Струи и аккреционные диски в двойных звездах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК Т!&ЕЙЙА{ЛЁНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

УДК 521354.т

ФАБРИКА Сергей Николаевич

СТРУИ И АККРЕЦИОННЫЕ ДИСКИ В ДВОЙНЫХ ЗВЕЗДАХ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Нижний Архьга - 1998

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Паук.

Официальные оппоненты: член-корреспондент РАН, профессор

Д 1\Д ^ТТЯ TTr^fV

i miJ.1 iL

доктор физ.-мат. наук H.H. Самусь

профессор, доктор физ.-мат. наук Ю.Н. Гнедин

Ведущая организация: Крымская Астрофизическая

обсерватория, пос. Научный.

Защита состоится ' ^ "__ 1998 г. в_часов

на заседании Диссертационного совета Д 003.35.01 при Специальной Астрофизическиой Обсерватории РАН по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке С АО РАН.

Автореферат разослан " » _1()98

г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

(Мь-Ч!

Е.К. Майорова

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы

Особое место в современной астрофизике занимает исследование струй, а также объектов, которые являются источниками струй. Класс объектов, у которых наблюдаются струи, весьма широк. Это — звезды в тесных двойных системах, в которых происходит аккреция газа на релятивистский компонент (белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру); активные ядра галактик; формирующиеся молодые звезды; ядра планетарных туманностей; яркие голубые переменные LBV. Проблема образования астрофизических струй сейчас далека от разрешения. В последние годы преобладает мнение, что источником струй у всех упомянутых объектов являются аккреционные диски (Ли-вио, 1996). Струи образуются в аккреционном диске либо при сверхкритическом режиме аккреции газа, либо при наличии дополнительного источника энергии у центрального объекта (например, вращение или термоядерное горение), либо при генерации магнитных полей во внутренних областях диска. Разница в масштабах перечисленных объектов — источников струи очень велика: от объектов примерно солнечной массы в случае звезд, до объектов массой ]06 — 109 М0, находящихся в ядрах галактик и квазаров. И тем не менее, механизмы, которые приводят к выбросу газа в струях, могут быть весьма близкими. Исследование объектов, формирующих струи, проводятся сейчас всеми доступными астрофизике методами: с помощью наблюдений во всех диапазонах электромагнитного спектра, теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Наблюдения проводятся на крупнейших оптических телескопах, в частности, на 6-метровом телескопе CAO. Эти программы являются приоритетными в работе Космического Телескопа.

В пионерской работе Шакуры и Сюняева (1973) была описана структура аккреционного диска и его наблюдательные проявления. Там же впервые была предложена модель сверхкритического аккреционного диска и было показано, что в диске формируется высокоскоростной отток вещества, направленный по оси. Эту модель блестяще подтвердило открытие в 1978 г. объекта SS433 — тесной двойной системы, в которой реали-

зуется режим сверхкритической аккреции. Это открытие инициировало многие работы по исследованию сверхкритическогс режима и формированию струйных выбросов. Изучению только одного этого объекта и явлений, с ним связанных, посвящено более тысячи публикаций. Такая активность объясняется тем, что 88433 не только обладает удивительными и необычными свойствами, но и представляет собой уникальную лабораторию релятивистской астрофизики. Главной особенности: 88433, определяющей его свойства, является то, что оптическая массивная звезда в системе находится на быстрой стадии эволюции — интенсивной потери газа через критическую точк\ Лагранжа. Это обеспечивает образование сверхкритическогс аккреционного диска вокруг релятивистской звезды. В ЭБ 432 мы непосредственно наблюдаем важнейшие процессы: формирование аккреционного диска в двойной системе; проявление сверхкритического режима аккреции и образование ветра, ис текающего из диска; формирование, ускорение и коллимации: релятивистских струй; распространение этих струй в среде I проявление их как радиоструй. Наличие в ЭЭ 433 прецессии диска и струй, а также затмений диска и места выхода струй (канала или воронки) предоставляет нам уникальные возможности прямого исследования перечисленных выше явлений. Изучение ЗБ 433 очень важно для понимания активности ядер галактик Этот объект иногда называют "миниквазаром", и такая аналогия достаточно точна. Благодаря исследованию 88433, сталЕ понятны или прояснились некоторые проблемы активных ядер галактик, например, проблема доставки релятивистских частиг на большие расстояния от источника, прецессии радиоструй } радиогалактик, формирования конусов колдимированного излучения и другие. Несмотря на значительные успехи в работах по следних лет, в этой области астрофизики нерешенных проблем больше, чем уже решенных. Поэтому детальное исследование самого объекта ЭБ 433 является весьма актуальным.

Среди симбиотических систем, в которых аккреция газа про исходит на белый карлик, известны источники струй М\УС56( и К Aqг. Скорость распространения струй у таких звезд близкг к параболической скорости для белого карлика (несколько тысяч км/с). Очень благоприятная ориентация струй М\УС560 совпадающая с лучом зрения, делает возможным детальное из

учение струй симбиотических систем на примере этой звезды., SS433 и MWC560 — единственные известные в астрофизике объекты, струи которых могут быть исследованы прямыми, в частности, спектральными методами. По этой причине именно эти два объекта выбраны нами для детального исследования.

Важной проблемой является поиск объектов типа SS433 и исследование других типов объектов, в частности, тесных двойных звезд, в которых образуются струи. Изучение сходства и различий в них необходимо для понимания механизмов формирования и коллимации струй. При решении проблемы поиска объектов типа SS433 следует учитывать, что новые объекты могут быть не полностью похожи на известный оригинал или по-другому ориентированы по отношению к наблюдателю. Например, наблюдатель, находящийся близко к оси струй SS433, обнаружит очень яркий рентгеновский источник и будет иметь шанс непосредственно "увидеть" аккрецирующую газ черную дыру. Для понимания эволюционного статуса SS 433, кроме точного знания параметров орбиты системы, масс компонентов и темпов потери газа системой, важно сравнение с объектами, находящимися на близких стадиях эволюции. SS433 является массивной двойной системой и одной из самых ярких звезд в Галактике, но поглощение света SS 433 весьма велико. Подобные объекты в Галактике располагаются в диске или близко к центру (Павлинский и др., 1994), в областях, богатых газом и пылью. Они могут быть скрыты от наблюдателя из-за межзвездного поглощения света. В ближайших галактиках такие звезды будут еще вполне доступны наблюдениям в оптике или в ультрафиолете. Поэтому важной задачей становится поиск подобных объектов в ближайших галактиках. Интересным и редким типом звезд являются яркие голубые переменные (LBV). Это массивные молодые звезды, находящиеся на стадии интенсивной потери газа в тепловой шкале времени. В паре с релятивистской звездой такой объект вполне мог бы иметь свойства SS 433. Обсуждающейся в литературе эволюции массивной одиночной звезды: ОВ-сверхгигант —> LBV —WN можно сопоставить эволюцию такой же звезды, но в паре с образовавшимся релятивистским компонентом CygX-1 —> SS433 —> CygX-3. Для прояснения картины эволюции массивных звезд необходимо значительно увеличить количество известных звезд этих

типов. Приоритетность работы заключается в том, что в ней впервые реализуется идея массового систематического поиска в ближайших галактиках наиболее массивных звезд, находящихся на критических стадиях эволюции. Все это обеспечивает актуальность проблемы.

Цель работы

Основная цель работы заключалась в детальном исследовании системы SS433. Из наблюдений необходимо было определить параметры релятивистских струй, структуру аккреционного диска и потоков газа у этого объекта. Вез этих данных невозможно выделить механизмы образования струй, их ускорения и коллимации, понять эволюционный статус этого объекта. В результате такого исследования может появиться модель сверхкритического аккреционного диска, и, что особенно важно, модель машины, образующей струи. Целью работы было также исследование других объектов, выбрасывающих струи, в частности, детальное изучение уникальной симбиотической звезды MWC560. На примере этой системы необходимо было изучить механизмы образования струй в аккреционном диске, где центральной звездой является белый карлик. Для понимания места SS 433 среди совокупности массивных звезд, условий его образования и частоты встречаемости необходимо исследование других объектов этого типа. Для этого был предпринят их систематический поиск в галактике М 33 и массовая спектроскопия кандидатов в уникальные объекты в этой галактике, а также в галактиках М81 и NGC2403.

Научная новизна

1. Впервые найдены точные геометрические и кинематические параметры струй SS 433 на основе наблюдений и моделирования профилей их линий. Переменность интенсив-ностей и профилей линий, формирующихся в струях, была объяснена эффектом проекции в нутационном движении струй. Впервые на основе анализа интенсивностей водородных линий струй и сравнения их с расчетными были найдены физические характеристики газа в струях: плот-

ность, температура, оптическая толщина и размеры облаков. Был сделан вывод об иерархической структуре оптической струи: облака —> скопления облаков —> крупномасштабные неоднородности ("пули"). Было проведено исследование анизотропии излучения облаков газа в струе; сделаны выводы о динамическом нагреве газа, о просветлении облаков при выметании струями ветра аккреционного диска. Впервые на основе данных наблюдений была исследована эволюция газа в струе, указаны причины свечения струи в линиях и удержания облаков от расширения. Найден и объяснен профиль яркости линейчатого излучения вдоль струи. В струе были выделены зоны выметания и расширения. Была объяснен известная из наблюдений VLBI зона поярчения радиоизлучения в струях SS 433.

2. Открыта двухкомпонентная структура стационарных эмиссионных линий SS433. Выделены компоненты, формирующиеся в газовом потоке, направленном в диск; в горячих образованиях ("коконах Hell"), расположенных вокруг оснований релятивистских струй. Определены условия затмения, а также параметры газового потока и горячих коконов. Была обнаружена прецессионная переменность лучевых скоростей эмиссионных и абсорбционных линий SS433. Была найдена значительная переменность орбитальных кривых лучевых скоростей с фазой прецессии, без учета которой невозможно найти корректную функцию масс системы. Была найдена функция масс SS433 и получено доказательство того, что эта система является массивной.

3. Впервые было получено наблюдательное доказательство существования ветра, возникающего в сверхкритическом аккреционном диске. Найдено, что линии поглощения в спектре SS433 образуются в этом ветре. Определен профиль скорости ветра в диске SS433. Таким образом, была подтверждена картина строения сверхкритического диска, предложенная Шакурой и Сюняевым (1973). Найдено наблюдательное свидетельство сухцествования шлейфа за оптической звездой в системе (области возмущения ветра).

Получено наблюдательное подтверждение модели "плавающих" аккреционных дисков (Шакура, 1972) и сделан вывод, что в 88433 реализуется эта модель прецессии.

4. Впервые были найдены периодичности в изменении лучевых скоростей эмиссионных линий 88433, которые являются кратными прецессионному периоду. Предложена интерпретация их как проявления спиральных ударных волн в аккреционном диске. Спиральные ударные волны до сих пор были обнаружены только в аккреционных дисках ката-клизмических переменных. Впервые было предсказано существование протяженного растекающегося диска вокруг системы ЭЭ 433 и определены его параметры. Существование этого диска позднее было подтверждено в наблюдениях рентгеновского спутника АЭСА. Впервые построен спектр Э8433 от УФ до ближнего ИК диапазона. Температура аккреционного диска Б8433 впервые была определена с привлечением данных УФ наблюдений с Космического Теле скопа. Впервые было найдено, что величина линейной поляризации излучения ЭЭ 433 резко возрастает в УФ области

5. В результате спектрального мониторинга уникальной сим биотической звезды со струями М\УС560 была обнаруже на переменность оптического (БТА) и УФ (ГОЕ) спектро] с характерным временем 1-3 часа. Впервые были пай дены наблюдательные свидетельства удаляющейся струи расположенной за аккреционным диском. Были определен! геометрические параметры струй М\^С 560 и физически* условия в них. Предложена интерпретация горячего источ ник а 560 как фотосферы мощного ветра, истекающе го из внутренних областей вокруг белого карлика. Впервы получены оценки параметров горячего источника, найде темп аккреции газа на белый карлик, темп потери газ в ветре и в струях. Впервые было проведено тестировани моделей и механизмов выброса газа как в струях М\¥С 56С так и в ветре. Сделан вывод о пропеллерном механизме вь: броса струй вращающимся магнитным полем белого карлЕ ка. На основе данных о темпе аккреции и скорости исте чения газа в струях МЛУС560 предсказана величина ма;

нитного поля на белом карлике и характерный период его вращения. Недавно болгарскими и польскими астрономами были открыты периодические изменения блеска этого объекта, найденный период оказался в интервале предсказанных периодов.

6. Впервые была поставлена задача систематического поиска объектов типа SS433 в других галактиках. Были разработаны критерии поиска и выделения звезд-кандидатов. Этим критериям удовлетворяют также объекты LBV. Были получены списки звезд-кандидатов в уникальные объекты в галактике М 33. Впервые проведено систематическое исследование голубых объектов с эмиссией На в галактике М 33. Было показано, что такое исследование и полученные списки имеют ценность не только при поиске кандидатов в объекты типа SS433, но и в выделении кандидатов в звезды LBV, гинергиганты, сверхгиганты и звезды типа WN. По морфологическим признакам выделено около 300 голубых звезд с областями НII и 80 звезд. Выделена группа из 20 ярчайших звезд с эмиссией На — кандидатов в гипергиганты и объекты LBV. На основе результатов проведенной на БТА первичной спектроскопии звезд в галактике М 33 получен список звезд-сверхгигантов, среди них выделены два кандидата в объекты типа SS 433: звезды На 19 и 1322. Впервые проведена массовая мудьтиобъектная спектроскопия звезд в галактиках М 81 и NGC 2403. В результате нашей спектроскопии количество звезд, у которых были получены спектры, увеличилось в галактике МЗЗ в 1.5-2 раза, а в галактиках М81 и NGC 2403 примерно в 4 раза.

Практическое ¡значение работы

В работе проведено детальное исследование двух уникальных двойных звезд, источников струй SS 433 и MWC 560. Полученные данные о параметрах этих систем и строении их аккреционных дисков будут использованы другими исследователями при построении моделей ускорения и коллимации астрофизических струй. Механизмы выброса газа из дисков могут быть определены более точно как в случае сверхкритической дисковой

аккреции на релятивистскую звезду, так и при выбросе вращающимся магнитным полем. Накоплен большой спектральный и фотометрический наблюдательный материал. Особенную ценность представляют данные, полученные в рамках кооперативных программ. Весь наблюдательный материал опубликован и может быть использован при исследованию! этих объектов. Результаты исследования голубых звездных объектов с эмиссией в На в галактике M 33 могут быть использованы другими исследователями при анализе звездного населения этой галактики, истории звездообразования, распределения H II-областей по галактике, интерпретации и отборе отдельных объектов. Результаты массовой спектроскопии объектов в галактиках M 33, M 81 и NGC2403 будут использоваться при более детальном анализе наиболее интересных объектов — кандидатов в звезды типа SS433, LBV, Ofpe/WN и WR. Результаты спектроскопии и списки объектов уже запрошены и получены группой Проф. Р. Кудрицкого (Мюнхен). В настоящее время это самая активная группа в мире, занимающаяся исследованием сверхгигантов в ближайших галактиках, она имеет наблюдательное время на 10-метровых телескопах Keck и резервированное время на строящихся 8-метровых телескопах VLT.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в 39 печатных работах и докладывались на семинарах CAO РАН, ГА-ИШ, ИКЙ, Объединенном астрономическом семинаре (г. Москва), Г АО РАН, Физико-технического института им. Иоффе (г. Санкт-Петербург), Крымской астрофизической обсерватории, Южной Станции ГАИШ, Одесской обсерватории, обсерватории Варшавского университета, Центра Астрофизики им. Коперника (г. Варшава), Королевской Гринвичской обсерватории, Института Астрономии (г. Кембридж), Королевской Эдинбургской обсерватории (г. Эдинбург), Обсерватории Джодрелл Бэнк (г. Манчестер), Лейсестерского университета (г. Лейсестер, Англия); а также на Всесоюзных семинарах "Актуальные проблемы астрофизики" (октябрь 1983 г., октябрь 1986 г., Абрау-Дюрсо), Всесоюзных конференциях молодых ученых "Проблемы астрономии" (июнь 1984 г., апрель

1986 г., Одесса), Всесоюзном семинаре "Образование газовых потоков в ТДС" (октябрь 1985 г., Тыравере), совещании "Двойные звезды" (октябрь 1986 г., Пулково), симпозиуме КО СП АР "Физика компактных объектов" (июль 1987 г., София), международной рабочей группе "SS433" (июнь 1988 г., Двингелоо), совещании "Неустойчивые стадии звездной эволюции" (октябрь 1988 г., CAO), 12-й Европейской региональной конференции MAC (октябрь 1990 г., Давос), Техасском симпозиуме по релятивистской астрофизике (декабрь, 1990 г., Брайтон), конференции "Звездные струи и биполярные выбросы" (май 1991 г., Капри), "Рентгеновская астрономия, будущее и настоящее" (июнь 1991 г., Лондон), конференциях памяти В.Ф. Шварцмана (сентябрь 1988 г., октябрь 1991 г., CAO), конференции "Современные проблемы астрономии" (сентябрь 1996 г., Одесса), конференции "Актуальные проблемы астрофизики" (октябрь 1996 г., Москва); конференции, посвященной 30-ти летию CAO (октябрь 1996 г., CAO).

Личный вклад автора

В работах, посвященных наблюдениям SS 433 на комплексе "Мания" и спектральным наблюдениям до 1986 г., вклад автора заключается в интерпретации результатов наблюдений; а также участии в спектральных наблюдениях на БТА и участии в обработке данных. В более поздних работах по спектральному исследованию SS433, а также в работах, посвященных исследованию струй SS433 и объекту MWC560 вклад заключается в постановке задачи, интерпретации и участии в наблюдениях. В наблюдениях по кооперативным программам — это участие в спектральных наблюдения и интерпретация данных, организация спектральных наблюдений и участие в организации фотометрических наблюдений. В работе по исследованию S S 433 в УФ автор принимал участие в интерпретации данных и в поляриметрических оптических наблюдениях. В работах по поиску уникальных объектов в ближайших галактиках вклад заключается в постановке задачи, интерпретации данных, участии в наблюдениях и помощи в обработке. В работе по исследованию объекта На-19 в галактике M33 работа заключалась в спектральном исследовании этого объекта.

Структура и объем работа

Диссертационная работа состоит из введения, семи глав и заключения; Она содержит 350 страниц, 89 рисунков и 21 таблицу. Список литературы включает 231 наименование.

Результаты, выносимые на оащиту:

1. Результаты исследования струй 33 433:

Определены геометрические, кинематические и физические параметры струй. Сделан вывод о динамическом нагреве газа в струях за счет взаимодействия с ветром аккреционного диска. На этой основе объяснены наблюдаемые характеристики оптических струй и зоны поярчения радиозлучения.

2. Результаты исследования лучевых скоростей Б3433:

На основании анализа лучевых скоростей эмиссионных и абсорбционных линий обнаружены и объяснены явления прецессионной и связанной с ней орбитальной переменности линий. В результате определена наиболее корректная функция масс системы. Обнаружен ряд эффектов нестационарности, которые могут быть проявлением движения спиральных ударных волн в аккреционном диске. Предсказано существование протяженного диска вокруг 33433.

3. Результаты исследования сверхкритического аккреционного диска ЭЭ 433:

Получены обширные спектральные данные в рамках кооперативных наблюдательных программ. На основании детального анализа наблюдений обнаружен и исследован ветер, возникающий в аккреционном диске. Структура ветра подтверждает модель строения сверхкритического диска Шакуры и Сюняева (1973). Обнаружен газовый поток, направленный в аккреционный диск, и горячие коконы, расположенные у оснований релятивистских струй. Сделан вывод, что аккреционный диск ББ 433 является "плавающим", т. е. эта система — пример реализации механизма ведомой прецессии аккреционных дисков.

4. Результаты исследования уникальной симбиотической звезды М'УУСббО:

В результате спектрального мониторинга МЛ¥С560 обнаружена струя газа, удаляющаяся от наблюдателя. Определены геоме-

трические и физические характеристики струй. Предложена интерпретация горячего излучения MWG 560 как излучения мощного ветра. Сделан вывод о пропеллерном механизме выброса газа в этой системе. Определены характеристики ветра, найдены темны аккреции и истечения газа как в струях, так и в ветре.

5. Поиск объектов, подобных SS433: Применен новый подход к проблеме поиска звезд, подобных SS433. Получены критерии выделения кандидатов в объекты типа SS433, а также LBV в ближайших галактиках. В результате первичной мультиобъехтной спектроскопии звезд в галактиках М 33, М 81 и NGC 2403 выделены два кандидата в объекты типа SS433 в галактике МЗЗ.

Краткое содержание глав

Глава I. Параметры оптических струй SS 433

В первом параграфе описаны наблюдательные проявления струй SS433 по мере их удаления от источника, начиная от места их появления над фотосферой аккреционного диска и кончая местом их торможения на краях остатка сверхновой W 50. Детально описано поведение струй на участке, где они излучают в оптическом диапазоне спектра, особенности оптического спектра и его переменность. Обсуждается эффект проекции, выявленный в наблюдениях на 6-м телескопе — резкое усиление интенсивности подвижных линий в моменты экстремумов нутационных кривых лучевых скоростей. В § 2 описаны наблюдения SS433 на БТА в 1981 г., когда довольно длинный и непрерывный интервал наблюдений позволил проследить за изменениями линий, формирующихся в струях. Из наблюдений найден профиль яркости излучения в линии На вдоль струи. Описан метод моделирования профилей подвижных линий струй. Приводятся результаты моделирования — профили линий и полученные кинематические и геометрические параметры струй. Таким образом, были определены важнейшие характеристики оптических струй SS 433: характерный размер, на котором происходит увеличение яркости излучения в линиях R;n ~ 1.7 • 1014 см и размер, на котором происходит затухание этого излучения

Р^ « (6.7 ± 0.5) ■ 1014 см; полный раствор струи 1°.0 & & 1°.4; количество излучающих неоднородностей (облаков или скоплений облаков) в струях 103 Ч-4-103; угол нутации 9п « 2.8 ± 0°.3.

В § 3 сравниваются наблюдательные и расчетные характеристики линий На струй. Здесь же сделаны оценки темпа потери массы в струях 83 433 на основе равенства динамического давления струи и давления в туманности 50, образованной за счет выметания струями межзвездного газа, М^ ~ 5 ■ Ю-7 М0 /год. Обсуждаются механизмы нагрева струй, в частности, нагрев за счет диссипации кинетической энергии струй при взаимодействии с ветром аккреционного диска и нагрев коллимирован-ным излучением аккреционного диска. Приводятся аргументы в пользу существования такого излучения (конус коллимиро-ванного излучения или фотоконус). В § 4 описаны результаты моделирования профилей движущихся линий, полученные с учетом нагрева газа струи коллимированным излучением, на-правленым по оси струй. Показано, что коллимированность ионизирующего излучения не приводит к заметным изменениям в профилях линий струй, но и не противоречит наблюдениям. Найдены ограничения на геометрию конуса коллимированного излучения и на возможный спектр этого излучения.

Глава II. Физические условия в струях ББ 433

В § 1 приводятся результаты обширных спектральных наблюдений 433, проведенных на БТА в 1981 - 1990 гг. и полученные из этих наблюдений эквивалентные ширины линий излучения струй На, Н/3 и Н7. Все опубликованные данные по интенсив-ностям линий На^, излучаемых в струях 433, анализируются совместно с интенсивностями линий На±, Н/?* и Н7±, полученными на БТА. Описан способ расчета абсолютных интенсив-ностей водородных линий струй на основе анализа всех опубликованных данных фотометрии этого объекта с учетом релятивистских аберраций света. В § 2 исследуется поведение интен-сивностей в зависимости от фазы прецессионного периода, т. с от наклона обеих струй к наблюдателю. Показано, что найденные ранее Асадуллаевым и Черепащуком (1986) свидетельства анизотропии излучения струй в линиях подтверждаются на более обширном материале. Получены наблюдаемые зависимости

интенсивностей подвижных линий от фазы прецессии в сопутствующей системе координат и модельные зависимости интенсивности излучения движущегося в струе источника (облака газа). Обнаружено, что максимум излучения обеих струй приходится на фазу прецессии около 0.8. Детально анализируются все возможные эффекты наблюдательной селекции. Поведение итенсивностей линий объясняется, если диаграмма направленности излучения струй имеет приблизительно центральную симметрию, с двумя противоположными максимумами, с ориентацией головного максимума под острым углом к вектору скорости струи в сторону прецессионного движения. В эмпирической модели диаграммы направленности лобовая часть поверхности облаков газа в струях в 1.5 — 2 раза ярче, чем задняя часть. Из этого следует, что нагрев облаков газа в струе обеспечивается, в основном, не излучением аккреционного диска, а динамическим напором вещества. Предложена модель, в которой анизотропия излучения вызвана несферической формой облаков газа или просветлением облаков в направлении ударных волн, распространяющихся в струе. Сделан вывод, что анизотропия излучения струй SS 433 в линиях обусловлена динамическим взаимодействием струй (в ходе прецессионного движения) с медленным ветром аккреционного диска.

В § 3 найдены балъмеровские декременты обеих струй, которые оказались очень близки между собой. Они, как и интенсивности подвижных линий, переменны с фазой прецессии. Вместе с тем, бальмеровские декременты обеих струй значимо различаются в фазах минимума и максимума интенсивностей подвижных линий. Их средние значения — На/Н/3 = 1.3, Н7/Н(3 = 0.8 — свидетельствуют о плотности газа около 1013 см-3. На основе сравнения наблюдаемых в разных фазах прецессии декрементов с расчетным спектром водородного газа (Дэвидсон и МакКрей, 1980) определены физические параметры газа и газовых облаков в струях. Найдена кинетическая светимость струи œ 1039 эрг/с, которая хорошо согласуется с оценкой темпа потери массы в струях, полученной в Гл. 1. Получено, что газ должен находиться в облаках или сгустках. Облака газа в струе являются непрозрачными в линии На, их размеры ~ 108 см. Размер излучающего слоя (облака) и его оптическая толщина существенно зависят от угла наклона струй к лучу зрения.

Таким образом, прецессия предоставляет уникальную возможность детального исследования струй. Фазы максимума интен-сивностей подвижных линий соответствуют моментам, когда угол между лучом зрения и осью диаграммы направленности излучения минимальный; фазы минимума интенсивностей со-отвествуют ориентации облаков "с ребра". Показано, что облака могут группироваться в скопления размером ~ 1012 см. Количество скоплений облаков в струе несколько тысяч. Время генерации одного скопления около 100 с. Такое же количество неоднородностей в струе получено при моделировании структурности профилей движущихся линий. В струе существуют и более крупные структуры ("пули"), из наблюдений следует, что время их генерации около 0.3 - 0.5 дней. Таким образом, можно говорить об иерархической структуре струи.

В § 4 обсуждается динамический и тепловой баланс облаков газа в струе и условия их стабильности. Как поведение декрементов, так и интенсивностей линий совместно указывают либо на несферическую форму облаков газа, либо на просветление газа ударными волнами в определенном направлении. Уменьшение оптической толщины излучающего слоя газа (облака) происходит в районе фазы прецессии 0.8. Делается вывод, что как для динамики облаков, так и для формирования линейчатого излучения струй, определяющим фактором является взаимодействие струй с газом медленного ветра, истекающего из аккреционного диска. Вследствие прецессионного и нутационного движения струй, канал, по которому распространяется струя, постоянно перестраивается. При этом, вероятно, формируется поток газа, втекающий в струю. Динамический напор этого газа на облака струи способен удержать облака от расширения и вызвать распространение по облакам ударных волн (или исказить форму облаков). Описана эволюция облаков вдоль струи. До расстояния от источника около 3 • 1015 см струя распространяется по области выметания, где происходит взаимодействие с газом медленного ветра. Это расстояние совпадает с размером оптической части струи, определенным в Гл. 1. Далее струя выходит на свободпое от газа пространство, т. к. ветер за время, равное прецессионному периоду, не успевает его заполнить. Поэтому далее в струе, до расстояния примерно 4 • 1015 см, выделяется зона расширения. В ней струя распро-

страняется по свободному от газа пространству и облака газа быстро расширяются. Облака заполняют весь объем струи и сталкиваются друг с другом. Последнее приводит к возникновению множественных ударных волн, перегреву газа и резкому увеличению эффективного сечения струи. Вследствие этого воз- -никает хорошо известная по наблюдениям VLBI зона поярчения синхротронного радиоизлучения на расстоянии около 4-1015 см от источника.

Глава III. Лучевые скорости стационарных линий SS 433

В § 1 обсуждается спектр стационарных линий SS433, формирующихся в системе. Описан наблюдательный материал, который был использован при исследовании лучевых скоростей линий. Обсуждаются орбитальные кривые лучевых скоростей стационарных эмиссионных линий. Показано, что существует три основных компонента, определяющих формирование эмиссионных линий: 1) область аккреционного диска, где, в основном, наблюдается свечение линий высоких потенциалов ионизации (Hell, С III, N III), 2) газовый поток, где, в основном, формируются линии водорода и Hei и 3) ветер, истекающий из системы, который наблюдается в узких линиях поглощения водорода, Не I и Fell; искажающих эмиссии и создающие вид профилей типа Р Cyg. Исследованы орбитальные кривые лучевых скоростей в узких фазах прецессии, и на их основе получены "очищенные" от орбитальной переменности прецессионные кривые лучевых скоростей линий излучения и поглощения. Обнаружена прецессионная переменность лучевых скоростей. В § 2 детально исследуется прецессионная переменность лучевых скоростей эмиссионных линий. Показано, что основной причиной изменения лучевых скоростей и интенсивностей эмиссионных линий с фазой прецессии является переменное поглощение в ветре аккреционного диска. Этому эффекту подвержена даже линия Не II 4686 Ä., в профиле которой не наблюдается явно линия поглощения. Найдено, что максимум на прецессионных кривых лучевых скоростей линий излучения запаздывает в среднем на 20 дней по этношеншо к фазе прецессии "диск с ребра".

В § 3 исследованы параметры орбитальных кривых, которые -

существенно меняются с фазой прецессии. На примере эмиссии Н/? показано влияние газовых потоков на орбитальную переменность лучевых скоростей. Выделены фазы, когда вклад газовых потоков и поглощения в ветре из аккреционного диска наименее всего искажают профили линий. Найдено, что орбитальное движение релятивистской звезды отражает только линия Hell, и только в определенном интервале фазы прецессии. Неучет этого факта привел к тому, что во всех предыдущих исследованиях функция масс системы определялась некорректно. На основе кривой лучевых скоростей линии Не II в области фаз прецесии ф « 0 найдена функция масс SS433: f(M) ~ 7.7 М©, которая указывает на то, что эта система является массивной. С привлечением известных оценок отношения масс компонент системы (Антохина и Черепащук, 1987) получено, что релятивистская звезда имеет массу Мх ^ 6М0.

В результате исследования орбитальной и прецессионной переменности были найдены новые периоды в изменениях лучевых скоростей эмиссионных линий, которые обсуждаются в § 4, Многие из этих периодов кратны прецессионному и по крайней мере несколько периодов являются достоверными. Наибольшую мощность имеет период 23.228 ± 0.005 дня, что соответствует 1/7 доле прецессионного периода. Показано, что причиной этих периодичностей не может быть переменность абсорбционных компонентов линий. Предложена интерпретация этих периодических изменений лучевых скоростей как проявление спиральных ударных волн в аккреционном диске. Прецессия дискг SS433 предоставляет возможность для прямого исследовапш спиральных ударных волн в аккреционном диске.

§ 5 посвящен исследованию лучевых скоростей линий погло щения. Найдена очень сильная зависимость лучевых скоросте! этих линий от фазы прецессии и показано, что значимой за висимости лучевых скоростей абсорбции от орбитальной фазь нет. Линии поглощения появляются в спектре SS 433 дважды о; прецессионный цикл в фахзах "диск с ребра", но с запаздыва нием примерно на 20 дней. При появлении этих линий их луче вая скорость (скорость истечения газа) близка к 100 км/с, п< мере разворота диска эта скорость резко возрастает. Опреде пен профиль скорости ветра из аккреционного диска. В плос кости диска плотный газ вытекает с малой скоростью (100

150 хм/с), в основном, по-видимому, через либрационную точку Ь2. При приблх*жении к оси диска плотность газа понижается, температура возрастает, а наблюдаемая скорость ветра увеличивается до 600 - 1200 км/с в зависимости от оптической толщины линии. Достаточная для формирования сильной линии поглощения оптическая толщина газа набирается на расстоянии от системы яз 2 • 1013 см. Сделан вывод, что именно с этим связано наблюдаемое запаздывание около 20 дней в появлении линий поглощения в спектре SS433 по отношению к фазе прецессии "диск с ребра". Линии поглощения искажают эмиссии, поэтому мы наблюдаем такое же запаздывание прецессионных кривых лучевых скоростей линий излучения. Анализ поведения интенсивностей пиний водорода с фазой прецессии полностью подтвердил этот вывод. Наблюдаемый ветер из аккреционного диска SS433 превосходно согласуется с картиной строения сверхкритического акреционного диска Шакуры и Сюняева (1973). Скорость ветра зависит от полярного угла над плоскостью диска и составляет около 1500 км/с на высоких широтах. Обнаруженная переменность лучевых скоростей линий поглощения свидетельствует не только о том, что ветер отслеживает прецессионные качания диска, но и то, что самые внешние части аккреционного диска (где не проявляются эффекты сверхкритического режима аккреции) также участвуют в прецессионном движении. Это означает, что в SS 433 реализуется модель плавающего (или ведомого) аккреционного диска, впервые предложенная Щакурой (1972). Обсуждается нестационарная структура ветра, истекающего из аккреционного диска, т. к. из-за прецессии быстрый ветер догоняет и ускоряет медленный ветер. По линиям поглощения Fell найдено, что в плоскости орбиты скорость истечения ветра на больших расстояниях от SS433 равна V-p « 340 км/с.

В § 6 рассмотрены наблюдательные проявления теряемого системой газа в плоскости аккреционного диска. Такая потеря газа системой объясняет некоторые особенности кривой блеска SS 433. Газ, теряемый через внешнюю точку Лагранжа, на больших расстояниях формирует дископодобную оболочку ("протяженный диск"), которая подсвечивается прецессирующим аккреционным диском. Найдены параметры, форма и светимость предсказанного протяженного диска SS433 на расстояниях от

системы 1015 -г- 1017 см. Сделан вывод, что протяженный диск вокруг SS 433 вполне может быть зарегистрирован на Космическом Телескопе, и, возможно, даже на наземных телескопах. Недавно в результате рентгеновских наблюдений SS433 (ASCA) было подтверждено существование газа, теряемого системой в плоскости прецессирующего аккреционного диска.

Глава IV. Сверхкритический аккреционный диск SS 433

В § 1 и 2 описаны наблюдательные проявления сверхкритического аккреционного диска SS433, а также наблюдения, проведенные в рамках кооперативных программ исследования ак-креционого диска. Прецессия диска и его затмения оптической звездой создают редкую возможность непосредственно изучать сам диск и область появления релятивистских струй, расположенную в центральной части диска над его фотосферой. Кооперативные программы наблюдений организовывались в CAO при активном участии В.П. Горанского (ГАИШ). Наблюдения проводились в районе орбитальных фаз затмений диска (главное затмение или Min I), в разных прецессионных фазах и покрывают интервал с 1986 по 1990 гг. В рамках кооперативных программ проводились спектральные наблюдения на БТА, фотометрические наблюдения на телескопах разных обсерваторий (в фильтре V, многоцветные, иногда в фильтре На), иногда в это же время проводились и рентгеновские наблюдения на спутнике "GINGA". Всего имеются данные по семи затмениям аккреционного диска, содержащие спектральные наблюдения, в различных фазах прецессии, но близких к фазе максимального разворота диска на наблюдателя.

§ 3 и 4 посвящены исследованию затмений диска в эмиссионных линиях Hell Л4686 и водорода Н/? и На. Показано, что эмиссия Hell формируется в районе аккреционного диска и состоит из двух компонентов — узкого, почти гауссового профиля шириной FWHM ~ 1000 км/с и широкого двухпикового профиля. Области излучения узкого компонента Hell, а также линий водорода испытывают частное затмение на орбитальных фазах 0.1 и 0.1 - 0.2 соответственно, что указывает на происхождение этих линий в газовом потоке, направленном в аккреционный диск. Полуамплитула лучевых скоростей эмиссий, излучаемых

в потоке К ~ 80 км/с. Поток является оптически толстым по электронному рассеянию, поэтому, вероятно, эти линии уширены за счет рассеяния излучения в потоке. Широкая двухпи-ковая линия Hell полностью затмевается на фазе 0.0. Голубой и красный компоненты этой линии, по-видимому, формируются в газовых коконах, расположенных вокруг оснований релятивистских струй. Скорость истечения газа в коконах равна ~ 1500 км/с. Размер "кокона Hell" составляет 0.25 - 0.30 в долях расстояния между звездами, внутри кокона располагается область формирования рентгеновского излучения размером 0.2. Найдено, что область Hell, расположенная вокруг удаляющейся струи, не закрывается телом аккреционного диска, однако, полностью затмевается оптической звездой системы. Предположено, что именно в этих коконах излучаются флуоресцентные линии Fe низких потенциалов ионизации, открытуе в рентгеновских спектрах. На основе исследования поведения ин-тенсивностей линий поглощения с фазой орбитального периода сделан вывод, что оптическая звезда системы экранирует часть ветра. Это проявляется в виде возмущения плотности ветра или шлейфа, расположенного за оптической звездой. Описана структура сверхкритического аккреционного диска SS 433, полученная в результате анализа наблюдений, проведенных во время затмений. В основном мы наблюдаем ветер, истекающий из диска. В области, расположенной вокруг оснований струй — это горячие "коконы Hell". Континуальное излучение SS433 формируется в фотосфере ветра и над фотосферой за счет рассеяния. Линии поглощения образуются в ветре вне системы. Эмиссионные линии образуются, в основном, в газовом потоке, направленном в диск.

В § 5 приводятся результаты наблюдений SS433 на Космическом Телескопе (High Speed Photometer) и на БТА (поляриметр "Минипол"). В результате этих наблюдений определена линейная поляризация SS4-33 от УФ до ближней ИК области. Собственная поляризация составляет руф = 13.7±3.0%, Оуф = 81° ± 10°; ри = 8.9 ± 0.9 %, Qv = 90° ± 10°. В желтой и красной областях спектра данные хорошо согласуются с известными в литературе результами (р ~ 2%), полученными на небольших телескопах. Новые данные о поляризация SS 433 хорошо объясняются двухкомпонентной моделью: 1) рассеяние на свободных

электронах в ветре над диском создает линейную поляризацию в полосах В - I, в среднем ориентированную поперек струй; 2) рассеяние на нейтральном газе, расположенном в плоскости орбиты, создает линейную поляризацию в УФ и, частично, в II, в среднем ориентированную вдоль струй. Таким образом, результаты наблюдений на 6-м телескопе подтвердили резкое возрастание поляризации излучения ЭБ 433 в УФ. Открытие сильной линейной поляризации на Космическом Телескопе (Дж. Долан, США) подтверждает существование мощного потока газа, теряемого системой в плоскости прецессирующего аккреционного диска. Впервые на основе УФ наблюдений и всех опубликованных данных наземной фотометрии построен спектр Б8 433 от УФ до ближнего ИК диапазона, определена температура излучения 88 433 и величина межзвездного поглощения. Новые данные хорошо согласуются с известными из оптических наблюдений (Черепащук и др., 1982) величинами температуры аккреционного диска (5 - 7) -104 К и межзвездного поглощения света А у = 7™8 4- 8™2. В красной области спектра 88 433 выделено излучение, которое не меняется с фазами орбиты или прецессии, вероятно, оно возникает в холодном и прозрачном газе за счет свободно-свободных переходов. Подтверждение большой светимости 83433, полученное из УФ наблюдений принципиально важно, т. к. таким образом подтверждаются выводы об анизотропии излучения струй и величинах их бальмеровских декрементов (Гл. 2). Наши попытки поиска подобных звезд в других галактиках (Гл. 6, 7) также получили надежное обоснование.

Глава V. Уникальная симбиотическая авезда со струями МЛУС 560

В § 1 описаны основные свойства системы М\¥С 560. Эта симбиотическая звезда является источником струй, и ориентация системы такова, что луч зрения проходит сквозь струю, движущуюся в сторону наблюдателя. Из этого следует, что мы имеем возможность детального исследования струй, формирующих« в результате аккреции газа на белый карлик. Изучая М\¥С 560. можно найти физические и геометрические параметры струй, а также параметры области генерации струй. Представлены ре-

зультаты спектроскопии этой симбиотической звезды в период с осени 1990 г. до весны 1993 г. Обнаружена быстрая переменность абсорбции за время ^ 3 часа. В наблюдениях, проведенных на спутнике ГОЕ в УФ области спектра, обнаружена переменность спектра с характерным временем около часа. На основании времени переменности определен верхний предел длины поглощающей части струи Яз ^ 2 • 1012 см. Найдено свидетельство существования противоположной удаляющейся струи. В красном крыле эмиссионной линии Ног имеется дополнительное переменное излучение, лучевая скорость которого соответствует скорости выброса вещества в струях, измеренной по пиниям поглощения. По излучению удаляющейся струи определена мера эмиссии газа.

В § 2 оценены угол наклона орбиты системы (1 « 10°) и величина полураствора струи 20°. Спектр поглощения в оптике говорит о значительной неоднородности струи по температуре, плотности и скорости поглощающего газа. Нагрев газа струи обеспечивается диссипацией кинетической энергии отдельных фрагментов из-за дисперсии скоростей поступающего в струю газа. Обсуждаются низкие и высокие состояния системы, в которых кардинально меняется скорость истечения газа в струях и УФ светимость источника при примерно постоянной оптической светимости. Предположено, что в разных состояниях, в действительности, значительно меняется только скорость выброса газа. Наблюдаемая светимость в УФ определяется переменной величиной поглощения излучения газом струи. УФ спектр М\¥С 560 представляет собой набор ярких полос, которые на самом деле являются участками континуума, наименее искаженными поглощением в УФ мультиплетах линий металлов (модель "железного занавеса").

В § 3 проводится моделирование непрерывного спектра объекта и определяются параметры второго компонента, горячего источника и струй. Моделирование континуального спектра от УФ до ПК диапазонов проводилось для двух разных состояний объекта — активного и пассивного. Наблюдаемый спектр формируется звездой М4-5Ш, горячим источником и поглощающим экраном (струей). Межзвездное поглощение света М\¥С 560 равно Ау = 1™4 1Т6. Длина той части струи, в которой находится поглощающий газ, ^ ~ 1 •

1012 см. Температура и плотность газа струи равны Т^ рй 8000 К 5 • 10 см 3. Плотность на луне зрения варьируется N « 3 -г б • 1023см~2. В разных состояниях активности объекта меняется только скорость выброса газа (и, соответственно, величина 1М) при примерно постоянном темпе потери массы в струе М] и 5 • Ю-7 М©/год. Светимость объекта Ьъо1 ~ 2 • 1037 эрг/с определяется, в основном, УФ источником с температурой Т ¡=з 20000 К, размер которого И. « 4 • 1011 см. Горячий источник, по-видимому, представляет собой фотосферу мощного ветра (М^ вз 2 • 10~6 М0/год), истекающего из области вокруг белого карлика со скоростью 100 - 200 км/с. Приведены наблюдательные свидетельства этого ветра.

Обсуждаются различные модели ускорения газа в струях. В хорошо известных сверхмягких рентгеновских источниках (Бвв) светимость и выброс газа обеспечивается постоянным термоядерным горением водорода на поверхности белого карлика. Раствор струй у этих объектов всего несколько градусов. По своим наблюдательным проявлениям М \УС 560 существено отличается от ЭБЭ. Делается вывод, что наблюдениям удовлетворяет только модель пропеллера — выброс газа (как ветра, так и струй) вращающимся магнитным полем белого карлика.

В § 4 обсуждается механизм пропеллера в применении к М\¥С 560. Газ поставляется через аккреционный диск и выбрасывается вращающимся магнитным полем. Формируется секто-риальная структура истечения газа (струи). Разные состояния активности МЛУС 560 могут соответствовать разным режимам: жесткому пропеллеру со скоростью выброса газа несколько тысяч км/с и мягкому пропеллеру со скоростью выброса в сотни км/с. Полный темп аккреции газа на пропеллер составляет М « 3-г 4 • Ю-6 М0/год. Основная часть этого потока массы (около 50 - 70 %) истекает в виде медленного ветра, < 15 % может достигать поверхности белого карлика и примерно 20 -30 % выбрасывается в виде струй. Показано, что напряженность поверхностного магнитного поля на белом карлике может составлять от 3-108 до 3-109 Гс, период его вращения зависит от величины магнитного поля и находится в интервале от 10 - 20 минут до 3-х часов. Томовым и др. (1996) была открыта квазипериодическая переменность блеска М\¥С560. Найденный ими

период около 70 минут попадает в предсказанный интервал периодов и подтверждает модель пропеллера. Делается вывод, что величина напряженности поверхностного магнитного поля на белом карлике MWC560 составляет Bs ~ 1 ГГс. Обсуждается эволюционный статус MWC 560.

Глава VI. Поиск уникальных объектов в ближайших галактиках. Галактика М 33

В § 1 описана проблема поиска новых объектов типа SS 433 в ближайших галактиках. Кратко обсуждаются современные схемы эволюции самых массивных звезд. Эволюции одиночной звезды: ОВ-сверхгигант —► LBV —> WN можно сопоставить эволюцию такой же звезды, но в паре с образовавшимся релятивистским компонентом: CygX-1 —> SS 433 —> CygX-3. Об-сужда,ется природа ярких голубых переменных LBV. Возможно, что объект типа LBV (точнее — звезда, которая стала бы LBV, будь она одиночной) в паре с релятивистским компонентом проявил бы себя как SS433, поскольку звезда на фазе LBV (потери массы в тепловой шкале времени) вполне может питать сверхкритический аккреционный диск. Эти звезды очень редки, всего на северном, небе Галактики мы знаем один объект SS 433 и одну звезду LBV (Р Cyg), поэтому они объединены названием "уникальные объекты". Очевидно, что для прояснения картины эволюции массивных звезд необходимо значительно увеличить количество известных звезд этих типов. Отмечается, что по основному критерию поиска (горячая звезда + эмиссия На) объекты типа SS 433 не отличаются от звезд LBV или WN, поэтому поиск всех этих объектов можно проводить совместно. Оценено количество таких объектов в массивной галактике типа М 33. Ожидается всего несколько звезд типа SS 433 (Линунов и др., 1996). Обсуждаются критерии поиска и отбора кандидатов. При поиске объектов типа SS433 мы отвечали на простой вопрос: как бы выглядел этот объект, свободный от межзвездного поглощения и отнесенный в другую галактику.

В § 2 описан отбор звезд-кандидатов в галактике МЗЗ. Кроме основных критериев 1) ОВ- звезда, 2) На-эмиссия, используются дополнительные: 3) эмиссия Не II А 4686, 4) горячая звезда внутри остатка сверхновой или радиотуманности, 5) перемен-

ная звезда, 6) рентгеновский: источник. На основе этих признаков и их пересечений составлен список из 171 звезды (список I) которые являются кандидатами в уникальные объекты в галактике МЗЗ.

В § 3 проводится систематический поиск кандидатов в ис комые объекты в галактике М 33 на основе главных критериев ранняя звезда + эмиссия На. Использованы каталог ОВ-звезд i этой галактике Иванова и др. (1993) и изображения этой галактики в лучах Но, полученные группой Проф. Куртеса на БТ^ (Куртес и др., 1987). Всего исследовано 2332 ранних звезды. Нг диаграммах поток в линии На- - звездная величина в фильтре V выделено 549 эмиссионных объектов по критерию превышения их потока в лучах На над потоком других звезд, имеющго такой же блеск в V (список И). На основе диаграмм: поток i линии На - размер объекта и поверхностная яркость в На -размер, было найдено, что 81 объект имеет звездное изображение в На. 334 объекта являются протяженными, имеющим! характеристики диффузных туманностей (154 объекта) или туманностей оболочечного типа (180 объектов). Оставшиеся объекты являются слабыми и компактными источниками На, ош могут быть как звездами, так и компактными туманностями.

В § 4 исследуются выделенные в списке II голубые объекты — источники На. Объекты разной морфологии в лучах Не в среднем оказались существенно различными по целому ряд} характеристик: светимости, цветам, потоку и поверхностной яркости в линии На, размерам и распределению по галактике. Сделан вывод, что все выделенные объекты являются горячими звездами или группами звезд, но не менее половинь. их погружены в туманности различных типов. Средний размер туманностей составляет FWHM ~ 10 - 14 пк. Диффузные объекты в среднем представляют собой Н Ii-области с возбуждающей звездой. Степень возбуждения газа в этих туманностях низкая, в основном они излучают в линиях водорода, Оболочечные туманности — высокого возбуждения, они, вероятно, являются оболочками вокруг WR-звезд или остаткам* сверхновых. Среди звездообразных объектов выделена группе из 20 самых ярких, которые по своим средним характеристикам хорошо удовлетворяют параметрам голубых гипергигантов (сверх -оверхгигантов), среди которых встречаются звез-

ды LBV. Звезды промежуточной светимости полностью соответствуют ярчайшим сверхгигантам со средним спектральным классом В 11а. Межзвездное поглощение, определенное по этим двум типам звезд равно А у = О'Г 93 ± 0ГГ05. Наиболее слабьте звезды-источники На представляют собой голубые сверхгиганты типа Ib. Среднее поглощение света этих звезд Av ~ 0Т6. Сделан вывод, что слабые звезды просматриваются не по всей толщине диска галактики, а только по ближней к наблюдателю его части.

Епава VII. Результаты спектроскопии звезд в галактиках МЗЗ, М 81 и NGC 2403

В § 1 представлены результаты первичной массовой спектроскопии 173 голубых звезд с эмиссией На в галактике МЗЗ, проведенной на мультиобъектном спектрографе 6-м телескопа. Приводятся параметры линий На, относительные интенсивности линий [Nil] А 6583 и [SII] А 6716. Для разделения объектов па звезды с собственной эмиссией На и звезды, в спектрах которых эта эмиссия может принадлежать области Н И, используется ряд критериев, основным из которых является ширина эмиссии На. Выделено 57 звезд, имеющие широкие эмиссионные линии На, которые, вероятно, формируются в звездном ветре. Найдено, что объекты разных групп, выделенных в Гл. 6 на основе морфологических признаков изображепия в На, в среднем обладают существенно различными параметрами эмиссии На. У туманностей эмиссии На оказались заметно более узкими. Среди звезд наибольшая ширина линии На наблюдается у представителей яркой группы. У более слабых звезд ширина линии уменьшается, а ее эквивалентная ширина возрастает, что связано, в основном, с увеличением вклада области НИ в спектр.

Наиболее надежными кандидатами в объекты LBV являются звезды N41, N512 и N517. На основе светимости и вида спектра в районе линии На было выделено еще 16 звезд, которые могут быть рассмотрены как кандидаты в такие объекты. Все известные звезды LBV в галактике МЗЗ попали в список II. Независимо было выделена звезда МСА1-В типа 0fpe/WN9. МСА1-В является единственной известной звездой этого редко-

го типа в М 33. Следует отметить, что ранее она была открыта случайно при ошибочном отождествлении (Виллис и др., 1992). В нашем списке она оказалась не случайно, кроме того, найдено два новых кандидата в звезды этого типа — N 35 и v532. Переменный объект v532, весьма вероятно, является звездой LBV. Возможно, это "спящая" LBV типа МСА1-В. В наблюдениях ее блеска были зафиксированы периоды активности. Метод отбора кандидатов "ОВ-овезда + На- эмиссия" (список II) оказался довольно эффективным в выделении интересных звезд типа WN. Подчеркивается, что проведенная спектроскопия является первичной. На основе ее можно только выделить наиболее интересные объекты, т. е. значительно сузить круг звезд-кандидатов. Например, для отождествления звезды как LBV необходимо исследование переменности объекта. Выделенные звезды необходимо изучить методами щелевой спектроскопии. В результате спектроскопии количество звезд в галактике М 33, у которые были получены спектры, увеличилось в 1.5 - 2 раза.

В § 2 обсуждаются два кандидата в объекты типа SS433 звезда 1322 и объект Но?-19. Звезда 1322 расположена в центр* (на оси симметрии) гигантской НИ-обла.сти NGC592. Линш Нее этого объекта имеет широкие крылья. Этот объект является источником эмиссии Hell Л 4686. Формально эта звезде удовлетворят всем критериям (кроме переменности) подобш SS433, перечисленным в Гл. 6. В 35 пк от 1322 расположен пе кудярный остаток сверхновой, который напоминает W 50 — пе кулярный объект, подобный остатку сверхновой, связанный < SS433. Объект Но-19 исследован A.C. Шаровым по материа лам стеклянной библиотеки ГАИШ. IIа-19 оказался затменно! переменной с двумя минимумами, с периодом 33.108 дня (Ша ров и др., 1997). Орбитальный период этой системы быстрс изменяется, что свидетельствует о бурной потере массы систе мой. Также найден период 590 дней, который, возможно, явля ется прецессионным. На основе данных фотометрии, а такж< изображения На-19 в лучах На, сделано заключение, что эт; система находится на той же стадии эволюции, что и SS433 Судя по светимости На-19, темп потери массы в этой систем< выше, чем в SS 433, массы звезд, возможно, больше.

В § 3 и 4 описаны результаты мультиобъектной спектроско пии 40 ярчайших звезд в галактике М 81 и 44 звезд в галактик»

NGC 2403. В отличие от галактики МЗЗ, в этих галактиках каждая звезда ярче ~ 20т заслуживает изучения. Обсуждаются критерии отождествления объектов: светимость, цвет, ширина линии На, интенсивности запрещенных линий (для выделения остатков сверхновых). Всего в М81 выделено 15 кандидатов в звезды LBV (гипергиганты) и сверхгиганты. Два объекта из числа этих кандидатов (ZH 820 и S 55) могут быть рассмотрены как кандидаты в объекты типа SS433 на основе их светимо-стей, цветов и вида профиля эмиссии На. Всего в NGC 2403 выделено 19 кандидатов в звезды LBV (гипергиганты), среди них 9 наиболее надежных — 3 непеременные звезды и б из числа известных переменных; также выделено 7 кандидатов в сверхгиганты. Из этих звезд 5 объектов (ZH702, 917, S44,182 и v35) могут быть рассмотрены как кандидаты в объекты типа SS 433. Все выделенные кандидаты необходимо изучать более детально на основе методов щелевой спектроскопии. Кроме того, в этих галактиках было найдено 18 кандидатов в остатки сверхновых, 23 НП-области, 4 вероятных скопления звезд и ок:оло 11 звезд поля (Галактики). Обсуждаются некоторые наиболее интересные звезды. В М81 также отождествлено 4 рентгеновских источника. Отмечено, что остаток сверхновой Х-б имеет аномально высокую рентгеновскую светимость, возможно, он содержит в себе тесную двойную систему типа CygX-1 или CygX 3. Многие объекты имеют неоднозначное отождествление, т. к. в их спектр вносит вклад либо спектр НН-области, либо остатка сверхновой. В результате нашей спектроскопии количество звезд, у которых были получены спектры, увеличилось в галактиках М81 и NGC 2403 примерно в 4 раза.

Основные результаты диссертации изложены в следующих работах:

1. Г.М.Бескин, С.И.Неизвестный, Л.А.Пимонов, В.Л.Плохот-ниченко, С.Н.Фабрика, В.Ф.Шварцман. "Результаты поиска сверхбыстрой оптической переменности объекта SS433 на 6-метровом телескопе". Астрон. Цирк. No 1298. С. 1-4. 1983.

2. С.Н.Фабрика. "Интерпретация кривой блеска объекта SS433". Письма в АЖ. Т. 10. С. 42-50. 1984.

3. Г.М.Бескин, С.И.Неизвестный, А.А.Пимонов, В.Л.Плохот-ниченко, С.Н.Фабрика, В.Ф.Шварцман. "Отсутствие оптической переменности во временном диапазоне 10~6 - 10 с у релятивистского объекта SS433". Известия CAO. Т. 20. С. 72-77. 1985.

4. И.М.Копылов, Р.Н.Кумайгородская, Н.Н.Сомов, Т.А.Сомова, С.Н.Фабрика. "О быстрой спектральной и фотометрической переменности SS433". Астрон. Ж. Т. 63. С. 690701. 1986.

5. Н.В.Борисов, С.Н.Фабрика. "Параметры струй SS 433. Моделирование профилей движущихся линий". Письма в АЖ. Т. 13. С. 487-494. 1987.

6. С.Н.Фабрика, Н.В.Борисов. "Параметры струй SS433. Интерпретация результатов". Письма в АЖ. Т. 13. С. 663670. 1987.

7. И.М.Копылов, Р.Н.Кумайгородская, Н.Н.Сомов, Т.А.Сомова, С.Н.Фабрика. "О характере переменности спектра SS433 с 6-дневным периодом (июнь - август 1981 г.)". Астрон. Ж.. Т. 64. С. 785-802. 1987.

8. В.П.Горанский, И.М.Копылов, В.Ю.Рахимов, Н.В.Борисов, Л.В.Бычкова, С.Н.Фабрика, Г.П.Чернова. "Спектральные и фотометрические наблюдения SS 433 в главном минимуме". Сообщения CAO. No 52. С. 5-50. 1987.

9. Н.В.Борисов, С.Н.Фабрика. "Параметры струй SS433". В "Проблемы астрономии", Ч. 2, Одесса, Деп. в Укр. НИИН-ТИ. No 430. С. 55-72. 1987.

10. С.Н.Фабрика. "О возможной быстрой переменности некоторых линий в спектрах ядер активных галактик". В "Активные ядра и звездная космогония". Ред.: Д.Я.Мартынов. Изд.: "Московский Университет". С. 107-114. 1988.

11. ИТ.М.Копылов, Р.Н.Кумайгородская, Л.В.Бычкова, С.Н.Фабрика, Т.А.Сомова. "Некоторые результаты исследования радиальных скоростей стационарных эмиссионных линий в системе SS433". Переменные Звезды. Т. 22. С. 825. 1988.

12. Fabrika S.N., Bychkov V.D. "CP stars interaction with interstellar gas". In "Magnetic Stars". Eds.: Glagolevsky Yu.V. and Kopylov I.M. Leningrad: "Nauka". P. 241 -254. 1988.

13. И.М.Копылов, Л.В.Бычкова, С.H.Фабрика, Р.Н.Кумайго-родская, Т.А.Сомова. "Переменность спектральных линий SS433 с орбитальным периодом". Письма в АЖ. Т. 15. С. 1092- 1101. 1989.

14. S.N.Fabrika, I.M.Kopylov, Z.U.Shkhagosheva. "SS 433 photometric data analysis: constraints on the masses of components". Special Astrophysical Obs. Prepr. No 61. 1990.

15. S.N.Fabrika, L.V.Bychkova. "Mass function of SS433". Astron. and Astrophys. V. 240. L5-L7. 1990.

16. A.A.Panferov, S.N.Fabrika, L.V.Bychkova. "Analysis of Balmer line intensities and radiation non-izotropy of SS433 jets". In "Stellar jets and bipolar outflows", Capri, Italy. Eds. by L. Errico, A. Vittone. P. 197-202. 1992.

17. S.N.Fabrika, .M.Kopylov, Z.U.Shkhagosheva. "SS433 photometric data analysis: constraints on the masses of components". 12-th European Reg. Astronomy Meet, of the IAU. Abstr. Book. Davos. P. 111-30. 1990.

18. S.N.Fabrika. "Extented disk around SS433". Mon. Not. R. astr. Soc. V. 261. P. 241-245. 1993.

19. А.А.Панферов, С.Н.Фабрика. "Коллимированное излучение SS433. Моделирование профилей подвижных линий." Письма в АЖ. Т. 19. С. 106-115. 1993.

20. R.C.Vermeulen, P.G.Murdin, E.P.J, van den Ileuvel, S.N.Fab-rika, R.M.Wagner, B.H.Margon, J.B.Hutchings, R.T.Schilizzi, М.П. van Kerkwijk, L.B. van den Hoek, E. Ott, L.P. Angebault, G.K.Miley, S.D'Odorico, N.V.Borisov. "Monitoring of very rapid changes in the optical spectrum of SS433 in May/June 1987". Astron. and Astrophys. V. 270. P. 204- 222. 1993.

21. A.A.Panferov, S.N.Fabrika, L.V.Bychkova, V.Yu.Rakhimov "Analysis of Balmer line emission and radiation non-izotropj of SS433". Bull, of the Special Astrophys. Observatory. V. 37 P. 136-142. 1994.

22. S.Fabrika, O.Sholukhova. "A search for unique objects ir nearby galaxies". Astrophys. and Space Sci. V. 226. P. 229244. 1995.

23. J.P.Dolan, P.T.Boyd, S.N.Fabrika, S.Tapia, G.G.Valyavin R.C.Bless, M.J.Nelson, J.W.Percival, E.L.Robinson. "SS43c in the Ultraviolet: evidence for gyro-synchrotron radiation" Bull, of Amer. Astron. Soc. V. 188, No 57.05. 1996.

24. А.С.Шаров, В.Г.Горанский, C.H.Фабрика. "Затменная си стема высокой светимости с быстро изменяющимся пери одом в галактике МЗЗ". Письма в АЖ. Т. 23. С. 41-46 1997.

25. О.Н.Шолухова, С.Н.Фабрика, В.В.Власюк, А.Н.Буренков "Спектроскопия голубых звезд с На-эмиссией в галактик« МЗЗ". Письма в АЖ. Т. 23. С. 524-531. 1997.

26. A.A.Panferov, S.N.Fabrika, T.Tomov. "Spectral study о MWC560. Parameters of the system, the hot source and th< jets". Bull, of the Special Astrophys. Obs. V. 43. P. 37-54 1997.

27. S.N.Fabrika, L.V.Bychkova, A.A.Panferov. "Precession am orbital variability of radial velocities in SS433". Bull, of thi Special Astrophys. Obs. V. 43. P. 75-94. 1997.

28. S.N.Fabrika, A.A.Panferov, L.V.Bychkova, V.Yu.Rakhimov "The structure of the supercritical accretion disk of SS 433" Bull, of the Special Astrophys. Obs. V. 43. P. 95-108. 1997.

29. S.N.Fabrika, V.P.Goranskij, V.Yu.Rakhimov, A.A.Panferov L.V.Bychkova, T.R.Irsmambetova, T.K.Manirov, S.Yu.Shuga rov, G.V. Borisov. "Results of co-operative observations о SS 433 in the primary minima". Bull, of the Special Astrophys Obs. V. 43. P. 109-132. 1997.

30. J.P.Dolan, P.T.Boyd, S.Fabrika, S.Tapia, V.Bychkov, A.A.Pan-ferov, S.Tapia, R.C.Bless, M.J.Nelson, J.W.Percival, E.L.Robinson. "SS433 in the Ultraviolet". Astron. h Astrophys. V. 327. P. 648-655. 1997.

31. S.N.Fabrika, O.N.Sholukhova, S.A.Zakharova. "Photometry of OB stars on Ha images of M33". Bull, of the Special Astrophys. Obs. V. 43. P. 133-148. 1997.

32. S.N.Fabrika, O.N.Sholukhova. "A study of blue Ha objects in galaxy M33". Bull, of the Special Astrophys. Obs. V. 43. P. 149-163. 1997.

33. А.А.Панферов, С.H.Фабрика, В.Ю.Рахимов. "Оптические струи SS433. I. Анизотропия излучения струй." Астрон. Ж. Т. 74. С. 392-406. 1997.

34. А.А.Панферов, С.Н.Фабрика. "Оптические струи SS 433. II. Физические параметры струй." Астрон. Ж. 'Г. 74. С. 574-585. 1997.

35. В.Г.Горанский, С.Н.Фабрика, В.Ю.Рахимов, А.А.Панферов, А.Н.Белов, Л.В.Бычкова. "Оптические наблюдения SS433 во время затмений: структура аккреционного диска." Астрон. Ж. Т. 74. С. 740-755. 1997.

36. S.N.Fabrika. "The supercritical accretion disk of SS433". Astrophys. & Space Sci. V. 252. N. 1-2. P. 439-450. 1997.

37. О.Н.Шолухова, С.H.Фабрика, В.В.Власюк. "Спектроскопия голубых звезд с На-эмиссией в галактике МЗЗ. II". Препринт САО. N. 119/2. С. 19-35. 1997.

38. О.Н.Шолухова, С.П.Фабрика, В.В.Власюк, С.Н.Додонов. "Спектроскопия звезд в галактике М81". Препринт САО. N. 119/3. С. 38-49. 1997.

39. О.Н.Шолухова, С.Н.Фабрика, В.В.Власюк. "Спектроскопия звезд в галактике NGC 2403". Препринт CAO.N. 119/4. С. 52-62. 1997.

Литература:

1. Антохина Э.А. и Черепащук A.M. // Астрон. Ж. Т. 64. С. 562. 1987.

2. Асадуллаев С.С. и Черепащук A.M. // Астрон. Ж. Т. 63. С. 94. 1986.

3. Виллис и др. (Willis A.J., Schid Н., Smith L.J.) // Astron. к Astrophys. V. 261. P. 419. 1992.

4. Дэвидсон и МакКрей (Davidson К., McCray R.) // Astrophys J. V. 241. P. 1082. 1980.

5. Иванов и др. (Ivanov G.R., Freedman W.L., Madore B.F.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. V. 89. P. 85. 1993.

6. Куртес и др. (Courtes G., Petit H., Sivari.J.-P., Dodonov S.. Petit M.) // Astron. and Astrophys. V. 174. P. 28. 1987.

7. Ливио (Livio M.) // STSI Preprint. N 1097. 1996.

8. Ляпунов и др. (Lipunov V.M., Ozernoy L.M., Popov S.B. Postnov K.A., Prokhorov M.E.) // Astrophys. J. V. 466. P. 234. 1996.

9. Томов и др. (Tomov Т., Kolev D., Ivanov M., Anton A., Jones A., Mikolajewski M., Lepardo A., Passuello R., Saccavino S.; Sostero G., Valentinuzzii Т., Bellas-Vellidis Y., Dapergolas A. Munari U.) // Astron. к Astrophys. Suppl. Ser. V. 116. P. 1, 1996.

10. Павлинский и др. (Pavlinsky M.N., Grebenev S.A., Sunyae\ R.A.) // Astrophys. J. V. 425. P. 110. 1994.

11. Черепащук A.M., Асланов А.А., Корнилов В.Г. // Астрон Ж. Т. 59. С. 1157. 1982.

12. Шакура Н.И. // Астрон. Ж. Т. 49. С. 921. 1972.

13. Шакура и Сюняев (Shakura N.I., Sunyaev R.A.) // Astron

к Astrophys. V. 24. P. 337. 1973.