккреционной структуры в блеск системы в полосе V составляет ^4% [25], а по оценке [18] к оптическому спектру сверхгиганта примешано не более 7% дополнительного света. Эта величина, по-видимому, меняется со временем, в частности с фазой "прецессионного" периода 147с1/294й [26]. Природа этого периода, открытого по рентгеновским данным, до сих пор до конца не ясна.
Отсутствие рентгеновских затмений до сих пор не позволило определить угол наклона системы г к картинной плоскости. Черепащук [4] дает его оценку 28°—63° исходя из решений кривой блеска. В последнее время эта оценка была существенно улучшена Абубекеровым и др. [27]. Они использовали разработанный ими новый метод анализа кривых лучевых скоростей, учитывающий приливную деформацию оптического компонента. Однако значение угла наклона по-прежнему остается неопределенным.
С учетом возможного интервала расстояний, это приводит к неопределенности светимости (в несколько раз) и к неопределенности полученных значений масс компонентов (до 3 раз — см., например, [13]). Такая ситуация сдерживает понимание многих важных процессов, протекающих в системе, и иногда приводит к противоречивым результатам. Например, Херреро и др. [28], используя свои спектральные данные для У1357 С;^, получили оценки параметров, которые несколько выходят за рамки областей допустимых значений, полученных с использованием фотометрических методов. Имеется также противоречие между оценкой расстояния до Суё Х-1 по межзвездному поглощению и полученной в [28] светимостью звезды. Противоречия в цитированной работе обсуждаются, например, Жюлковским [13].
Для устранения подобных несоответствий требуются более точные спектральные наблюдения и применение рафинированных методов анализа профилей линий. В частности, необходимо учитывать влияние на профили линий приливной деформации оптического компонента, так называемое гравитационное потемнение и эффект "отражения" [29].
Таким образом, большое количество усилий, затраченных на изучение объекта в течение 45 лет, не меньше поставили вопросов, чем давали ответов. До сих пор не ясны характер течения вещества (струя/ветер), природа вспышечной активности, причина переходов между различными состояниями рентгеновского источника, загадочна природа долгопериодической переменности 147d/294d дня и т.д.
Иными словами, в рентгеновской системе, считающейся одной из наиболее изученных и являющейся прототипом целого класса объектов, мы по существу не знаем ни ее важнейших параметров, ни поведения вещества, приводящего к аккреции.
Прецизионная спектроскопия высокого разрешения (в особенности в сочетании с фотометрическими, рентгеновскими и радионаблюдениями) открывает широкие возможности для исследования процессов истечения вещества из сверхгиганта, спорадических и квазипериодических нестаци-онарностей перетекания вещества, взаимодействия газового потока с внешними частями аккреционной структуры.
В соответствии с этим в статье Карицкой [30] предложена программа изучения CygX-1 и кратко перечислены некоторые актуальные задачи, которые могут быть решены с помощью высокоточных спектральных наблюдений V1357 Cyg с высоким разрешением. Основным элементом этой программы является многолетний спектральный мониторинг всего оптического диапазона (или шир
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.