Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Общие сведения
1.1 История исследования SS433 9
1.2 Современная модель SS433 10
1.3 Параметры SS433 12
Глава 2. Методика наблюдений и обработки результатов
2.1 Фотоэлектрические наблюдения 18
2.2 ПЗС-наблюдения 20
Глава 3. Фотометрические свойства SS433 в полосе V
3.1 Фотометрическая база данных SS433 22
3.2 Синхронность вспышечной активности в оптическом и радиодиапазонах 27
3.3 Орбитальные кривые блеска 30
3.4 Проблема «плоского дна» в системе SS433 35
3.5 Влияние прецессионной фазы на проявление активности по оригинальным данным 37
3.6 Прецессионные кривые блеска 39
Глава 4. Пассивные и активные состояния SS433 по данным многоцветной фотометрии
4.1 Результаты наблюдений на горе Майданак, BVR - электрофотометрия SS433 в 1988-1990 гг 47
4.2 Результаты наблюдений в Крыму, ПЗС - фотометрия 2003-2005 гг 51
4.3 Зависимости «цвет - блеск» в масштабах быстрой переменности 56
4.4 Зависимости «цвет - блеск» в масштабах орбитальной переменности 66
4.5 Зависимости «цвет - блеск» в масштабах прецессионной переменности 71
Глава 5. Оптические вспышки
5.1 Вспышки в главных затмениях 77
5.2 Вспышки по данным .SFK-фотометрии 79
5.3 Средний профиль вспышки 91
5.4 Фазовые зависимости возникновения оптических вспышек 91
Глава 6. Кооперативные наблюдения SS433
6.1 Совместные наблюдения SS433 в главном минимуме в 1986-1990гг 97
6.2 Совместные наблюдения по программе рентгеновского орбитального телескопа «Интеграл» 107
Заключение 121
Литература
- Современная модель SS433
- ПЗС-наблюдения
- Орбитальные кривые блеска
- Результаты наблюдений в Крыму, ПЗС - фотометрия 2003-2005 гг
Введение к работе
На фоне бесконечного разнообразия звезд во вселенной, двойная звезда SS433 сверкает как прекрасный и загадочный бриллиант. Поскольку объект SS433 представляет из себя массивную двойную рентгеновскую систему на поздней очень кратковременной стадии эволюции (~10 лет), то это определяет его уникальность, подобных объектов в нашей галактике должно быть совсем немного. SS433 до сих пор является единственным объектом звездной массы, в котором можно непосредственно наблюдать работающий сверхкритический аккреционный диск, процесс выброса и распространения релятивистских струй. Основным свойством, благодаря которому SS433 выделяется среди двойных звезд с релятивистскими компонентами, является непрерывный режим сверхкритической аккреции газа на релятивистскую звезду со скоростью ~ 10 " М0 /год. Благодаря этому формируется сверхкритический аккреционный диск и две противоположно направленные струи газа, выбрасываемые со скоростью порядка четверти скорости света.
Многие исследователи отмечают удивительное сходство между SS433 с одной стороны, и радиогалактиками и квазарами, с другой. Все эти объекты содержат компонент, который выбрасывает в противоположных направлениях тонкие струи вещества, на продолжении которых находятся области, излучающие в радио и рентгеновском диапазоне. По мнению большинства специалистов, в центре активных галактик, которые могут проявлять себя и как квазары, и как радиоисточники, находятся гигантские черные дыры с массами примерно в миллионы солнечных масс. Подобно компактному объекту в SS433, эти черные дыры окружены аккреционными дисками, вещество из которых перерабатывается черными дырами в струи плазмы. Аналогия между явлением SS433 и активностью ядер галактик и квазаров рассмотрена в работе Лютого и Черепащука (1986).
В последнее время объект SS433 причислен к семье микроквазаров (Фабрика, 2004). Микроквазары - это тесные двойные системы с нейтронными звездами или черными дырами, у которых наблюдаются релятивистские джеты. Например, рентгеновская двойная CygX-І тоже относится к микроквазарам. Считается, что физика выбросов таких звезд похожа на ту, что определяет гигантские джеты квазаров, хотя при этом различие в массах и пространственных масштабах огромно. Поэтому объект SS433 еще ценен, как естественная лаборатория по изучению процессов, протекающих в очень удаленных объектах - квазарах, активных ядрах галактик и самых близких родственниках SS433 -микроквазарах. Несмотря на прогресс, достигнутый в понимании SS433, интерес к его изучению со временем не только не угасает, а наоборот, судя по увеличению количества публикаций в последнее время, становится все более интенсивным.
Актуальные проблемы: хотя наблюдается очевидное продвижение в изучении природы объекта SS433, перед исследователями все равно остается много нерешенных глобальных проблем, приведем некоторые из них:
условия формирование струй и внутренняя структура релятивистского объекта;
механизм коллимации и плавного ускорения холодной плазмы в выбросах до релятивистских скоростей;
проблема определения массы релятивистского объекта (черная дыра или нейтронная звезда);
недостаточность сведений об оптической звезде.
Круг рассматриваемых в настоящей работе вопросов ограничен теми проблемами, которые можно исследовать путем фотометрических наблюдений, таких как, например, получение и изучение кривых блеска SS433. Несмотря на обширный наблюдательный материал, до сих пор нет однозначного объяснения орбитальных кривых блеска - неясно, какая излучающая область формирует кривую блеска в оптическом диапазоне, поэтому вопрос об источниках света, которые закрываются в главном и вторичном затмениях нельзя считать решенным. Пока остается спорным объяснение даже такой доминирующей в кривых блеска периодичности, как волна с периодом 162 дня. Существует несколько предположений относительно этой переменности: прецессирует аккреционный «сверхкритический» диск; изменяются условия видимости центрального «жерла», откуда вылетают струи; прецессируют горячие пятна, образующиеся на поверхности фотосферы в месте выхода из нее релятивистских струй (Липунов, Шакура, 1982). В работе Горанского и др. (1998а) обращается внимание на то, что цикл прецессии связан непосредственно с яркостью джетов, которая может быть обусловлена не только взаимодействием джетов и околозвездного вещества, но и эффектом Допплера. Асадуллаевым и Черепащуком (1986) ранее установлено, что эффект Допплера влияет на яркость струй в движущихся линиях, и не исключено, что он влияет и на яркость в непрерывном спектре. Для реализации последней гипотезы необходимо, чтобы джет был доминирующим источником излучения не только в рентгеновском диапазоне, но и оптическом.
Не решена проблема происхождения оптических и радиовспышек в SS433. Также практически не изучена природа пускового механизма и процессов, сопровождающих развитие долговременных состояний вспышечной активности в системе. Активное состояние - общее свойство всех звезд, находящихся на рентгеновской стадии эволюции, как правило объясняется изменениями в процессе аккреции, но SS433 отличается от других рентгеновских звезд тем, что в рентгеновском диапазоне излучает не аккреционный диск, а релятивистские джеты (Стьюарт и др., 1989).
Цель данной диссертации - изучение фотометрической переменности объекта SS433 в спокойном состоянии и в состоянии вспышечной активности. В связи с этим были поставлены и решены следующие задачи:
Получение продолжительных рядов наблюдений SS433 в полосах BVR в разных фазах прецессионного и орбитального периодов в целях уточнения кривых блеска.
Получение .б^К-наблюдений быстрой переменности в течение ночи в активном и пассивном состояниях.
Исследование состояний вспышечной активности по данным многоцветной фотометрии.
Научная новизна работы определяется тем, что на основе многолетних BVR -фотометрических наблюдений SS433 проведено исследование особенностей поведения объекта в состоянии вспышечной активности. В результате сравнения радио и оптических рядов наблюдений была обнаружена синхронность в возникновении и прекращении состояний продолжительной (30-90 дней) вспышечной активности. Анализ кривых блеска в пассивном и активном состояниях показал, что существует незатмеваемый источник оптического излучения, который вероятно связан с двумя горячими газовыми коконами, окружающими внутренние рентгеновские струи. В активных состояниях размер коконов увеличивается, и они не закрываются от наблюдателя ни внешним краем аккреционного диска в положении «с ребра», ни звездой донором во время главных затмений. Эта модель объясняет и различия в орбитальных кривых блеска, построенных на основе фотометрической базы данных SS433 для активных и пассивных состояний. Анализ поведения зависимостей B-(B-V) и V-(V-R) с изменением прецессионной фазы указывает на присутствие двух различающихся по цвету компонентов в оптическом источнике излучения. На основе новых наблюдательных данных установлено, что во время вспышек изменения блеска и цвета подчиняются хорошо известной зависимости V-(V-R) с характерной особенностью - показатель цвета уменьшается с увеличением блеска. Наблюдения SS433 в полосе V, выполненные автором, пополнили общую базу данных на -15%.
Основные результаты диссертации отражены в следующих опубликованных работах:
Гладышев С.А., Ирсмамбетова Т.Р. «Результаты наблюдений SS433 в 1988г.», 1989, Препринт ГАИШ, № 7.
Fabrika S.N., Goranskij V.P., Rakhimov V.Yu., Panferov A.A., Bychkova L.V., Irsmambetova T.R., Manirov Т.К., Shugarov S.Yu., Borisov G.V. «Results of cooperative observations of SS433 in the primary minima», 1997, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 43, 109.
Ирсмамбетова Т.Р. «Анализ вспышечной активности SS433 на базе фотоэлектрических данных», 1997, Письма в Астрон. журн., 23, 341.
Ирсмамбетова ТР. «Анализ многоцветных фотометрических наблюдений SS433», 2001, Астрофизика, 44, 297.
Fabrika S.N. and Irsmambetova T.R. «The central region in SS433 supercritical disk and origin of flares», 2002, In «New Views on Micro-quasars» the Fourth Microquasars Workshop, Ph. Durouchoux, Y.Fuchs, J.Rodroquez (eds.) Center for Space Physics, Kolkata (India), 268, astro-ph/0207254.
Cherepashchuk A.M., Sunyaev R.A., Fabrika S.N., Postnov K.A., Molkov S.V., Barsukova E.A., Antokhina E.A., Irsmambetova T.R., Panchenko I.E., Seifina E.V., Shakura N.I., Timokhin A.N., Bikmaev IF., Sakhibullin N.A., Asian Z., Khamitov I., Pramsky A.G., Sholukhova 0., Gnedin Yu.N., Arkharov A.A. and Larionov V.M. «INTEGRAL observations of SS433: Results of coordinated campaign», 2005, Astron. and Astrophys., 437, 561.
В работах 3 и 4 автором поставлена задача, получен и обработан наблюдательный материал, проведен анализ полученных результатов. В статьях 1 и 5 все фотометрические наблюдения и обработка проведены автором, помимо этого автор также принимал равноправное участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений. Вклад автора также состоит в детальном анализе наблюдательных данных, опубликованных в литературе по исследуемому объекту и написании статей. В работах 2 и 6, созданных в рамках кооперативных программ по многоволновым наблюдениям SS433, часть фотометрических наблюдений выполнена и обработана автором.
Апробация работы:
Результаты, приведенные в диссертации, докладывались на следующих конференциях:
Международная конференция JENAM-2000, ГАИШ, Москва, 2000г.
Международная конференция Variable Star - 2001, Одесса, 20-25 августа 2001г.
Международная конференция по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002г.
4-th MicroQuasars Workshop, Cargese, Corsica, France, 26 May-1 June 2002
ВАК - 2004, МГУ ГАИШ, Москва, 3-Ю июня 2004г.
5-th INTEGRAL Workshop on the INTEGRAL Universe, Munich, German, 2004
Международная конференция «Зельдович-90», ИКИ РАН, Москва, 20-24 дек. 2004г.
VIII съезд Астрономического общества и Международный симпозиум «Астроно-
мия 2005 - современное состояние и перспективы» МГУ ГАИТИ, Москва, 2005г.
Всесоюзная Астрономическая конференция «Тесные двойные звезды в современной астрофизике», Мартынов-2006, Москва ГАИШ, 22-24 мая 2006г.
International Conference Blazars: «Jet - Disk Connection. Observations and Theories», Crimea, Nauchny, CRAO, June 12-17, 2006
Meetings at the IAU General Assembly, IAU C42, Prague, August 2006
6-th MicroQuasars Workshop: Microquasars and Beyond, Societa del Casino, Como, Italy, September 18-22, 2006
На защиту выносятся следующие основные положения:
Результаты многолетних электрофотометрических и ПЗС-наблюдений SS433, проведенных на высокогорной обсерватории Майданак и в Крыму. Получены кривые блеска в полосах BVR для различных фаз прецессии и орбиты в активных и пассивных состояниях, а также многочисленные данные по быстрой фотометрии в течение ночи.
Результаты работы с фотометрической базой данных SS433 в полосе V. Построены средние прецессионные и орбитальные кривые блеска в пассивном и активном состояниях. Средние орбитальные кривые блеска в активном и пассивном состояниях тождественны по форме, но различаются уровнем блеска, который зависит от фазы прецессии.
Обнаружено, что зависимости B-(B-V) и V-(V-R) в пассивном состоянии различаются для разных фаз прецессии, что можно интерпретировать как проявление двух компонентов источника оптического излучения. Обнаружено, что блеск и цвет по наблюдениям быстрой переменности в течение ночи также изменяется согласно зависимостям B-(B-V) и V-(V-R) с характерной для SS433 особенностью - с увеличением блеска показатели цвета уменьшаются.
4. По рядам наблюдений SS433, одновременных в оптическом и радиодиапазонах,
обнаружена синхронность возникновения и окончания состояний продолжительной вспы-
шечной активности. Оптические вспышки возникают только в активном состоянии.
Источник вспышек не затмевается, по крайней мере, полностью. Обнаружено, что измене
ния блеска и цвета во время вспышки, чаще всего происходят согласно известной зависи
мости V-(V-R), которая справедлива для переменности на временных диапазонах боль
ших масштабов. Для 28 самых ярких вспышек обнаружены фазовые зависимости, т.е.
зависимость появления вспышек от определенных сочетаний фаз периода прецессии и
периодов биений в системе - периода 6.28 дня (нутации) и периода 6.05 дня.
Современная модель SS433
В первые же годы исследования объекта SS433 появилось огромное число теоретических работ, посвященных его моделям. Всевозможные модели полноценно представлены в обзорах Маргона (1984), Черепащука (1988), Фабрики (2004). Но весь комплекс наблюдательных данных, имеющихся к настоящему времени, позволяет отдать предпочтение тем моделям, в которых основной причиной всех явлений является сверхкритическая аккреция на релятивистскую звезду. Шакура и Сюняев (1973) первыми предложили модель сверхкритической дисковой аккреции, которая реализуется при условии М МСГ, т.е. когда темп аккреции захваченного вещества превышает значение критического темпа аккреции (которое таково, что энерговыделение на радиусе остановки превышает эдингтоновскую светимость). Особенности режима сверхкритической аккреции описаны Ляпуновым (1987). У каждой массивной тесной двойной системы наступает стадия бурного обмена массой, когда темп аккреции достигает больших значений 10 " -10 " М /год. При таком темпе аккреции по мере приближения к гравитирующему центру энерговыделение и сила светового давления растут. На некотором радиусе, называемом радиусом сферизации, светимость диска достигает критического значения. На радиусе сферизации сила давления света становится сравнимой с вертикальной компонентой силы тяжести и диск утолщается, так, что его толщина становится порядка радиуса. Часть вещества под действием лучевого давления начинает истекать. Основная масса аккре-цируемого вещества будет истекать в виде квазисферической оболочки со скоростью порядка параболической на радиусе сферизации. При условии, что оптическая толща истекающей оболочки много больше единицы, все жесткое излучение, возникающее у внутренней границы диска, перерабатывается в более мягкий диапазон. Вдоль оси диска могут образоваться два потока вещества, оттекающие в субрелятивистской скоростью. При темпе аккреции 10 " М0 /год радиус фотосферы оказывается сравнимым с радиусом звезды сверхгиганта 10 см. Таким образом, аккрецирующий в сверхкритическом режиме диск выглядит как звезда сверхгигант с аномально мощным ветром.
Именно модель непрерывного режима сверхкритической аккреции газа на релятивистскую звезду позволяет объяснить наблюдаемые свойства SS433 (ван ден Хэйвел, 1981; Шкловский, 1981), это - низкая рентгеновская светимость 10 эрг/сек при огром-ной оптической светимости; размеры двойной системы 10 см, сравнимые с размерами радиуса фотосферы диска при темпе аккреции 10 " М0 /год; наличие мощной протяженной атмосферы из радиально истекающего вещества со скоростями 1000-3000 км/сек., что совпадает с теоретическими расчетами. Второй компонент системы, звезда-донор, должен переполнять критическую полость Роша, чтобы вызывать мощный темп перетекания вещества. До недавних пор не было получено однозначных наблюдательных фактов, подтверждающих существования как аккреционного диска, так и оптической звезды.
Для объяснения 162-дневной периодичности в настоящее время принята модель вынужденной прецессии звезды-донора, ось вращения которой не совмещена с осью орбиты, и плавающий или «ведомый» аккреционный диск (Шакура, 1972; Роберте, 1974; ван ден Хэйвел и др., 1980; Вайтмир и Матис, 1980; Хат и ван ден Хэйвел, 1981; Матис и Вайтмир, 1982). На основе анализа периодических возмущений диска, плоскость которого не лежит в плоскости орбиты, гравитационным полем звезды-донора, Кац и др. (1982) подтвердили, что модель ведомого диска наиболее приемлема для объяснения прецессионных и нутационных движений в SS433. SS433 классифицируется как рентгеновская, массивная, тесная двойная система на поздней стадии эволюции. Первые оценки орбитального периода, который равен 13.08 дня, сделаны Крэмптоном и др. (1980), Черепащуком (1981). Релятивистский объект и связанный с ним аккреционный диск, являются источником струй. Излучающая область релятивистского компонента существенно ярче оптического компонента и испытывает частичные затмения. Аккреционный диск прецессирует с периодом 162 дня, струи также прецессируют, изменяя свое положение в пространстве. Прецессия аккреционного диска существенным образом меняет орбитальные кривые блеска и спектральные свойства SS433. На рис. 1-1 приведена карта окрестности SS433 в фильтре R, а на рис. 1-2 гипотетический вид системы, основанный на модели сверхкритической аккреции на релятивистскую звезду.
Согласно каталогу переменных звезд (ОКПЗ) SS433 - это же переменная звезда VI343 Aql. Объект находится на расстоянии 5 кпк, расположен примерно в плоскости галактики (1 = 9.7, b = -2.2). Детальная UBVRIHK-фотометщя в разных фазах прецессионного и орбитального периодов показывает, что полное межзвездное поглощение для SS433 составляет Av= 7.4 - 8m3 (Мюрдин и др.,1980; Черепащук и др.,1982). В результате такого сильного межзвездного поглощения SS433 выглядит как красная звезда V=\Am с показателями цвета (U-B) = 0m8, (B-V) = 2т1, (V-R) = 2т2 (Горанский и др., 19986). Если излучение изотропно, то истинная светимость объекта Lt,0i 10 эрг/сек (Черепа-щук и др., 1982; Долан и др., 1997). Максимум излучения SS433 приходится на ультрафиолетовый диапазон. В ИК-области спектра наблюдается избыток блеска в полосах L = 7Ш0 и К= 8Ш0 (Гиле и др., 1980; Кодэра и др., 1985). Избыток объясняется свободно-свободным излучением газа в оболочке системы диска.
В оптическом спектре наблюдаются подвижные эмиссионные линии водорода и нейтрального гелия, которые возникают в двух струях. Профили подвижных эмиссионных линий переменны, имеют многокомпонентную структуру. Это свидетельствует о том, что вещество в релятивистских струях выбрасывается в виде отдельных газовых сгустков. Также наблюдается мощный стационарный эмиссионный линейчатый спектр, который формируется в «звездном ветре» от аккреционного диска. Стационарный спектр состоит из ярких линий водорода, Неї, Hell, СІП, МП, а также более слабых эмиссий Fell (Мюрдин и др., 1980; Крэмптон и Хатчингс, 1981а).
ПЗС-наблюдения
В состоянии пассивности средняя кривая строилась примерно по 150-200 точкам, в актив-тивности - по 23-30 точкам на прецессионный интервал.
Если сравнивать фотометрические особенности орбитальных кривых в состояниях покоя и активности, то, очевидно, что кривые блеска аналогичны по форме - имеют главный и вторичный минимумы, а основное различие заключается в повышенном уровне блеска. Избыток излучения в состоянии активности зависит от фазы прецессии, минимальное различие наблюдается в момент ТЗ, максимальное - в ТІ и Т2. Главные минимумы в состоянии активности не такие глубокие, как в покое - блеск в центре главного затмения в активных состояниях увеличивается примерно в 1.5 раз по сравнению с пассивными состояниями. В периоды активности возможны быстрые переходы из высокого состояния в низкое и наоборот, в течение 1-3 дней.
Некоторое созвучие с вышеизложенным можно обнаружить в выводах, к которым пришел Курочкин (1988), занимаясь изучением фотометрической базы данных SS433, которая на тот момент насчитывала 1200 наблюдений. Он сумел выделить, по крайней мере, три дискретных уровня, на которых чаще всего находился блеск объекта. Наличие уровней блеска автор объяснял дискретными системами поглощения, скважность которых зависит от фазы прецессии. Переходы с одного уровень на другой происходят быстро, в пределах орбитального периода. В результате разные уровни блеска присутствуют обычно вместе на сводных кривых блеска. Также были даны две возможные интерпретации вспышек: либо вспышки имеют примерно одинаковую мощность и находятся вне системы, либо, что по мнению автора статьи более правдоподобно, при «поярчаниях» происходит «прояснение» в системе, разрывы в поглощающих слоях, и становится виден некий стационарный объект.
В работе Горанского и др. (1998а) обсуждается наличие «плоского дна» в главном минимуме в фазах прецессии \/ = 0.85-0.15, продолжительностью А ф = 0.07-0.08, что соответствует примерно 22 часам. Кривая блеска в затмениях рассматривалась и раньше в работах Лейбовица и др. (1984а), Антохиной и Черепащука (1985), Горанского (1986). В результате исследования главных затмений в момент прецессии ТЗ по данным фотометрической базы этот эффект обнаружен не был, только в фазах прецессии \/ = 0.4-0.5 и 0.5-0.6 можно заподозрить подобие «плоского дна». Для изучения поведения кривой блеска в самой глубокой части главного минимума нужно выбирать очень узкий интервал прецессии и тщательно селектировать данные по состоянию активность - пассивность или рассматривать индивидуальные кривые блеска в главном минимуме с достаточным временным разрешением. На рис.3-5 приведены некоторые индивидуальные кривые блеска в районе главного минимума. На верхнем рисунке приведена оригинальная кривая блеска в Mini JD2445940-944 по результатам наблюдательной кооперативной кампании 1984г. (Гладышев, Горанский, Черепащук, 1987; Кемп и др., 1986). Наблюдения получены за 5 часов до расчетного момента главного минимума и через 3 часа после него, (8 часов соответствует 0.025ф). На нижнем рисунке изображены кривые блеска в Mini для двух узких интервалов прецессии \/ = 0.95-0.00 и 0.00-0.05 по архивным данным. Очевидно, что если рассматривать всю совокупность точек, объединяя их в интервале прецессии \/ = 0.95-0.05, то возникает иллюзия «плоского дна». Если заглянуть в работы: Горанский, Есипов, Черепащук (1998а); Гладышев, Горанский, Черепащук (1987); Гладышев, Ирсмамбетова (1989), где проведен анализ О-С и показаны зависимости ЛЭ-(0-С)/р, то можно убедиться, что разброс точек относительно нулевого уровня достаточно велик. Таким образом, отклонения отдельных минимумов от расчетного момента наблюдаются довольно часто, хотя орбитальный период 13.08 дня остается постоянным. К некоторому смещению положения затмений может привести и нутационная переменность. Величина и знак таких смещений будет зависеть от фазы прецессии. Отсутствие эффекта «плоского дна» в моменты главных затмений в SS433 обсуждалось в работе Черепащука и Ярикова (1991).
Рассмотрим прецессионные кривые блеска SS433 в активных состояниях по конкретным датам. Состояние активности отмечено в 1979, 1980, 1982, 1988, 1989, 1990 годах (рис.3-6). Влияние фазы прецессии на проявление вспышечной активности можно оценивать по трем критериям: поведение в затмениях, наличие и частота вспышек на орбитальной кривой, средний уровень блеска. Поскольку под прецессией в SS433 подразумевается изменение ориентации аккреционного диска и релятивистских джетов относительно земного наблюдателя, то следует рассмотреть поведение кривых блеска в критические моменты прецессионного периода: \/ = 0.00(ТЗ), \/ = 0.34(Т1), \/=0.50, \/ = 0.66(Т2). ц/ = 0.00 ± 0.15 (ТЗ - момент наибольшего разделения релятивистских эмиссий, 1979, 1989г.) Искажается форма главного и вторичного затмений, линии входа и выхода в главное затмение деформированы за счет череды коротких вспышек. Нарушается симметрия относительно расчетной точки главного минимума. Иногда оба минимума и вовсе исчезают, избыток блеска составляет примерно 0.3-0Ш5. Наблюдается много слабых вспышек и в других орбитальных фазах, вследствие чего кривая блеска превращается в «спину дикообраза». Средний уровень блеска не выше, чем в спокойном состоянии. ц/ = 0.5 ± 0.11 (1980, 1982 гг.) Главные минимумы сохраняются, более того, они сохраняют обычную для этой прецессионной фазы глубину V = 15ш2. Поэтому на фоне повышенного блеска в близлежащих фазах орбиты главные затмения выглядят как глубокие провалы. Так же нарушается симметрия относительно расчетного времени наступления затмения. Характерно, что в спокойном состоянии на данной прецессионной фазе орбитальная кривая имеет одну волну за период, а в 1982г., наблюдались орбитальные кривые, типичные для момента ТЗ, т.е. ярко выраженные главные и вторичные затмения. Вспышки мощные, особенно в 1980г., вспышка JD2444402 достигла величины V = 13ш7. Средний уровень блеска превышает обычный на 0Ш4. у/ = 0.34,0.66 ± 0.15 (ТІ и Т2 моменты пересечения релятивистских эмиссий (1980, 1982, 1989гг.). В 1980г. в момент Т2 блеск в главном затмении JD2444437 достигал значения 14ш0, что превышает нормальный уровень практически на величину. Главные минимумы по наблюдениям 1982 и 1989 гг. в момент ТІ (на фоне повышенного блеска) состоялись, но их глубина, тем не менее, превышает обычную на 0Ш5. Вспышки наблюдаются часто, на кривых блеска отсутствуют монотонные участки. Амплитуды вспышек в этих фазах прецессии наиболее велики. Средний уровень блеска повышается на 0.3-0 4, но при этом не превышает уровень в момент ТЗ.
Орбитальные кривые блеска
Наблюдения проводились на рефлекторах Цейсс-600 и 1000 с мая по октябрь 1988, 1989, 1990 гг., в качестве приемной аппаратуры использовался ЖЗГК-электрофотометр. Вследствие крайне слабого блеска объекта в полосе W наблюдения проводились только в фильтрах BVR. Характерные среднеквадратичные ошибки измерений, оцененные по статистике импульсов с учетом фона в периоды наибольшего блеска, составляли 0.05, 0.02, 0т.01 на телескопе Цейсс-600 и 0.03, 0.01, 0т.006 на Цейсе-1000 в фильтрах В, V, R соответственно. В качестве основной звезды сравнения была выбрана звезда С1 с величиной V= 1Г.51.
Наблюдения 1988г. (рис.4-1) охватывают интервал JD2447264-455, причем получены практически непрерывные ряды на промежутке JD24473 85-424, что соответствует трем орбитальным периодам вблизи момента прецессионной фазы ТЗ. Зафиксирована одна мощная вспышка JD2447414 продолжительностью 1 день с амплитудой 0Ш65 в полосе V.
Наблюдения 1989г. (рис.4-2) были более продолжительные, наблюдения велись с JD2447665 по JD2447807, удалось получить шесть непрерывных орбитальных кривых блеска при изменении прецессионной фазы от \/ = 0.68 до \/ = 1.10. Примерно с JD2447750 кривая блеска стала явно отклоняться от обычного поведения, что выразилось в частых вспышках и повышением среднего уровня блеска. Возмущение в системе ярко выражено после прохождения момента ТЗ. До того, как кривая блеска окончательно деформировалась, случилось несколько вспышек: JD2447712 (V = 13ш43, ф = 0.31), JD2447721 (V= 14m.O, ф = 0.99), JD2447734 (V= 14m.ll, ф = 0.99). Замечательно, что две последние произошли во время главного затмения. Далее, с JD2447747 вспышки следуют одна за другой, превращая затменную кривую JD1447750-763 в «горную гряду», вторичный минимум исчез, главное затмение в JD2447761 тоже замыто, хотя есть некоторое понижение блеска в расчетный момент. Как известно, изменение прецессионной фазы от \/ = 0.0 до 0.34 определяет понижение среднего уровня блеска системы, однако этого не наблюдается: при \/ = 0.2-0.3 средний блеск повышен на 0Ш3, а при \/ = 0.30-0.45 уже на 0Ш5, т.е. остается таким же, как и в ТЗ. В JD2447798 произошла еще одна мощная вспышка, достигшая величины 13т.45 в фильтре К Деформации кривых блеска в фильтре В, а особенно в R, вызванные активностью, в общих чертах аналогичны таковым в V. Для некоторых дат получены ряды .SFK-наблюдений внутри ночи с временным разрешением 5-7 минут в течение 3-5 часов, в частности для дат JD2447759-768 такие ряды получены на телескопе Цейсе-1000.
Результаты наблюдений 1990г. (JD2448035-094) показаны на рис.4-3. Первый сет наблюдений пришелся на момент ТЗ и демонстрирует спокойное состояние SS433. Главные и вторичные затмения хорошо выражены, вспышки не замечены. Вторая серия наблюдений этого года (JD2448158-189), показывает повышенный блеск и нехарактерную орбитальную кривую блеска для момента Т2 — одна волна за период. В даты JD2448056-061 проведены 4-х часовые мониторинги на телескопе Цейсе -1000 в фильтрах В VR.
Фотометрические наблюдения SS433 проводились в апреле-мае 2003г., августе-сентябре 2004г., сентябре-октябре 2005г. в Крыму пос. Научный на рефлекторах Цейсс-600, КГБ-38 с приемником - ПЗС камерой типа Ар47. Наблюдения 2003г. проводились в рамках совместной программы с рентгеновским телескопом INTEGRAL, подробное обсуждение результатов приведено ниже, в главе 6.2. На рис.4-4(а) и 4-5(а) показаны результаты наблюдений в 2004-05гг.- кривые блеска SS433 в фильтрах BVRI. Наблюдения 2004г. охватывают интервал JD2453225-270 (рис.4-4(а)), что соответствует трем орбитальным периодам в районе прецессионной фазы ТЗ, т.е. момента максимального раскрытия аккреционного диска относительно наблюдателя и наибольшего разделения релятивистских эмиссий. Изменения прецессионной фазы находятся в пределах 0.85-0.15\/. В 2005г. тоже удалось пронаблюдать три орбитальных периода с JD2453616 по 659 (рис.4-5(а)) в районе прецессионной фазы ТІ (0.24-0.45\/), который соответствует положению диска «с ребра» и совпадению релятивистских эмиссий. Для определения фаз пре-цесии использовались эфемериды вычисленные по спектральным данным (Эйкеберри и др., 2001).
Опираясь на уже изученные закономерности фотометрического поведения SS433, можно заключить, что во время наблюдений система находилась в состоянии покоя. Кривые блеска на рис.4-4(а) и рис.4-5(а) демонстрируют корреляцию во всех фильтрах, причем амплитуда переменности растет от красного участка спектра к голубому. Главные затмения происходили в расчетные моменты времени. В качестве эфемериды для вычисления орбитальной фазы применялись линейные элементы из работы Горанского, Еси-пова, Черепащука, (1998а).
В некоторые ночи проводились наблюдения быстрой переменности в полосе V с временным разрешением порядка 1.5 мин. На рис.4-4(6) и рис.4-5(6) приведены результаты таких наблюдений, проведенных в 2004 и 2005 гг. для затменных и внезатменных состояний в разных фазах прецессионного цикла. В верхней части обоих рисунков для сравнения показано поведение контрольной звезды В с величиной 13ш46 в полосе V. Как видно из графиков, значительная разница в колебаниях блеска наблюдается для моментов главных затмений Mini в разных фазах прецессии. Кривая блеска JD2453621 (рис.4-5(6)), полученная в фазе прецессии \/ = 0.28 и фазе орбиты ф = 0.00 практически не отличается от кривых блеска, полученных во внезатменном состоянии JD2453619 и 616. А кривые блеска JD2453267, 268, 269 (рис.4-4(6)), полученные в районе Mini для момента прецессии \/ = 0.11, показывают плавные волны с амплитудой 0Ш2 и характерным временем примерно 1 час. Во внезатменном состоянии JD2453265 и 270 амплитуда и период колебаний блеска существенно меньше. На рис.4-6 показано положение новых данных наблюдений на средней прецессионной кривой блеска в пассивном состоянии, построенной на основе фотометрической базы данных SS433 (см. главу 3.3). Вид орбитальной кривой блеска сильно зависит от прецессионной фазы, т.е. от ориентации аккреционного диска и релятивистских джетов относительно земного наблюдателя, что и демонстрирует рис. 4-6.
Многоцветные наблюдения SS433 в оптическом и ИК-диапазоне по работам других авторов. Продолжительные ряды многоцветных наблюдений можно найти в работах Гладышева (1979, 1980), Черепащука и др. (1982), Асадуллаева и др. (1983), Асланова и др. (1987, 1993), Горанского (1986), Горанского и др. (19986). В работе Асланова, Корнилова, Липунова, Черепащука (1987) приведены орбитальные кривые блеска в полосах WBVR. Результаты наблюдений показали, что орбитальные кривые блеска в разных фильтрах аналогичны по форме, но различаются по амплитуде переменности -амплитуда растет с уменьшением длины волны.
Результаты наблюдений в Крыму, ПЗС - фотометрия 2003-2005 гг
Присутствие быстрой переменности в блеске SS433 на временных масштабах от минут до десятков минут было надежно установлено Копыловым и др. (1986), Горанским и др. (1987). Параллельные спектральные и фотометрические наблюдения, проведенные в САО Копыловым и др. (1986) показали, что быстрая фотометрическая и спектральная переменность на временах 10-30 минут наблюдается в спокойном состоянии в любой фазе орбитального и прецессионного циклов. Горанским и др. (1987), Звиттером и др. (1991) было определено минимальное время переменности - порядка 2-х минут. На временах 10" -10 сек переменность блеска Бескиным и др. (1985) не обнаружена. Быстрая фотометрическая переменность наблюдается во всех цветовых диапазонах, при этом амплитуда переменности растет от длинноволнового участка спектра к более короткому и достигает от 0m.l в фильтре R до 0 т.5 в фильтре U. Быстрой переменности подвержены также и релятивистские линии водорода, и стационарные линии. Релятивистские линии водорода имеют сложную многокомпонентную структуру, изменяющуюся от ночи к ночи.
Согласно результатам недавних параллельных оптических и рентгеновских наблюдений (Ревнивцев и др., 2004) SS433 показывает флуктуации на временах порядка 10 сек в полосе R оптического диапазона. Также была обнаружена корреляция между оптическим и рентгеновским потоками, при этом изменения в рентгене запаздывают относительно оптики на 80 сек. Была предложена модель двойного источника: первый источник - это собственно рентгеновский джет, летящий со скоростью 0.26 скорости света, а второй источник - внутренняя область аккреционного диска, излучающая в оптическом и УФ- диапазонах. Запаздывание в 80 сек объясняется как время необходимое для трансформации аккреционной неустойчивости от основания джета до наблюдаемой области рентгеновского излучения.
Причины возникновения быстрой переменности. В одной из ранних работ на эту тему (Копылов и др., 1986), быстрая переменность параметров релятивистских линий (включая z) на малых временах объясняется дискретностью струи, которая состоит из отдельных облаков ионизованного газа. Физические условия в облаках струи могут быстро меняться также при прохождении облаков через неоднородности окружающей общей оболочки. Авторы делают вывод о том, что совпадение характерного времени переменности стационарных линий со временем быстрой переменности блеска в разных фильтрах ( 20 минут) указывает на причину возникновения самой быстрой переменности - результат прохождения релятивистских струй через оболочку, окружающую двойную систему. Характерный размер области образования стационарных линий как раз совпадает с размерами общей оболочки SS433 - 10 см, плотность которой оценена как 2-10 см" . Оболочка истекает со скоростью 2000км/сек. Совсем недавно Чакрабарти и др. (2005) на основе многоволновых наблюдений в рентгеновском, оптическом и радиодиапазоне с временным разрешением 16 сек, сделали вывод о том, что индивидуальные облака -«пули» проявляют себя на всех длинах волн.
Наблюдательный материал, полученный на Майданаке в 1989-1990гг. (Ирсмам-бетова, 2001), позволяет проследить за быстрыми изменениями показателей цвета в течение ночи. В результате двух сетов JD2447759 (1989г.) и JD2448056-061 (1990г.) получены ряды і?/ -наблюдений для 12 ночей, с временным разрешением 6-8 мин. Один ряд получался в результате непрерывного 4-5 часового слежения за объектом с помощью электрофотометра «Одесса» на телескопе Цейсе-1000, что позволило достичь относительно высокой точности измерений. Точность оценок следующая: o(5j = 0m05-0m07, o(F} = 0m.011 - 0m.016, c(R) = 0m 007 - 0m 009. К изучению также привлечены многоцветные электрофотометрические UBVRI-паблю-дения SS433, выполненные В.Ю. Рахимовым на горе Санглок (Горанский и др., 1987; Асланов и др., 1993). На рис.4-7(а-г) показаны колебания блеска SS433 в полосе VB течение ночи, полученные на горе Санглок и на горе Майданак в разных состояниях активности в момент прецессионной фазы ТЗ (\/ = 0). Ряды наблюдений, сделанных на Санглоке, имеют временное разрешение порядка 2 мин, но сами ряды прерывистые.
Полная амплитуда колебаний блеска на этих временах растет от красного конца спектра к синему и в среднем составляет: R = 0m05 - 0.15, V= 0m10 - 0.20, В = 0m25 - 0.45, U= 0m40 - 0.50 В полосе I амплитуда быстрой переменности немного больше, чем в R, что выпадает из предыдущей последовательности амплитуд: 1=0 m 15-0.25. Показатели цвета чаще всего повторяют ход кривой блеска более коротковолновой составляющей. Например, характер изменений показателя цвета U-B повторяет изменения блеска в фильтре t/и т.д.
Существует более медленная переменность - за время порядка одного часа проходит плавная, синхронная во всех фильтрах волна, например JD2448058 (рис.4-10), с амплитудой 0Ш25 в фильтре V. Переменность такого типа коррелирует, по крайней мере, в фильтрах BVR, амплитуда растет от R , V к В. Рост блеска сопровождается уменьшением показателей цвета. Изменение показателей цвета отслеживают изменения более коротковолнового компонента. Наблюдения в JD2447767 (рис.4-10) показывают другой тип волны, когда блеск плавно, примерно за 30 мин вырос на 0Ш4 в фильтре В, на 0Ш25 вКи на 0Ш25 в R, при этом потоки во всех фильтрах BVR показали необычную корреляцию. Если показатель цвета B-V уменьшился на 0т.15, то V-R не изменился. Следует отметить, что в этот момент SS433 находился в состоянии активности, в районе вторичного минимума.
На рис.4-9(а-г) приведены диаграммы «цвет - блеск», построенные по данным наблюдений быстрой переменности для величин U-(U-B), B-(B-V), V-(V-R) соответственно данным, приведенным на рис.4-7(а-г). Как видно из рисунков, для каждой ночи имеет место локальная зависимость «цвет - блеск», т.е. в данном случае зависимость показателя цвета от его более коротковолнового компонента. Кривые зависимостей для каждой отдельной ночи удовлетворительно аппроксимируются линейными уравнениями. Ниже приведены линейные аппроксимации для некоторых ночей в спокойном состоянии: