УДК 524.387;524.354
ПАРАМЕТРЫ ОБЛУЧЕННЫХ АККРЕЦИОННЫХ ДИСКОВ ПО РЕЗУЛЬТАТАМ ОПТИЧЕСКИХ И РЕНТГЕНОВСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ НА ПРИМЕРЕ GS 1826-238
2011 г. А. В. Мещеряков*, М. Г. Ревнивцев, Е. В. Филиппова
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 22.07.2011 г.
Показана возможность объяснить набор наблюдательных характеристик маломассивных рентгеновских двойных систем в оптическом и рентгеновском диапазонах в рамках модели оптически толстого аккреционного диска с атмосферой облучаемого центральным рентгеновским источником. Показано, что этот комплекс наблюдательных данных может быть успешно использован для измерения наклонения орбиты двойной системы, геометрических параметров аккреционного диска и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое. Для маломассивной рентгеновской двойной системы с нейтронной звездой, барстера GS 1826—238, из среднего оптического потока и амплитуды периодических модуляций на оптической кривой блеска получены следующие оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае: % = 62.5 ± 5.5°, Hd/Дd = 0.145 ± 0.009. Время оптического отклика системы на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе. Мы считаем, что это указывает на конечное время, 1.0 с < Тгерт < 2.2 с, переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.
Ключевые слова: рентгеновские двойные, аккреция, GS 1826—238.
1. ВВЕДЕНИЕ
Маломассивные рентгеновские двойные системы (ММРД) состоят из нейтронной звезды или черной дыры в паре с оптической звездой массы М < 1Ме. Оптический компонент двойной системы заполняет свою полость Роша и истекает на компактный объект, образуя аккреционный диск, который излучает в широком диапазоне энергий от рентгеновского до инфракрасного (Шакура, Сюня-ев, 1973).
Оптическое (и инфракрасное) излучение ММРД является основным источником информации о двойной системе, поскольку с его помощью можно измерять параметры двойной системы, делать оценки масс звезд и т.д. Оптическое и ИК-излучение большинства маломассивных рентгеновских двойных систем относительно слабо — подавляющая часть таких объектов в нашей Галактике имеет яркость слабее 17т—18т звездной величины. Поэтому измерение орбитальных параметров ММРД при помощи детальных спектрометрических измерений не всегда возможно. Однако потребность в таких оценках весьма велика, в особенности в связи с появлением и
Электронный адрес: mesch@iki.rssi.ru
планированием высококачественных обзоров неба типа SDSS (Йорк и др., 2000), UKIDSS (Лоуренс и др., 2007), VVV (Арнаболди и др., 2007) и др.
Другой мотивацией нашей работы послужили результаты исследований последних лет, которые показали, что над аккреционными дисками в ММРД, по всей видимости, присутствует более горячая атмосфера, которая проявляет себя как в линиях поглощения в рентгеновском диапазоне (см., например, Диаз Триго и др., 2006; Хианг и др., 2009), так и в создании "тени" на звезде-компаньоне. Измерения геометрических параметров такой атмосферы важны для проверки физических моделей ее формирования.
В настоящей работе мы хотим продемонстрировать на примере двойной системы GS 1826—238, одного из известнейших рентгеновских барстеров в области галактического балджа и одной из самых короткопериодических из известных на сегодняшний день ММРД c невырожденной звездой-компаньоном, что различные характеристики фотометрических кривых яркости двойной системы в рентгеновском и оптическом диапазонах накладывают независимые и практически взаимно исключающие ограничения на параметры аккреционного диска и его атмосферы, что позволяет получить
хорошие оценки, например, наклонения орбиты в исследуемой двойной системе (i) и толщины атмосферы диска на его внешнем крае (Hd/Rd).
Мы будем использовать геометрическую модель ММРД с учетом облучения аккреционного диска и звезды-компаньона центральным рентгеновским источником (во многом аналогичную моделям, построенным Тьемкес и др., 1986; Вртилеки др., 1990; О'Брайн и др., 2002, и др.) для моделирования среднего оптического потока от системы, амплитуды периодических модуляций на оптической кривой блеска (связанных с эффектом прогрева звезды-компаньона) и оптического отклика системы на рентгеновский всплеск.
Статья организована следующим образом. В разделе 2 мы подробнее остановимся на источнике GS 1826—238 и сделаем обзор имеющихся наблюдательных данных, которые понадобятся нам в дальнейшем. В разделе 3 описана используемая нами геометрическая модель ММРД. В разделе 4 описана используемая нами методика оценки г и из оптических и рентгеновских данных, используя модель ММРД. В разделе 5 представлены наши результаты и их обсуждение.
2. ДВОЙНАЯ СИСТЕМА GS 1826-238
Рентгеновский источник GS 1826-238 был открыт обсерваторией GINGA (Макино и др., 1989) со средним потоком 26 мКраб (1—40 кэВ). ^ектр источника хорошо описывался степенным законом c фотонным индексом Г w 1.7.
Регулярные рентгеновские всплески были открыты со спутника BeppoSAX (Убертини и др., 1997), что прояснило природу источника как нейтронной звезды в составе маломассивной рентгеновской двойной системы. Высокая стабильность частоты всплесков, которые постоянно наблюдались с момента их обнаружения, делает этот источник уникальным среди всех известных барстеров I типа.
Ниже мы приводим обзор имеющихся наблюдательных данных по GS 1826-238, которые понадобятся нам в дальнейшем.
Орбитальный период Porb.
Porb = 2.24940 ± 0.00015 ч (1)
(Мещеряков и др., 2010) получен по наблюдениям периодических вариаций на оптической кривой блеска.
Химический состав аккрецирующего вещества. Регулярные всплески барстера GS 1826238 представляют собой эпизоды термоядерного горения гелия в богатом водородом веществе на поверхности нейтронной звезды (Галловэй и др., 2004). Уникальная регулярность всплесков
GS 1826—238 позволили оценить химический состав аккрецирующего вещества из сравнения теоретических расчетов термоядерного горения с наблюдаемыми характеристиками всплесков.
Для сравнения с теоретическими расчетами Галловэй и др. (2004) использовали наблюдаемые зависимости ДТ(^Д Еь^), а^), где Fp — рентгеновский поток между всплесками, ДТ — временной интервал между соседними всплесками, Еь =
= /0 FbМ — энергия, выделяющаяся во всплеске, а = Еь/Ep — отношение энергии во всплеске к энергии, выделяющейся в спокойном состоянии. Эти зависимости чувствительны, в основном, к содержанию тяжелых элементов в теоретических моделях горения (подробнее см. Галловэй и др., 2004).
Как показал Галловэй и др. (2004), используя данные рентгеновских наблюдений всплесков в 1997—2002 гг., наблюдаемая зависимость а(Fp) хорошо согласуется с теоретическими моделями в предположении солнечной металличности аккрецирующего вещества 2 = 0.02. Теоретические модели с меньшей металичностью 2 ~ 10_3 лучше согласуются с наблюдаемыми зависимостями ДТЕьно противоречат а^).
Масса звезды-компаньона (М2) и нейтронной звезды (М1). Расстояние между компонентами в двойной системе (а). В отсутствие динамических оценок масс звезд для GS 1826—238, мы можем использовать непрямые оценки М2.
Звезда-компаньон в ММРД заполняет свою полость Роша. Для эффективного радиуса полости Роша справедлива формула (Пачински, 1971)
1/3
RL2
= 0.46224
M2
Mi + M2
(2)
для М2/М1 < 0.8.
Подставляя выражение для расстояния между компонентами двойной системы (а) из третьего закона Кеплера, получим следующую зависимость для радиуса звезды-компаньона R2 =
£ = 0.2337 ШУ/3(^У/3, (3) Re \Ме) V У
где МСд, RQ — масса и радиус Солнца.
Для того чтобы оценить массу звезды-компаньона, необходимо дополнительно связать М2 и R2. Для этого можно использовать следующие соображения:
1. Нижний предел массы звезды-компаньона (минимальная масса для невырожденной звезды с горением водорода) составляет: М2 > 0.07М© (Чабриер, Бараффе, 2000).
a
0.1 1
м2/м0
Рис. 1. Ограничения на массу и радиус звезды-компаньона для GS 1826—238: зависимость М—Я для одиночных звезд главной последовательности из работы Паттерсон (1984) (штриховая кривая ZAMSl), из работы Таут и др. (1996) (штрих-пунктирная кривая ZAMS2); эмпирическая зависимость М — Я по наблюдениям катаклизмических переменных из работы Книгге и др. (2011) (тонкая сплошная кривая СУ в); зависимость масса—радиус по формуле (3) для Р^ь = = 2.25 ч. Вертикальной линией показан нижний предел массы для невырожденной звезды с горением водорода.
2. Если компаньон GS 1826—238 — звезда главной последовательности, заполняющая свою полость Роша, тогда оценку М2 можно получить из зависимости масса—радиус для звезд главной последовательности. Например, эмпирическая зависимость масса—радиус для одиночных звезд начальной главной последовательности (ZAMS) приведена в работах Паттерсона (1984), Таута и др. (1996).
3. Масса звезды-компаньона может быть больше оценки массы для звезды главной последовательности, заполняющей свою полость Роша, если ее плотность больше, чем у звезды главной последовательности. Это может иметь место в случае, если ядерная эволюция звезды-компаньона произошла быстрее, чем звезда лишилась большей части оболочки в результате переноса массы в тесной двойной системе (см. Хазвелл и др., 2002). Однако близкая к солнечной металичность (^ = = 0.02) аккрецирующего вещества в GS 1826—238, говорит о маловероятности такого сценария для данной системы.
4. В тесных двойных системах зависимость масса-радиус для звезды-компаньона может отличаться от случая одиночной звезды главной последовательности (подробнее см. Книгге и др., 2011).
На рис. 1 показаны получающиеся ограничения на массу и радиус звезды-компаньона в системе GS 1826—238. Зависимость масса—радиус для
одиночных звезд главной последовательности дает следующую оценку массы оптической звезды:
М2 « 0.2Мо. (4)
Использование эмпирической зависимости М — Я по наблюдениям катаклизмических переменных (см. Книгге и др., 2011), также дает М2 « « О.2М0. Таким образом, мы будем считать (4) наилучшей оценкой массы оптической звезды в системе GS 182
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.