<< 5. Stroenie i formirovanie
| Oglavlenie |
7. Sverhkriticheskii disk po dannym ... >>
Razdely
- 6.1. Krivaya bleska SS433: precessionnaya, orbital'naya i nutacionnaya peremennosti
- 6.2. Krivaya bleska v aktivnyh i passivnyh sostoyaniyah
- 6.3. Nutacionnye chasy i vremya prohozhdeniya veshestva cherez disk
- 6.4. Istechenie v ploskosti diska i gazovye potoki
- 6.5. Rezkie oslableniya bleska
- 6.6. Raspredelenie energii v spektre i parametry komponentov
- 6.7. Polyarizaciya opticheskogo i UF izlucheniya
6. Sverhkritichekii akkrecionnyi disk i komponenty po dannym fotometrii
6.1. Krivaya bleska SS433: precessionnaya, orbital'naya i nutacionnaya peremennosti
Fotometricheskie nablyudeniya ves'ma obshirny, ih rezul'taty mozhno naiti v obzorah (Margon, 1984; Cherepashchuk, 1989, 2002), no nas budut, v osnovnom, interesovat' dannye, iz kotoryh mozhno sdelat' zaklyuchenie ob akkrecionnom diske SS433, tochnee o forme i strukture gazovoi obolochki, kotoraya okruzhaet relyativistskii ob'ekt. Mnogo informacii o strukture diska i gazovyh potokov polucheno v spektral'nyh issledovaniyah etoi sistemy, poetomu spektral'nye dannye my opishem v sleduyushei glave bolee podrobno.
Krivaya bleska SS433 opredelyaetsya tremya izvestnymi periodami - periodom
precessii, orbital'nym i periodom nutacii, a takzhe sporadicheskimi
izmeneniyami - melkomasshtabnymi flyuktuaciyami, vspyshkami (glava "Radiostrui
i W50"), aktivnymi
periodami (Leibowitz et al., 1984;
Kodaira et al., 1985; Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987;
Mazeh et al., 1987; Goranskii et al., 1986, 1997, 1998a, 1998b;
Zwitter et al., 1991; Fukue et al,, 1997; Panferov et al., 1997;
Irsmambetova, 1997, 2001). Na Ris. 15 pokazano povedenie plotnosti potoka
v fil'tre V za precessionnyi cikl po dannym stat'i (Goranskii et al., 1998b).
Dannye perevedeny v potoki i osredneny, i lyubezno predostavleny
V.P.Goranskim (2002) special'no dlya etogo obzora. Precessionnaya krivaya
bleska na etom risunke predstavlena v dolyah perioda orbity, t. e. sostavlena
iz srednih orbital'nyh krivyh, poluchennyh za vse gody fotometricheskih
issledovanii SS433 i v raznyh fazah precessii. Pri etom orbital'nye momenty
zatmeniya akkrecionnogo diska i precessionnye momenty maksimal'nogo razvorota
diska na nablyudatelya byli sovmesheny. Vsego bylo ispol'zovano 2400
individual'nyh izmerenii. Kogda akkrecionnyi disk v precessionnom
vrashenii raskryvaetsya na nablyudatelya (
, moment 
) SS433
stanovitsya yarche, krivaya bleska okazyvaetsya bolee regulyarnoi, zatmeniya
bolee vyrazhennymi i glubokimi. Glubina zatmenii vozrastaet v golubyh
luchah i zametno umen'shaetsya v krasnom i IK diapazonah spektra.
|
V fazy precessii, kogda disk nablyudaetsya s rebra (Ris. 15), a strui,
sootvetstvenno, raspolagayutsya v kartinnoi ploskosti, krivaya bleska ves'ma
neregulyarna, glavnye zatmeniya akkrecionnogo diska zvezdoi (MinI,
) stanovyatsya melkimi, zatmeniya zvezdy diskom (MinII,
) inogda voobshe trudno razlichit'. V eti fazy precessii krivaya
bleska ochen' sil'no iskazhaetsya vspyshkami (Goranskii et al., 1998b).
Vne zatmenii v kvadraturah amplituda precessionoi peremennosti
bleska v fil'tre V sostavlyaet
. V centre zatmenii
akkrecionnogo diska amplituda precessii
men'she,
, pri etom SS433
takzhe stanovitsya yarche, kogda disk raskryvaetsya, i slabeet, kogda disk
povorachivaetsya kraem. Iz etogo Goranskii et al. (1998b) delayut vyvod, chto
nezavisimo ot precessionoi orientacii nikogda ne nablyudaetsya polnyh
zatmenii diska v SS433. Cvet B-V malo menyaetsya ot faz izvestnyh periodov.
Pri oslablenii bleska v fazah precessii "disk edge-on" i v zatmeniyah
ob'ekt stanovitsya krasnee v cvete V-R - zatmevaetsya goryachii istochnik,
a krasnyi komponent izlucheniya (veroyatno, free-free izluchenie gaza,
neposredstvenno okruzhayushego sistemu) ne zatmevaetsya. Izmeneniya cvetov
v osnovnom nablyudayutsya vo vspyshkah.
Podobnye izmeneniya bleska s fazoi perioda precessii mogut byt' svyazany i) c prostymi izmeneniyami orientacii geometricheski ploskogo istochnika, ii) s izmeneniem vidimosti "goryachih pyaten" ili voronok v mestah vyhoda strui na fotosfere istekayushego vetra (Lipunov and Shakura, 1982), ili iii) izmeneniem vidimosti goryachih kokonov, okruzhayushih osnovaniya strui. V poslednih dvuh predpolozheniyah "diskom" mozhet byt' diskopodobnoe telo, tolshina kotorogo rastet s uvelicheniem rasstoyaniya ot centra, temperatura ego poverhnosti rastet s priblizheniem k centru. Naprimer, v poslednih raschetah krivyh bleska SS433 (Antokhina et al., 1992; Hirai and Fukue, 2001) zadavalas' primerno takaya forma akkrecionnogo diska. Ne isklyucheno, chto roli "diska" voobshe sleduet otvesti tol'ko ekraniruyushuyu funkciyu. Vneshnie kraya diska v processe precessii mogut zakryvat' vnutrennie goryachie oblasti. Krome togo, sovsem ne ochevidno, chto forma etogo tela (kotoroe my tradicionno nazyvaem diskom) svyazana s Keplerovkim vrasheniem veshestva. Bolee veroyatno, chto forma opredelyaetsya plotnost'yu, skorost'yu i geometriei vetra, t. e. stroeniem fotosfery vetra. Eto oznachaet, chto razmer yarkogo tela, okruzhayushego relyativistskuyu zvezdu, mozhet ne imet' nikakogo otnosheniya k razmeru polosti Rosha etoi zvezdy (sm. nizhe), chto sozdaet ser'eznye ogranicheniya dlya opredeleniya otnosheniya mass komponent iz modelirovaniya krivyh bleska.
|
Na Ris. 16 pokazany orbital'nye krivye bleska SS433 v fil'tre V (Panferov
et al., 1997) poluchennye po vsem opublikovannym dannym usredneniem bleska
v intervalah faz precessionnogo perioda. Potok 
sootvetstvuet
. Glubina glavnyh zatmenii
() sushestvenno menyaetsya v zavisimosti ot orientacii diska.
Izmenyaetsya dazhe ih polozhenie. Esli orbital'noe i precessionnoe vrasheniya
protivopolozhny, kak neodnokratno zaklyuchalos' mnogimi avtorami, i kak dolzhno
byt' v sluchae vynuzhdennoi precessii opticheskoi zvezdy (vedomyi disk), to
v modelyah yarkogo istochnika, sovpadayushego s osnovaniem priblizhayusheisya
strui (upomyanutye vyshe modeli ii
i iii) do momenta (
) glavnye zatmeniya dolzhny zapazdyvat'
otnositel'no efemerid, a posle momenta (
) eti zatmeniya dolzhny
nastupat' ran'she (Fabrika, 1984; Gladyshev et al., 1987).
Orbital'nye krivye bleska v raione
vtorichnyh zatmenii MinII (
) eshe bolee
peremenny. Esli effekt otrazheniya izlucheniya diska ot poverhnosti
zvezdy-donora ili ot uplotnenii vetra u poverhnosti zvezdy
dostatochno silen, to (pri teh zhe predpolozheniyah o napravleniyah
orbital'nogo i precessionnogo vrashenii) v fazah precessii do momenta
yarkost' v elongacii
dolzhna byt' bol'she, chem v elongacii
, i MinII dolzhen neskol'ko otstavat' ot raschetnogo.
V fazah precessii posle momenta , naoborot,
yarkost' v elongacii
dolzhna byt' bol'she, i MinII dolzhen
nastupat' ran'she. Primerno takaya kartina nablyudaetsya na Ris. 16.
Krome etogo, pri progreve maksimum precesionnogo bleska, izmerennyi otdel'no
v fazah dvuh elongacii, takzhe dolzhen smeshat'sya iz-za razlichnyh uslovii
progreva i vidimosti zvezdy s poverhnosti diska. A imenno: v elongacii
precessionnyi maksimum nastupit ran'she, chem efemeridnyi
moment , sootvetstvenno, v elongacii
maksimum
nastupit pozzhe . Etot effekt byl otmechen v rabote Gladyshev et al.
(1987).
Nalichie zatmeniya MinII v rentgenovskih luchah (Gies et al., 2002a) mozhet byt' svyazano s otrazheniem sveta ot zvezdy-donora, no takzhe eto mozhet byt' zatmeniem oblasti okolo opticheskoi zvezdy, esli nebol'shaya chast' rentgenovskogo izlucheniya formiruetsya tam v udarnyh volnah stalkivayushihsya vetrov (Cherepashchuk et al., 1995). Predstavlyaetsya, chto effekt progreva poverhnosti zvezdy-donora v SS433 igraet sushestvennuyu rol' v peremennosti bleska, no dlya dokazatel'stva etogo neobhodimo provesti model'nyi analiz krivyh bleska. Krome progreva izvestny eshe dva effekta, kotorye mogut iskazhat' regulyarnuyu orbital'nuyu peremennost'. Pervyi iz nih - eto nutacionnye izmeneniya bleska, kotorye iskazhayut orbital'nuyu peremennost' po-raznomu v raznyh fazah precessii (Goranskii et al., 1998b). Vtoroi effekt - pogloshenie v rastekayushemsya iz tochki L2 za diskom potoke gaza (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993). My obsudim eti effekty nizhe.
Tret'im nadezhno ustanovlennym periodom v izmeneniyah opticheskogo bleska
yavlyaetsya period nutacii 6.28 dnya, s etim periodom nablyudaetsya pokachivanie
strui. Polnaya ampliduda izmenenii bleska s etim periodom sostavlyaet
( Mazeh, et al., 1981; Mazeh et al., 1987;
Goranskii et al., 1998b), prichem dopolnitel'nyi istochnik krasnogo sveta
(polosa R) ne pokazyvaet nutacionnyh izmenenii, t. e. amplituda peremennosti
golubogo istochnika real'no dolzhna byt' neskol'ko vyshe naidennoi v polose V.
Zdes' my privedem efemeridy fotometricheskoi
peremennosti s periodami precessii 
(moment maksimuma bleska,
),
orbity 
(seredina zatmeniya akkrecionnogo diska MinI) i nutacii
(maksimum bleska v polose V) po dannym
Goranskii et al. (1998b) kak samym poslednim iz opublikovannyh.
My takzhe povtorim spektral'nye precessionnye efemeridy (moment
maksimal'nogo razdvizheniya relyativistskih emissii po spektru 
).
Vse eti efemeridy mogut
okazat'sya poleznymi pri raschetah i planirovanii nablyudenii.
Orbital'nye
elementy yavlyayutsya naibolee tochnymi na konec 2001 g., oni byli podtverzhdeny
posle opublikovaniya (Goranskii et al., 1998b) nedavnimi nablyudeniyami zatmenii
(Goranskii, 2002). Elementy perioda precessii dolzhny byt' sravneny so
spektral'nymi precessionnymi elementami (Eikenberry et al., 2001),
podrobno obsuzhdennymi vyshe (Gl. "Opticheskie strui"), i neploho
soglasuyutsya s poslednimi
s uchetom obychnyh dlya precessionnyh chasov nestabil'nostei i tochnosti.
Tochnost' opredeleniya precessionnogo perioda po spektram, estestvenno, dolzhna
byt' vyshe, chem po fotometrii, t. k. amplituda peremesheniya podvizhnyh linii
sushestvenno vyshe oshibki opredeleniya polozheniya linii na spektre (v 
raz). V fotometrii amplituda precessionnoi peremennosti ne na stol'ko
prevyshaet obychnuyu oshibku izmerenii. Tem ne menee,
v fotometrii my izuchaem precessiyu
akkrecionnogo diska, a po spektram my registriruem strui, poetomu sravnenie
precessionnyh dvizhenii strui i diska mozhet imet' principial'noe znachenie.
6.2. Krivaya bleska v aktivnyh i passivnyh sostoyaniyah
Krivaya bleska na Ris. 15 byla poluchena osredneniem vseh
dannyh, vklyuchayushih kak aktivnye, tak i passivnye sostoyaniya ob'ekta.
Analiz precessionnoi i orbital'noi peremennosti razdel'no v aktivnyh
i passivnyh sostoyaniyah priveden Fabrika and Irsmambetova (2002).
Ispol'zovalas' ta zhe baza fotometricheskih dannyh (1979-1996)
GAIShSterngerg Institute. Aktivnye sostoyaniya SS433 (sm. Vvedenie i gl.
"Radiostrui i W50") vydelyalis' po rezul'tatam nablyudenii programmy
radiomonitoringa GBI
(http://www.gb.nrao.edu/fgdoss/gbi/gbint.html), a takzhe na osnove samih
optichekih dannyh. Precessionnye krivye bleska v aktivnyh i passivnyh
sostoyaniyah sushestvenno razlichny.
V passivnyh sostoyaniyah srednii vnezatmennyi blesk SS433
(akkrecionnogo diska) deistvitel'no sil'no zavisit ot fazy precessii.
Ob'ekt stanovitsya slabee v polose V v 
raza pri povorote
akkrecionnogo diska ot maksimal'nogo raskrytiya na nablyudatelya do
polozheniya edge-on. Odnako, v aktivnyh sostoyaniyah (yavnye vspyshki byli isklyucheny)
blesk SS433 ves'ma slabo zavisit ot orientacii diska. Pri etom osobenno
vazhno, chto vo vremya
maksimal'nogo raskrytiya diska (momenty ) blesk ob'ekta v aktivnyh
i passivnyh sostoyaniyah odinakov. Sootvetstvenno, v orientaciyah "edge-on"
(momenty 
) ob'ekt v passivnyh sostoyaniyah znachitel'no slabee,
chem v aktivnyh.
Orbital'nye krivye bleska primerno odinakovy v aktivnyh i passivnyh
sostoyaniyah - v aktivnosti takzhe nablyudayutsya glavnye i vtorichnye zatmeniya.
V centre zatmenii akkrecionnogo diska zvezdoi (
)
v aktivnyh sostoyaniyah
SS433 stanovitsya yarche v 
raza po sravneniyu s passivnymi
sostoyaniyami. Precessionnaya modulyaciya v centre zatmenii v aktivnyh i
passivnyh sostoyaniyah primerno odinakova: vo vremya
raskrytii diska blesk neskol'ko yarche, chem vo vremya "edge-on".
V SS433 opredelenno sushestvuet nezatmevaemyi zvezdoi istochnik izlucheniya
dazhe v golubom svete. On mozhet byt' svyazan s rasseyaniem izlucheniya
vo vneshnem gaze vetra.
Fotometricheskoe povedenie SS433 v aktivnyh i passivnyh sostoyaniyah predpolagaet model' (Fabrika and Irsmambetova, 2002), v kotoroi opticheskii blesk ob'ekta v osnovnom opredelyaetsya goryachim telom v central'noi chasti akkrecionnogo diska, eto mogut byt' dva goryachih gazovyh kokona, okruzhayushih vnutrennie (rentgenovskie) strui. V aktivnyh sostoyaniyah razmer kokonov uvelichivaetsya i oni ne zakryvayutsya ot nablyudatelya ni vneshnim kraem akkrecionnogo diska v polozhenii "edge-on", ni zvezdoi-donorom vo vremya glavnyh zatmenii. Iz primernogo ravenstva amplitudy precessionnoi modulyacii i amplitudy glavnyh zatmenii delaetsya vyvod, chto razmer donora primerno raven razmeru (shirine) vneshnego kraya diska v proekcii na nebesnuyu sferu.
Kogda disk maksimal'no raskryvaetsya na nablyudatelya, srednyaya yarkost'
v elongaciyah odinakova kak v aktivnyh, tak i v passivnyh sostoyaniyah.
Iz etogo mozhet sledovat', chto kokon, okruzhayushii priblizhayushuyusya struyu, v
precessionnye fazy maksimal'nogo raskrytiya diska
ne zakryvaetsya vneshnim kraem diska vplot' do ego
osnovaniya, a svetimost' kokona ne zavisit sushestvenno ot ego razmera
(sostoyaniya aktivnosti SS433). Takoe mozhet byt' v sluchae, esli gaz kokona
rasseivaet (
) izluchenie, prihodyashee iz bolee vnutrennih
chastei, iz kanala v akkrecionnom diske ili v vetre. Eti kokony mogut
byt' otozhdestvleny s istochnikom UF izlucheniya, v kotorom Dolan et al. (1997)
obnaruzhili sil'nuyu lineinuyu polyarizaciyu, napravlennuyu vdol' strui ili
s istochnikom dvuhpikovoi linii HeII
v spektre SS433
(sm. sleduyushuyu glavu).
6.3. Nutacionnye chasy i vremya prohozhdeniya veshestva cherez disk
Iz-za sopryazhennosti nutacionnogo perioda 6.28 dnya s orbital'nym i
precessionnym iskazheniya orbital'nyh krivyh bleska za schet nutacionnyh
kolebanii budut zaviset' ot fazy precessii (Goranskii et al., 1998b).
V chastnosti, kak mozhno naiti iz privedennyh vyshe efemerid, v moment
nutacionnye maksimumy prihodyatsya na elongacii. Nutacionnaya peremennost'
privodit k nekotoromu smesheniyu polozheniya zatmenii. Velichina i znak smeshenii
zavisyat ot precessionnoi fazy. Model'nyi analiz orbital'nyh krivyh bleska
SS433 dolzhen provodit'sya s uchetom nutacionnyh kolebanii.
Informaciya o fazah spektral'noi i fotometricheskoi peremennosti s precessionnym i nutacionnym periodami ochen' vazhna dlya ponimaniya mehanizma precessii v SS433. Kak uzhe govorilos', naibolee uspeshnym scenariem precessii v SS433 yavlyaetsya vynuzhdennaya precessiya zvezdy-donora, os' vrasheniya kotoroi ne sovmeshena s os'yu orbity, i plavayushii ili "vedomyi" akkrecionnyi disk (Shakura, 1972; Roberts, 1974; van den Heuvel et al., 1980; Whitmire and Matese, 1980; Hut and van den Heuvel, 1981; Matese and Whitmire, 1982). Vynuzhdennuyu precessiyu mozhet ispytyvat' massivnaya zvezda-donor (Papaloizou and Pringle, 1982; Collins, 1985). Katz et al. (1982) proveli analiz periodicheskih vozmushenii diska, ploskost' kotorogo ne lezhit v ploskosti orbity, gravitacionnym polem zvezdy-donora i prishli k vyvodu, chto model' vedomogo diska naibolee priemlema dlya ob'yasneniya precessionnyh i nutacionnyh dvizhenii v SS433. Analiz nutacionnyh sinodicheskih yavlenii predstavlyaet soboi dostatochno tochnyi instrument, amplituda etih dvizhenii i vozmozhnye izmeneniya perioda neposredstvenno zavisyat ot mnogih parametrov dvoinoi sistemy. Collins (1985), Collins and Newsom (1986), Collins and Newsom (1988) razvili dinamicheskuyu model' SS433, v ramkah kotoroi mozhno delat' zaklyucheniya o svoistvah precessiruyushei zvezdy, ekscentrisitete orbity, apsidal'nyh dvizheniyah.
V chastotah nutacionnyi period 6.28 dnya vyglyadit kak
. Fakticheski, vozmusheniya akkrecionnogo diska
proishodyat s periodom 6.06 dnya, eto kivayushienodding dvizheniya diska (Katz
et al., 1982),
. Vspyshki
v sisteme SS433, kak mozhno bylo by ozhidat' (Gl. "Radiostrui i W50"),
dolzhny "chuvstvovat'" imenno kivayushii period, t. e. period bienii vo
vrashayusheisya s akkrecionnym diskom ili zvezdoi sisteme koordinat.
Odnako, v sisteme otscheta nablyudatelya, gde fotometricheskie ili
spektral'nye effekty zavisyat takzhe ot ugla mezhdu luchom zreniya i os'yu
diska ili strui etot period stanovitsya 6.28 dnya.
Vozmusheniya diska (libo akkrecionnogo potoka) SS433 privedut k sootvetstvuyushim izmeneniyam naklona strui, esli vremya prohozhdeniya veshestva cherez disk ne slishkom veliko i ne prevyshaet period vozmushenii. Informaciya ob izmenenii naklona momenta vrasheniya vneshnih chastei diska dolzhna doiti do vnutrennei oblasti (istochnik strui), sushestvenno ne iskazivshis' i ne sgladivshis'. My ostavim v storone obsuzhdenie voprosov struktury naklonnogo diska i vzaimodeistviya raznyh garmonik v vozmusheniyah vneshnego kraya diska gravitacionnym polem opticheskoi zvezdy (Katz et al., 1982).
Kachestvenno model' vyglyadit tak, chto v momenty
elongacii vozmushenie diska donorom privedet k smesheniyu osi vrasheniya
diska v kartinnoi
ploskosti (dalee eto vozmushenie skazyvaetsya na napravlenii rasprostraneniya
strui), no eto ne izmenit ugla naklona strui k luchu zreniya.
Poetomu vozmusheniya,
prilozhennye k disku vo vremya elongacii ne privedut k peremesheniyu podvizhnyh
linii. Vozmusheniya kraya diska, okazannye v momenty soedinenii
napravleny v ploskosti, perpendikulyarnoi kartinnoi ploskosti, poetomu
budut menyat' ugol naklona strui. V chastnosti, v fazy precessii blizkie k
(ugol naklona strui i osi diska k luchu zreniya
)
vozmusheniya v soedineniyah napravleny v storonu vystraivaniya diska v ploskost'
orbity. Poetomu effekt v soedineniyah privedet k tomu, chto linii
H
priblizyatsya drug k drugu, a blesk sistemy oslabnet. Cherez
chetvert' orbital'nogo perioda v elongaciyah disk i strui vozvrashayutsya v
svoe ishodnoe polozhenie, linii H razdvigayutsya, blesk vozrastaet.
Konechno, my uvidim reakciyu diska i strui na gravitacionnoe vozmushenie
zvezdoi po proshestvii vremeni prohozhdeniya veshestva cherez disk i vremeni
dvizheniya strui do oblasti effektivnogo vysvechivaniya v liniyah.
V real'nosti, takzhe krome vozmushenii vneshnih chastei diska, neobhodimo imet'
v vidu, chto usloviya formirovaniya diska (raspolozhenie relyativistskoi zvezdy
otnositel'no ekvatora donora) menyayutsya s fazoi nutacii. Progrev poverhnosti
donora neodnoroden iz-za teni diska i potokov. Vse eti effekty menyayut
geometriyu perenosa massy i zavisyat ot fazy bienii mezhdu precessionnym i
orbital'nym periodami.
Mazeh et al. (1987) nashli, chto fazy nutacii strui po spektral'nym i
fotometricheskim dannym nablyudenii neskol'ko ne sovpadayut, a imenno,
fotometricheskie maksimumy primerno na odin den' operezhayut nutacionnye
ekstremumy luchevyh skorostei. Goranskii et al. (1998b) podtverdili etot
rezul'tat. Oni pokazali na
dannyh 16-ti let nablyudenii (950 nutacionnyh periodov), chto nutacionnye
povysheniya yarkosti SS433 sovpadayut s maksimal'nymi smesheniyami linii
H
v golubuyu storonu pri nebol'shom, no znachimom sdvige faz
(Goranskii et al., 1998b).
Nutacionnye otkloneniya strui zapazdyvayut po otnosheniyu
k opticheskoi peremennosti. Etot sdvig fazy sootvetstvuet zaderzhke v 0.6 dnya
ili rasstoyaniyu, prohodimomu struyami
sm. Imenno eto
rasstoyanie bylo naideno (Fabrika and Borisov, 1987; Vermeulen et al., 1993a)
kak rasstoyanie, na kotorom dostigaetsya maksimum izlucheniya strui v podvizhnyh
liniyah H
. Iz etogo mozhno sdelat' vyvod, chto nutacionnye kolebaniya
bleska svyazany s osnovaniyami strui. V rentgenovskom diapazone
takzhe est' nutacionnaya peremennost' (Gies et al., 2002a), faza maksimuma
rentgenovskogo potoka primerno sovpadaet s fazoi maksimuma v optike.
Odnako, energetiki strui nedostatochno, chtoby ob'yasnit' 6-dnevnye variacii
v opticheskom diapazone. Estestvenno predpolozhit', chto v nutacionnoi
peremennosti uchastvuet vsya central'naya mashina sistemy "disk-strui".
Amplituda etih variacii
sostavlyaet okolo 
erg/s, chto sravnimo s kineticheskoi
svetimost'yu strui. Dazhe rentgenovskaya svetimost' strui primerno 
raz men'she bolometricheskoi svetimosti akkrecionnogo diska, opticheskaya
svetimost' strui v nepreryvnom spektre dolzhna byt' men'she rentgenovskoi,
i poetomu opticheskoe izluchenie
strui nikak ne mozhet ob'yasnit' nutacionnye variacii bleska (
). Za eti variacii mogut byt' otvetstvenny
vnutrennie oblasti, v kotoryh nahodyatsya osnovaniya strui, i, kotorye takzhe
kak i strui, dolzhny sovershat' precessionnye i nutacionnye dvizheniya.
Esli zhe variacii bleska s nutacionnym periodom vyzvany kivaniem vneshnih chastei diska ili zvezdy-donora, to vremya prohozhdeniya veshestva cherez disk primerno "ravno nulyu" (naprimer, vremeni svobodnogo padeniya, neskol'ko desyatyh dnya), libo ravno velichine kratnoi periodu nutacii. Problema malogo vremeni prohozhdeniya veshestva cherez disk SS433 sushestvuet i po drugim prichinam, ne svyazannym s fotometricheskoi peremennost'yu.
Ispol'zuya model' Katz et al. (1982) kivayushih dvizhenii akkrecionnogo diska,
Gies et al. (2002a) nashli na osnove novyh nablyudenii podvizhnyh linii, chto
nutacionnye otkloneniya strui proishodyat na 1.0 den' pozzhe pervichnyh
vozmushenii v elongaciyah (ili v soedineniyah, zdes' vazhna fiksaciya vremeni
po orbital'nym chasam). Takim obrazom, Gies et al. (2002a) podtverzhdayut
tem samym fakt zapazdyvaniya kolebanii strui otnositel'no fotometricheskih
variacii.
No esli velichina 0.6 dnya (zapazdyvanie, nutacii strui otnositel'no
fotometricheskoi peremennosti, naidennoe (Goranskii et al., 1998b)) horosho
sootvetstvuet trebuemomu vremeni dlya dvizheniya gaza
strui do oblasti vysvechivaniya v H na rasstoyanii
sm, to ostavsheesya vremya 0.4 dnya, veroyatno, i est' vremya prohozhdeniya
signala cherez akkrecionyi disk? Opredelenno, etot podhod dast otvet
na vopros o strukture diska v SS433. Esli rezul'tat Gies et al. (2002) o
vremeni zapazdyvaniya 1.0 den' budet podtverzhden na osnove budushih nablyudenii
(ili novogo analiza uzhe nakoplennyh nablyudenii s ispol'zovaniem tochnyh
sovremennyh efemerid), to eto mozhet oznachat', chto veshestvo v akkrecionnom
diske
SS433 dostigaet vnutrennih oblastei za vremya svobodnogo padeniya. Naklonnyi
disk mozhet sostoyat', naprimer, iz potokov veshestva, kotoroe teryaet moment
v udarnyh volnah.
Fakticheski, vremya zapazdyvaniya okolo odnogo dnya bylo
naideno v rannih rabotah, kogda nutacionnaya fotometricheskaya peremennost'
eshe ne byla izvestna. Collins and Newsom (1982) v ramkah dinamicheskoi
modeli nashli, chto strui otklonyayutsya cherez
posle
momentov vozmusheniya precessiruyushego tela. Oni predpolozhili, chto vremya
prohozhdeniya veshestva cherez disk i dal'she do oblasti izlucheniya v opticheskih
struyah ravno
plyus vremya kratnoe periodu nutacii. Katz et al.
(1982) v modeli kivayushih dvizhenii diska takzhe nashli eto vremya zapazdyvaniya
kak
(zapazdyvanie otkloneniya strui posle vozmusheniya v elongacii),
no oni ispol'zovali dlya fiksacii orbital'noi fazy dannye po luchevym skorostyam
linii HeII Crampton and Hutchings (1981). Itak,
zapazdyvanie momentov kivanii strui otnositel'no momentov vozmushenii
akkrecionnogo diska 
den' mozhno schitat' nadezhno ustanovlennym.
Proverkoi idei kratnosti vremeni prohozhdeniya veshestva v diske periodu nutacii mozhet sluzhit' sravnenie faz precessii, opredelennoe po fotometrii i spektroskopii. Schitaetsya, chto izvestnaya precessionnaya peremenost' bleska svyazana s precessiei diska. Odnako, precessionnye kolebaniya bleska (Gladyshev et al., 1987; Goranskii et al., 1998b) ne operezhayut precessionnye dvizheniya strui, kak dolzhno bylo by byt', naoborot, nablyudaetsya dazhe zapazdyvanie precessionnoi fotometricheskoi volny otnositel'no precessii strui. Eto zapazdyvanie ne bolee 3-4 dnei (Goranskii et al., 1998b), i vpolne mozhet byt' svyazano s netochnost'yu fotometricheskih efemerid dlya precessii. Tem ne menee primernaya sinfaznost' fotometricheskogo s spektral'nogo periodov precessii ne podtverzhdaet ideyu kratnosti vremeni prohozhdeniya veshestva v diske periodu nutacii. Odnako, esli precessionaya peremennost' nikak ne svyazana s precessiei vneshnih chastei akkrecionnogo diska, togda predpolozhenie o kratnosti isklyuchit' nel'zya.
Podvodya itog, mozhno zaklyuchit', chto nutacionnye variacii bleska svyazany s izmeneniem orientacii goryachih vnutrennih oblastei v mestah, gde strui vyhodyat na poverhnost' (naprimer, kokonov goryachego gaza). Precessionnaya peremennost', skoree vsego, imeet takoe zhe proishozhdenie. Nezavisimo ot interpretacii fotometricheskoi peremennosti sushestvuet problema malogo vremeni prohozhdeniya veshestva cherez disk, kotoroe fakticheski blizko ko vremeni svobodnogo padeniya. Odnako, poka nel'zya isklyuchit', chto vremya prohozhdeniya veshestva cherez disk SS433 kratno periodu nutacii.
6.4. Istechenie v ploskosti diska i gazovye potoki
Kak tol'ko disk raspolagaetsya v polozhenii edge-on
(nachinaya s fazy precessii 
), shleif za diskom mozhet perekryvat'
luch zreniya v orbital'nyh fazah 
. Pogloshenie v etom potoke gaza,
teryaemogo sistemoi vpolne mozhet sozdat' zametnoe oslablenie bleska, kak
primerno i nablyudaetsya na Ris. 16, gde v fazah precessii 
my vidim znachitel'noe oslablenie bleska posle MinII. Pogloshenie v potoke
mozhet byt' zametno ne tol'ko v polozhenii akkrecionnogo diska edge-on.
Iz-za precessionnogo smesheniya tochki L2 orbital'naya faza (gde mozhno
ozhidat' effekta poglosheniya) budet smeshat'sya, prichem, eto budet smeshat'
polozhenie MinII primerno v tu zhe storonu, kak i v sluchae effekta progreva
poverhnosti opticheskoi zvezdy.
Bez special'nogo modelirovaniya precessionnoi i orbital'noi modulyacii
bleska otvetit' na vopros kakoi effekt sil'nee iskazhaet krivye bleska
nevozmozhno.
Esli pogloshenie sveta v teryaemom sistemoi potoke deistvitel'no tak zametno,
to opticheskaya tolshina istekayushego potoka po Tomsonovskomu rasseyaniyu budet
,
i luchevaya plotnost' veshestva
. Krome vliyaniya na
opticheckie krivye bleska (Zwitter et al., 1991; Fabrika, 1993) schitaetsya,
chto imenno eto veshestvo sozdaet pogloshenie izlucheniya udalyayusheisya
rentgenovskoi strui (Kotani et al., 1996), a dal'she ot sistemy sozdaet
izluchenie ekvatorial'nogo VLBI-diska (Paragi et al., 1999; 2000;
Blundell et al., 2001) i mozhet dazhe nablyudat'sya na bol'shih masshtabah
(sekundy-minuty dugi) v opticheskih liniyah izlucheniya (Fabrika, 1993).
Imeyutsya pryamye svidetel'stva nalichiya rastekayusheisya v ploskosti akkrecionnogo
diska materii, my ih opishem, kogda budem obsuzhdat' spektry SS433.
V zavisimosti ot fazy precessii sushestvenno menyayutsya glubina i forma rentgenovskih zatmenii akkrecionogo diska (Kawai et al., 1989; Brinkmann et al., 1991; Yuan et al., 1995; Kotani et al., 1997b). Nekotorye iz etih rentgenovskih zatmenii neploho soglasuyutsya s opticheskimi zatmeniyami. Nablyudeniya rentgenovskih zatmenii, blagodarya vozmozhnosti pochti nepreryvnyh nablyudenii, predostavlyaet pryamuyu vozmozhnost' issledovaniya struktury akkrecionnogo diska SS433, kartirovaniya etoi oblasti i blizkogo okruzheniya. Krome zatmenii opticheskii zvezdoi byli obnaruzheny znachitel'nye ponizheniya rentgenovskogo bleska (takie zhe kak zatmennye ili dazhe bol'shie po amplitude), kotorye nikak ne soglasovyvalis' s kanonicheskoi kartinoi zatmenii v dvoinoi sisteme (Brinkmann et al., 1989). "Nepredusmotrennye" zatmeniya v SS433 eshe predstoit issledovat' i ponyat', skoree vsego, eti ponizheniya bleska svyazany s poglosheniem izlucheniya kak v akkrecionnyh potokah v sisteme, tak i v istekayushem iz sistemy (Giles et al., 2002a) primerno v ploskosti akkrecionnogo diska gaze. Orbital'nye fazy i struktura etih ponizhenii bleska soglasuyutsya s turning point vozvratnogo potoka okolo polosti Rosha (Brinkmann et al., 1991; Lubow and Shu, 1975). Pogloshenie takzhe mozhet voznikat' v gazovyh oblakah nad ploskost'yu diska i v istekayushih iz sistemy gazovyh struyah. Gidrodinamicheskie raschety formirovaniya akkrecionnogo diska pri perepolnenii donorom kriticheskoi polosti Rosha pokazyvayut (Sawada et al., 1986; Chakrabarti and Matsuda, 1992), chto v diske sushestvuet slozhnaya struktura spiral'nyh udarnyh voln i moshnyi potok istekayushego gaza za diskom. Raschety formirovaniya naklonnogo vedomogo akkrecionnogo diska (Bisikalo et al., 1999) takzhe pokazyvayut ves'ma slozhnuyu strukturu gazovyh oblakov vne ploskosti diska, nalichie udarnoi volny vdol' strui peretekayushego veshestva.
6.5. Rezkie oslableniya bleska
Dlya ponimaniya prirody komponentov SS433 vazhnymi mogut okazat'sya
rezkie i glubokie oslableniya opticheskogo bleska ob'ekta (Henson et al., 1982;
Kemp et al., 1986; Gladyshev et al., 1987; Goranskii et al., 1998b),
kotorye nablyudalis' v raznyh fazah precessii i orbity. Rekordnoe oslablenie
(Henson et al., 1982) do
proizoshlo v moment glavnogo zatmeniya
pri polozhenii diska edge-on, pri etom SS433 oslabel na
otnositel'no
normal'nogo urovnya dlya sootvetstvuyushih faz orbity i precessii. Interesno,
chto v to vremya ob'ekt nahodilsya v aktivnom sostoyanii, za
i cherez
posle znamenitogo oslableniya ego yarkost' byla povyshena
(Goranskii et al., 1998b). Drugie oslableniya bleska nablyudalis' vne zatmenii,
v nih ob'ekt slabel na
i
otnositel'no normal'nogo
bleska. Poluchaetsya, chto opticheskaya zvezda v SS433 v fil'tre V ne menee
chem v 20 raz slabee akkrecionnogo diska, t. k. obychnyi blesk SS433
. Prinimaya rasstoyanie do ob'ekta 5.0 kpk i pogloshenie
nahodim, chto svetimost' donora
, esli,
konechno, eta zvezda sama ne ispytyvala zatemnenii vo vremya vo vremya etih
oslablenii bleska.
Rezkie oslableniya izlucheniya diska udivitel'ny, tem bolee, chto samoe
sil'noe proizoshlo v aktivnom sostoyanii. Veroyatno, v momenty aktivnosti
process perenosa massy nastol'ko nestacionaren, chto na kakoe-to vremya
veshestvo ne postupalo v disk? Vozmozhno, kak i v sluchae "nepredusmotrennyh"
rentgenovskih zatmenii my dolzhny dumat' o zatemnenii opticheskogo istochnika
v akkrecionnom diske potokom gaza. Vozmozhen al'ternativnyi scenarii, v kotorom
oslablenie bleska v fil'tre V svyazano, naoborot, s rezkim povysheniem tempa
postupleniya veshestva v disk. Svetimost' sverhkriticheskogo diska v grubom
priblizhenii ne zavisit ot tempa akkrecii 
. Razmer fotosfery vetra
sverhkriticheskogo diska
, temperatura
fotosfery
. V moment rezkogo
uvelicheniya , naprimer v 10-100 raz, temperatura fotosfery upadet
do neskol'kih tysyach K, razmer fotosfery vetra vyrastet v desyatki raz
(i dazhe bolee, t. k. osnovnym istochnikom neprozrachnosti uzhe budet ne
Tomsonovskoe rasseyanie, a svobodno-svobodnye perehody i molekuly),
vsya dvoinaya sistema okazhetsya gluboko pod fotosferoi vetra. Nablyudeniya
rezkih oslablenii v drugih diapazonah spektra (ili hotya by v dvuh fil'trah v
optike) proyasnili by prirodu strannyh oslablenii bleska. Zametim, chto podobnye
oslableniya yavlyayutsya argumentom v pol'zu malogo vremeni prohozhdeniya veshestva
cherez disk.
6.6. Raspredelenie energii v spektre i parametry komponentov
Vne zatmenii i v fazy precessii, kogda akkrecionnyi disk raskryvaetsya na
nablyudatelya svetimost' i temperatura ob'ekta sushestvenno povyshayutsya.
Iz opticheskoi fotometrii trudno tochno opredelit' temperaturu izlucheniya,
t. k. prihoditsya rabotat' v dalekoi Dzhinsovskoi oblasti spektra.
Cherepashchuk et al. (1982) po fotometrii v polosah WBVR nashli,
chto spektr SS433 v maksimume bleska soglasuetsya s chernotel'nym pri
velichine poglosheniya
, temperature izlucheniya 
K,
pri etom radius goryachego tela
sm i
bolometricheskaya svetimost'
erg/sek. Primerno k
takomu zhe zaklyucheniyu prishli Murdin et al. (1980) v odnom iz pervyh
issledovanii SS433 (
, 
K,
erg/sek). Wagner (1986) na osnove spektrofotometrii prishel k
blizkim vyvodam (
, 
K,
,
erg/sek), on
podtverdil, chto istochnik stanovitsya goryachee, kogda yarkoe precessiruyushee
telo nablyudaetsya blizhe k polyusu. Formal'no, pri velichine poglosheniya
temperatura istochnika, poluchaemaya iz opticheskoi fotometrii,
stremitsya k beskonechnosti.
|
s Å.
Nablyudeniya na HST/HSP podtverdili vysokuyu temperaturu izlucheniya SS433,
naidennuyu iz opticheskoi fotometrii. Na Ris. 17 privedeny nablyudaemye potoki v
polosah F227M i UBVR po dannym Dolan et al. (1997). UF nablyudeniya
byli provedeny v polose centrirovannoi na 2270 Å kak v yarkom sostoyanii
ob'ekta (faza precessii blizkaya k 0 i orbital'naya faza elongacii), tak i v
slabom sostoyanii (edge-on po precessii i fazy zatmenii akkrecionnogo
diska). Sootvetstvenno dlya etih sostoyanii iz bazy dannyh opticheskoi
fotometrii byli naideny srednie potoki UBVR. Approksimacii edinym
chernotel'nym spektrom (bez ispol'zovaniya polosy R) pokazali, chto v
yarkom sostoyanii temperatura izlucheniya ob'ekta
K,
velichina poglosheniya
, radius istochnika
sm i ego svetimost'
erg/s. V slabom sostoyanii,
ne bylo dostignuto udovletvoritel'noi approksimacii spektra v modeli edinogo
chernotel'nogo izluchatelya, na Ris. 17 priveden spektr s parametrami
K,
,
sm i
erg/s.
Eti dannye podtverzhdayut takzhe nalichie holodnoi obolochki, kotoraya
sleduet iz opticheskoi i IK fotometrii. Nezavisimoe ot faz
precessii i orbity dopolnitel'noe izluchenie v polose R (Ris. 17) ravno
erg/smsÅ. Dopolnitel'nyi
"krasnyi svet" seichas vydelyaetsya takzhe pri analize vspyshkek SS433
(Irsmambetova, 1997, 2000; Goranskii et al., 1998a).
Kak uzhe govorilos' v gl. "Radiostrui"
opticheskie vspyshki v SS433 byvayut belye (t. e. goryachie) i krasnye.
Krasnye vspyshki predstavlyayut soboi vozbuzhdenie svobodno-svobodno
izluchayushego gaza, raspolozhennogo vokrug sistemy, v polosah R i I eti vspyshki
na neskol'ko chasov zapazdyvaet po otnosheniyu k V. Krome togo, pri perehode k
sostoyaniyu aktivnosti SS433, kak pravilo, krasneet.
Nablyudeniya v dalekom UF byli provedeny Gies et al. (2002a) s pomosh'yu
HST/STIS v oblasti 1150-1700 Å. K sozhaleniyu, v etih nablyudeniyah SS433
ne byl zaregistrirovan i udalos' nalozhit' tol'ko verhnii predel na potok
izlucheniya. Precessionnaya faza momenta nablyudenii
sootvetstvovala slabomu sostoyaniyu (orientaciya diska "edge-on").
Ispol'zuya eti verhnie predely, a takzhe dannye Dolan et al. (1997), arhivnye
IUE nablyudeniya i opticheskuyu spektrofotometriyu Wagner (1986), avtory nashli,
chto temperatura istochnika, naidennaya Wagner (1986) iz opticheskih dannyh
dlya slabogo sostoyaniya ob'ekta
(
K dlya
) ne protivorechit verhnim predelam
potoka dalekogo UF izlucheniya naidennym v nablyudeniyah na STIS.
Pri etom radius goryachego istochnika
okazyvaetsya ravnym
sm.
Neopredelennosti v ocenke temperatury akkrecionnogo diska (tochnee, fotosfery vetra diska) zavisyat ot dannyh fotometrii, predpolozheniya o zakone poglosheniya, a takzhe ot slozhnosti istochnika. Predpolagaetsya, chto eto edinoe telo, izluchayushee po chernotel'nomu zakonu. Sleduet takzhe zametit', chto raspredelenie energii ot sverhkriticheskogo diska ne dolzhno polnost'yu sootvetstvovat' chernotel'nomu (Lipunova, 1999; Okuda and Fujita, 2000).
Po nablyudeniyam na ISOPHOT
Fuchs et al. (2002) obnaruzhili v IK spektre (2.4-4.8 i 6-12 
m)
emissii HeI i HeII i zaklyuchili, chto spektr podoben spektru WN.
Odnako iz krivyh luchevyh skorostei izvestno, chto linii HeI i HeII v
SS433 izluchayutsya ne v vetre zvezdy-donora, a v potokah
i v akkrecionnom diske. Iz raspredeleniya
energii avtory nashli, chto v oblasti 4-12 m spektr horosho
sootvetstvuet svobodno-svobodnomu izlucheniyu v opticheski tolskoi
obolochke, 
v stepennom spektre
;
mezhdu 2.4 i 4 m nablyudaetsya opticheski tonkoe svobodno-svobodnoe
izluchenie,
(sm. takzhe Giles et al., 1979; McAlary and McLaren,
1980); a na bolee dlinnyh volnah 12-60 m spektr horosho opisyvaetsya
chernotel'nym izlucheniem pyli s 
K. Fuchs et al. (2002) ocenili
temp poteri massy v vetre
/god.
Parametry opticheskoi zvezdy ocenivali Cherepashchuk et al. (1982),
ispol'zuya dannye 4-h polosnoi fotometrii, poluchennye v zatmeniyah
akkrecionnogo diska. Oni nashli, chto temperatura zvezdy nahoditsya v
intervale
K, a radius
.
Spektral'nye linii zvezdy ne obnaruzheny. Predpolagalos', chto linii
opticheskoi zvezdy sleduet iskat' sredi vysokih chlenov Bal'merovskoi serii
(Fabrika, 1998), t. k. emissionnyi Bal'merovskii dekrement ochen' krutoi,
a absorbcionnyi dekrement pologii, no goluboi spektr SS433 trebuemogo
kachestva ne byl poluchen. Nedavno Gies et al. (2002ab) predstavili obnadezhivayushie
dannye. Oni predpolozhili, chto nailuchshimi fazami dlya poiska absorbcii zvezdy
yavlyayutsya momenty zatmenii diska i fazy precessii
, kogda
istekayushii iz sistemy gaz ne perekryvaet luch zreniya. V ukazannye fazy v
emissii HeI
oni obnaruzhili absorcionnyi komponent, kotoryi
za tri posledovatel'nye nochi peredvigalsya v soglasii s orbital'nym dvizheniem
donora. V goluboi oblasti Gies et al. (2002b) obnaruzhili linii poglosheniya,
kotorye, veroyatno, prinadlezhat fotosfere donora. My opishem eti rezul'taty
podrobnee v sleduyushei glave.
6.7. Polyarizaciya opticheskogo i UF izlucheniya
Rezul'taty izmerenii lineinoi polyarizacii mogut byt' vazhnymi dlya ponimaniya
akkrecionnogo diska SS433. Polyarizaciya izlucheniya etogo ob'ekta
(McLean and Tapia, 1980; Efimov et al., 1984; Dolan et al., 1997) v optike
v polosah BVRI okolo 2% i peremenna, prichem ugol polyarizacii napravlen
vdol' ploskosti akkrecionnogo diska (poperek strui). Eto horosho
soglasovyvaetsya s rasseyaniem izlucheniya diska goryachimi elektronami,
nahodyashimisya nad diskom. Velichina polyarizacii neskol'ko vozrastaet
v golubuyu storonu. Odnako, Dolan et al. (1997) nashli, chto v UF oblasti
harakter polyarizacii sveta rezko izmenyaetsya. V fil'tre U polyarizaciya
sostavlyaet 
, a v polose 2770Å (FWHM 
Å,
HST/HSP) polyarizaciya uzhe
, prichem napravlenie polyarizacii
izmenyaetsya na protivopolozhnoe, - v UF ona napravlena vdol' strui.
UF polyarizaciya ochen' peremenna ot nablyudeniya k nablyudeniyu, v polose
2770Å inogda ee velichina dostigaet 20%.
Dolan et al. (1997) predpolozhili, chto polyarizaciya UF izlucheniya mozhet
voznikat' za schet Releevskogo rasseyaniya na atomah vodoroda neitral'nogo
gaza, raspolozhennogo v ploskosti akkrecionnogo diska vne dvoinoi sistemy.
Eto nakladyvaet ser'eznye ogranicheniya na geometricheskuyu model' istochnikov
opticheskogo i UF izlucheniya v akkrecionnom diske SS433, t. k. ostaetsya
neponyatnym, pochemu UF izluchenie effektivno rasseivaetsya na neitral'nom gaze
ploskosti, a opticheskoe izluchenie ne rasseivaetsya. V ramkah poslednih
rezul'tatov rentgenovskih nablyudenii i opticheskih spektral'nyh nablyudenii
v zatmeniyah (sm. nizhe) vyrisovyvaetsya model' vnutrennei oblasti v SS433, v
kotoroi neposredstvenno nad diskom osnovaniya strui okutany goryachim gazom.
Temperatura etogo kokona ot osi k krayam rezko padaet ot 
K
(oblast' dvizheniya strui) do
K (kokon HeII).
Oblast' izlucheniya stacionarnoi rentgenovskoi flyuorescentnoi linii Fe,
veroyatno, nahoditsya tam zhe. UF izluchenie takzhe formiruetsya vo vnutrennih
chastyah, t. k. v etom izluchenii (i v polyarizacii) vidny
effekty zatmenii opticheskoi zvezdoi. Esli UF izluchenie obrazuetsya v
gaze, okruzhayushem osnovaniya strui, ili v kokone, to ono mozhet byt'
polyarizovano. Vyhodyashee
izluchenie budet rasseivat'sya gazom kokona (tomsonovskoe rasseyanie),
prichem ploskost' polyarizacii rasseyannogo izlucheniya budet orientirovana
vdol' strui v soglasii s dannymi Dolan et al. (1997).
Bolee detal'naya kolichestvennaya model' oblasti UF izlucheniya
i raschety polyarizacii vyhodyashego izlucheniya ves'ma zhelatel'ny.
<< 5. Stroenie i formirovanie | Oglavlenie | 7. Sverhkriticheskii disk po dannym ... >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
SS433
Publikacii so slovami: SS433 | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
