УДК 524.3
ОГРАНИЧЕНИЯ НА ПАРАМЕТРЫ АККРЕЦИОННОЙ КОЛОНКИ ПРОМЕЖУТОЧНОГО ПОЛЯРА LS PEGASI ПО СПЕКТРУ МОЩНОСТИ
ОПТИЧЕСКОЙ КРИВОЙ БЛЕСКА
® 2013 г. А. Н. Семена1*, М. Г. Ревнивцев1, И. М. Хамитов2, Р. А. Буренин1, Т. Ак3, З. Екер2'4, М. Н. Павлинский1
1 Институт космических исследований РАН, Москва 2Государственная обсерватория ТУБИТАК, Анталия, Турция 3Стамбульский университет, Научный факультет, Кафедра астрономии и космических наук, Турция 4Университет Акдениз, Факультет наук, Кафедра космической науки и технологий, Анталия, Турция
Поступила в редакцию 21.05.2012 г.
Приведены результаты исследования свойств горячей зоны аккреционного потока у поверхности замагниченного белого карлика. Для этого исследуется апериодическая оптическая переменность системы LS Peg, являющейся одним из наиболее ярких промежуточных поляров на северном небе. Основное излучение горячей зоны, которое затем переизлучается в оптическом диапазоне, возникает в результате излучения оптически тонкой плазмы, нагретой при прохождении аккреционного потока стоячей ударной волны. В недавней работе Семена и Ревнивцева (2012) было показано, что апериодическая переменность (фликкер-шум) — аккрецирующих замагниченных белых карликов должна иметь характерную особенность в области фурье-частот, соответствующих времени остывания плазмы в этой горячей области. Фотометрические измерения яркости LS Peg, проведенные на телескопе РТТ-150 при помощи высокоскоростной ПЗС-матрицы ANDOR iXon, позволили получить ограничения на частоту излома в спектре мощности переменности источника. Получены ограничения на геометрию аккреционной колонки у белого карлика в системе LS Peg и на параметры плазмы в ней.
Ключевые слова: маломассивные рентгеновские двойные, аккреция, тепловая неустойчивость в аккреционной колонке.
DOI: 10.7868/80320010813040050
ВВЕДЕНИЕ Поляры и промежуточные поляры — двойные системы, состоящие из белого карлика и маломассивной звезды-компаньона. Вещество со звезды-компаньона аккрецирует на белый карлик. На некотором расстоянии от белого карлика вещество захватывается его магнитным полем и стекает на его поверхность вдоль магнитных силовых линий, образуя аккреционную колонку. Непосредственно у поверхности белого карлика вещество замедляется и разогревается в ударной волне. В результате образуется область между поверхностью белого карлика и ударной волной, заполненная веществом с температурой 3—50 кэВ (Аизу, 1973). В работе Ланжер и др. (1981) было показано, что в данной зоне должна иметь место глобальная тепловая неустойчивость, приводящая к квазипериодическим осцилляциям высоты горячей зоны и
Электронный адрес: san@iki.rssi.ru
ее светимости, что должно приводить к квазипериодическим осцилляциям рентгеновской кривой блеска.
Позднее в работе Чанмугам и др. (1985) было показано, что введение в функцию остывания модельной составляющей, отвечающей за потери энергии вещества в колонке за счет циклотронного излучения в оптически толстом режиме, приводит к подавлению глобальных осцилляций горячей зоны. Чанмугам и др. (1985) использовали для расчетов горячей зоны модельную функцию остывания с сильной зависимостью от температуры, вследствие чего циклотронные потери доминировали непосредственно под ударной волной, где температура вещества наибольшая и плотность вещества наименьшая (вдоль высоты горячей зоны). В результате циклотронные потери слабо зависят от высоты горячей зоны, что приводит к подавлению осцилляций.
Другие важные механизмы, имеющие место в горячей зоне, были рассмотрены в статьях Миньон (2005) — (граничные условия у поверхности белого карлика), Сакстон, Ву (1999) (двухтемпературное течение). Было показано, что двухтемпературное течение приводит к усилению глобальной неустойчивости, но неустойчивость по-прежнему подавляется при добавлении циклотронных потерь. Выбор различных граничных условий может приводить к ослаблению неустойчивости, но ни одно граничное условие, из рассмотренных в указанных выше работах, не дает полного подавления осцилляций.
Квазипериодические осцилляции светимости горячей зоны могли бы быть важным инструментом диагностики параметров плазмы в аккреционных колонках аккрецирующих белых карликов. Однако мы не наблюдаем значительного количества поляров и промежуточных поляров с ярко выраженными квазипериодическими осцилляциями на частотах, предсказанных для данного эффекта (>1 Гц), хотя в некоторых случаях, по-видимому, такие осцилляции были обнаружены (Ларсон, 1995).
Несмотря на это, определение параметров горячей зоны по переменности кривой блеска возможно. В реальных аккреционных потока темп аккреции, как правило, содержит фликкер-шум со степенным законом спектра мощности P ~ fа (а & & — 1 -—2). В статье Семена, Ревнивцев (2012) было показано, что возмущения темпа аккреции должны, с некоторыми характерными изменениями, переноситься в кривую блеска горячей зоны. Излучение горячей зоны, при прочих постоянных условиях, определяется темпом аккреции M(t) и параметрами горячей зоны. Текущая светимость определяется интегральной светимостью вещества в горячей зоне, попавшего в нее за время остывания вещества в горячей зоне. В результате возмущения темпа аккреции с частотами, выше обратного времени остывания вещества в горячей зоне, должны подавляться. В случае степенного закона спектра мощности темпа аккреции (часто имеющего место в аккреционных потоках) спектр мощности кривой блеска должен демонстрировать завал начиная с некоторой частоты, переходя к степенному закону с большим наклоном, что было продемонстрировано в статье (Семена, Ревнивцев, 2012) путем численного моделирования.
Температура вещества в горячей зоне колонки такова, что основная часть ее излучения приходится на рентгеновский диапазон. Однако количество фотонов в рентгеновском диапазоне недостаточно для получения надежных данных и определения спектра мощности кривой блеска на высоких частотах. К примеру, поток фотонов исследуемой звезды LS Peg при наблюдении прибором EPIC-PN обсерватории XMM-Newton составляет
0.7 фотонов/с (Рамси и др., 2008). Для получения достаточно большого количества фотонов с хорошим отношением сигнала к шуму требуются рентгеновские обсерватории нового поколения с большой собирающей площадью (>10 м2).
Наблюдение такой быстрой переменности возможно в оптическом диапазоне, так как рентгеновский поток из горячей зоны попадает на поверхности диска и белого карлика, перерабатывается и высвечивается в оптическом диапазоне. Таким образом, переменность рентгеновского потока переносится в оптический диапазон, количество фотонов в котором (соответственно и соотношение сигнала к шуму) значительно выше.
Замывание переменности оптической яркости за счет конечного размера излучающей области не очень значительно до частот, меньших чем f < <c/R, где R — размер области, перерабатывающей рентгеновское излучение в оптическое. Для промежуточных поляров, у которых переработка происходит на поверхности белого карлика и во внутренних частях аккреционного диска, R ~ ~ 2—3Rwd ~ 2-3 х 109 см, это означает, что мы можем изучать апериодическую переменность их яркости до частот ~10 Гц.
Оптический поток содержит переменность потока, генерируемого в диске, и переменность переработанного рентгеновского потока. Спектр мощности оптической кривой блеска будет определяться переменной компонентой, имеющей большую амплитуду. Стоит отметить, что в модели распространяющихся возмущений переменность потока генерируемого в диске и переменность рентгеновского потока имеют схожий вид (вплоть до частот
Гц), поэтому вид спектра мощности оптического сигнала не должен меняться не зависимо от того, какая из переменных компонент доминирует.
Для получения оптической и рентгеновской кривых блеска мы воспользовались наблюдениями обсерватории XMM-Newton источника LS Pegasi, проведенными в 2005, 2006, 2008 г. (общее время наблюдений составило 44 кс, полезное время наблюдений после фильтрации вспышек из-за переменного фона заряженных частиц — около 10 кс). Мы использовали данные рентгеновского прибора EPIC PN и оптического монитора OM. Анализ данных приборов проводился стандартными процедурами из пакета XMM SAS 12.0.11). Наблюдения источника LS Pegasi прибором epic pn проводились в режиме получения изображений и имели временное разрешение 73 мс с 99.9% живого времени. В связи с низким потоком от источника (~0.7 фотонов/с), для получения качественного спектра мощности при измерении кривой
1)http://xmm.esa.int/sas/ current/howtousesas.shtml
блеска временные кадры (frames) объединялись в десятисекундные интервалы, в результате частота Найквиста полученного спектра мощности составляет 0.05 Гц. Оптический монитор имеет размер зеркала 30 см и временное разрешение 0.5 сек, поэтому его также нельзя использовать для поиска высокочастотных особенностей спектра мощности оптической кривой блеска из-за низкого временного разрешения и меньшего, по сравнению с доступными для наблюдения наземными телескопами, размера зеркала. В связи с тем, что оптический и рентгеновский спектры мощности должны иметь одинаковый вид вплоть до частот Гц по спектру мощности, полученному из данных обсерватории XMM-Newton нельзя определить, является ли вклад переменности переработанного рентгеновского потока доминирующим в оптической кривой блеска (рис. 1). Поэтому для проверки применимости метода исследования рентгеновской переменности по оптической кривой блеска будет использоваться проверка кросс-корреляции рентгеновского и оптического потоков, полученных из того же наблюдения.
Если в переменности оптического излучения преобладает переменность энерговыделения собственно в аккреционном диске, то анализ спектра мощности такой переменности не даст нам искомые характеристики горячей зоны аккреционной колонки. Для того чтобы понять, какой сценарий реализуется в нашем случае, можно построить кросс-корреляции оптического и рентгеновского потоков источника. В случае, если в оптической переменности преобладает вклад внутреннего энерговыделения (не переработка рентгеновского излучения), переменность рентгеновского излучения
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.