УДК 524.7
СООТНОШЕНИЕ РЕНТГЕНОВСКОЙ И ОПТИЧЕСКОЙ СВЕТИМОСТЕЙ В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ С АККРЕЦИРУЮЩИМИ НЕМАГНИТНЫМИ БЕЛЫМИ КАРЛИКАМИ
©2014 г. М. Г. Ревнивцев1*, Е.В.Филиппова2'1, В. Ф. Сулейманов3'4
1 Институт космических исследований РАН, Москва 2¡БОС, Университет Женевы, Швейцария 3Институт астрономии и астрофизики, Университет Тюбингена, Германия 4Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань Поступила в редакцию 26.11.2013 г.
В работе исследуется связь оптической (фильтр g) и рентгеновской (0.5—10 кэВ) светимостей аккрецирующих немагнитных белых карликов. Согласно современным подсчетам популяций звездных систем в нашей Галактике именно такие системы имеют наибольшую объемную плотность среди тесных двойных систем с белыми карликами. Показано, что зависимость оптической светимости аккрецирующих белых карликов от их рентгеновской светимости формирует достаточно узкую однопараметрическую кривую. Типичная полуширина этой кривой не превышает 0.2—0.3 dex по светимостям в оптическом и рентгеновском диапазонах, что практически согласуется с амплитудой апериодической переменности яркости этих объектов. Показано, что на рентгеновских светимостях Ь ~ 1032 эрг/сек и ниже оптическая светимость аккреционного потока в фильтре g связана с его рентгеновской светимостью фактором ^2—3. На еще более низких рентгеновских светимостях (Ь < < 1030 эрг/сек) в оптическом спектре двойной системы начинает преобладать вклад фотосферы белого карлика и ее оптическая яркость не опускается ниже Мд ~ 13—14. С помощью последнего факта мы показываем, что в текущих и планируемых в будущем обзорах неба в рентгеновском диапазоне энергий возможно полное отождествление семейства аккрецирующих немагнитных белых карликов до расстояний, определяемых чувствительностью оптического обзора неба в этой области. Для обзора неба SDSS с предельной чувствительностью тд ~ 22.5 это расстояние соответствует ^400—600 пк.
Ключевые слова: рентгеновская и оптическая светимости, двойные системы, белые карлики.
001: 10.7868/80320010814040056
ВВЕДЕНИЕ
Тесные двойные системы с белыми карликами (БК) являются самым многочисленным семейством звездных систем с компактными объектами, на которые происходит аккреция вещества. Общепринятое название таких двойных систем — ката-клизмические переменные (КП) — обязано своим происхождением существенным вариациям яркости во время вспышек, которые и стали причиной выделения этого класса объектов (см., например, обзор Ворнер, 2003). В настоящее время считается, что вариации яркости КП возникают в результате неустойчивости переноса массы в аккреционных дисках вокруг компактных объектов (Ласота,
Электронный адрес: revnivtsev@iki.rssi.ru
2001), что превращает их в важнейшие лаборатории по исследованию турбулентной и магнитной вязкости в космической плазме.
Интерес к аккрецирующим БК в последнее время только вырос благодаря тому, что такие двойные системы являются одним из возможных прародителей вспышек сверхновых типа Ы (Хачису и др., 1996), которые в свою очередь используются для космологических исследований (см., например, Рисс и др., 1998). Различные расчеты показывают, что долговременная эволюция БК в процессе аккреции вещества может привести как к росту его массы и взрыву в виде сверхновой, так и к выбросу части оболочки и долговременной потере массы (Приалник, Коветц, 1995; Ярон и др., 2005). Масштабы времен долговременной эволюции БК очень
велики (см., например, обзор Хауэлл и др., 2001), поэтому ответы на эти вопросы можно получить, лишь изучая целые популяции двойных систем с Б К, а это значит, что необходим критерий для их эффективного отбора среди различных объектов неба.
Катаклизмические переменные излучают в широком диапазоне энергий: от ИК и оптического до жесткого рентгеновского диапазона. Основными компонентами излучения в случае белых карликов со слабым магнитным полем являются: звезда компаньон (как правило, звезда-карлик с температурами менее 3500—4000 К, см., например обзор Книгге и др., 2011); аккреционный диск, излучающий в оптическом и УФ-диапазоне; белый карлик с эффективной температурой не менее 8000-10 000 К (Таунсли, Билдстен, 2003; Таунсли, Генсике, 2009) и пограничный слой у поверхности белого карлика, излучающий в рентгеновском диапазоне (см., например, Прингл, Савонье, 1979; Паттерсон, Рэймонд, 1985).
В случае, если темп продвижения вещества через все части аккреционного потока (аккреционный диск, пограничный слой) одинаков, то между их светимостями должна существовать определенная связь, что может облегчить отождествление системы. Однако простая картина аккреционного потока в случае карликовых Новых в выключенном (спокойном) состоянии осложнена тем, что темпы протекания вещества в разных частях аккреционного потока и, следовательно, их светимость в разных энергетических диапазонах могут быть различными (см., например, Вуд и др., 1986). Такой вывод обычно делается на основании распределения яркостной температуры по радиусу аккреционного диска в спокойном состоянии, получаемого методом затменного картографирования (см., например, Вуд и др., 1986, 1989). Это распределение оказывается существенно более плоским, чем ожидается для оптически толстых дисков с постоянным (по радиусу) темпом аккреции (Шакура, Сюняев, 1973). Тем не менее, как показано, например, в Биро (2000), в случае, если внутренняя граница оптически толстого диска существенно превышает размер БК в результате разрушения диска магнитным полем Б К, как в случае промежуточных поляров или в результате его испарения (Майер, Майер-Хоффмайстер, 1994), такой вывод может оказаться неверным. Существуют наблюдательные указания (Куулкерс и др., 2011; Ревнивцев и др., 2012; Балман, Ревнивцев, 2012) на то, что внутренние части дисков карликовых Новых в спокойном состоянии переходят в состояние оптически тонкого аккреционного потока с температурой плазмы порядка вириальной и излучают в основном в рентгеновском диапазоне спектра. Следовательно,
связь между темпами аккреции вещества через оптически толстый аккреционный диск и на поверхность БК необходимо определять из наблюдений во всех доступных спектральных диапазонах, включая рентгеновский.
Практически любая стратегия обнаружения КП страдает от эффектов наблюдательной селекции (см., например, Генсике, 2004; Преториус и др., 2007; Дрэйк и др., 2009). В оптическом диапазоне излучение горячего аккреционного диска (Т > > 6 000—10 000 К) нелегко отличить по цвету от горячих звезд. Прямым указанием может служить лишь наличие сильных эмиссионных бальмеров-ских линий в спектрах, наряду с эмиссией в линиях ионизованного гелия и ионов С111 и N111 (боуэнов-ская бленда). В оптических обзорах неба системы часто идентифицируются как КП, если у них наблюдаются вспышки типа карликовых Новых или затмения с характерным для КП периодом; либо цвет голубее некоторого в коротковолновой части оптического спектра (Грин и др., 1982) и т.д. (см., например, стратегию в работе Скоди и др., 2002).
Из оптических обзоров неба обзор БОББ является на сегодняшний день, пожалуй, наименее подверженным эффектам наблюдательной селекции; при этом в нем достигнуты рекордные чувствительности по большим областям неба (Скоди и др., 2011). Результатом поиска КП в обзоре БОБ Б уже стало вскрытие давно предсказанной популяции КП с малыми орбитальными периодами (Генсике и др., 2009).
В существующих в настоящее время рентгеновских обзорах неба количество КП невелико (Вербунт и др., 1997; Швопе и др., 2002; Генсике и др., 2005; Сазонов и др., 2006; Ревнивцев и др., 2008; Преториус, Книгге, 2012; Преториус и др., 2013) и ограничено системами с наибольшими рентгеновскими светимостями/темпами аккреции, как правило, с магнитными БК. Тем не менее рентгеновские обзоры неба обладают значительным преимуществом при поиске аккрецирующих белых карликов, связанным с их гораздо большей (по сравнению с оптическими обзорами неба) долей в общей популяции обнаруживаемых источников и с более чистыми критериями отбора источников.
Ожидается, что популяция аккрецирующих БК будет являться преобладающей в глубоких рентгеновских обзорах плоскости Галактики, проводящихся в настоящее время обсерваториями Чандра (Гриндлэй и др., 2005; Ревнивцев и др., 2009; Йон-кер и др., 2011) и ШБТАН (Гаррисон и др., 2013) и ожидаемом обзоре неба обсерватории Спектр-РГ (Павлинский и др., 2009), поэтому очень важно определить алгоритмы, позволяющие максимально надежно и полно выделять КП среди огромного
Параметры карликовых Новых в выключенном состоянии, чья рентгеновская светимость была определена в настоящей работе
Источник Расстояние, ПК mg, mag Поток 0.5-2 кэВ Поток 2-10 кэВ log Lx, эрг/ сек Обсерватория Дата наблюдения
SW UMa 164 ±22 16.87 5.6 ±0.9 5 ± 2 30.53 SWIFT 2011.12.18-19 2012.08.26, 28
Т Leo 101 ±13 14.86 65 ±2 94 ±3 31.28 ASCA 1998.12.13
BZ UMa 228 ± 63 16.37 21 ± 1 43 ±3 31.52 SWIFT 2012.08.24-25
VW Hyi 64 ±20 13.9V 32 ±2 42 ±3 30.55 ASCA 1993.11.08
WX Hyi 260 ± 64 14.7V 29 ±3 50 ±8 31.80 Chandra 2002.07.28-29
SU UMa 261 ± 65 14.6V 20 ±2 39 ±5 31.68 ASCA 1997.04.12-13
EF Tue 346 ± 150 14.5V 20 ± 1 67 ±5 31.09 SWIFT 2008.09.12
RXJ1831 980 ± 630 17.04 5.7 ± 0.7 14 ±2 32.35 ASCA 1998.09.19-20
WW Cet 158 ±43 14.68 68 ±4 125 ±3 31.76 ASCA 1996.12.24-25
V405 Peg 149 ±26 16.79 8.9 ±0.8 15 ±2 30.80 SWIFT 2008-2012
TW Pic 230 ± 105 15.2V 40 ± 1 149 ±7 32.07 SWIFT 2007.11.13-12.31
Примечание. Оптическая яркость систем в фильтре § взята из каталога обзора неба БОББ (Ан и др., 2012). Измерения оптической яркости систем, помеченных буквой V, приведены в фильтре V (яркость оптических систем в фильтре V в системе Вега очень близка к яркости систем в фильтре § в АВ-системе обзора БОББ) взяты из каталогов либо Брух, Энгель (1994), либо Риттер, Колб (2003). Значения расстояний взяты из работы Преториус, Книгге (2012). В качестве неопределенности значения расстояния взято максимальное значение в случае несимметричных доверительных интервалов. Потоки в рентгеновском диапазоне приведены в единицах 10~13 эрг/сек/см2.
количества источников в этих новых рентгеновских обз
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.