УДК 524.38
CВЕРХШИРОКИЙ КОМПОНЕНТ В ПРОФИЛЯХ ЭМИССИОННЫХ
ЛИНИЙ СИСТЕМЫ SS 433
© 2013 г. П. С. Медведев1*, С. Н. Фабрика2, В. В. Васильев3, В. П. Горанский4, E. A. Барсукова2
1 Институт космических исследований РАН, Москва 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз 3Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Москва
4Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 26.04.2013 г.
Обнаружены новые компоненты в профилях стационарных эмиссий Б Б 433, это сверхширокие компоненты, которые представляют собой низкоконтрастные подложки шириной 2000—2500 км/с у Не I А4922 и Нв и 4000—5000 км/с у Не II А4686. По 44 спектрам, полученным в течение четырех лет наблюдений с 2003 по 2007 г., найдено, что эти компоненты у линий Не II и Не I затмеваются звездой-донором, их поведение с фазами прецессии и орбиты регулярно и подобно поведению оптического блеска Б Б 433. Такой же компонент в линии Ив не показывает ни затмений, ни прецессионной переменности. Сделан вывод, что сверхширокие компоненты у линий гелия и водорода имеют разное происхождение. Показано, что электронное рассеяние вполне воспроизводит сверхширокий компонент линии Ив при температуре газа 20—35 кК и оптической толщине по томсоновскому рассеянию т « 0.25—0.35. Сверхширокие компоненты линий гелия, вероятно, формируются в ветре сверхкритического аккреционного диска. Рассчитана модель ветра на основе представления сверхкритической дисковой аккреции Шакуры—Сюняева. Основные закономерности профилей линии Не II хорошо воспроизводятся в рамках этой модели: можно объяснить не только появление сверхширокого компонента, но и эволюцию центральной двухкомпонентной части профиля этой линии во время затмения ее звездой-донором.
Ключевые слова: ББ 433, рентгеновские тесные двойные системы, сверхкритическая аккреция, формирование эмиссионных линий.
DOI: 10.7868/80320010813120061
ВВЕДЕНИЕ
ББ 433 — это единственный известный сверхкритический аккретор нашей Галактики. Этот объект представляет собой затменную массивную тесную двойную систему с орбитальным периодом 13.1 дня (для обзора см. Фабрика, 2004). Звезда-донор переполняет свою критическую полость Роша и перетекает на релятивистский компонент (весьма вероятно, черную дыру) в тепловой шкале времени, темп переноса массы с донора в аккреционный диск составляет М ~ 10"4 М®/год.
Другими примерами сверхкритических аккреционных дисков могут быть ультраяркие рентгеновские источники (Фэнг, Сориа, 2011), наблюдаемые
Электронный адрес: 2medvedev@gmail.com
во внешних галактиках. Весьма вероятно, что эти объекты есть сверхкритические аккреторы по типу ББ 433 (Фабрика, Мещеряков, 2001), но их ориентация такова, что наблюдатель может видеть дно канала сверхкритического диска. Сверхкритическая аккреция, вероятно, является необходимым элементом для роста сверхмассивных черных дыр (Волонтери, Рис, 2005) на ранних этапах увеличения массы квазаров. Сверхкритический режим может иметь принципиальное значение не только для эффективности роста черных дыр, но и для обратного влияния через струйные выбросы и ветры на структуру галактик, формирование галактик и скоплений галактик. Учитывая важность этих процессов, необходимы детальные исследования ББ 433, структуры течений газа в этой системе, так
как других ярких и близких примеров сверхкритических аккреционных дисков не найдено.
Несмотря на большое количество исследований, посвященных SS 433, масса релятивистской звезды в этой системе не измерена надежно, разброс в определениях массы компактного объекта составляет от 2 до 15М© (см., например, Фабрика и Бычкова, 1990; Хиллвиг и др., 2004; Бланделл и др., 2008; Кубота и др., 2010; см., однако, Горанский, 2011). Существенно более надежно измерена светимость системы (Черепа-щук, 2002; Фабрика, Шолухова, 2008), которая составляет Ььо ~ 1040 эрг/с с максимумом в УФ-диапазоне. Для нейтронной звезды наблюдаемая светимость была бы слишком велика, поэтому считается, что в SS 433 находится черная дыра со сверхкритическим аккреционным диском. Для черной дыры с массой ~10М© темп аккреции газа в диск SS 433 примерно соответствует 300—500 эд-дингтоновским темпам аккреции. Основное энерговыделение SS 433 приходится на релятивистский компонент, точнее, на его сверхкритический аккреционный диск. Наблюдательные проявления этой системы полностью определяются ориентацией диска. Практически вся аккреционная энергия должна выделяться в жестком диапазоне, однако рентгеновская светимость SS 433 (Ьх ~ 1036 эрг/;) существенно меньше болометрической. Первоначальное жесткое излучение термализуется в мощном ветре, истекающем из внутренних областей сверхкритического диска. Размер фотосферы этого ветра, видимый для наблюдателя, составляет ~1012 см. Ориентация системы такова, что даже в моменты наилучшей видимости канала в течение прецессионного движения диска мы не можем видеть основание канала. Если бы дно канала было видно, вероятно SS 433 был бы ярчайшим рентгеновским источником Галактики со светимостью Ьх > Ьюь Увеличение рентгеновской светимости предсказывается за счет геометрической коллимации излучения каналом сверхкритического диска.
В SS 433 имеются прецессирующие релятивистские струи, движущиеся с постоянной скоростью VJ ~ 0.26с, которые формируются в канале сверхкритического аккреционного диска и полностью следуют ориентации диска и канала. В струях формируются так называемые "движущиеся" или "релятивистские" линии водорода и Не I, эти эмиссии перемещаются по спектру в соответствии с ориентацией струй относительно наблюдателя. В спектре SS 433 наблюдаются слабые линии поглощения, по которым измерялось орбитальное движение звезды-донора (Гиес и др., 2002; Хиллвиг и др., 2004; Черепащук и др., 2005; Кубота и др., 2010), однако, возможно, что заметный вклад в линии поглощения вносит протяженная газовая
оболочка, истекающая из донора, но гравитационно с ним уже не связанная. Даже в моменты наиболее глубоких ("полных") затмений аккреционного диска донором, вклад в общий блеск системы от сверхкритического диска больше, чем вклад донора (Гиес и др., 2002; Хиллвиг, Гиес, 2008; Горанский, 2011). Соответственно этому вкладу протяженная оболочка донора будет значительно искажать линии поглощения донора.
Самые яркие эмиссионные линии в SS 433 — это эмиссии водорода, которые возникают в ветре, истекающем из аккреционного диска, а также в газе, теряемом системой через точку Лагранжа за диском (Бланделл и др., 2008). В этой же среде возникают эмиссии Не I и Fe II. Все эти линии показывают орбитальное движение с разными амплитудами и с запаздыванием по фазе относительно мгновенного положения аккреционного диска (Кр-эмптон, Хатчингс, 1981; Копылов и др., 1989). По этой причине измерение массы системы с помощью этих линий затруднительно.
Единственная линия, которая отражает движение релятивисткого компонента (фактически, ветра, который формируется в диске), это линия Не II, с помощью этой линии проводились измерения функции масс системы (Крэмптон, Хатчингс, 1981; Фабрика, Бычкова, 1990). Ширина линии Не II составляет FWHM = 600-1000 км/с, очевидно, что она формируется в наиболее горячей части ветра, возможно, ближе к оси диска. Орбитальная кривая лучевых скоростей зависит от фазы прецессии, т.е. от наклона диска к лучу зрения. Знание поведения этой линии весьма важно для понимания надежности измерения масс.
В работе мы исследуем профиль линии Не II по нашим и архивным спектрам наилучшего качества и обнаруживаем новый компонент профиля этой линии, которую мы называвем "сверхширокий" компонент (СШК). Такие же компоненты мы обнаруживаем у линий Не I и водорода. Мы исследуем поведение этих компонентов на примере линий Н@ и Не I А4921. В последней части статьи мы обсуждаем интерпретацию СШК у этих линий.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Наш наблюдательный материал состоит из 44 оптических спектров SS 433, полученных на разных телескопах в период с 2003 по 2007 г. Все спектры только хорошего качества, это суммарные спектры за ночь. Даты спектральных наблюдений, фазы прецессии и орбиты, а также телескопы и приборы приведены в табл. 1.
В 2003 г. наблюдения проводились на 6-м телескопе БТА со спектрографом UAGS (Черепащук и др., 2005), спектральное разрешение было 4 А. На
Таблица 1. Журнал спектральных наблюдений Б Б 433
Дата ЛО 2450000+ Ф Ф В / Телескоп/спектрограф
09.05.2003 2769.51 0.885 0.079 16.25 0.796 БТА/иАОБ
10.05.2003 2770.50 0.961 0.085 16.97 0.411 БТА/иАОБ
11.05.2003 2771.49 0.036 0.091 16.86 0.454 БТА/иАОБ
12.05.2003 2772.51 0.114 0.097 16.44 0.667 БТА/иАОБ
13.05.2003 2773.49 0.189 0.103 15.90 1.096 БТА/иАОБ
29.06.2004 3186.66 0.772 0.649 16.73 0.510 \УНТ/1Б1Б
30.06.2004 3187.56 0.841 0.655 16.73 0.510 \УНТ/1Б1Б
01.07.2004 3188.65 0.924 0.662 16.78 0.490 \УНТ/1Б1Б
02.07.2004 3189.67 0.002 0.668 16.87 0.450 \УНТ/1Б1Б
03.07.2004 3190.49 0.065 0.673 16.93 0.425 \УНТ/1Б1Б
04.07.2004 3191.55 0.146 0.680 16.80 0.480 \УНТ/1Б1Б
22.08.2004 3240.33 0.874 0.980 16.33 0.735 БТА/БССЖРЮ
23.08.2004 3241.32 0.950 0.986 16.96 0.412 БТА/БССЖРЮ
07.09.2004 3256.29 0.094 0.078 16.31 0.750 БТА/БССЖРЮ
08.09.2004 3257.27 0.169 0.084 16.21 0.824 БТА/БССЖРЮ
09.09.2004 3258.29 0.247 0.091 16.09 0.922 БТА/БССЖРЮ
07.06.2005 3529.47 0.976 0.762 17.17 0.339 БТА/БССЖРЮ
08.06.2005 3530.45 0.051 0.768 16.92 0.427 БТА/БССЖРЮ
09.06.2005 3531.44 0.127 0.774 16.83 0.466 БТА/БССЖРЮ
10.06.2005 3532.47 0.205 0.780 16.60 0.576 БТА/БССЖРЮ
20.05.2006 3876.50 0.503 0.900 16.57 0.590 БТА/БССЖРЮ
21.05.2006 3877.44 0.575 0.906 16.31 0.753 БТА/БССЖРЮ
22.05.2006 3878.49 0.655 0.913 16.24 0.801 БТА/БССЖРЮ
23.05.2006 3879.48 0.731 0.919 16.05 0.956 БТА/БССЖРЮ
24.05.2006 3880.44 0.804 0.925 16.04 0.966 БТА/БССЖРЮ
25.05.2006 3881.40 0.877 0.931 16.13 0.889 БТА/БССЖРЮ
26.05.2006 3882.40 0.954 0.937 16.51 0.625 БТА/БССЖРЮ
30.05.2006 3886.49 0.266 0.962 16.28 0.774 БТА/БССЖРЮ
31.05.2006 3887.49 0.343 0.968 16.29 0.767 БТА/БССЖРЮ
07.06.2006 3893.99 0.840 0.008 16.18 0
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.