<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Radiostrui i W50 >>

Razdely

• 2.1. Spektral'nye linii strui
• 2.2. Kinematicheskaya model' i precessiya strui
• 2.3. Kak dvizhutsya dvizhushiesya linii
• 2.4. Geometricheskie i kinematicheskie parametry strui

---

2. Opticheskie strui

2.1. Spektral'nye linii strui

Naibolee yarkie linii v opticheskom diapazone, kotorye izluchayutsya v struyah SS433, eto linii vodoroda, a imenno dve linii H, "" formiruetsya v udalyayusheisya strue, "" - v priblizhayusheisya. Srednyaya ekvivalentnaya shirina linii H sostavlyaet neskol'ko desyatkov Å, i linii strui sil'no peremenny. Linii bolee vysokih chlenov Bal'merovskoi serii v struyah, kak pravilo, ne issledovalis', t. k. v goluboi oblasti SS433 slab. V golubom diapazone (sushestvenno bolee bogatom liniyami, chem krasnyi) chasto prosto trudno razobrat'sya iz-za blendirovaniya linii strui, a takzhe mnogih "stacionarnyh" linii. Na Ris. 1 pokazany golubye spektry SS433, poluchennye na 6-m teleskope Goranskii et al. (1986) 1 i 2 iyunya 1986 g. v ramkah odnoi iz kooperativnyh programm nablyudenii SS433. Oboznacheny tol'ko naibolee sil'nye stacionarnye i dvizhushiesya linii, bolee slabye linii, v osnovnom, prinadlezhat HeI. Sredi stacionarnyh linii tol'ko linii vodoroda, HeI i FeII pokazyvayut profil' tipa PCyg. Spektroskopiya v golubom diapazone, kak pravilo, ispol'zuetsya dlya issledovanii SS433 kak dvoinoi sistemy.

Dvizhushiesya linii H primerno na poryadok menee intensivny, chem stacionarnaya liniya H. Sredi dvizhushihsya linii horosho zametny linii HeI iz naibolee sil'nyh perehodov, linii HeI primerno na poryadok slabee linii H, chto govorit ob otsutstvii sil'nyh himicheskih anomalii v gaze SS433. Liniya HeII v struyah ne zaregistrirovana, hotya, skoree vsego, eto problema signal/shum v spektrah (Vermeulen et al., 1993a). Po nashim ocenkam iz opyta spektroskopii SS433 na 6-m teleskope intensivnost' etoi linii v struyah ne prevyshaet 1% ot intensivnosti kontinuuma.

Prakticheski vse dannye o peremennosti opticheskih strui, geometricheskoi i kinematicheskoi strukture strui, polucheny iz issledovanii linii H. Na Ris. 2 privedeny fragmenty dvuh spektrov SS433, soderzhashie liniyu H (Vermeulen et al., 1993a) i stacionarnye linii H i HeI. Spektry polucheny na 1.2-m teleskope Calar Alto 21 maya 1987 g. takzhe vo vremya kooperativnyh nablyudenii, na nih zameten effekt bystroi peremennosti linii strui. Za vremya men'shee 3-h chasov v strue poyavilis' novye porcii gaza, izluchayushego v linii H.

2.2. Kinematicheskaya model' i precessiya strui

Izmeneniya luchevyh skorostei strui s fazoi perioda precessii, poluchennye po liniyam H (Ciatti et al., 1981) za pervye dva goda izucheniya SS433, pokazany na Ris. 3. Pokazany srednie krivye luchevyh skorostei, razbros dannyh vokrug nih vyzvan nutacionnoi peremennost'yu. Dvazhdy za period precessii strui okazyvayutsya lezhashimi v kartinnoi ploskosti, t. e. luchevye skorosti obeih strui sovpadayut, i nablyudayutsya dva peresecheniya (crossovers) dvizhushihsya linii, sootvetstvenno, dvazhdy linii strui rashodyatsya. Moment maksimal'nogo razdvizheniya strui v golubuyu i krasnuyu storonu - minimal'nyi naklon strui i osi akkrecionnogo diska k luchu zreniya - sootvetstvuet faze precessii , eshe on nazyvaetsya momentom "T". Dva krossovera prinyato oboznachat' momentami "T" i "T", ih fazy precessii ravny 0.34 i 0.66. Ochevidno, chto fazy ekstremumov i peresechenii krivyh luchevyh skorostei (Ris. 3) opredelyayutsya ne fizicheskimi processami, a tol'ko orientaciei SS433 otnositel'no nablyudatelya, etot, trivial'nyi, voobshe govorya, fakt, tem ne menee, inogda zabyvaetsya pri interpretacii slozhnyh yavlenii, nablyudaemyh v SS433.

Za precessionnyi cikl linii dvuh strui menyayutsya mestami, poetomu struya, kotoraya bol'shuyu chast' perioda precessii udalyaetsya ot nas, oboznachaetsya znakom "", protivopolozhnaya struya oboznachaetsya kak "". V momenty T luchevye skorosti linii strui sovpadayut, no ne ravny nulyu. Eto horosho izvestnyi poperechnyi effekt Dopplera ili zamedleniya vremeni, kotoryi tak yavno nablyudaetsya (sredi makroskopicheskih ob'ektov) tol'ko v SS433. Dopplerovskoe smeshenie spektral'noi linii opisyvaetsya izvestnoi formuloi , gde i  - smeshennaya i laboratornaya dliny voln,  - ugol mezhdu struei i luchom zreniya,  - faktor Lorenca, a skorost', v dannom sluchae strui , vyrazhena v edinicah skorosti sveta . V momenty peresechenii luchevye skorosti obeih strui ravny . Takim obrazom, v SS433 neposredstvenno izmeryaetsya skorost' rasprostraneniya strui, a, sledovatel'no, i geometricheskie parametry strui, ugol naklona sistemy, rasstoyanie do ob'ekta (po radioizobrazheniyam precessiruyushih strui).

Povedenie dvizhushihsya linii opisyvaet kinematicheskaya model' precessii strui SS433 (Abell and Margon, 1979). Na Ris. 4 pokazana geometricheskaya shema precessii strui. Prinyaty sleduyushie oboznacheniya: ugol mezhdu struei i os'yu precessii (ugol precessii) , ugol mezhdu os'yu precessii (os'yu orbity) i luchem zreniya , period precessii , faza precessii . Ugol mezhdu priblizhayusheisya struei i luchom zreniya , , v moment etot ugol minimalen. Luchevye skorosti obeih strui ili polozheniya linii na spektre mogut byt' rasschitany po formule

gde znaki i sootvetstvuyut udalyayusheisya i priblizhayusheisya struyam. Eta kinematicheskaya model' proveryalas' i utochnyalas' posle 4 let (Anderson et al., 1983), posle 10 let (Margon, Anderson, 1989) i posle 20 let (Eikenberry et al., 2001) spektroskopii strui SS433. V poslednei stat'e ispol'zovany 433 znacheniya i 482 znacheniya . Dlya togo, chtoby izbezhat' neopredelennosti, svyazannoi s 6.3-dnevnym periodom nutacii strui, dannye sglazhivalis' s bolee shirokim vremennym fil'trom. Takim obrazom kinematicheskaya model' pozvolyaet izuchat' precessionnoe dvizhenie, vozmozhnye dlinno-masshtabnye otkloneniya i vekovye izmeneniya v precessionnyh chasah SS433. Srednie znacheniya parametrov precessii SS433 naideny Eikenberry et al. (2001) s vysokoi tochnost'yu: , , , , data, sootvetstvuyushaya momentu T, ravna . Moment maksimal'nogo razdvizheniya linii po spektru ili faza precessii sootvetstvenno prihoditsya na datu . Eto rezul'tat minimizacii 5-parametricheskoi modeli. Real'nye kinematicheskie parametry mogut neskol'ko otlichat'sya, naprimer, prostoe usrednenie skorosti strui daet velichinu , chto na 3200 km/s men'she, chem v kinematicheskoi modeli.

Sleduet otmetit', chto dlya nahozhdeniya real'noi precessionnoi traektorii my ne dolzhny sglazhivat' nutacionnuyu peremennost'. Nutacionnye otkloneniya vyzvany prilivnymi vozmusheniyami akkrecionnogo diska gravitacionnym polem zvezdy-donora (Katz et al., 1982; Collins and Newsom, 1986). Eti vozmusheniya privodyat k periodicheskim umen'sheniyam ugla mezhdu ploskost'yu diska i ploskost'yu orbity. Poetomu real'naya poverhnost' obrazuyushei precessionogo konusa prohodit blizhe k vneshnim ekstremumam nutacionnoi traektorii strui. Uchet etogo effekta privel by k nebol'shomu uvelicheniyu ugla precessii na velichinu ugla nutacii .

Na bol'shom promezhutke vremeni okolo 20 let precessionnyi period stabilen (Eikenberry et al., 2001), , nesmotrya na mnogie soobsheniya ob izmeneniyah etogo perioda v pervyi god-dva issledovanii ob'ekta (Anderson et al., 1983). Poslednee svyazano s real'noi nestabil'nost'yu precessionogo cikla na vremenah nedeli-mesyacy, kotorye nikak zametno ne vydeleny v kakih-libo fazah precessii. Nestabil'nosti privodyat k poyavleniyu real'nyh (no, tem ne menee, sluchainyh) trendov izmeneniya perioda za vremya neskol'ko soten dnei. Nestabil'nosti precessii takzhe zaregistrirovany v opticheskoi fotometrii (Goranskii et al., 1998b). Srednii blesk sistemy menyaetsya s fazoi precessii primerno na velichiny (Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987), v moment T, kogda disk maksimal'no raskryvaetsya na nablyudatelya (ugol mezhdu os'yu diska i luchom zreniya sostavlyaet 57), SS433 stanovitsya yarche. Opticheskaya fotometriya ispol'zuetsya kak nezavisimyi metod issledovaniya precessionnyh chasov.

V modeli vynuzhdennoi precessii (naprimer, precessii osi vrasheniya normal'noi zvezdy) periody precessii i orbital'nyi neposredstvenno svyazany. Analiz izmenenii orbital'nogo perioda SS433 po dannym momentov zatmenii (Fabrika et al., 1990; Goranskii et al., 1998b) na O-S diagrammah takzhe pokazyvaet nestabil'nosti primerno takoi zhe otnositel'noi amplitudy i primerno na teh zhe vremenah, kak i precessionyi period. Melkomasshtabnye nestabil'nosti v precessionnyh i orbital'nyh chasah mogli by byt' vyzvany izmeneniyami v tempe perenosa massy mezhdu komponentami sistemy v aktivnyh i passivnyh sostoyaniyah SS433. Takzhe kak i v sluchae precessionnogo perioda, na bol'shom promezhutke vremeni orbital'nyi period stabilen (Goranskii et al., 1998b).

Vyglyadyat nestabil'nosti precessionnogo cikla (Margon and Anderson, 1989; Baykal et al., 1993; Eikenberry et al., 2001) kak sluchainye otkloneniya fazy precessii ot raschetnyh efemerid s amplitudoi do (7-15 dnei), i skoree vsego svyazany kak real'nymi izmeneniyami fazy, tak i s variaciyami ugla naklona strui, i s variaciyami skorosti strui. Ni odin iz parametrov po-otdel'nosti ne mozhet ob'yasnit' nablyudaemogo precessionogo "shuma". Statisticheskoe povedenie otklonenii vpolne opisyvaetsya processom belogo shuma v chastote ili kak sluchainye dvizheniyawalk fazy precessionnogo perioda (Baykal et al., 1993). Precessionnyi shum SS433 statisticheski podoben shumu v periode (precessii) 35 dnei rentgenovskogo istochnika HerX-1.

Poslednie desyat' let nablyudeniya dvizhushihsya linii prakticheski ne vedutsya (ili neopublikovany). Dlya resheniya problemy etih nestabil'nostei neobhodimy ryady patrul'nyh spektral'nyh nablyudenii. Naprimer, bylo by vazhno sravnit' momenty poyavleniya nestabil'nostei s periodami aktivnosti SS433. Frasca et al. (1984) issledovali periodichnosti v antikorrelirovannyh peremesheniyah linii obeih strui po spektru i obnaruzhili okolo desyatka garmonik, sredi kotoryh periody 80, 155 i 1500 dnei. Ne naideno periodichnostei v absolyutnoi skorosti dvizheniya strui. Podobnyi analiz nuzhdaetsya v prodolzhenii i utochnenii na osnove dopolnitel'nyh dannyh.

2.3. Kak dvizhutsya dvizhushiesya linii

Strui SS433 strogo antisimmetrichny, profili linii, izluchaemyh v protivopolozhnyh struyah, kak pravilo, zerkal'ny. Vremya prihoda signala ot dvuh strui dolzhno neskol'ko razlichat'sya. Oblast' maksimal'noi yarkosti izlucheniya v liniyah vodoroda otstoit ot istochnika primerno na 1 den' poleta gaza strui. Dazhe vo vremya maksimal'nogo naklona strui k luchu zreniya (momenty T) vremya zapazdyvaniya izlucheniya udalyayusheisya strui sostavlyaet okolo 0.2-0.25 dnya. Poetomu yavleniya bystroi perestroiki struktury strui, tipa predstavlennyh na Ris. 2 ili dazhe eshe bolee bystryh (menee chasa, Kopylov et al., 1986), chasto zamechalis' nablyudatelyami na odnoi, kak pravilo blizhnei, strue. Odnako, v celom raznoe vremya prihoda signala nikak ne narushet simmetrichnogo proyavleniya strui.

Krome regulyarnogo nutacionnogo dvizheniya dvuh strui (Ris. 5) inogda nablyudayutsya kratkovremennye (neskol'ko dnei) sboi ili "podergivanie" (jutter) strui. Amplituda podergivaniya dohodit do 3000-5000 km/s, chto ekvivalentno izmeneniyu naklona strui na . Amplituda podergivanii sravnima ili neskol'ko prevoshodit amplitudu nutacionnogo dvizheniya. Otvet na vopros o prichine podergivanii, veroyatno, tesno svyazan s prirodoi nutacionnyh peremeshenii potoka akkreciruyushego gaza, s usloviyami formirovaniya "naklona diska", tochnee, s narusheniem etih uslovii; a takzhe so vremenem prohozhdeniya veshestva cherez disk. Naprimer, v modeli plavayushego (slaved) diska ego mgnovennyi naklon v sovokupnosti zavisit ot naklona osi vrasheniya zvezdy, orbital'noi fazy (periodicheskii gravitacionnyi moment, vozmushayushii disk), konkretnoi geometrii progreva zvezdy yarkim istochnikom (zatemneniya chasti poverhnosti zvezdy kraem diska ili oblakami gaza), tempa akkrecii (sostoyaniya aktivnosti). Inogda nablyudayutsya yavleniya "propadaniya" linii strui na vremya do neskol'kih dnei, posle kotorogo linii strui poyavlyayutsya na meste, sootvetstvuyushem efemeridam (Kopylov et al., 1985; Vermeulen et al., 1993a). Ne isklyucheno, chto takie "vyklyucheniya" mashiny kak-to svyazany s aktivnymi periodami, vo vsyakom sluchae, v obeih citirovannyh rabotah zaregistrirovannye vyklyucheniya strui sovpadali po vremeni s moshnoi fotometricheskoi vspyshkoi ob'ekta. Sovershenno neponyatno: svyazany eti propadaniya s real'nym prekrasheniem struinoi aktivnosti, libo s narusheniem mehanizma kollimacii strui i teplovyh nestabil'nostei, blagodarya kotorym v struyah formiruyutsya oblaka holodnogo gaza. Detal'nyi analiz momentov propadaniya strui mog by prolit' svet na mehanizm kollimacii i uskoreniya strui.

Otvet na vopros "kak dvizhutsya dvizhushiesya linii" (Grandi and Stone, 1982) seichas horosho ponyaten. Gaz strui letit po strogo ballisticheskim traektoriyam (pryamym liniyam), po kotorym on byl vybroshen iz istochnika. Istochnik - central'naya oblast' akkrecionnogo diska, uchastvuet v nepreryvnom precessionnom i nutacionnom dvizhenii. Vybros gaza v struyah modulirovan, on proishodit porciyami, v srednem po 1-3 porcii v sutki. Eti porcii mozhno nazvat' "pulyami", oni poyavlyayutsya na spektrah ("molodaya struya") kak fragmenty profilei linii ili otdel'nye linii, ih polozhenie na spektre neizmenno. Cherez den' izluchenie etih pul' uzhe slabeet, i oni ostayutsya kak slabeyushie "sledy" ("staraya struya"), kotorye mozhno registrirovat' na spektre do 4-h, inogda dazhe 6-ti dnei posle poyavleniya. Chem bystree liniya peremeshaetsya po spektru (bystree menyaetsya ugol mezhdu struei i luchom zreniya), tem men'she energii nakaplivaetsya na dannoi dline volny. Poetomu otchetlivei vsego dvizhushiesya linii i ih mnogochislennye komponenty vidny v fazah ekstremumov precessionnogo i nutacionogo periodov, kogda ugol naklona strui k luchu zreniya menyaetsya medlenno. Po precessionnym chasam eto fazy 0.0 (moment T) i 0.5. Uglovaya skorost' nutacionnogo dvizheniya dostatochno vysoka, poetomu mezhdu ekstremumami nutacionnoi krivoi luchevyh skorostei liniya prakticheski razmazyvaetsya po spektru, a v ekstremumah, naoborot, znachitel'no usilivaetsya. Eto geometricheskii effekt proekcii (Borisov and Fabrika, 1987). Itak, vid profilya dvizhusheisya linii zavisit ot fazy nutacii i precessii. Kak pravilo, eto odin yarkii komponent (FWHM= km/sek), sformirovannyi za schet effekta proekcii, a takzhe neskol'ko slabyh vtorichnyh komponentov, nahodyashihsya v intervale neskol'ko tysyach km/sek. Vtorichnye komponenty predstavlyayut soboi ostatki ("sledy") libo predydushego yarkogo komponenta, libo naibolee krupnyh pul'.

Mnogo interesnyh dannyh o struyah SS433 bylo polucheno v kooperativnyh nablyudeniyah v mae/iyune 1987 g. (Vermeulen et al., 1993a), kogda v techenie 20 dnei bylo polucheno okolo 200 spektrov v raznyh observatoriyah mira. Krome togo byli provedeny radiointerferometricheskie nablyudeniya strui (Vermeulen et al., 1993b), radiomonitoring (Vermeulen et al., 1993c), opticheskaya fotometriya (Aslanov et al., 1997) i rentgenovskie nablyudeniya (Kawai et al., 1989). Na Ris. 6 pokazan rezul'tat spektral'nyh nablyudenii dvizhushihsya linii H. Vidno, chto na fone regulyarnyh precessionnogo i nutacionnogo dvizhenii vpryskivanie novyh porcii veshestva (pul') v strui proishodit nestacionarno.

2.4. Geometricheskie i kinematicheskie parametry strui

Esli puli poyavlyayutsya v strue otnositel'no vnezapno, za neskol'ko chasov, to oslablenie izlucheniya etih sgustkov dlitsya neskol'ko dnei i ego mozhno izuchit' v detalyah. Kopylov et al. (1987) i Vermeulen et al. (1993a) privodyat krivye bleska otdel'nyh sgustkov. Borisov and Fabrika (1987) nashli po dannym Kopylov et al. (1987) profil' yarkosti vdol' strui v emissii H na faze oslableniya izlucheniya ():

gde maksimum izlucheniya prihoditsya na oblast' strui na rasstoyanii  sm ot istochnika (0.6 dnya poleta), a harakternyi masshtab zatuhaniya izlucheniya raven  sm ( dnei poleta). Etot zakon vypolnyaetsya pri izmenenii bolee chem na 1.5 poryadka, izluchenie sledov podvizhnyh linii uverenno proslezhivaetsya 4 dnya.

Bylo takzhe naideno uzhe na osnove modelirovaniya profilei podvizhnoi linii H (sm. takzhe Panferov and Fabrika (1993)), chto na faze vozgoraniya emissii, t. e. pri , profil' yarkosti strui mozhet byt' opisan kak , gde  sm (0.25 dnei poleta). Novye porcii gaza u osnovaniya strui ostyvayut i nachinayut intensivno izluchat' v liniyah vodoroda ves'ma bystro, vsego za neskol'ko chasov. Vermeulen et al. (1993a) nahodyat, chto polnoe vremya vozgoraniya novyh porcii gaza v struyah sostavlyaet 6-10 chasov. Takim obrazom, profil' yarkosti strui SS433 mozhno schitat' ustanovlennym.

Geometricheskie i kinematicheskie parametry strui byli opredeleny Borisov and Fabrika (1987) na osnove modelirovaniya profilei podvizhnoi linii H (Ris. 7). Model'naya struya sovershala precessionnoe i nutacionnoe dvizheniya i zapolnyalas' u osnovaniya oblakami gaza, raspredelennymi po radiusu secheniya strui po normal'nomu zakonu so standartnym otkloneniem . Gaz dvigalsya po ballisticheskim traektoriyam s postoyannoi skorost'yu. V rabote (Kopylov et al., 1986) byl zapodozren effekt zamedleniya gaza v struyah , ili ne bolee 10 Å za neskol'ko dnei poleta. Etot effekt yavlyaetsya slabym i, esli dazhe sushestvuet, ne vliyaet na strukturu raschetnyh profilei linii. Bylo naideno, chto rastvor strui , pri etom vklad v nablyudaemuyu shirinu podvizhnoi linii vnosit ne tol'ko estestvennyi rastvor strui , no i parametry nutacionnoi traektorii. Ugol nutacii raven . Po tipichnoi strukturnosti profilei linii bylo naideno, chto kolichestvo oblakov (sgustkov gaza) v strue ravno ves'ma priblizhenno ili vremya generacii odnogo oblaka sootvetstvuet  s. Odnako, temp postupleniya gaza v strui peremenen takzhe na vremenah okolo (Borisov and Fabrika, 1987; Vermeulen et al., 1993). Eta sporadicheskaya aktivnost' (puli) sozdaet krupnomasshtabnuyu strukturu profilei linii.

Nizhe, pri opisanii fizicheskogo sostoyaniya gaza v opticheskih struyah my obosnuem vyvod, chto gaz strui nahoditsya v eshe bolee melkih sgustkah (sobstvenno v oblakah ili oblachkah) razmerom  sm, kotorye obrazuyutsya v rezul'tate teplovyh nestabil'nostei pri ostyvanii gaza. Mozhno govorit' ob ierarhicheskoi strukture strui: i) melkie oblachka, ii) oblaka so vremenem generacii  s, iii) krupnomasshtabnye porcii so vremenem generacii . Termin "puli", prinyatyi v nachale issledovanii SS433, kak pravilo, otnosilsya k yarkim emissionnym komponentam linii, kotorye formiruyutsya za schet effekta proekcii. Poetomu v svete bolee detal'nyh znanii o strukture strui etot termin mozhet pokazat'sya ne vpolne udachnym, i zdes' my pripisali ego k poslednim krupnomasshtabnym neodnorodnostyam. Vremya  c sovpadaet so vremenem rasprostraneniya strui vnutri kanala akkrecionnogo diska. Eto sovpadenie mozhet byt' rassmotreno kak argument v pol'zu kollimacii strui i obrazovaniya dannyh neodnorodnostei v nei za schet teplovyh ili gidrodinamicheskih neustoichivostei vo vremya ee dvizheniya vnutri kanala. Vremya poryadka 0.3-0.5 dnya mozhet byt' sopostavleno s harakternym vremenem nestabil'nostei vo vneshnih chastyah akkrecionnogo diska, s obrazovaniem spiral'nyh udarnyh voln, t. e. s processami, moduliruyushimi temp perenosa gaza v central'nye chasti akkrecionnogo diska.

---

<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Radiostrui i W50 >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: SS433 Publikacii so slovami: SS433
Sm. takzhe: SS 433: dvoinaya zvezda – mikrokvazar Ob'ekt SS 433 Dzhety ob'ekta SS433 Struktura sverhkriticheskogo akkrecionnogo diska Dzhety v istochnike SS433 Opredelena massa SS433 Sverhsvetovoi istochnik v Galaktike Vse publikacii na tu zhe temu >>