Исследование сверхкритического аккреционного диска и звезды-донора в системе SS 433

• Автор: Медведев, Алексей Сергеевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 116 с. : ил.

Содержание

Глава 1. Диагностика рентгеновских струй 8Б 433 но дан-

ным ХММеу4оп

1.1. Постановка задачи

1.2. Отбор и обработка наблюдательных данных

1.3. Модель рентгеновских струй

1.4. Оценка параметров струй по линиям железа

Ее XXV и Ре XXVI

1.5. Необходимость дополнительных компонентов в рентгеновском спектре ЭБ

Глава 2. Отраженное излучение в спектре

2.1. Свидетельства отражения в рентгеновском спектре ЭБ

2.2. Анализ наблюдательных данных с использованием модели отражения
2.3. Компоненты рентгеновского спектра. Структура сверх-критического диска в системе БЭ
Глава 3. Эффект прогрева в
3.1. Постановка задачи
3.2. Наблюдения
3.3. Средние профили линий поглощения. Сильные и слабые линии
3.4. Анализ средних профилей с использованием простой модели прогрева
3.5. Влияние эффектов прогрева на кривую лучевых скоростей звезды-донора
3.6. Массы компонентов в ББ
Литература

Введение
Общая характеристика работы
Актуальность темы
Сверхкритичсская аккреция газа на черные дыры — одно из самых интересных и загадочных явлений в астрофизике. Теория сверхкритпче-ской аккреции была разработана Шакурой и Сюняевым в 1973 году [63] и в настоящее время привлекает все большее внимание ученых. Данный феномен возникает в самых разнообразных системах: от тесных двойных звезд до активных ядер галактик. Теория сверхкритнческой аккреции также привлекается для объяснения природы нового класса внегалактических объектов — ультраярких рентгеновских источников (иЬХ)[25, 26, 42, 74]. В силу этих причин изучение наблюдательных данных и объектов, демонстрирующих такой тип аккреции, является чрезвычайно важной задачей.
Настоящая работа посвящена исследованию тесной двойной системы ЭЭ 433, которая является объектом пристального изучения с момента её открытия и по сей день. ЭЭ 433 был выделен в обзоре звезд с эмиссией На Стефенсона и Сандулика [70], содержащем 455 объектов плоскости Галактики. В первых щелевых спектрах этого объекта [11, 45] были обнаружены яркие и переменные линии неизвестной природы. Первым исследователям ЯЭ 433 [21, 77] удалось отождествить эти эмиссии с линиями водорода и нейтрального гелия, которые были смещены на десятки тысяч км/сек в красную и голубую сторону. Далее выяснилось, что релятивистские линии водорода и Не I возникают в двух противоположно направленных высокоскоростных струях газа [23, 50], эти струи периодически меняют свое положение в пространстве («прецессируют»), что
этом случае концентрация газа в струе может быть записана в виде
г 2 1 М,
п(г) = По — , где По = п (1-1)
го/ ttjiimpVjr£
Здесь го — это радиус видимого основания струи (расстояние между
видимым основанием струи и компактным объектом), Qj = 2;г(1—сos0j)
— это телесный угол раствора струи, Mj — темп потери массы в струе,
тр — масса протона, д. — молекулярный вес.
Температура газа в = кТ вдоль струй с учетом адиабатического и
радиативного охлаждения определяется уравнением
3 d6 dn f ге
2У-д(1 + 2)=0’ М
где член е отвечает за удельные потери энергии на излучение, рассчитанные на одну частицу. Это уравнение является прямым следствием второго закона термодинамики и в случае корневой зависимости потерь энергии на излучение е ос [в, которая справедлива для тормозного излучения, имеет аналитическое решение (см. например [43]). Однако мы будем использовать более сложный вид потерь энергии на излучение, учитывающий излучение в линиях. Если ввести переменные Т = в/во, х = г/го, £ = fmJ, то уравнение (1.2) можно переписать в безразмерной форме:
dr 4 г J(t во)
Тх 3*“?-' (1-3)
где а - коэффициент, зависящий от основных параметров струй: темпа потери массы Mj и радиуса видимого основания струи tq:
iljmpVj г090
Введеная нами величина J(9) — это эмиссионная способность плазмы 4,
4 В зарубежной литературе эта величина имеет название “еипэзп'-Иу” и определяется через отношение коэффициента излучения к квадрату концентрации.