<< 7. Sverhkriticheskii disk po dannym ...
| Oglavlenie |
9. Blagodarnosti >>
Razdely
- 8.1. Mikrokvazary
- 8.2. Sverhkriticheskie tranzienty
- 8.3. "Face-on SS433" i ul'trayarkie rentgenovskie istochniki v galaktikah
8. SS433 i mikrokvazary
8.1. Mikrokvazary
V etoi sekcii my kratko opishem svoistva mikrokvazarov kak samyh blizkih rodstvennikov SS433, a takzhe drugih ob'ektov - ul'trayarkih rentgenovskih istochnikov vo vneshnih galaktikah, kotorye, veroyatno, imeyut nepospedstvennoe otnoshenie k SS433 i mikrokvazaram. Sovremenaya literatura po mikrokvazaram ves'ma obshirna, dannye po etim ob'ektam mozhno naiti v obzorah (Mirabel and Rodriguez, 1999; Greiner, 2000; Mirabel, 2001; Fender, 2001a, 2002).
Mikrokvazarami schitayutsya rentgenovskie dvoinye zvezdy s relyativistskimi struyami. Prototipom mikrokvazarov, veroyatno, sleduet schitat' SS433, t. k. vpervye u etogo ob'ekta byli obnaruzheny relyativistskie strui. Odnako, nazvanie "mikrokvazar" vpervye bylo primeneno k rentgenovskoi dvoinoi ScoX-1, imeyushei radiovybrosy. Radioizobrazheniya nekotoryh rentgenovskih dvoinyh s relyativistskimi vybrosami i radioyarkih kvazarov (i radiogalaktik) nastol'ko podobny, chto bez dopolnitel'nyh dannyh ih nevozmozhno otlichit'. Poetomu sam termin "mikrokvazar" v pervuyu ochered' dolzhen byl podcherknut' morfologicheskoe podobie radiostruktur etih ob'ektov (Mirabel et al., 1992).
Pod mikrokvazarami, kak pravilo, ponimayutsya rentgenovskie dvoinye s neitronnymi zvezdami ili chernymi dyrami, u kotoryh obnaruzhivaetsya struinaya radioaktivnost'. Etot klass seichas vklyuchaet chut' menee 20 ob'ektov kak mikrokvazarov i okolo desyatka kandidatov (Tsarevsky, 2002). Naprimer, izvestnaya massivnaya rentgenovskaya dvoinaya CygX-1 takzhe yavlyaetsya mikrokvazarom. Schitaetsya, chto s akkrecionnoi aktivnost'yu vsegda svyazana struinaya aktivnost', odnako raznoobrazie ob'ektov neskol'ko razmyvaet sam klass mikrokvararov.
Mozhno govorit' o "klassicheskih" mikrokvazarah - GRS1915+105 i
GROJ1655-40. Obe rentgenovskie dvoinye soderzhat chernye dyry s massami,
sootvetstvenno,
(Greiner et al., 2001) i
(Ozorsz and Bailyn, 1997). Klasicheskie mikrokvazary
yavlyayutsya sverhsvetovymi sinhrotronymi radioistochnikami. Skorost' struinyh
vybrosov v nih 0.92c-0.98c (Mirabel and Rodriguez, 1999).
Oni yavlyayutsya tranzientnymi ob'ektami,
strui vybrasyvayutsya v opredelennye momenty aktivnosti, vremya zhizni
radiosgustkov v struyah sostavlyaet ot neskol'kih dnei do neskol'kih nedel'.
V aktivnyh sostoyaniyah rentgenovskaya svetimost' sushestvenno povyshaetsya.
Ves'ma veroyatno, chto strui v etih mikrokvazarah leptonnye (v otlichie ot
SS433), t. e. neposredstvenno vo vnutrennih oblastyah vokrug chernoi dyry
proishodit uskorenie i kollimaciya relyativistskih chastic.
V moment formirovaniya relyativistskogo vybrosa (na intervale vremeni
neskol'ko minut) nablyudaetsya infrakrasnoe sinhrotronne izluchenie
(Mirabel et al., 1998). Eto, a takzhe osobennosti povedeniya rentgenovskogo
izlucheniya vo vspyshke (sm. nizhe) govorit o tom, chto v otlichie ot SS433
sama oblast' generacii strui vpolne otkryta dlya nablyudenii. Vozmozhno,
budet obnaruzheno opticheskoe sinhrotronoe izluchenie pri obrazovanii strui.
Vo vsei sovokupnosti mikrokvazarov skorost' struinyh vybrosov ves'ma
raznooobrazna (
c). Odnako, pochti vo vseh sluchayah skorost'
strui nevozmozhno opredelit' bolee ili menee tochno, t. k. ne izvestny
rasstoyaniya do ob'ektov i orientaciya strui. Nablyudatel'nye proyavleniya
mikrokvazarov, kak uzhe govorilos', chrezvychaino mnogoobrazny, osobenno
horosho izuchena peremennost' rentgenovskogo bleska i kvaziperiodicheskie
oscillyacii. My otsylaem chitatelya k perechislennym vyshe obzoram, dobaviv k nim
nedavnii obzor (Poutanen and Zdziarski, 2002) rentgenovskih kontinual'nyh
spektrov mikrokvazarov i modelei ih formirovaniya.
Nesmotrya na bol'shoe kolichestvo dannyh, poka ne bylo zamecheno znachitel'nyh razlichii v struinoi aktivnosti mikrokvazarov, soderzhashih neitronnye zvezdy i chernye dyry. Eto obstoyatel'stvo ves'ma primechatel'no, kazalos' by, v vybrose strui prinimayut uchastie samye vnutrennie oblasti, gde razlichie mezhdu neitronnoi zvezdoi i chernoi dyroi stanovitsya principial'no vazhnym. Odnako, naprimer, otnoshenie radio k rentgenovskoi svetimosti v pike vspyshek zametno vyshe u chernyh dyr, chem u neitronyh zvezd (Fender and Kuulkers, 2001). Eto mozhet byt' svyazano kak s bol'shei effektivnost'yu generacii strui, tak i, naprimer, s bol'shim poglosheniem rentgenovskogo izlucheniya u chernyh dyr.
Fender & Hendry (2000) proanalizirovali radioizluchenie ryada postoyannyh
(ne vremennyh istochnikov ili ne tranzientnyh) rentgenovskih dvoinyh,
vklyuchayushih kak chernye dyry (ili kandidaty v chernye dyry), tak i
neitronnye zvezdy, i zaklyuchili, chto dlya formirovaniya radioizluchayushih strui
neobhodimo, chtoby relyativistskaya zvezda ne imela bol'shogo magnitnogo polya
(
G) i chtoby byl vysokii temp akkrecii (
), a
takzhe, chto v moment obrazovaniya ("zapuska") strui proishodit
ochen' sil'noe izmenenie akkrecionnyh potokov. V sluchae rentgenovskih
dvoinyh s neitronnymi zvezdami
magnitnoe pole ne dolzhno byt' sil'nym, chtoby akkrecionyi potok ne
byl kanalizirovan polem vplot' do vnutrennih oblastei. Rentgenovskie
pul'sary (neitronnye zvezdy s sil'nymi magnitnymi polyami) ne pokazyvayut
struinoi radioaktivnosti (Fender & Hendry, 2000).
Ves'ma vazhnym obstoyatel'stvom, yavlyaetsya to, chto strui v mikrokvazarah vybrasyvayutsya v rentgenovskom sostoyanii "nizkoe/zhestkoe" ili low/hard (Fender, 2001a, 2002), kotoroe harakterizuetsya v rentgene zhestkim stepennym spektrom i sil'noi peremennost'yu. Nalichie radioizluchenie pryamo korreliruet s sostoyaniem low/hard. Iz etogo delaetsya vyvod, chto intensivnost' struinoi aktivnosti antikoreliruet s tempom akkrecii.
V znamenitoi vspyshke mikrokvazara GRS1915+105, proizoshedshei 9 sentyabrya
1997 g. (Mirabel et al., 1998; Mirabel and Rodriguez, 1999)
na fone moshnyh korotkih (
sec) oscillyacii
rentgenovskogo izlucheniya proizoshlo znachitel'noe oslablenie rentgenovskogo
potoka za vremya, sravnimoe s vremennym masshtabom oscillyacii.
Pri etom rentgenovskii spektr stal bolee zhestkim
((13-60 keV)/(2-13 keV)). V eto zhe vremya bolee plavno slabelo infrakrasnoe
i radioizluchenie. Primerno cherez 7-8 minut rentgenovskogo oslableniya
voznikla rezkaya izolirovannaya rentgenovskaya vspyshka, v osnovnom za schet
myagkogo izlucheniya. Etot moment schitaetsya momentom vybrosa strui, t. k.
srazu posle rezkoi vspyshki
nachinayut vozrastat' infrakrasnyi i rentgenovskii potoki (opyat' poyavlyayutsya
oscillyacii), chut' pozzhe infrakrasnoi poyavlyaetsya radiovspyshka. Vsya istoriya
ot nachala do konca razvivaetsya za 30-40 minut. Eto rentgenovskoe povedenie
interpretiruetsya kak bystroe propadanie (opustoshenie) i posleduyushee
vostanovlenie i zapolnenie vnutrennego akkrecionnogo diska.
V massivnoi rentgenovskoi dvoinoi CygX-3, kotoraya, kak schitaetsya, veroyatno, vklyuchaet neitronnuyu zvezdu v ochen' tesnoi pare (orbital'nyi period 4.8 chasa) so zvezdoi WR pered moshnymi radiovspyshkami zametno oslablyaetsya radioizluchenie (Fender et al., 1997). Vo vremya sil'noi radioaktivnosti potok myagkogo rentgenovskogo izlucheniya obychno vozrastaet chto interpretiruetsya zametnym vozrastaniem tempa postupleniya massy v akkrecionnyi disk.
V CygX-3 byli obnaruzheny ochen' interesnye zakonomernosti vo vremya vspyshek pri vybrose radiostrui. Oni ves'ma napominayut opisannoe vyshe povedenie GRS1915+105, no tol'ko ih vremennoi masshtab sushestvenno dlinnee. Potok zhestkogo rentgenovskogo izlucheniya v diapazone 20-100 keV po dannym BATSE (McCollough et al., 1999) v spokoinom sostoyanii antikorreliruet s radiopotokom, odnako vo vremya sil'noi aktivnosti nastupaet chetkaya korrelyaciya v etih dvuh diapazonah.
Istoriya sil'nyh vspyshek v CygX-3 takova (McCollough et al., 1999), chto pervym ves'ma sushestvenno oslablyaetsya zhestkoe izluchenie. Oslablyaetsya takzhe radioizluchenie, dalee sleduet moshnaya radio i rentgenovskaya vspyshka ili neskol'ko vspyshek, vo vremya kotoryh potoki v etih diapazonah vedut sebya skorrelirovanno. Vybros strui proishodit, veroyatno, v moment vnezapnogo ugasaniya zhestkogo i radio izluchenii.
Takie sil'nye korrelyacii pozvolili (McCollough et al., 1999) predpolozhit', chto v formirovanii zhestkogo rentgenovskogo izlucheniya uchastvuet ne tol'ko akkrecionnyi disk, no i strui. Krome togo, vozmozhno, obratnoe Komptonovskoe rasseyanie na radio (sinhrotronnyh) elektronah igraet opredelyayushuyu rol' v formirovanii zhestkogo rentgenovskogo izlucheniya.
V modeli mikrokvazarov, razvivaemoi (Markoff et al., 2001) sinhrotronnomu izlucheniyu strui, a takzhe obratnomu Komptonovskomu izlucheniyu otvoditsya opredelyayushaya rol' v formirovanii prakticheski vsego spektra ot radio do zhestkih rentgenovskih energii. V lyubom sluchae rech' idet o ves'ma moshnyh struyah, vklad kotoryh v obshee energovydelenie znachitelen, ne menee 5% ot polnoi akkrecionnoi svetimosti (Fender, 2001b).
Itak, povedenie rentgenovskogo izlucheniya vo vspyshkah mikrokvazarov mozhet opredelyat'sya izlucheniem poyavivshegosya struinogo vybrosa - sinhrotronnoe izluchenie relyativistskih elektronov i obratnoe Komptonovskoe (rasseyanie vneshnego sveta na etih elektronah), a takzhe opustosheniem vnutrennih chastei akkrecionnogo diska (Greiner, 2000). Odnako, vozmozhno, chto korrelyaciya rentgenovskogo i radiopotokov, rezkoe oslablenie rentgenovskogo izlucheniya, vozrastanie zhestkosti v rentgenovskom minimume klassicheskih mikrokvazarov, obyazany poyavleniyu dopolnitel'nogo poglosheniya rentgenovskogo potoka pri zapuske strui. V etot moment aktivnosti proishodit rezkoe uvelichenie tempa postupleniya gaza vo vnutrennie oblasti ili rezkaya perestroika gazovyh potokov. Konechno, seichas na eti voprosy sleduet davat' kolichestvennye otvety, a ne kachestvennye.
Ves' period vspyshechnoi aktivnosti CygX-3 ("cikl") zanimaet 80-100 dnei, a harakternoe vremya radiovspyshki (i skorrelirovannoi rentgenovskoi vspyshki), a takzhe vremya oslableniya radio ili rentgenovskogo potokov okolo 10 dnei.
V klassicheskih mikrokvazarah (GRS1915+105) harakternye vremena razvitiya vspyshek sostavlyayut minuty. Veroyatno, v klassicheskih mikrokvazarah my nablyudaem "golyi" relyativistskii ob'ekt? Tochnee, vse processy tam my nablyudaem "v real'nom vremeni". Poetomu dannye nablyudenii mikrokvazarov rassmatrivayutsya kak pryamye testy dlya fiziki chernyh dyr. V CygX-3 (i tem bolee v SS433) takoe nevozmozhno, pogloshenie okruzhayushim gazom (akkrecionymi potokami) sushestvenno bolee sil'no, poetomu vnutrennie oblasti skryty ot nablyudatelya. Raznicu vo vremennyh masshtabah, konechno, nevozmozhno ob'yasnit' tol'ko poglosheniem izlucheniya vnutrennii oblastei. Veroyatno, na raznyh vremennyh masshtabah proyavlyayutsya odni i te zhe processy: uvelichenie tempa akkrecii, perestroika akkrecionnoi struktury, poyavlenie struinoi aktivnosti.
8.2. Sverhkriticheskie tranzienty
Grimm et al. (2002) izuchili raspredelenie po svetimostyam (funkcii
svetimosti) rentgenovskih dvoinyh nashei Galaktiki po dannym RXTE ASM
(monitor vsego neba). V osnovnom rentgenovskaya svetimost' zavisit ot tempa
akkrecii gaza na relyativistskuyu zvezdu, chto, v svoyu ochered', opredelyaetsya
tempom poteri gaza donorom. Poetomu ozhidaetsya nepreryvnoe, v obshem sluchae
stepennoe, raspredelenie rentgenovskih dvoinyh po svetimostyam vplot' do
kriticheskoi svetimosti 
, sootvetstvuyushei masse neitronnoi zvezdy
ili neskol'ko bol'shei (
) erg/s. Poskol'ku akkrecionnaya
svetimost' ne mozhet zametno prevysit' Eddingtonovskii predel, v oblasti
kriticheskoi svetimosti vozmozhno "nakoplenie" ob'ektov, a pri bol'shih
svetimostyah ozhidaetsya izlom funkcii svetimosti. Primerno takaya kartina i
nablyudaetsya (Grimm et al., 2002; tam zhe sm. ssylki na issledovaniya funkcii
svetimosti rentgenovskih istochnikov v drugih galaktikah).
Pri "umerennyh" tranzientnyh prevysheniyah kriticheskih tempov akkrecii,
, konechno, vozmozhno poyavlenie primerno
ili
slegka sverhedingtonovskih istochnikov. Grimm et al. (2002) obnaruzhili, chto
sredi rentgenovskih dvoinyh nizkoi massy (LMXB, termin, kak i ran'she, imeet
otnoshenie tol'ko k masse donora) imeetsya izlom funkcii svetimosti okolo
Eddingtonovskoi svetimosti neitronnoi zvezdy (
), a
takzhe ne menee 12 istochnikov pokazali epizody sverhkriticheskoi svetimosti
za vremya nablyudenii pribora ASM.
Temp poteri massy zvezdoi-donorom i temp zahvata massy relyativistskoi zvezdoi zavisit ot mnogih prichin. V chastnosti, povyshenie tempa istecheniya mozhet byt' reakciei donora na akkrecionnuyu aktivnost', no v obshem sluchae temp poteri massy donorom ne svyazan so vtorym komponentom (sovershenno ne svyazan s nalichiem Eddingtonovskogo predela svetimosti). Rezkoe usilenie obmena massoi mozhet byt' sledstviem vnutrennih processov v atmosfere donora, osobennostei istecheniya, vozmozhnyh precessionnyh dvizhenii, prohozhdeniya komponentov cherez periastr i proch.
Pri znachitel'nyh tranzientnyh uvelicheniyah tempa akkrecii massy na korotkoe vremya vozniknet "sindrom SS433" - rezkoe oslablenie rentgenovskogo potoka iz-za poglosheniya izlucheniya v vetre iz akkrecionnogo diska. Materiya vybrasyvaetsya iz sistemy za schet svetovogo davleniya (Shakura and Sunyaev, 1973). Krome togo mogut vozniknut' moshnye diskopodobnye potoki, zatemnyayushie central'nyi ob'ekt ili dazhe vsyu sistemu. Pererabotka formiruyushegosya v centre rentgenovskogo izlucheniya v moshnom vetre dolzhna privesti k poyavleniyu pekulyarnogo ob'ekta ves'ma slabogo v rentgenovskom diapazone, no yarkogo v UF i opticheskom diapazonah. V spektre takogo ob'ekta v etot moment ozhidaetsya poyavlenie shirokih emissii, formiruyushihsya v vetre so skorost'yu neskol'ko tysyach km/s. Ochevidno, ozhidaetsya poyavlenie strui, rezkoe povyshenie radioizlucheniya. Krome togo, vpolne vozmozhno, chto v eti sverhkritichesie momenty zhestkoe izluchenie ob'ekta stanovitsya kollimirovannym v napravlenii perpendikulyarnom disku.
Znamenituyu gigantskuyu vspyshku sentyabrya 1999 g. neobychno bystrogo tranzienta V4641Sgr (relyativistskii ob'ekt - chernaya dyra) Revnivtsev et al. (2002a,b) interpretirovali kak sverhedingtonovskuyu vspyshku v etoi sisteme. Neobychno bystruyu i sil'nuyu vspyshku tranzienta CICam (neitronnaya zvezda ili chernaya dyra v pare s B[e]-sverhgigantom) Hynes et al. (2002) tak zhe interpretirovali kak sverhkriticheskii epizod akkrecii. V oboih sluchayah korotkoe vremya rentgenovskoi vspyshki svyazano s poyavleniem vetra i poglosheniem rentenovskogo izlucheniya. Pri etom sootvetstvuyushie opticheskie vspyshki byli neobychno yarkimi. Maksimum bolometricheskogo izlucheniya takih vspyshkek dolzhen prihodit'sya na opticheskii ili UF diapazon. V oboih sluchayah nablyudalis' shirokie emissionnye linii v opticheskih spektrah, ukazyvayushie na formirovanie vetra iz vnutrennih oblastei akkrecionnoi struktury.
Poyavlyalis' li vo vspyshkah V4641Sgr i CICam "tyazhelye i holodnye" strui tipa kak u SS433? Soobshenii o neobychnyh liniyah vo vspyshkah etih ob'ektov ne bylo, odnako sami spektry byli ves'ma slozhnymi i bystro evolyucionirovali (sm. dlya ssylok Revnivtsev et al., 2002a,b; Hynes et al., 2002). Na osnove togo, chto my znaem ob SS433 mozhno predpolozhit', chto poyavlenie holodnyh strui v epizode sverhkriticheskoi akkrecii maloveroyatno, t. k. dlya kollimacii strui i uderzhaniya holodnyh oblakov gaza v struyah trebuetsya postoyannyi kanal i razvityi uzhe sformirovavshiisya veter iz diska.
Obrazovyvalos' li vo vspyshkah 4641Sgr i CICam kollimirovannoe
izluchenie, na etot vopros tem bolee otveta net. Vozmozhno, v otnositel'no
nedalekom budushem my dozhdemsya sverhkriticheskoi vspyshki rentgenovskogo
tranzienta, orientirovannogo k nam tak, chto luch zreniya blizok k osi diska.
Esli rastvor telesnogo ugla
kanala vo sverhkriticheskoi vspyshke 
(i esli, konechno, voobshe
kollimirovannoe izluchenie vyhodit v takih sluchayah), to na
takih sverhedingtonovskih vspyshek (ob'ektov) pridetsya odna, kogda my
zaregistriruem yarchaishii (
erg/s) rentgenovskii
tranzientnyi istochnik. Drugimi slovami, esli poyavitsya "ul'trayarkii"
tranzientnyi rentgenovskii istochnik, to eto, vozmozhno, budet
sverhkriticheskii tranzient, os' diska kotorogo napravlena blizko k luchu
zreniya.
Na znanii velichiny Eddingtonovskoi svetimosti (massy relyativistskoi zvezdy)
i pri predpolozhenii, chto vo vremya korotkoi rentgenovskoi sverhkriticheskoi
vspyshki pikovaya svetimost' ves'ma blizka k sootvetstvuyushei
Eddingtonovskoi, vozmozhno, mozhno obosnovat' metod opredeleniya rasstoyanii do
rentgenovskih tranzientov v nashei Galaktike. Na znanii velichiny
rentgenovskoi svetimosti v meste izloma funkcii svetimosti (
) erg/s mozhno obosnovat' metod opredeleniya rasstoyanii do
galaktik (Sarazin et al., 2001). V budushih rentgenovskih missiyah mozhno
budet opredelyat' funkcii rentgenovskoi svetimosti u mnozhestva galaktik.
8.3. "Face-on SS433" i ul'trayarkie rentgenovskie istochniki v galaktikah
Rentgenovskaya svetimost' nashei Galaktiki po summe rentgenovskih
istochnikov v diapazone 2-10 keV sostavlyaet
erg/s
(Grimm et al., 2002). Prichem polnaya svetimost' opredelyaetsya v osnovnom
neskol'kimi naibolee yarkimi ob'ektami. Primerno takaya zhe kartina nablyudaetsya
v galaktike M31 (Makishima et al., 1989), ee polnaya svetimost'
v diapazone 2-20 keV sostavlyaet
erg/s.
Yarchaishie rentgenovskie istochniki v nashei Galaktike i v Mestnoi gruppe
imeyut rentgenovskie svetimosti neskol'ko edinic 
erg/s,
nekotorye mikrokvazary
v pike vspyshki dostigayut svetimosti
erg/s.
Odnako, vo vneshnih galaktikah vstrechayutsya sushestvenno bolee yarkie ob'ekty,
kotorye pri etom ne yavlyayutsya aktivnymi yadrami galaktik (sverhmassivnymi
chernymi dyrami).
Odin iz naibolee statisticheski polnyh obzorov rentgenovskih istochnikov
v blizkih galaktikah poluchen Roberts and Warwick (2000) po arhivnym
dannym ROSAT, HRI (High-resolution-imager). Oni osnovyvalis' na spiske
yarkih severnyh galaktik Ho, Filippenko and Sargent (1997).
Roberts and Warwick (2000) vydelili 142 neyadernyh rentgenovskih istochnika
v galaktikah, pokrytyh nablyudeniyami s HRI. Maksimal'nye svetimosti ih
istochnikov dostigayut
erg/s. S dobavleniem dannyh po
M31 Roberts and Warwick (2000) poluchili raspredelenie diskretnyh
rentgenovskih istochnikov po svetimostyam v spiral'nyh galaktikah (49
galaktik). Eto raspredelenie
normalizovano na opticheskuyu golubuyu svetimost'
,
ono imeet vid
, gde
- rentgenovskaya svetimost' v edinicah erg/s.
Iz ih raspredeleniya (Fig.7 citiruemoi raboty) takzhe sleduet, chto istochnik
so svetimost'yu
erg/s vstrechaetsya v sovokupnosti spiral'nyh
galaktik s summarnoi goluboi svetimost'yu
.
Eto horosho soglasuetsya s tem faktom, chto v Mestnoi gruppe galaktik net ni
odnogo istochnika takoi yarkosti. Massa Mestnoi gruppy sostavlyaet
(Karachentsev et al., 2002).
Samye poslednie issledovaniya funkcii svetimosti rentgenovskih istochnikov
v galaktikah (XLF, Sarazin et al., 2001; Kilgard et al., 2002;
Zezas and Fabbiano, 2002; Kim and Fabbiano 2003; Colbert et al.
2003; Grimm et al., 2003 i ssylki v etih rabotah)
vypolneny na osnove nablyudenii Chandra. Prostranstvennoe razreshenie i
spektral'nyi diapazon Chandra pozvolyaet issledovat' raspredeleniya tochechnyh
istochnikov i v znachitel'noi stepeni osvobodit'sya ot putanicy s
ostatkami Sverhnovyh. Okazalos', chto XLFs sushestveno zavisyat ot
effektivnosti zvezdoobrazovaniya v galaktikah. Naklony differencial'nyh
XLFs (
) var'iruyutsya ot
u galaktik moshnym zvezdoobrazovaniem do
u
spiral'nyh i ellipticheskih galaktik. Grimm et al. (2003),
Gilfanov et al. (2003) obsuzhdayut
universal'nuyu XLF normalizovannuyu na skorost' zvezdoobrazovaniya v
galaktikah. Ee naklon
, v principe, ona mozhet byt'
ponyata v ramkah populyacii massivnyh rentgenovskih dvoinyh (HMXB,
Postnov, 2003). Universal'naya XLF opisyvaetsya edinym stepennym zakonom
v ochen' shirokom diapazone svetimostei,
erg/s,
i imeet obryv na 
neskol'ko edinic
erg/s.
Otsutstvie izlomov v universal'noi XLF predstavlyaetsya ves'ma strannym
(Zezas and Fabbiano, 2002; Grimm et al., 2003). V etom intervale
svetimostei,
erg/s, izluchayut kak minimum
tri raznye populyacii ob'ektov. Neitronnye zvezdy ne mogut obladat'
svetimostyami bol'shimi, chem
erg/s, i chernye dyry
zvezdnyh mass ne mogut izluchat' zametno yarche, chem 
erg/s.
V etom smysle universal'naya XLF (Grimm et al., 2003) nakladyvaet
opredelennye ogranicheniya
na prirodu izluchayushih ob'ektov. Vozmozhno, neobhodimo bolee tochnoe
rassmotrenie anizotropii izlucheniya rentgenovskih dvoinyh, peremennosti
rentgenovskih istochnikov. Dal'neishie issledovaniya XLFs individual'nyh
galaktik pomogut vyyavit' bolee tochnye zakonomernosti XLF, svyazannye
s istoriei zvezdoobrazovaniya.
Nachinaya s 2000 g. stalo yasno, chto ul'trayarkie istochniki
(
erg/s) v galaktikah
yavlyayutsya otdel'nym klassom ob'ektov. Odnako, mozhno li, tem ne menee,
"povysit'" Eddingtonovskii predel svetimosti, chtoby ne obsuzhdat'
principial'no novye tipy ob'ektov?
Grimm et al. (2002) privodyat neskol'ko prichin, po kotorym etot predel mog by
byt' neskol'ko povyshen. i) v standartnoi teorii Shakura and Sunyaev (1973)
s kvaziploskim akkrecionnym diskom potok izlucheniya, vyhodyashii perpendikulyarno
ploskosti diska prevyshaet srednyuyu velichinu primerno v 3 raza. ii) Esli
himicheskii sostav akkreciruyushego veshestva beden vodorodom (donor -
gelievaya zvezda), to dlya gelievoi plazmy Eddingtonovskii predel v 2 raza
vyshe, chem dlya vodorodnoi. Eti dve prichiny mogut v sovokupnosti izmenit'
velichinu klassicheskogo predela v 6 raz. iii) V teoriyah
sverhkriticheskih akkrecionnyh diskov, konechno, vpolne mozhno povysit'
akkrecionnuyu svetimost'. Koefficient, vo skol'ko raz povyshaetsya svetimost'
zavisit ot modeli (i yavlyaetsya li eta model' stacionarnoi ili net), no dazhe
v pervoi modeli sverhkriticheskogo diska (Shakura and Sunyaev, 1973)
svetimost' diska povyshalas' v logarifmicheskii faktor
, chto mozhet sostavit' zametnuyu velichinu pri sushestvenno
sverhkriticheskih rezhimah. V modelyah tolstyh akkrecionnyh diskov c
vnutrennei chast'yu v vide voronki (slim disk, Paczynsky and Wiita, 1980;
Abramowicz et al., 1988) rezul'tiruyushaya svetimost' takzhe vyshe
Eddingtonovskoi. iv) Imeyutsya mehanizmy povysheniya akkrecionnoi
svetimosti v sluchae akkrecii na neitronnye zvezdy, kak s sil'nym, tak i so
slabym magnitnym polem, za schet vozniknoveniya specificheskih geometrii
v akkrecionnyh strukturah (naprimer, magnitnaya akkrecionaya kolonna).
Tem ne menee, sovokupnost' nablyudatel'nyh dannyh po sverhedingtonovskim
rentgenovskim
istochnikam v galaktikah (sm. nizhe) zastavlyaet iskat' "kardinal'nye"
metody resheniya etoi problemy. Libo eti ob'ekty a) ne sverhedingtonovskie,
a yavlyayutsya chernymi dyrami s massami (
)
mezhdu chernymi dyrami zvezdnoi massy i sverhmassivnymi chernymi dyrami, -
tak nazyvaemye chernye dyry promezhutochnyh mass
(intermediate-mass black holes, IMBHs); libo eti
ob'ekty b) nablyudaemye plashmya (face-on) sverhkriticheskie akkrecionnye diski
v dvoinyh sistemah (SS433, mikrokvazary), izluchenie kotoryh mozhet byt'
kak kollimirovanno za schet geometrii kanala diska, tak i usileno
za schet relyativistskih effektov pri dvizhenii izluchatelya v napravlenii
blizkom k luchu zreniya.
Nizhe my podrobnee rassmotrim vtoruyu gipotezu, a imenno, chto izluchenie etih
ob'ektov formiruetsya v kanalah sverhkriticheskih akkrecionnyh diskov.
Takie ob'ekty vpervye byli
predskazany (Katz, 1987). My ne budem kasat'sya effektov relyativistskogo
usileniya yarkosti, t. k. v sluchae orientirovannogo face-on SS433 ego
velichina opredelyaetsya nadezhno (glava "Stroenie
i formirovanie strui"). Ona zavisit ot naklona spektra vyhodyashego izlucheniya
i sostavlyaet faktor 
. V relyativistskih struyah mikrokvazarov
relyativistskoe poyarchanie mozhet sostavlyat' faktor 
v
zavisimosti ot skorosti strui.
V predydushei glave bylo pokazano, chto v SS433
srednii radius fotosfery vetra sostavlyaet
sm
ili 
v dolyah rasstoyaniya mezhdu komponentami. Vnutri kanala
sverhkriticheskogo diska SS433 s rastvorom telesnogo ugla radius
(vysota) fotosfery sostavit
sm
pri tempe poteri massy v kanale
/god i ugle rastvora kanala
. Cherez takoi kanal dolzhno formirovat'sya
kollimirovanoe izluchenie. Pri bolometricheskoi svetimosti SS433
erg/sek, kotoraya prakticheski vsya vydelyaetsya
vo vnutrennih oblastyah akkrecionnogo diska, my mozhem ozhidat', chto
svetimost' v kollimirovannom izluchenii takzhe poryadka
erg/sek.
Dlya udachlivogo nablyudatelya, kotoryi mog by neposredstvenno videt'
central'nye chasti kanala SS433 etot ob'ekt predstal by ul'trayarkim
rentgenovskim istochnikom, svetimost' kotorogo byla by
erg/sek, t. e. do
raz yarche CygX-1. Rentgenovskii
potok SS433, orientirovannogo face-on, menyalsya by s harakternym
vremenem
sek.
Orientaciya SS433 ne pozvolyaet nam neposredstvenno izuchat' kanal (odnako, ee
nel'zya nazvat' neudachnoi, t. k. blagodarya zatmeniyam my mozhem effektivno
issledovat' samu dvoinuyu sistemu i akkrecionnyi disk). Ob'ekty, podobnye
SS433 v drugih galaktikah mogut proyavit' sebya kak ekstremal'no yarkie
rentgenovskie istochniki (Katz, 1987).
Ul'trayarkie rentgenovskie istochniki (ULXs) nablyudayutsya v galaktikah (Fabbiano, 1998). Kak pravilo, oni nahodyatsya v spiral'nyh i irregulyarnyh galaktikah, v spiral'nyh vetvyah i v yadernyh oblastyah, t. e. v oblastyah aktivnogo zvezdoobrazovaniya. Eto sootvetstvuet predpolozheniyu, chto ULRs prinadlezhat molodomu zvezdnomu naseleniyu. V nashei Galaktike izvesten tol'ko odin SS433, raschety modelei evolyucionnogo sinteza (Lipunov et al., 1996) takzhe predskazyvayut nalichie edinichnyh ob'ektov takogo tipa v spiral'noi galaktike podobnoi nashei. Odnako, v molodyh oblastyah zvezdoobrazovaniya plotnost' naibolee massivnyh zvezd (iz kotoryh mog obrazovat'sya SS433) povyshaetsya v sotni raz po sravneniyu so srednei plotnost'yu po galaktike. Fabrika and Mescheryakov (2001), King et al. (2001), Koerding et al. (2001) predpolozhili, chto ob'ekty ULXs est' ob'ekty tipa SS433 ili mikrokvazary, orientirovannye face-on. V poslednie gody ob'ekty ULXs issleduyutsya ves'ma aktivno na kosticheskih apparatah. Ih osnovnye svoistva (svetimost', spektr, peremennost') ne protivorechat gipoteze, chto v ULXs my nablyudaem sverhkriticheskie akkrecionnye diski, orientirovannye tak, chto luch zreniya blizok k osi diska.
Prakticheski vse horosho issledovannye ULXs pokazyvayut znachitel'nuyu peremennost' rentgenovskogo potoka. Eto yavlyaetsya ves'ma sil'nym argumentom v pol'zu togo, chto ULXs - orientirovannye face-on sverhkriticheskie akkrecionnye diski. Odnako, dazhe takaya horosho issledovannaya zvezda kak SS433, buduchi orientirovannoi face-on, prevrashaetsya v "gipoteticheskii ob'ekt", svoistva kotorogo (naprimer, spektr) izvestny ochen' ploho.
Chastota vstrechaemosti ULXs v galaktikah (Roberts and Warwick, 2000;
Fabrika and Mescheryakov, 2001) primerno
blizka k ozhidaemoi, esli eto sverhkriticheskie akkrecionnye diski.
Fabrika and Mescheryakov (2001) proveli krosskorellyaciyu rentgenovskih
istochnikov iz katalogov yarkih i slabyh istochnikov ROSAT
(ROSAT All-Sky-Survey, Voges et al., 1999, 2000)
c RC3 katalogom galaktik (de Vaucouleurs, et al.,
1991), soderzhashim 16741 yarkih spiral'nyh i irregulyarnyh galaktik.
Bylo vydeleno 142 istochnika ne izvestnyh kak aktivnye galakticheskie
yadra (AGNs) v galaktikah takih tipov,
prichem 80 iz nih ne raspologayutsya v yadernyh oblastyah. Rentgenovskie
svetimosti etih ob'ektov sostavlyayut
erg/s. Ocenena chastota vstrechaemosti neyadernyh istochnikov,
ili odin ob'ekt primerno na 20 galaktik. Takaya chastota
vstrechaemosti kolichestvenno mogla by byt'
ponyata tak, chto v kazhdoi galaktike nahoditsya 
ob'ekt tipa SS433,
prichem polnyi rastvor konusa kollimirovannogo izlucheniya etogo ob'ekta
, i orientaciya etih ob'ektov sluchaina.
Po spektram (indeksy zhestkosti) vydelennye ob'ekty yavlyayutsya v srednem
zhestkimi istochnikami.
Vyborki istochnikov v Roberts and Warwick (2000) i Fabrika and Mescheryakov
(2001) sushestvenno razlichayutsya. V pervom sluchae ispol'zovalis' pointing
nablyudeniya HRI otnositel'no nebol'shogo kolichestva yarkih (
) galaktik,
sootvetstvenno, istochniki so svetimostyami
erg/s,
mogli byt' issledovany detal'no. Odnako, dlya togo, chtoby nabrat' zametnoe
kolichestvo sushestvenno bolee yarkih ob'ektov
erg/s,
trebuetsya
bol'shee kolichestvo galaktik. Vo vtorom sluchae ispol'zovalis' katalogi na
osnove nablyudenii ASS, i vyborka galaktik (
) byla sushestvenno bolee
predstavitel'noi. Odnako, istochniki bolee slabye, chem
erg/s mogli byt' polnost'yu vybrany tol'ko v blizkih galaktikah
(
Mpk).
Poetomu vo vtorom sluchae byli otobrany v srednem naibolee yarkie ULXs.
ULXs byli vydeleny takzhe i v ellipticheskih galaktikah (Colbert and Prak,
2002 ; Colbert et al. 2003). Eto ne protivorechit interpretacii ULXs
kak mikrokvazarov, t. k.
sredi mikrokvazarov mnogo dvoinyh nizkoi massy (LMXB), kotorye
prisutstvuyut v ellipticheskih galaktikah. Odnako, yarchaishie ULXs
(
erg/s) obnaruzhivayutsya vo vzaimodeistvuyushih galaktikah
i galaktikah s aktivnym zvezdoobrazovaniem, kak naprimer, "giper-ULXs"
v galaktike Telezhnoe Koleso (Gao et al. 2003). Tem ne menee, vozmozhno,
chto ULXs ne yavlyayutsya odnorodnym klassom ob'ektov.
Spektry ULXs ves'ma napominayut spektry rentgenovskih dvoinyh, inogda oni
horosho opisyvayutsya tak nazyvaemoi model'yu mnogocvetnogo diska
(MCD, kT 
1-3keV), no chasto
trebuetsya bolee slozhnoe opisanie spektra (Okada et al., 1998;
Makishima et al., 2000; Kotoku et al., 2000; Kubota et
al., 2002; Ebisawa et al., 2003).
Nedavnie issledovaniya (Miller et al. 2003abc) pokazyvayut, chto
v nekotoryh ob'ektah nailuchshee opisanie rentgenovskogo spektra poluchaetsya
pri dobavlenii k osnovnoi stepennoi komponente "holodnogo"
(kT 0.1-0.3keV) mnogocvetnogo diska. Nekotorye ULXs
imeyut ochen' myagkie ili ekstremal'no krutye rentgenovskie spektry
(Fabbiano et al. 2003a; Cagnoni et al. 2003).
ULXs tak zhe kak i rentgenovskie dvoinye
mogut sovershat' perehody mezhdu "myagkim/vysokim" i "zhestkim/nizkim"
sostoyaniyami spektra (Kubota et al., 2001; La Parola et al., 2001).
Peremennost' rentgenovskogo potoka, kak
uzhe govorilos', ves'ma znachitel'na (Mizuno et al., 2001; Mukai et
al., 2003; Fabbiano et al., 2003b; Roberts and
Colbert, 2003), ona mozhet dostigat' faktora 2 za vremya
okolo chasa. Issledovaniya peremennosti na korotkih vremenah ogranicheny,
veroyatno, tol'ko chuvstvitel'nost'yu sovremennyh detektorov.
Soobshaetsya dazhe o periodicheskoi peremennosti nekotoryh ULXs (Bauer
et al., 2001; Sugiho et al., 2001; Liu et al., 2002a), obnaruzhivaemoi
na vremenah chasy-dni i korotkih kvazi-periodicheskih oscillyaciyah
( 20sek; Strohmayer and Mushotzky, 2003).
U ULX v galaktike NGC5408 bylo obnaruzheno radioiluchenie (Kaaret et al., 2003), prichem soobshaetsya, chto rentgenovskii, radio i opticheskii potoki ot etogo ob'ekta soglasuyutsya s ozhidaemymi potokami v modeli izlucheniya relyativistskih strui. Ves'ma vazhny opticheskie otozhdestvleniya ULXs, t. k. imenno oni mogli by dat' nadezhnyi otvet o prirode etih istochnikov. ULXs esli i otozhdestvlyayutsya, to s ves'ma slabymi ob'ektami 20-25 zvezdnyh velichin, chasto v tumannostyah (Miller, 1995; Roberts et al., 2001; Liu et al., 2002b; Wang, 2002; Wu et al., 2002; Roberts et al., 2003; Holt et al. 2003; Zampieri et al. 2003). Obychno eto golubye ob'ekty, kotorye, inogda otozhdestvlyayutsya s molodymi skopleniyami (Goad et al. 2002; Zezas et al., 2002).
Vokrug ULXs chasto obnaruzhivayutsya tumannosti tipa puzyrei
(Pakull and Mirioni 2003; Roberts et al. 2003).
V oblasti ULXs v galaktike HolmbergII Pakull and Mirioni (2001) obnaruzhili
tumannost', izluchayushuyu v linii HeII
, kotoraya vozbuzhdena
etim rentgenovskim istochnikom. Oni zaklyuchili, chto sil'naya kollimaciya
izlucheniya vdol' lucha zreniya ne sootvetstvuet nablyudeniyam etoi tumannosti.
Odnako, sil'naya kollimaciya izlucheniya ili relyativistskoe usilenie yarkosti
ne trebuetsya dlya ponimaniya etih ob'ektov.
Itak, radio i opticheskie otozhdestvleniya podderzhivayut gipotezu, chto ULXs est'
sverhkriticheskie diski ili mikrokvazary, libo ne protivorechat ei.
Al'ternativnoi model'yu dlya ULXs yavlyayutsya chernye dyry "promezhutochnyh mass"
(IMBHs), s massami
, t. e. v intervale mezhdu chernymi dyrami zvezdnyh mass
i sverhmassivnymi chernymi dyrami
(Colbert & Mushotzky, 1999; van der Marel, 2003; Miller and Colbert 2003),
kotorye mogli byt'
sformirovany iz samyh pervyh zvezd naseleniya III (Madau & Rees, 2001)
ili v sharovyh skopleniyah (Miller & Hamilton, 2002).
Takie chernye dyry mogut akkrecirovat' mezhzvezdnyi gaz i stanovit'sya
yarkimi rentgenovskimi istochnikami, 
erg/s, v sluchae esli
okruzhayushii gaz dostatochno plotnyi (
), a
skorost' dvizheniya IMBHs otnositel'no gaza dostatochno mala (
km/s). Rassmatrivaetsya takzhe predpolozhenie, chto IMBHs v zvezdnom
skoplenii mogli zahvatyvat' zvezdu na tesnuyu orbitu i akkrecirovat'
gaz donora. Ochevidno, chto vse eti usloviya sushestvenno ogranichivayut
kolichestvo IMBHs, dostupnyh dlya nablyudenii.
Kakie kriterii dlya vybora mezhdu dvumya al'ternativnymi modelyami ULXs mogut
byt' predlozheny? Pri issledovanii tumannostei, okruzhayushih eti istochniki
sleduet iskat' svidetel'stva dinamicheskogo vozdeistviya struinyh vybrosov
ob'ekta na mezhzvezdnyi gaz. Po analogii s SS433 (Glava "Radiostrui i W50")
na masshtabah v desyatki parsek mozhno ozhidat' vozmushenii mezhzvezdnoi sredy
s amplitudoi v desyatki km/s. Takie osobennosti vokrug ULXs legko mogut byt'
zaregistrirovany dazhe v nazemnyh nablyudeniyah v galaktikah do rasstoyanii
Mpk. S drugoi storony, IMBHs mogut tol'ko ionizovat' mezhzvezdnyi
gaz, no nikak ne mogut vozmutit' ego dinamicheski.
Radius zahvata mezhzvezdnogo gaza chernoi dyroi s massoi
,
dvizhusheisya so skorost'yu 
km/s sostavit vsego 0.1 pk.
Kak uzhe govorilos', odnim iz vozmozhnyh testov mozhet sluzhit' peremenost'
bleska.
Chernye dyry ne sposobny proizvesti sil'nuyu peremennost' bleska na vremenah
znachitel'no koroche chem neskol'ko edinic
sek
(Sunyaev and
Revnivtsev, 2000). Esli schitat', chto chernye dyry v ULXs izluchayut na
Eddingtonovskom predele, to mozhno skazat', chto peremennost' bleska
chernyh dyr ves'ma maloveroyatna na vremenah 
sek, gde
rentgenovskaya
svetimost' vyrazhena v edinicah 
erg/s. Dlya detal'nogo
issledovaniya peremennosti ULXs na takih korotkih harakternyh vremenah
neobhodimo dozhdat'sya sleduyushego pokoleniya rentgenovskih teleskopov.
Kriticheskim eksperimentom, otozhdestvivshim istochniki ULXs s ob'ektami tipa
SS433 orientirovannymi plashmya, bylo by nablyudenie kanala v
sverhkriticheskom
akkrecionnom diske. V rentgenovskih spektrah ULXs predskazyvaetsya nalichie
ochen' shirokih absorbcionnyh linii so slozhnym profilem. Absorbcionnye polosy
dolzhny prinadlezhat' vodorodo- i geliopodobnym ionam naibolee obil'nyh
tyazhelyh elementov (Fe, S, Si, Mg i drugim) i protyagivat'sya ot
energii K
do energii K
sootvetstvuyushih ionov i perehodov.
Blagodarya Dopplerovskomu
prosvetleniyu uskoryayushegosya v kanale veshestva mozhno nadeyat'sya, chto v
etih liniyah poglosheniya mozhno budet izuchat' kanal vplot' do glubiny
fotosfery v kanale.
Izmeneniya parametrov gaza vdol' kanala - skorosti,
plotnosti, temperatury i ob'emnogo faktora zapolneniya - mogut sushestvenno
uslozhnyat' profili linii poglosheniya, poetomu dlya poiska etih linii
neobhodimy rentgenovskie spektry s vysokim otnosheniem signal/shum.
Naprimer, esli, kak predpolozheno v Gl. "Stroenie i formirovanie strui",
vo vnutrennih chastyah kanala gaz snachala uskoryaetsya do skorostei
sm/s, a potom zamedlyaetsya za schet vetra ot stenok i ego
skorost' dostigaet velichiny 
, to sleduet ozhidat' ves'ma
shirokoi linii poglosheniya perehoda K, smeshennoi v storonu
bol'shih energii, goluboe krylo etoi linii dolzhno protyagivat'sya do energii
sootvetstvuyushei porogu K. Takie melkie i shirokie linii poglosheniya
mogut iskazhat' nepreryvnyi spektr na masshtabah K-K.
Fakticheski, predskazyvaemaya slozhnaya zavisimost' profilei linii poglosheniya ot struktury kanala i mehanizmov uskoreniya i kollimacii gaza neset v sebe prekrasnye vozmozhnosti pryamogo zondirovaniya kanalov v sverhkriticheskih akkrecionnyh diskah i issledovaniya mehanizmov formirovaniya strui.
<< 7. Sverhkriticheskii disk po dannym ... | Oglavlenie | 9. Blagodarnosti >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
SS433
Publikacii so slovami: SS433 | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
