<< 6. Sverhkritichekii akkrecionnyi disk | Oglavlenie | 8. SS433 i mikrokvazary >>

Razdely

• 7.1. "Stacionarnyi" spektr SS433
• 7.2. Krivaya luchevyh skorostei HeII i funkciya mass
• 7.3. Otnoshenie mass komponentov
• 7.4. Gazovyi potok i struktura diska po liniyam HeII i Hβ‰
• 7.5. Precessionnaya modulyaciya stacionarnyh linii
• 7.6. Peremennost' linii poglosheniya. Profil' skorosti vetra iz diska
• 7.7. Struktura ekvatorial'nogo istecheniya SS433
• 7.8. Shema potokov gaza v SS433

---

7. Sverhkriticheskii disk po dannym spektroskopii

7.1. "Stacionarnyi" spektr SS433

V spektre SS433 sredi "stacionarnyh" linii samye sil'nye linii vodoroda, krome nih, nablyudayutsya emissii HeI, HeII, CIII, NIII, a takzhe bolee slabye emissii FeII (Murdin et al., 1980; Crampton and Hutchings, 1981a,b; Dopita and Cherepashchuk, 1981; Falomo et al., 1987; Filippenko et al., 1988; Kopylov et al., 1989; Fabrika et al., 1997a; Gies et al., 2002a; Fuchs et al., 2002). Po vidu spektra SS433 deistvitel'no napominaet zvezdu WR, tochnee, vydelennyi nedavno klass pozdnih WN-zvezd tipa WN10-WN11 (Crowther and Smith 1997; Bohannan and Crowther, 1999). Eti zvezdy v svoyu ochered' yavlyayutsya blizkimi rodstvennikami Yarkih Golubyh Peremennyh (LBVs, Humphreys and Davidson, 1994), kotorye na stadiyah slabogo bleska imeyut goryachie istekayushie atmosfery i spektry tipa pozdnih zvezd WN. Podobie spektra SS433 spektram WNL skoree ne sluchaino. Usloviya dlya formirovaniya spektra i linii v vetre sverhkriticheskogo diska i v vetre WNL veroyatno podobny, himicheskii sostav takzhe mog by byt' blizkim, esli nevidimyi donor v SS433 yavlyaetsya dostatochno proevolyucionirovavshei zvezdoi.

V osnovnom, izuchalas' peremennost' i povedenie stacionarnoi linii H kak samoi sil'noi linii spektra, i udobnoi dlya issledovaniya, t. k. ob'ekt ves'ma yarkii v krasnoi oblasti spektra. Ekvivalentnaya shirina H menyaetsya ochen' sil'no, v srednem v intervale 100-300 Å, inogda dohodit do 1000 Å. Profili moshnyh emissii (FWHM  km/sek, polnaya shirina u osnovaniya 3000-5000 km/sek) peremenny s fazoi precessii, oni stanovyatsya bolee strukturnymi i chasto bolee shirokimi v polozhenii akkrecionnogo diska edge-on. Intensivnosti linii, naoborot, zametno vozrastayut k fazam okolo . Naprimer, svetimost' v linii H v srednem s fazoi precessii menyaetsya v 3 raza (Asadullaev and Cherepshchuk, 1986; Fabrika et al., 1997a), i vo vremya maksimal'nogo raskrytiya diska ravna erg/sek. Strukturnost' profilya vodorodnyh linii opredelyaetsya dvizheniyami gaza, ona "krupnomasshtabnaya", - poyavlyayutsya sil'nye emissionnye komponenty, chasto v golubom i krasnom kryl'yah ( km/sek). Neizvestno, voznikaet li chast' strukturnosti profilei za schet poglosheniya v linii s goluboi (i s krasnoi) storony. Odnako, linii vodoroda i HeI v fazy precessii blizkie k edge-on pokazyvayut takzhe i "regulyarnye" profili tipa PCyg, kotorye voznikayut v vetre. V eto vremya linii FeII mogut imet' nastol'ko sil'nye golubye absorbcionnye komponenty, chto emissionnye komponenty propadayut. Vse linii v spektre SS433 formiruyutsya libo v raznyh mestah vetra, istekayushego iz diska, libo v gazovyh potokah v sisteme. Profili linii i potoki izlucheniya ochen' sil'no menyayutsya vo vspyshkah.

7.2. Krivaya luchevyh skorostei HeII i funkciya mass

Issledovaniya luchevyh skorostei linii i povedeniya linii v momenty zatmenii akkrecionnogo diska dali dovol'no mnogo informacii o gazovyh potokah v SS433, strukture vetra iz diska kak vo vnutrennih chastyah, gde nahodyatsya oblasti osnovanii strui, tak i neposredstvenno za predelami dvoinoi sistemy. Nablyudatel'nye proyavleniya potokov i vetra v ochen' sil'noi stepeni menyayutsya v zavisimosti ot faz precessii i orbity. Naklon osi sistemy k luchu zreniya ( ) horosho izvesten iz kinematicheskoi modeli, poetomu ne yavlyaetsya neizvestnym parametrom zadachi, kak eto obychno byvaet v dvoinyh zvezdah. Zdes' my opishem posledovatel'no issledovaniya povedeniya linii HeII, iz kotoryh, v chastnosti, sleduet velichina funkcii mass SS433, dalee opishem issledovaniya gazovyh potokov i vetra.

Liniya HeII obladaet samym vysokim potencialom vozbuzhdeniya iz vseh linii spektra SS433, krome togo, eto edinstvennaya liniya, orbital'noe dvizhenie kotoroi otrazhaet dvizhenie relyativistskoi zvezdy (Crampton and Hutchings, 1981). SS433, veroyatno, edinstvennaya zvezda, o masse kotoroi bylo stol'ko protivorechivyh soobshenii. Eto svyazano s ob'ektivnymi slozhnostyami. Otnoshenie mass mozhet byt' polucheno iz dlitel'nosti zatmenii, no, v zavisimosti ot fazy precessii i ot diapazona dlin voln nablyudenii, razmer tela, okruzhayushego relyativistskuyu zvezdu raznyi. Krome togo, razmer fotosfery vetra nikak ne svyazan s polost'yu Rosha pklyativistskogo komponenta. Funkciya mass poluchaetsya iz orbital'noi peremennosti luchevyh skorostei linii, no linii, v osnovnom, izluchayutsya v potokah i ih luchevye skorosti sushestvenno menyayutsya s fazoi precessii.

Crampton and Hutchings (1981) nashli, chto poluamplituda luchevyh skorostei HeII sostavlyaet km/sek, srednyaya skorost' (-skorost') linii km/sek, a orbital'naya faza perehoda luchevoi skorosti cherez -skorost' iz polozhitel'noi oblasti v otricatel'nuyu ravna (v pereschete na sovremennye tochnye efemeridy) . Eto faza verhnego soedineniya istochnika izlucheniya, ona sovpadaet s momentom verhnego soedineniya akkrecionnogo diska. Funkciya mass po etim dannym poluchaetsya , gde i - massy opticheskoi i relyativistskoi zvezd sootvetstvenno. Rasseyanie tochek na krivoi luchevyh skorostei znachitel'no (takzhe kak i v bolee pozdnih issledovaniyah), no ono svyazano ne s oshibkami izmerenii i ne s nedostatochnym spektral'nym razresheniem, a s real'noi peremennost'yu luchevoi skorosti i strukturnost'yu profilya linii. V chastnosti, sosednyaya po spektru liniya H znachitel'no bolee yarkaya i obladaet rezkim odnopikovym profilem (t. e. tochnost' izmerenii po etoi linii vysoka), no, kak obnaruzhili Crampton and Hutchings (1981), orbital'naya krivaya luchevyh skorostei etoi linii (a takzhe linii HeI i FeII) sushestvenno menyaetsya v zavisimosti ot sezona. Vo vremya regulyarnogo povedeniya luchevaya skorost' linii H menyaetsya s poluamplitudoi km/sek, pri etom ee srednyaya skorost' km/sek i . Poslednie dve velichiny oznachayut, chto luchevaya skorost' linii H znachitel'no iskazhena effektami tipa poglosheniya v vetre, a sama liniya formiruetsya v gazovom potoke.

Fabrika and Bychkova (1990) nashli, chto orbital'naya krivaya luchevyh skorostei linii HeII zavisit ot fazy precessii takim obrazom, chto vo vremya maksimal'nogo raskrytiya akkrecionnogo diska (, ) osnovnoi vklad v emissiyu etoi linii vnosit akkrecionnyi disk (tochnee, oblasti, blizkie k relyativistskomu ob'ektu), a v ostal'nye fazy precessii osnovnoi vklad vnosit potok gaza vne oblasti akkrecionnogo diska. Nizhe my podrobnee opishem strukturu etogo potoka. V raione fazy krivaya luchevyh skorostei HeII podobna poluchennoi Crampton and Hutchings (1981): km/sek, km/sek, , sootvetstvenno funkciya mass . V ostal'nye fazy precessii, kogda dominiruyut potoki, km/sek, . Po vsem dannym bezotnositel'no faz precessii poluamplituda luchevoi skorosti HeII sostavlyaet km/sek. Gazovyi potok, izluchenie kotorogo nablyudaetsya v HeII, otstaet po orbital'noi faze ot relyativistskogo ob'ekta na velichinu , i napravlen, veroyatno, v storonu ot zvezdy k disku. Pozdnee Fabrika et al. (1997a) podtverdili na osnove dopolnitel'nyh nablyudenii, chto poluamplituda orbital'noi peremennosti linii HeII, izmerennaya v fazy precessii okolo , ravna km/sek. V special'nyh kooperativnyh nablyudeniyah v raione glavnyh zatmenii SS433 Goranskii et al. (1997), Fabrika et al. (1997b) po zatmeniyam profilya etoi linii vydelili komponent profilya, obrazuyushiisya v diske (on polnost'yu zatmevaetsya na faze ) i komponent profilya, obrazuyushiisya v potoke (on chastichno zatmevaetsya na faze i ego luchevaya skorost' sootvetstvuet krivoi luchevyh skorostei potoka).

D'Odorico et al. (1991) soobshili o malom znachenii funkcii mass v SS433, poluamplituda peremennosti HeII, poluchennaya v ih rabote, km/sek i faza verhnego soedineniya istochnika po krivoi luchevyh skorostei . Takaya poluamplituda luchevyh skorostei privodit k malym znacheniyam funkcii mass ( ). Spektry byli polucheny etimi avtorami na intervale 120 dnei, i etot interval ne zahvatil fazy precessii maksimal'nogo razvorota diska . Poetomu krivaya luchevyh skorostei D'Odorico et al. (1991) otnositsya ne k relyativistskomu komponentu, a k gazovomu potoku, chto takzhe mozhno videt' iz ee parametrov. Dannye D'Odorico et al. (1991) polnost'yu soglasuetsya s rezul'tatami Fabrika and Bychkova (1990) dlya sootvetstvuyushih faz precessii blizkih k "edge-on".

Interesno, chto Crampton and Hutchings (1981) ne provodili razdeleniya svoih nablyudenii po fazam precessionnogo perioda, no, tem ne menee, poluchili bol'shuyu velichinu amplitudy smeshenii linii HeII. Ih spektry byli polucheny v dva sezona nablyudenii, v kazhdyi iz kotoryh vhodil interval faz precessii , kogda vklad izlucheniya akkrecionnogo diska v liniyu HeII maksimal'nyi (konkretnyi otbor spektrov etimi avtorami dlya analiza luchevyh skorostei nam neizvesten). Vozmozhno, eto privelo k tomu, chto Crampton and Hutchings (1981) udalos' zaregistrirovat' real'nuyu krivuyu luchevyh skorostei akkrecionnogo diska. Oni otmechayut, chto, vozmozhno, istinnaya poluamplituda smeshenii etoi linii neskol'ko men'she, no ona nikak ne men'she 150 km/sek.

Itak, dostatochno dostoverno naideno (Crampton and Hutchings, 1981; Fabrika and Bychkova, 1990; Fabrika et al., 1997a), chto funkciya mass SS433, opredelyaemaya po orbital'nomu dvizheniyu akkrecionnogo diska (liniya HeII), nahoditsya v intervale 7-10. Nedavno Gies et al. (2002a) obnaruzhili, chto sdvig faz v orbital'noi peremennosti luchevyh skorostei emissii CII v spektre SS433 sootvetstvuet orbital'nomu polozheniyu akkrecionnogo diska, pri etom poluamplituda izmenenii km/sek. Eto podtverzhdaet izmereniya, sdelannye po linii HeII. Vozmozhno, v blizhnem IK diapazone, gde ob'ekt dostatochno yarkii, budut obnaruzheny i drugie linii, kotorye svetyatsya v oblasti relyativistskoi zvezdy.

7.3. Otnoshenie mass komponentov

Otnoshenie mass komponent v SS433 opredelyalos' mnogimi avtorami. Iz modelirovaniya opticheskih zatmenii Antokhina and Cherepashchuk (1987) zaklyuchili, chto otnoshenie mass , odnako imeetsya dovol'no shirokii minimum nevyazok dlya bol'shih otnoshenii mass, v chastnosti, i, vozmozhno, dazhe bolee. K zaklyucheniyu o bol'shih prihodili Leibowitz (1984), , i Hirai and Fukue (2001), . Poslednie modelirovali krivye bleska v modeli tolstogo sverhkriticheskogo diska. Podobnye issledovaniya formy rentgenovskih zatmenii dayut zametno men'shie velichiny otnosheniya mass. Antokhina et al. (1992) zaklyuchili, chto , vozmozhna velichina do 0.3. Kotani et al. (1998) iz analiza zatmenii ASCA nashli . Zametim, chto esli tochechnyi istochnik zatmevaetsya zvezdoi, zapolnyayushei kriticheskuyu polost' Rosha, to dlitel'nost' rentgenovskih zatmenii SS433 privodit k velichine (Goranskii et al., 1998b). Rentgenovskie i opticheskie modeli zatmenii dayut sistematicheski raznye velichiny otnosheniya mass, ih "neformal'noe" srednee blizko k . Pri takoi velichine funkciya mass daet massu relyativistskoi zvezdy . Odnako, vryad li sleduet usrednyat' razlichnye rezul'taty opredeleniya otnosheniya mass, neobhodimo ponyat' prichinu razlichii i nuzhny bolee slozhnye modeli oblastei opticheskogo i rentgenovskogo izlucheniya. Neobhodimo takzhe nauchit'sya uchityvat' dopolnitel'noe pogloshenie v potokah gaza v etoi sistemy, iskazhayushee formu rentgenovskih zatmenii. Drugimi ogranicheniyami v etom metode izmereniya otnosheniya mass yavlyayutsya dva predpolozheniya: 1) istochnik izlucheniya ne mozhet byt' bol'she polosti Rosha kompaktnoi zvezdy (ot nego sleduet otkazat'sya), i 2) razmer zvezdy-donora polnost'yu sootvetstvuet razmeru svoei polosti Rosha. Zvezda, teryayushaya gaz s tempom /god, mozhet imet' ves'ma plotnuyu i protyazhennuyu atmosferu. Neuchet etogo vozmozhnogo faktora privodit k zanizheniyu otnosheniya mass.

Deistvennym metodom opredeleniya otnosheniya mass mozhet okazat'sya issledovanie izmenenii orbital'nogo perioda. Goranskii et al., (1998b) nashli, chto za 17 let intensivnyh nablyudenii period ne izmenilsya s tochnost'yu do velichiny . Zatmeniya, naidennye v arhivnyh materialah, pozvolyayut zaklyuchit', chto fakticheski period ne izmenilsya za 34 goda. Eto sootvetstvuet verhnemu predelu na skorost' izmeneniya perioda . Fabrika et al. (1990) izuchali izmenenie perioda v zavisimosti ot skorosti peretekaniya i poteri massy v SS433 v predpolozhenii, chto vse veshestvo s tempom /god postupaet v akkrecionnyi disk, dalee chast' gaza teryaetsya cherez tochku Lagranzha L2 za relyativistskim komponentom, a ostavshiisya gaz teryaetsya sistemoi v vide vetra iz vnutrennih oblastei diska. Oni ishodili iz nevernogo rezul'tata opredeleniya skorosti izmeneniya perioda (krupnomasshtabnye kolebaniya na diagramme O-S oni prinyali za izmenenie perioda). Seichas yasno, chto period v SS433 udivitel'no stabilen (Goranskii et al., 1998b). Tem ne menee, esli prinyat', chto , to iz rassmotreniya Fabrika et al. (1990) sleduet otnoshenie mass komponentov .

Veroyatno, progressa v izmerenii mass zvezd SS433 sleduet zhdat' v spektroskopii. Esli obnaruzhennyi Gies et al. (2002a) absorbcionnyi komponent v emissii HeI prinadlezhit atmosfere zvezdy-donora, to nablyudaemoe smeshenie luchevoi skorosti etogo komponenta daet ocenku km/sek, chto, v svoyu ochered', privodit k otnosheniyu mass (Gies et al., 2002a). Pri funkcii mass otnoshenie mass daet massu relyativistskoi zvezdy .

Konechno, ryad kosvennyh argumentov, odin iz nih ogromnaya svetimost' SS433, govoryat o tom, chto v etoi sisteme nahoditsya chernaya dyra s massoi , odnako, bez pryamyh izmerenii otnosheniya mass kompaktnaya zvezda v etom ob'ekte ostaetsya tol'ko ves'ma veroyatnym kandidatom v chernye dyry. Naiti linii vtorogo komponenta sistemy bylo by naibolee optimal'nym resheniem problemy otnosheniya mass.

Takie linii byli naideny v nedavnih nablyudeniyah Gies et al. (2002b), kotorye byli provedeny v techenie treh posledovatel'nyh nochei, vklyuchayushih zatmenie akkrecionnogo diska zvezdoi-donorom, v fazy precessii maksimal'nogo raskrytiya diska na nablyudatelya ( ). Poslednee obstoyatel'stvo oznachaet, chto rastekayushayasya v ploskosti diska materiya ne zakryvaet donor, i my imeem nailuchshie shansy uvidet' fotosfernyi spektr etoi zvezdy. V goluboi oblasti spektra (4000-46000 Å) byli obnaruzheny slabye linii poglosheniya TiII, FeII, CrII, SiII, SrII, CaI, FeI, kotorye napominayut spektr proevolyucionirovavshei zvezdy - sverhgiganta tipa A (  K). Eti linii stanovilis' sil'nee, kogda disk maksimal'no zatmevalsya. Absorbcii pokazali orbital'noe smeshenie luchevyh skorostei, protivopolozhnoe tomu, kotoroe pokazyvayut emissii diska, okruzhayushego kompaktnuyu zvezdu. Gies et al. (2002b) predstavili ser'eznye svidetel'stva, chto oni obnaruzhili spektr zvezdy-donora v SS433. Po amplitude smeshenii absorbcii i s uchetom funkcii mass, poluchennoi po linii HeII (Fabrika and Bychkova, 1990), , Gies et al. (2002b) ocenivayut otnoshenie mass v SS433 i massy , . Ochevidno, chto posleduyushie bolee obshirnye nablyudeniya v goluboi oblasti utochnyat parametry komponent SS433, no rezul'taty Gies et al. (2002b) uzhe pokazyvayut, chto v etoi sisteme prisutstvuet chernaya dyra.

7.4. Gazovyi potok i struktura diska po liniyam HeII i Hβ

Precessiya diska i ego zatmeniya opticheskoi zvezdoi sozdayut redkuyu vozmozhnost' neposredstvenno izuchat' sam disk i oblast' poyavleniya relyativistskih strui. Zdes' neobhodimo napomnit', chto ob'ekt, okruzhayushii relyativistskuyu zvezdu v SS433 my tradicionno nazyvaem "diskom". S kazhdym novym isssledovaniem etot ob'ekt vse menee napominaet disk. Vokrug relyativistskoi zvezdy nablyudaetsya veter sverhkriticheskogo akkrecionnogo diska, ego struktura, opredelenno, yavlyaetsya slozhnoi.

V kooperativnyh spektral'nyh i fotometricheskih nablyudeniyah SS433 v zatmeniyah Goranskii et al. (1997) vydelili tri komponenta v emissii HeII. Komponety profilya HeII takzhe horosho vidny na spektrah D'Odorico et al. (1991), odnako, trebuyutsya nepreryvnye nablyudeniya ot nochi k nochi, prichem v raione glavnogo zatmeniya, chtoby otozhdestvit' komponenty i razobrat'sya v ih izmeneniyah. Krome togo, v zavisimosti ot fazy precessii, komponenty HeII imeyut raznyi vid i ih povedenie v zatmeniyah razlichno (Fabrika et al., 1997b). Emissiya HeII sostoit iz uzkogo, prakticheski gaussovogo profilya s shirinoi FWHM   km/s i dvuh komponent, sostavlyayushih shirokii dvuhpikovyi profil'.

S centre fotometricheskogo zatmeniya uzkii komponent ne zatmevaetsya. Oblast' izlucheniya uzkogo komponenta NeII ispytyvaet chastnoe zatmenie ( ) na orbital'noi faze 0.1. Liniya H sostoit tol'ko iz odnogo "uzkogo" komponenta (FWHM  km/s). Ona takzhe ispytyvaet chastnoe zatmenie s amplitudoi okolo 15%, no na fazah . Profil' i shirina linii H i uzkogo komponenta HeII ne izmenyayutsya v techenie zatmenii. Fabrika et al. (1997c) vydelili takzhe zatmenie v linii H, ispol'zuya nablyudeniya v uzkom fil'tre i v sosednem kontinuume. Zatmenie prihoditsya na orbital'nuyu fazu , glubina zatmeniya v H okolo 15%.

Uzkii komponent NeII, a takzhe linii vodoroda formiruyutsya v gazovom potoke, napravlennom v akkrecionnyi disk. Poluamplitula luchevyh skorostei emissii, izluchaemyh v potoke K  km/s. Orbital'nye fazy, na kotoryh oblasti formirovaniya linii potoka okazyvayutsya v verhnem soedinenii, vozrastayut ot dlya HeII (uzkii komponent okolo fazy precessii ili vsya liniya v ostal'nyh precessionnyh fazah), do dlya linii HeI i dlya linii vodoroda (Crampton and Hutchings, 1980; Kopylov et al., 1989; Goranskii et al., 1997; Fabrika, 1997; Fabrika et al., 1997abc; Gies et al., 2002a). Otsyuda delaetsya vyvod, chto nablyudaemyi potok ves'ma protyazhennyi. Iz faz i dlitel'nosti zatmenii HeII i H sleduet (Goranski et al., 1997), chto razmer potoka ne menee 0.4a, i sam potok v srednem otstoit ot akkrecionnogo diska na rasstoyanii a, gde a - rasstoyanie mezhdu komponentami. Potok napravlen v storonu akkrecionogo diska i temperatura gaza v potoke padaet s rasstoyaniem ot diska ot K do K. Vozmozhno, gaz progrevaetsya udarnymi volnami, voznikayushimi pri kontakte potoka s akkrecionnym diskom.

Fakticheski, vse osnovnye emissii v spektre krome HeII izluchayutsya v potoke. Profili linii izlucheniya potoka ochen' sil'no iskazheny poglosheniem v golubom kryle (vo vneshnem vetre), oni smeshayutsya v krasnuyu storonu v zavisimosti ot opticheskoi glubiny linii i skorosti vetra na luche zreniya do km/sek, velichina smesheniya sil'no zavisit ot fazy precessii (Fabrika, 1997; Fabrika et al., 1997a; Gies et al., 2002a). Shirina linii potoka namnogo bol'she virial'noi skorosti sistemy. Kopylov et al. (1989) predpolozhili, chto potok yavlyaetsya opticheski tolstym po elektronnomu rasseyaniyu (), i linii ushiryayutsya za schet rasseniya vyhodyashego izlucheniya.

Shirokii dvuhpikovyi komponent linii HeII polnost'yu zatmevaetsya vo vremya glavnogo minimuma. Po nablyudeniyam zatmeniya v raione fazy precessii Goranskii et al. (1997) ustanovili, chto pri vyhode diska iz zatmeniya poyavilos' snachala goluboe krylo shirokogo profilya (), na sleduyushuyu noch' poyavilos' krasnoe krylo. V drugom zatmenii, v fazu precessii pri poyavlenii diska iz-za limba zvezdy poyavilis' srazu dva pika primerno odinakovoi intensivnosti. Rasstoyanie mezhdu pikami dvugorbogo profilya  km/sek. Etot profil' ne mozhet prinadlezhat' linii, izluchaemoi v diske. Pri keplerovskoi skorosti  km/sek dlya razumnyh znachenii mass kompaktnoi zvezdy razmer diska v linii NeII byl by raven  sm. Vremya vyhoda iz zatmeniya takogo diska ne prevyshaet 2-h chasov, v to vremya kak nablyudaemyi vyhod iz zatmeniya shirokogo komponenta profilya NeII dlitsya ne menee dnya.

Goranskii et al. (1997) predpolozhili, chto dvuhpikovyi profil' HeII formiruetsya v goryachih gazovyh kokonah, okruzhayushih osnovaniya priblizhayusheisya i udalyayusheisya strui. Posledovatel'nost' poyavleniya golubogo i krasnogo komponentov iz-za limba zvezdy soglasuetsya s geometriei polozheniya strui v standartnoi modeli, v kotoroi precessionnoe i orbital'noe dvizheniya protivopolozhno napravleny. Byla naidena skorost' istecheniya gaza v etih "kokonah NeII" (po izvestnomu ugolu naklona strui dlya momenta nablyudenii)  km/sek. Esli v HeII my deistvitel'no vidim goryachie osnovaniya strui, togda protivopolozhnyi kokon, izluchayushii v krasnom kryle HeII, ne zakryvaetsya akkrecionnym diskom, t. e. v proekcii na kartinnuyu ploskost' rasstoyanie mezhdu relyativistskoi zvezdoi i mestopolozheniem kokona bol'she, chem radius diska. Fakticheski, to zhe samoe nablyudaetsya v rentgenovskoi oblasti (gl. "Rentgenovskie strui"), - telo diska ne zakryvaet udalyayushuyusya struyu. Polnoe zatmenie oboih komponent shirokogo profilya NeII zvezdoi oznachaet, chto razmer zvezdy bol'she proekcii akkrecionnogo diska na kartinnuyu ploskost'.

Iz sravneniya vremen vyhoda iz-za limba zvezdy oblasti HeII i rentgenovskogo istochnika v linii FeXXV Goranskii et al. (1997) nashli, chto razmer oblasti izlucheniya HeII () bol'she razmera oblasti rentgenovskogo izlucheniya ( ). Nablyudeniya rentgenovskogo zatmeniya v linii FeXXV byli vzyaty po dannym Ginga (Kawai et al., 1989). Vo vremya etih nablyudenii rentgenovskaya liniya strui i stacionarnaya liniya slaboionizovannogo zheleza eshe ne byli tochno razresheny. Vozmozhno, oblast' HeII okruzhaet ne tol'ko rentgenovskuyu struyu, no i oblast' izlucheniya flyuorescentnoi linii zheleza. Krome togo bylo zamecheno, chto blenda linii CIII, NIII ( K) takzhe pokazyvaet povedenie v zatmeniyah podobnoe HeII (uzkie piki linii v centre zatmenii i obshee ushirenie blendy pri vyhode iz zatmeniya).

Po vsem etim dannym osnovanie strui mozhet byt' predstavleno kak kokon goryachego gaza, okutyvayushii oblast' prohozhdeniya strui, temperatura v kokone padaet ot osi k krayam ot K do K. Veroyatno, eta zhe oblast' yavlyaetsya istochnikom polyarizovannogo UF izlucheniya. Nablyudeniya eshe v neskol'kih zatmeniyah (Fabrika et al., 1997b) podtverdili, chto v centre zatmenii v spektre ostaetsya tol'ko odin uzkii komponent HeII, a pri vyhode diska iz zatmeniya poyavlyayutsya dvuhpikovyi shirokii komponent profilya. V raznye fazy precessii kartina poyavleniya golubogo i krasnogo komponentov dvuhpikovogo profilya raznaya i ne vsegda ponyatnaya iz-za propuskov nablyudenii po pogodnym usloviyam.

Profili linii, voznikayushih v sverhkriticheskom diske ("superdiske") rasschityvalis' Fukue (2000). Uchityvalis' effekty pereizlucheniya i ekranirovaniya izlucheniya odnih chastei diska drugimi. Linii okazyvayutsya dvuhpikovymi, kak i v obychnom diske, odnako, esli v dinamike diska uchityvayutsya advekcionnye dvizheniya, pri kotoryh rezko vozrastaet skorost' radial'nogo techeniya k centru, to goluboi komponent profilya stanovitsya yarche krasnogo. Eto effekt proekcii, on svyazan s tem, chto chast' goryachei vnutrennei poverhnosti takogo diska zakryvaetsya kraem diska. V celom, na nablyudaemoe izluchenie superdiska znachitel'no vliyaet ego orientaciya otnositel'no nablyudatelya. Esli kraya diska mogut byt' prakticheski temnymi, to okolopolyarnoe izluchenie usilivaetsya iz-za effektov pereizlucheniya. Svetimost' superdiska , gde - otnoshenie tolshiny k radiusu, t. e. ona zavisit ot ugla raskryva diska. Interesno, chto dlya massy kompaktnogo ob'ekta svetimost' superdiska primerno ravna nablyudaemoi bolometricheskoi svetimosti SS433, erg/sek.

Chto kasaetsya dvuhpikovogo profilya HeII, bylo by zamanchivo svyazat' ego s formirovaniem v superdiske (Fukue, 2000), tem bolee, chto goluboi pik v nablyudeniyah chasto vyglyadit yarche krasnogo. Odnako, kak govorilos' vyshe, razmer oblasti izlucheniya etoi linii sushestvenno prevyshaet Keplerovskii radius, poetomu emissionnye piki HeII ne mogut formirovat'sya v diske.

Filippenko et al. (1988) obnaruzhili v spektre SS433 v liniyah Pashena ( ) dvuhpikovye profili s rasstoyaniem mezhdu pikami km/sek. Nablyudeniya provodilis' v fazy precessii blizkie k polozheniyu diska edge-on i vne zatmenii. Krome linii Pashena dvuhpikovyi profil' imeli linii FeII i H. Za tri posledovatel'nye nochi nablyudenii otnoshenie intensivnostei dvuh pikov v profilyah linii neskol'ko izmenilos'. Filippenko et al. (1988) predpolozhili, chto v dvuhpikovyh liniyah proyavlyaetsya akkrecionnyi disk. Vremya zatmeniya takogo diska opticheskoi zvezdoi (1-1.5 dnya) vpolne razumno dlya nablyudenii, poetomu proverkoi predpolozheniya, chto razdvoennye linii voznikayut v diske, bylo by nablyudenie zatmenii v liniyah v momenty glavnyh minimumov. Izmenenie profilei emissii ili izmenenie luchevyh skorostei na urovne km/sek v momenty zatmenii otnositel'no legko obnaruzhit', odnako soobshenii o takih effektah v literature ne bylo. Dvuhpikovost' ("mnogokomponentnost'") linii nablyudaetsya v fazah precessii edge-on (Grampton and Hutchings, 1981b), ves'ma veroyatno, chto ona svyazana s istecheniem gaza iz sistemy cherez vneshnyuyu tochku Lagranzha (ekskrecionnyi disk) v ploskosti akkrecionnogo diska. Filippenko et al. (1988) predlozhili etu gipotezu kak vtoruyu dlya ob'yasneniya nablyudaemoi dvuhpikovosti emissii. V takom sluchae polnaya massa sistemy dolzhna byt' dostatochno bol'shoi ( ). Eto soglasuetsya s poslednimi ocenkami mass komponent (Gies et sl., 2002b) iz spektroskopii.

7.5. Precessionnaya modulyaciya stacionarnyh linii

Crampton and Hutchings (1981ab) obratili vnimanie, chto luchevye skorosti emissionnyh i absorbcionnyh linii zavisyat ot fazy precessii. Fabrika et al. (1997a) issledovali precessionnuyu peremennost' luchevyh skorostei i zaklyuchili, chto ona svoditsya k peremennomu vkladu poglosheniya v goluboe krylo emissii. V fazy precessii, kogda akkrecionnyi disk raspolagaetsya edge-on pogloshenie v golubom kryle emissii rezko usilivaetsya i smeshaetsya priblizhayas' k centru emissii (vidny profili tipa PCyg), ostatok emissionnoi linii okazyvaetsya smeshennym v krasnuyu storonu. Kogda disk nachinaet raskryvat'sya na nablyudatelya (faza precessii priblizhaetsya k ), pogloshenie otdalyaetsya ot emissii v golubuyu storonu i intensivnost' poglosheniya umen'shaetsya, poetomu luchevaya skorost' emissii umen'shaetsya. U nekotoryh linii HeI i u linii HeII k momentu ih luchevaya skorost' priblizhaetsya k normal'nomu dlya sistemy znacheniyu ( km/sek). Eto napryamuyu svyazano s opisannym vyshe effektom, chto real'naya orbital'naya peremennost' u HeII mozhet byt' izmerena tol'ko v fazah precessii . Sootvetstvenno, intensivnost' emissionnyh linii vozrastaet, kogda disk raskryvaetsya, i umen'shaetsya, kogda disk nablyudaetsya s rebra (Crampton and Hutchings, 1981b; Asadullaev and Cherepashchuk, 1986; Fabrika et al., 1997a), eto tozhe sledstvie peremennogo poglosheniya. Itak, v fazy precessii disk-edge-on luchevye skorosti emissii vozrastayut, a intensivnosti umen'shayutsya, a v to vremya, kogda disk raskryvaetsya, naoborot, luchevye skorosti emissii umen'shayutsya, a intensivnosti vozrastayut.

Orbital'naya i precessionnaya peremennosti luchevyh skorostei iskazhayut drug druga. Orbital'naya peremennost' sushestvenno menyaetsya v raznyh fazah precessii. S drugoi storony, posle ispravleniya za orbital'nuyu peremennost' razbros luchevyh skorostei linii na precessionnyh zavisimostyah znachitel'no umen'shaetsya. Poyavlyayutsya nekotorye zakonomernosti v precessionnoi peremennosti raznyh linii, v chastnosti, dlya emissii HeI, H i HeII chem bol'she amplituda precessionnoi peremennosti ( km/sek), tem men'she srednyaya luchevaya skorost' linii ( km/sek). Eti effekty takzhe svidetel'stvuyut, chto precessionnaya peremennost' svyazana ne s real'nymi izmeneniyami oblastei izlucheniya linii, a s peremennym vkladom poglosheniya v golubom kryle linii. Poslednee vozmozhno, esli oblasti izlucheniya i poglosheniya razdeleny v prostranstve. Krome precessionnogo i orbital'nogo periodov v izmeneniyah luchevyh skorostei emissii nablyudayutsya novye periody (Fabrika et al., 1997a), samyi sil'nyi ih kotoryh 23.22 dnya ( km/sek). V otlichie ot precessionnoi modulyacii, izmeneniya s etim periodom ne svyazany s sootvetstvuyushimi izmeneniyami podlezhashei absorbcii. Vozmozhno, eta periodichnost' est' sledstvie kivayushih dvizhenii v akkrecionnom potoke ili spiral'nyh udarnyh voln v diske.

7.6. Peremennost' linii poglosheniya. Profil' skorosti vetra iz diska

Absorbcionnye linii v spektre SS433 vedut sebya udivitel'nym obrazom. Primer absorbcionnyh linii mozhno videt' na Ris. 1, eto slabye golubye komponenty u emissii, sozdayushie profil' tipa PCyg. Absorbcionnye linii rezko usilivayutsya v momenty "disk edge-on", prichem v SS433 takih momentov dva za precessionnyi cikl, oni eshe nazyvayutsya momentami () i (). Linii poglosheniya usilivayutsya, sootvetstvenno, dvazhdy (Crampton and Hutchings, 1981b) za precessionnyi cikl. Eto usilenie poglosheniya, ochevidno, nado svyazat' s bol'shei plotnost'yu gaza, teryaemogo sistemoi v ploskosti akkrecionnogo diska, t. k. v momenty i luch zreniya lezhit v ploskosti diska.

Intensivnost' asorbcii takzhe usilivaetsya v orbital'nye fazy , t. e. srazu posle zatmeniya akkrecionnogo diska (Fabrika et al., 1997b; Fabrika, 1997). Etot effekt viden na Ris. 1. Verhnii spektr poluchen pochti v seredine glavnogo zatmeniya, a nizhnii v orbital'nuyu fazu . Usilenie absorbcii pri vyhode iz zatmenii (kogda yarkii istochnik vyhodit iz-za limba zvezdy) svyazyvaetsya s uvelicheniem plotnosti gaza na luche zreniya v zone vozmushennogo vetra. Veter ot diska obduvaet zvezdu-donor, i na granice, gde proishodit vzaimodeistvie i vozmushenie vetra, plotnost' vetra dolzhna byt' vyshe. V fazy precessii, kogda disk raskryvaetsya na nablyudatelya, linii poglosheniya voobshe ele zametny, no oni, tem ne menee, rezko usilivayutsya vo vremya zatmenii i srazu posle nego v orbital'nye fazy . Chem vyshe skorost' vetra na luche zreniya (chem blizhe faza precessii k 0), tem ran'she nachinaetsya i zakanchivaetsya usilenie absorbcii. Geometriya vozmusheniya v potoke, obtekayushem zvezdu, deistvitel'no dolzhna menyat'sya v zavisimosti ot skorosti potoka. Chem vyshe skorost' vetra, obtekayushego zvezdu (po sravneniyu s neizmennoi skorost'yu orbital'nogo dvizheniya), tem dolzhno byt' men'she iskrivlenie kil'vaternogo sleda v vozmushennom vetre. Imenno eto sleduet iz nablyudenii. Na Ris. 1 vidno, chto linii poglosheniya horosho zametny dazhe v seredine glavnogo minimuma. Vo vremya, kogda byli polucheny eti nablyudeniya, skorost' vetra na luche zreniya byla km/sek.

Precessiya akkrecionnogo diska pozvolyaet izmerit' po liniyam poglosheniya skorost' vetra v SS433 (Fabrika et al., 1997a) v zavisimosti ot velichiny polyarnogo ugla , otschityvaemogo ot osi diska. Soglasno kinematicheskoi modeli my mozhem izuchat' veter tol'ko v intervale polyarnyh uglov . V polozhenii diska edge-on ( ) nablyudaetsya plotnyi i medlennyi ( km/sek) veter, pri uvelichenii uglovogo rasstoyaniya ot ploskosti diska veter rezko uskoryaetsya i dostigaet skorostei km/sek. Linii poglosheniya H i HeI pri maksimal'nom raskryve diska stanovyatsya ochen' slabymi. Na Ris. 18 pokazana skorost' istecheniya vetra iz akkrecionnogo diska v zavisimosti ot polyarnogo ugla, izmerennaya po liniyam poglosheniya raznyh elementov v intervale uglov . Luchevye skorosti linii poglosheniya byli izmereny po dannym mnogih precessionyh ciklov. Esli linii vodoroda i HeI pokazyvayut prakticheski odnu i tu zhe zavisimost', to liniya zheleza (neblendirovannaya liniya FeII5169) sleduet etoi zhe zavisimosti tol'ko do znachenii skorosti km/sek, posle chego ee luchevaya skorost' vnov' nachinaet umen'shat'sya i dostigaet znacheniya km/sek pri . Na risunke takzhe pokazana skorost' vetra po linii HeII v oblasti uglov pri predpolozhenii, chto dvuhpikovyi profil' HeII formiruetsya v kokonah, okutyvayushih osnovaniya strui. V otlichie ot dannyh po H, HeI i FeII skorost' vetra v linii HeII ne yavlyaetsya rezul'tatom pryamyh izmerenii.

Po mere umen'sheniya polyarnogo ugla skorost' istecheniya gaza iz diska rezko vozrastaet ot 100 - 150 km/sek pri do  km/s pri (Fabrika et al., 1997a; Fabrika, 1997). V etoi oblasti uglov skorost' vetra horosho approksimiruetsya zavisimost'yu km/s km/sek. Poluchennye dannye o vetre ochen' horosho soglasuyutsya s kartinoi istecheniya gaza v sverhkriticheskih akkrecionnyh diskah, model' kotoryh byla vpervye opisana Shakura and Sunyaev (1973). Soglasno etoi modeli (sm. takzhe van den Heuvel, 1981; Seifina et al., 1991) konechnaya skorost' vetra est' , gde  - radius sferizacii akkrecionnogo diska. Prinimaya km/s, my mozhem naiti, chto v SS433 radius sferizacii sostavlyaet  sm, esli predpolozhit' massu relyativistskoi zvezdy ravnoi . Na bol'shih rasstoyaniyah, ot relyativistskoi zvezdy, chem  sm, akkrecionnyi disk SS433 yavlyaetsya "normal'nym", t. e. ne dolzhen sil'no otlichat'sya ot diskov v kataklizmicheskih peremennyh. Sleduya tem zhe prostym sootnosheniyam temp postupleniya gaza v akkrecionnyi disk SS433 okazyvaetsya ravnym /god. Kriticheskaya ili eddingtonovskaya svetimost'  erg/sek dlya toi zhe massy kompaktnoi zvezdy. Nablyudaemaya bolometricheskaya svetimost' SS433 na poryadok prevyshaet kriticheskuyu.

Temp istecheniya gaza iz SS433  god (Shklovskii, 1981; van den Heuvel, 1981). Razmer fotosfery vetra opredelyaetsya skorost'yu istecheniya, tempom poteri massy i temperaturoi gaza (koefficientom poglosheniya). Nablyudaemyi radius yarkogo istochnika vokrug relyativistskogo ob'ekta v SS433, kak uzhe govorilos',  sm, nablyudaemaya chernotel'naya temperatura istochnika   K. Esli istechenie iz diska sfericheski simmetrichno (chto yavlyaetsya grubym priblizheniem), to temp poteri massy v vetre okazyvaetsya  god. Eta velichina blizka ko mnogim drugim ocenkam , sdelannym po nezavisimym dannym, naprimer, IR (Shklovskii, 1981) ili radionablyudeniyam (Blundell et al., 2001). Poluchaetsya, chto temp postupleniya gaza na vneshnii krai diska znachitel'no prevyshaet temp istecheniya gaza iz SS433: . Vozmozhno, eto podtverzhdaet spravedlivost' modelei sverhkriticheskih diskov s advekciei (Eggum et al., 1985, 1988; Okuda, 2002), v kotoryh znachitel'naya dolya akkreciruyushego v veshestva vmeste s izlucheniem pogloshaetsya chernoi dyroi. Eto takzhe kosvenno podtverzhdaet, chto relyativistskaya zvezda v etoi sisteme yavlyaetsya chernoi dyroi.

7.7. Struktura ekvatorial'nogo istecheniya SS433

Absorbcionnye linii poyavlyayutsya i rezko usilivayutsya primerno v momenty edge-on i (Crampton and Hutchings, 1981b), no na samom dele, momenty maksimal'nogo usileniya intensivnosti poglosheniya neskol'ko zapazdyvayut otnositel'no tochnyh momentov i na velichinu . Fabrika et al. (1997a) predpolozhili, chto eto zapazdyvanie svyazano s neobhodimym dlya obrazovaniya linii poglosheniya nakopleniem na luche zreniya dostatochnoi opticheskoi tolshi v istekayushem gaze. Primerno na takoe zhe vremya zapazdyvayut maksimumy luchevyh skorostei emissii. Pogloshenie v vetre iskazhaet profili emissionnyh linii s goluboi storony, i maksimum luchevyh skorostei emissii nablyudayutsya v momenty maksimal'nogo iskazheniya profilei linii (fazy "edge-on"). Odnako, maksimum luchevyh skorostei emissii prihoditsya ne na fazu (seredina mezhdu momentami i ) kak sledovalo by ozhidat', a zapazdyvaet v srednem po vsem liniyam na velichinu . V precessionnoi peremennosti intensivnostei emissionnyh linii minimum intensivnosti dolzhen nablyudat'sya v moment maksimal'nogo poglosheniya v vetre na faze , a maksimum, sootvetstvenno, na faze . Zdes' takzhe nablyudaetsya zapazdyvanie: minimum intensivnosti H zapazdyvaet otnositel'no fazy na velichinu po dannym Asadullaev and Cherepashchuk (1986), maksimum intensivnosti etoi zhe linii zapazdyvaet otnositel'no fazy na (Fabrika et al., 1997c), i minimum intensivnosti H zapazdyvaet otnositel'no na (Fabrika et al., 1997a). I nakonec, primerno takaya zhe velichina zapazdyvaniya nablyudaetsya v povedenii luchevyh skorostei absorbcii s fazoi precessionnogo perioda. Kogda my nablyudaem SS433 pri orientacii akkrecionnogo diska edge-on, luchevye skorosti linii poglosheniya maksimal'ny ( km/sek), posle vtorogo polozheniya edge-on () disk razvorachivaetsya na nablyudatelya, i luchevaya skorost' linii poglosheniya znachitel'no vozrastaet. Maksimum luchevoi skorosti absorbcii nablyudaetsya ne v moment (), a pozzhe na vremya v srednem po vsem liniyam . Dlya kazhdoi linii poglosheniya faza maksimuma luchevoi skorosti neskol'ko var'iruetsya, chto bylo uchteno pri poluchenii Ris. 18.

Vse privedennye vyshe velichiny zapazdyvaniya ochen' blizki mezhdu soboi. Vazhno, chto oni izmereny po raznym liniyam i po raznym parametram linii, no vse eti effekty zapazdyvaniya obyazany tol'ko odnoi prichine - peremennosti linii poglosheniya. Zapazdyvanie opredelyaetsya vremenem, neobhodimym dlya nakopleniya opticheskoi tolshiny v ottekayushem v ploskosti akkrecionnogo diska gaze, dostatochnoi dlya formirovaniya linii poglosheniya. V ploskosti diska gaz istekaet so skorost'yu km/s, kak sleduet iz maksimal'nyh (no otricatel'nyh) luchevyh skorostei linii poglosheniya H i HeI, odnako po liniyam poglosheniya FeII maksimal'naya luchevaya skorost' var'iruetsya v predelah km/sek. Linii FeII imeyut ves'ma slabyi emissionnyi komponent, poetomu ih luchevaya skorost' izmeryaetsya naibolee tochno, bez sistematicheskih oshibok. S drugoi storony, orbital'naya peremennost' mozhet vnosit' znachitel'nye iskazheniya, po etoi prichine my schitaem, chto skorost' istecheniya materii v ploskosti akkrecionogo diska izmerena ves'ma priblizitel'no, km/s.

Iz povedeniya luchevyh skorostei i intensivnostei linii poglosheniya fazoi precessii sleduet, chto vneshnie chasti akkrecionnogo diska SS433 uchastvuyut v precessionnom dvizhenii. Deistvitel'no, potok gaza, istekayushii s vneshnego kraya diska, a znachit i sam vneshnii krai diska uchastvuyut v precessionnom dvizhenii. Eto oznachaet, chto uglovoi moment veshestva, istekayushego iz zvezdy-donora takzhe precessiruet, a eto yavlyaetsya nezavisimym podtverzhdeniem vedomogo tipa precessii akkrecionnogo diska SS433 i vynuzhdennogo tipa precessii zvezdy-donora (Shakura, 1972; Roberts, 1974; van den Heuvel et al., 1980; Whitmire and Matese, 1980; Katz, 1980; Hut and van den Heuvel, 1981). Sootvetstvenno, vnutrennie chasti diska, v kotoryh formiruetsya bystryi veter i strui, takzhe precessiruyut.

V ploskosti diska sistema naibolee effektivno mozhet teryat' gaz cherez libracionnuyu tochku L2, eta poterya svyazana s otvodom uglovogo momenta pri formirovanii diska. Cherez tochku L2 sistema mozhet teryat' ne menee poloviny ot obshego byudzheta gaza, postavlyaemogo zvezdoi-donorom (Sawada et al., 1986), perepolnyayushim kriticheskuyu poverhnost' Rosha. Nad ploskost'yu diska poyavlyaetsya dopolnitel'nyi istochnik poteri uglovogo momenta - sverhkriticheskii veter. Poteryannyi sistemoi gaz cherez tochku L2 pokidaet sistemu po razvorachivayusheisya spirali. Veroyatno, eto istechenie zaregistrirovano Filippenko et al. (1988) v dvuhpikovyh profilyah emissii Pashena. Esli eto i est' ekskrecionnyi disk, to skorost' ego vrasheniya (plyus rasshireniya) ravna km/sek, eto horosho soglasuetsya s dannymi po liniyam poglosheniya. Istekayushii v ploskosti akkrecionnogo diska gaz, kak obsuzhdalos' vyshe, nablyudaetsya v rentgenovskom diapazone (po poglosheniyu uzlucheniya udalyayusheisya strui i iskazheniyu orbital'nyh krivyh bleska), v opticheskoi fotometrii (iskazheniya orbital'nyh krivyh bleska), v VLBI-radioizobrazheniyah (central'nyi proval i ekvatorial'nyi disk), eto zhe istechenie, kak predskazyvaetsya, mozhet byt' zaregistrirovano kak protyazhennyi H-disk vokrug SS433 (Fabrika, 1993).

V neposredstvennoi blizosti ot sistemy skorost' istecheniya v ploskosti akkrecionnogo diska km/sek. Esli my budem rassmatrivat' raspredelenie plotnosti vetra vdol' fiksirovannogo napravleniya (vdol' lucha zreniya), to na nebol'shih rasstoyaniyah ot sistemy r   sm, chto sootvetstvuet dvizheniyu so skorost'yu 100 - 150 km/s v techenie neskol'kih orbital'nyh periodov, istekayushii gaz dolzhen byt' raspolozhen neodnorodno. Oblasti povysheniya plotnosti modulirovany s orbital'nym periodom, rasstoyanie mezhdu nimi  sm. Po mere udaleniya ot sistemy rasstoyanie mezhdu uplotneniyami i amplituda izmeneniya plotnosti dolzhny sokrashat'sya, t. k. vysokoskorostnoi gaz, vybroshennyi iz akkrecionnogo diska pozdnee, no v etom zhe napravlenii, dogonyaet medlennyi gaz. Na bol'shih rasstoyaniyah ot sistemy plotnost' vetra vdol' lucha zreniya modulirovana uzhe s precessionnym periodom, rasstoyanie mezhdu uplotneniyami gaza vdol' radiusa  sm.

Skorost' vetra na rasstoyaniyah  sm mozhet byt' ocenena iz Ris. 18. Luchevaya skorost' absorbcii FeII, kak i v liniyah H i HeI, vozrastaet po mere raskrytiya akkrecionnogo diska, no tol'ko do - 600 km/s ( ). Vyshe nad ploskost'yu diska temperatura vetra povyshaetsya nastol'ko, chto ion FeII, veroyatno, perestaet sushestvovat'. Odnako, dalee skorost' vetra, izmeryaemaya po linii FeII, nachinaet umen'shat'sya i sostavlyaet na faze (47 dnei posle sostoyaniya edge-on ) tol'ko  km/sek. Eto konechnaya skorost' vetra, poluchennaya v rezul'tate usredneniya impul'sov bystrogo i medlennogo gaza, dvizhushihsya vdol' lucha zreniya. Vysokoskorostnoi veter, dogonyaya medlennyi veter, kotoryi byl ispushen ranee v ploskosti akkrecionnogo diska, uplotnyaet ego. V eti fazy precessii my nablyudaem absorbcii FeII na bolee dalekih rasstoyanih ot istochnika. Srednyaya skorost' vetra nablyudaetsya na rasstoyanii  sm, pokryvaemom pri dvizhenii s etoi skorost'yu za 47 dnei, gde eshe raz sozdayutsya usloviya dlya usileniya linii poglosheniya FeII.

V VLBI radioizobrazhenii strui SS433 (gl. "Radiostrui i W50") v centre nablyudaetsya proval ili rezkoe oslablenie radioizlucheniya (Paragi et al., 1999). Dvoinaya sistema nahoditsya na osi strui, no ne sovsem v centre provala. Radius provala raven  sm (v proekcii na kartinnuyu ploskost', pri rasstoyanii do SS433 5 kpk). Uchityvaya, chto gaz istekaet v ekvatorial'noi ploskosti v dovol'no shirokom diapazone uglov (tol'ko iz-za precessii diska etot ugol sostavlyaet ), veshestvo, sozdayushee pogloshenie radioizlucheniya i central'nyi proval, v ekvatorial'noi ploskosti nahoditsya na rasstoyanii ot istochnika  sm. Veroyatno, eto i est' gaz v uplotneniyah ekvatorial'nogo vetra, nablyudaemyi v opticheskih spektrah po poglosheniyu v FeII.

Ekvatorial'nyi VLBI-disk (Paragi et al., 1999; Blundell et al., 2001) nablyudaetsya na zametno bol'shih rasstoyaniyah ot SS433, do  sm. Mehanizm etogo radioizlucheniya ne vpolne yasen (sm. "Radiostrui i W50"), ego spektr teplovoi, no yarkostnaya temperatura ochen' vysoka. Trebuyutsya dopolnitel'nye nablyudeniya i idei, chtoby ob'yasnit' eto radioizluchenie, no mozhno skazat', chto usloviya dlya radioizlucheniya v protyazhennom diske vpolne podhodyashie blagodarya dissipacii energii udarnyh voln. Precessiya v SS433 privodit k tomu, chto ekvatorial'nyi veter promodulirovan medlennymi ( km/sek) i bystrymi ( km/sek) porciyami veshestva. Amplituda etoi modulyacii zavisit ot ugla nad ploskost'yu orbity. V chastnosti, pri uglah medlennyi veter dolzhen propadat', na takih vysotah nad ploskost'yu orbity ostayutsya tol'ko vysokoskorostnye porcii gaza, kotorye obzhimayut plotnyi ekvatorial'nyi veter. Zaregistrirovannye Paragi et al. (2002) fragmenty ekvatorial'nogo vetra ( km/sek) podtverzhdayut model' vetra, sleduyushuyu iz spektroskopii.

7.8. Shema potokov gaza v SS433

Na Ris. 19 my predstavlyaem shemu sistemy SS433. Za isklyucheniem sobstvenno akkrecionnogo diska i zvezdy-donora, nadezhnyh nablyudatel'nyh proyavlenii kotoryh ne bylo zaregistrirovano, vse ostal'nye komponenty sistemy nablyudayutsya i privedeny primerno v masshtabe. Po dannym poslednih nablyudenii Gies et al. (2002b) zvezda-donor v SS433 imeet spektr klassa A, iz ih ocenki otnosheniya mass komponentovt sleduet, chto razmer donora v edinicah razmera poluosi sistemy sostavlyaet . Esli kakoi-libo element sistemy ne nablyudalsya neposredstvenno (naprimer, "goryachee pyatno" v meste vzaimodeistviya strui i diska), to on ne izobrazhen na sheme. Veter iz diska pokazan strelochkami pryamo nad diskom, a takzhe za opticheskoi zvezdoi sistemy. My ne izobrazili na sheme fotosferu vetra i istechenie iz tochki L2, chtoby ne zagromozhdat' risunok. Potok gaza v disk na sheme, vozmozhno, nahoditsya slishkom daleko ot zvezdy. On mozhet byt' neskol'ko blizhe, no v takom sluchae neobhodimo proporcional'no umen'shit' ego razmery. V perednei chasti potoka, kotoraya zatmevaetsya zvezdoi na orbital'noi faze , svetyatsya linii HeII, HeI i vodoroda, dal'she ot diska v potoke (ne pokazano na risunke) izluchayutsya tol'ko linii HeI i vodoroda.

Osnovanie strui na Ris. 19 predstavleno kak protyazhennaya oblast' rentgenovskogo izlucheniya, okruzhennaya goryachim gazom izluchayushim emissiyu HeII. Otnositel'nye razmery etoi oblasti i oblasti HeII sleduyut iz analiza zatmenii. Vmeste s tem, na samom dele tochno neizvestno, kakaya dolya zatmevaemogo rentgenovskogo potoka formiruetsya v "medlennom" gaze vetra, a kakaya v gaze goryachih strui. Ot etogo zavisit model' kokona, okruzhayushego osnovaniya strui. Flyuorescentnaya liniya slabo ionizovannogo zheleza 6.4 keV imeet maluyu shirinu, FWHM km/sek (Marshall et al. 2002), ona mozhet formirovat'sya kak vnutri kokona HeII, tak i vo vneshnem vetre. Budushie nablyudeniya rentgenovskih zatmenii s vysokim spektral'nym razresheniem otvetyat na vopros o lokazizacii "stacionarnogo" rentgenovskogo istochnika.

---

<< 6. Sverhkritichekii akkrecionnyi disk | Oglavlenie | 8. SS433 i mikrokvazary >>

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 >>