ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 10, с. 777-791
УДК 524.38;524.35
ИЗМЕРЕНИЕ ОРБИТАЛЬНОГО ПЕРИОДА РЕНТГЕНОВСКОГО БАРСТЕРА 1826-238 ПО НАБЛЮДЕНИЯМ ВАРИАЦИЙ ЕГО
ОПТИЧЕСКОГО БЛЕСКА
© 2010 г. А. В. Мещеряков1*, М. Г. Ревнивцев1'2, М. Н. Павлинский1, И. Хамитов3, И. Ф. Бикмаев4
1 Институт космических исследований РАН, Москва 2Кластер Вселенная, Мюнхенский технический университет, Гархинг, Германия 3Национальная обсерватория ТУБИТАК, Турция 4Казанский (Приволжский) федеральный университет
Поступила в редакцию 06.04.2010 г.
Исследуется переменность потока излучения двойной системы GS 1826—238 в оптическом и рентгеновском диапазонах. Анализ оптических данных, полученных на телескопе РТТ-150 в период 2003—2004 гг. методом наложения эпох позволил нам обнаружить периодические вариации яркости источника с периодом Роть = 2.24940 ± 0.00015 ч с большой статистической значимостью. При оценке значимости детектирования периодического сигнала мы специально учитывали наличие мощной апериодической составляющей ("красного шума") в переменности яркости источника. Получены спектры мощности переменности источника в диапазоне частот ^10~5— 0.01 Гц. Как в оптическом, так и в рентгеновском диапазонах энергий обнаружен статистически значимый излом в спектре мощности переменности потока GS 1826—238 на частоте ^Ьг « (8.48 ± 0.14) х 10~5 Гц. Мы провели оценку орбитального периода системы GS 1826—238, используя корреляцию частоты излома в спектре мощности и орбитального периода двойных Р^ <х. 1/^ьг, найденную в работе Гильфанова и Арефьева (2005): РотЬ = 3.7 ± 0.8 ч и РотЬ = 11.3 ± 5.9 ч при использовании в качестве реперных источников Sco X-1 и Ш 16267—273 соответственно. Нам представляется, что метод оценки орбитальных периодов маломассивных рентгеновских двойных систем c использованием корреляции Роть ж 1/^1- может оказаться весьма многообещающим, особенно для постоянных рентгеновских систем малой светимости.
Ключевые слова: маломассивные рентгеновские двойные системы, GS1826—238, оптические наблюдения, орбитальный период, спектр мощности переменности.
ВВЕДЕНИЕ
Маломассивные рентгеновские двойные системы (ММРД) состоят из нейтронной звезды или черной дыры в паре с оптической звездой массы М < 1М©. Оптический компонент двойной системы заполняет свою полость Роша и истекает на компактный объект, образуя аккреционный диск, который излучает в широком диапазоне спектра от рентгена до оптики (Шакура, Сюняев, 1973).
По данным каталога Лиу и др. (2001) в нашей Галактике известно ^150 ММРД, из них только у трети измерен орбитальный период Рсгь или масса оптической звезды М2.
Электронный адрес: mesch@iki.rssi.ru
Существует несколько возможностей для измерения орбитального периода рентгеновской двойной системы. Период можно определить по рентгеновской кривой блеска, если на ней присутствуют регулярные "дипы" или затмения (угол наклонения орбиты двойной г > 70°). Также Роть может быть получен по наблюдениям доплеровского смещения линий в оптическом спектре объекта. Наконец, для оценки орбитального периода часто используют оптическую кривую блеска, если на ней видны периодические вариации потока от оптической звезды.
У большинства ММРД орбитальные параметры не измерены из-за отсутствия оптического отождествления рентгеновского источника. Но даже если в системе найден оптический компонент, изме-
рить орбитальный период часто не удается в силу слабости оптического источника и особенностей переменности на кривой блеска ММРД. Дело в том, что основным источником оптического излучения ММРД является аккреционный диск, и на его фоне переменность от оптической звезды может быть неразличима. Особенно это касается систем с малыми периодами: для ММРД с Рогь < 7 ч в оптической кривой блеска доминирует аккреционный диск (см. де Йонг и др., 1996).
Как показывают наблюдения, переменность излучения аккреционного диска в ММРД в отсутствие затмений или "дипов" носит апериодический характер. Впервые "мерцания"рентгеновского потока были открыты в рентгеновской двойной системе Лебедь Х-1 (Ода и др., 1971; Раппапорт и др., 1971). Несколько ранее похожие "мерцания" были найдены в потоке от оптического компаньона рентгеновского источника Бео Х-1 (Сэнд-эйж и др., 1966), что было связано с оптической переменностью аккреционного диска в системе. Оптическое излучение приходит из внешних частей аккреционного диска, имеющих температуру ^10 000 К. Внешние области диска нагреваются за счет собственного энерговыделения и облучения рентгеновскими фотонами из центральной области. Последний эффект преобладает в ММРД. Для системы с нейтронной звездой уже на радиусах К > 109 см нагрев поверхности диска из-за облучения превышает собственное энерговыделение в диске (см., например, Лютый, Сюняев, 1976; Дубус и др., 1999). Логично предположить, что оптическая переменность диска с внешним облучением будет отражать, в основном, переменность его рентгеновского потока.
Апериодическая переменность рентгеновского потока ММРД на частотах ниже V < 10"1 Гц, как правило, представляет собой красный шум со степенным наклоном Р(V) ж V~_1-3 с уплощением на низких частотах (см. Гильфанов, Арефьев, 2005). Излом рентгеновского спектра мощности на низких частотах, по всей видимости, связан с существованием максимального масштаба времени (например, вязкого) у аккреционного диска с внешней границей. Гильфанов, Арефьев (2005) на имеющейся выборке стабильных ММРД нашли наблюдательную корреляцию между частотой излома в спектре мощности объекта и орбитальной частотой:
1/РогЬ « VЪг. (1)
Эта корреляция может быть использована для оценок орбитальных параметров маломассивных рентгеновских двойных систем в случаях, когда их периодическую оптическую переменность на кривой блеска или движение эмиссионных линий в оптическом спектре обнаружить невозможно в
силу малой оптической яркости объекта. Таким образом, измерение частоты излома в спектре мощности переменности оптического (или рентгеновского) потока источника может быть использовано для оценки его орбитального периода.
В настоящей работе мы попытались применить данный метод для определения орбитального периода системы GS 1826—238, одного из известнейших рентгеновских барстеров в области галактического балджа. Для этого мы получили спектры мощности переменности яркости двойной системы в оптическом и рентгеновском диапазонах. Кроме того, мы измерили орбитальный период GS 1826—238 независимо, используя метод наложения эпох, и сравнили полученое значение периода с оценкой по формуле (1).
Структура статьи такова. В следующем разделе мы подробнее остановимся на источнике GS 1826—238 и представим используемые нами оптические и рентгеновские данные. Далее раздел посвящен измерению спектра мощности переменности GS 1826—238, калибровке зависимости (1) и оценке орбитального периода этим методом. Выполнено измерение Porb методом наложения эпох, а также получена оценка массы оптической звезды (M2) и большой полуоси орбиты (а) в системе GS 1826—238. В заключение приведены наши выводы.
ИСТОЧНИК GS 1826-238
Рентгеновский источник GS 1826-238 (Макино и др., 1989) является стабильным барстером 1-го типа. Источник, по всей видимости, был виден уже в обзоре обсерватории UHURU (4U1831-23, Форман и др., 1978), Ariel 5, OSO-7 (Беккер и др., 1976) на краю "густонаселенного" балджа нашей Галактики, однако его активное исследование началось только после обнаружения обсерваторией GINGA увеличения яркости этого источника. Регулярные рентгеновские всплески были открыты со спутника BeppoSAX (Убертини и др., 1997). Основываясь на энергетике, времени повторения всплесков и их длительности, был сделан вывод, что этот источник является примером водородно-гелиевого барстера с металличностью, близкой к солнечной Z = 0.02 (Камминг, 2003). Из того факта, что на рентгеновской кривой блеска барсте-ра не видны затмения либо "дипы", можно сделать вывод, что угол наклонения орбиты двойной i < 70°.
Оптический компаньон GS 1826-238 (видимая величина ^ 18™2 в сентябре 2003 г.) имеет спектр c ультрафиолетовым избытком, а также демонстрирует наличие линий излучения HeII и Ha (Мотч и др., 1994; Барре и др., 1995). Это говорит о сильном прогреве внешних частей аккреционного
диска рентгеновским излучением из его центральных областей. Можно считать, что оптическая светимость GS 1826—238 в фильтре R определяется светимостью облученного аккреционного диска (см. обсуждение в работе Мещерякова и др., 2004), вклад оптической звезды на кривой блеска не существенен. Используя оптические и рентгеновские светимости объекта в спокойном состоянии и в момент всплеска, Мещеряков и др. (2004) получили оценку размера аккреционного диска в
системе: R^Vcosi « (5.5 ± 1.8) х Ю10 см (считая полутолщину диска на внешнем крае H/R « 0.2,
де Йонг и др., 1996). В работе Конга и др. (2000) в результате одновременых рентгеновских и оптических наблюдений была измерена величина задержки между всплеском барстера в рентгеновском и оптическом диапазонах cSt « (8.4 ± 2.1) х х 1010 см ^Rd cos i, что примерно соответствует размеру диска из предыдущей оценки.
На основании двух коротких оптических наблюдений длительностью < 4 ч Хомер и др. (1998) указали на возможность наличия у GS 1826—238 орбитального периода: Porb ~ 2.1 ч. Однако длительность использованных Хомером и др. (1998) наблюдений недостаточна, и этот период нуждается в проверке.
Оптические наблюдения барстера GS 1826—238 на телескопе РТТ-150
Оптическая кривая блеска GS 1826—238 была получена по архивным наблюдениям, выполненным в течение года, 6 сентября 2003 г. — 2 сентября 2004 г., на 1.5-м российско-турецком телескопе РТТ-150. Наблюдения проводились в режиме фотометрических серий. Время экспозиции каждой картинки в серии не менялось внутри одной ночи, но могло отличаться для разных ночей. Для построения оптической кривой блеска объекта в нашем распоряжении имелось 24 ночи наблюдений. Для удобства анализа все ночи наблюдений мы разбили на пять серий из нескольких расположенных рядом ночей (см. табл. 1). Данные наблюдений, полученные в сентябре—окт
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.