Структура аккреционного диска с облучением в тесных двойных системах с нейтронными звездами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Мещеряков Александр Валерьевич

Структура аккреционного диска с облучением в тесных двойных системах с нейтронными звездами

01.03.02 Астрофизика и звездная астрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

- 8 ДЕК 2011

Москва, 2011

005005377

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научные руководители:

доктор физико-математических наук, профессор доктор физико-математических наук

Шакура Николай Иванович (ГАИШ) Ревнивцев Михаил Геннадьевич(ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Нагирнер Дмитрий Исидорович (СПбГУ) доктор физико-математических наук Чугай Николай Николаевич (ИНАСАН)

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН, г.Санкт-Петербург

Защита диссертации состоится 23 декабря 2011 г, в 11 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117997, ул. Профсоюзная, 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан 23 ноября 2011 т.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.113.02 кандидат физико-математических наук

А.Ю. Ткаченко

Общая характеристика работы Актуальность темы

Аккреционные диски играют важную роль в наблюдательных проявлениях таких разных астрономических объектов как протозвезды, тесные двойные системы с компактными звездными остатками, активные ядра галактик.

Двойные звезды представляют собой редкий класс астрофизических объектов, чьи основные параметры (такие как орбитальный период, массы звезд, размеры орбиты) могут быть измерены из наблюдений (в первую очередь оптических). Благодаря этому аккреция вещества в этих объектах может быть изучена наиболее детально.

В маломассивных рентгеновских двойных системах (ММРД), которые являются предметом исследования в настоящей диссертационной работе, главным источником оптической светимости являются облученные рентгеновскими фотонами внешние части аккреционного диска вокруг компактного объекта, а излучение звезды-компаньона практически не заметно на этом фоне. ММРД представляют замечательные возможности для изучения феномена аккреционного диска с облучением.

В результате интенсивного рентгеновского облучения аккреционного диска, над его поверхностью может сформироваться мощный горячий (Т ~ 106...107 К) слой плазмы, который будем называть горячей атмосферой или короной. Наличие горячей атмосферы/короны над аккреционным диском серьезно влияет на широкий спектр наблюдательных характеристик ММРД. Однако ее параметры остаются плохо изученными. Наблюдательные оценки толщины аккреционного диска на внешнем крае выполнены в настоящее время для ограниченного числа систем. В то же время измерение геометрических параметров атмосферы над аккреционном диском важно для проверки физических моделей ее формирования.

Современные модели атмосферы над аккреционным диском имеют ряд существенных недостатков, что ограничивает их применение для объяснения наблюдений ММРД. В частности, в наилучших из имеющихся на сегодняшний день теоретических расчетах атмосферного слоя горячая атмосфера не рассчитывается самосогласованно с вертикальной структурой лежащего под ней холодного аккреционного диска. В диссертационной работе подробно исследуется вопрос влияния горячей атмосферы на прогрев оптически-толстого аккреционного диска.

С наблюдательной точки зрения отдельный интерес представляет задача измерения орбитальных параметров ММРД при помощи фотометрических оптических/инфракрасных наблюдений, поскольку эти данные часто являются основным источником информации о двойной системе. Оптическое и ИК-излучение большинства маломассивных рентгеновских двойных систем относительно слабо — подавляющая часть таких объектов в нашей Галактике имеет яркость слабее 17-18-й звездной величины. Поэтому измерение орбитальных параметров ММРД при помощи детальных спектрометрических измерений не всегда возможно. Однако потребность в таких оценках весьма велика, в особенности в связи с появлением и планированием высококачественных обзоров неба типа БРББ, иКЮББ, \ЛЛ/ и др.

Цель работы

Целью настоящей работы является исследование влияния горячей атмосферы (Т ~ 10°...107К) на прогрев за счет облучения внешних частей оптически толстого аккреционного диска в маломассивных рентгеновских двойных системах и определение параметров аккреционного диска с атмосферой из оптических и рентгеновских наблюдений на примере двойной системы СБ 1826-238.

Научная новизна

Все результаты, представленные к защите, являются новыми.

Сделан расчет вертикальной структуры внешних частей аккреционного диска вокруг нейтронной звезды с учетом облучения центральным рентгеновским источником и наличия над диском протяженной горячей атмосферы (Г и 2 • 10бК). Показано, что на внешних радиусах (Я > 10псм), за счет рассеяния в атмосфере и диске, жесткое (Е > ЮкэВ) рентгеновское излучение от центрального источника может прогревать все слои оптически толстого аккреционного диска. Показано, что в модели аккреционного диска с атмосферой можно объяснить наличие стационарных больших аккреционных дисков в долгопериодических ММРД СХ 13+1, Cyg Х-2, которые без влияния облучения должны были бы демонстрировать вспышечную активность.

Впервые измерен орбитальный период системы СБ 1826-238 по периодическим модуляциям на оптической кривой блеска. Впервые показано, что основные наблюдательные характеристики двойной системы С5 1826-

238 в оптическом диапазоне удается объяснить в рамках простой геометрической модели ММРД. Разработана методика совместного использования набора наблюдательных характеристик маломассивных рентгеновских двойных систем для измерения наклонения орбиты, геометрических параметров аккреционного диска и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое. На основе разработанной методики впервые получены оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае для барстера СБ 1826-238.

Впервые показано, что время оптического отклика системы СБ 1826-238 на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе. Высказана гипотеза, что это указывает на конечное время переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.

Научная и практическая ценность работы

В диссертации исследовано влияние атмосферного слоя с параметрами, взятыми из современных теоретических расчетов атмосферы над внешними частями аккреционного диска, на вертикальную структуру аккреционного диска под фотосферой. Таким образом, сделан важный шаг к построению полностью самосогласованной модели аккреционного диска с формирующейся над ним атмосферой в ММРД.

В диссертации измерен орбитальный период двойной системы СБ 1826238 на фоне апериодической переменности источника в оптическом диапазоне. Использованная здесь методика может быть применена для измерения орбитального периода других ММРД с похожим характером оптической переменности.

В диссертации разработана методика оценки наклонения орбиты системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае, на основе оптических и рентгеновских фотометрических наблюдений ММРД. Эта методика успешно апробирована на двойной системе СБ 1826-238. Применение данной методики к как можно большему числу ММРД с известными оптическими и рентгеновскими характеристиками позволит, в перспективе, получить наблюдательные оценки толщины аккреционного диска с атмосферой для этих систем, что даст возможность поставить ограничения на теоретические модели атмосферного слоя над внешними частями диска в ММРД.

Найденная в диссертации дополнительная задержка переработки мягких рентгеновских фотонов в системе СБ 1826-238 требует детального иссле-

дования при помощи теоретических моделей атмосферы. Таким образом можно будет уточнить механизм переработки рентгеновских фотонов в оптическое излучение в ММРД.

Апробация работы

Результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах и конференциях молодых ученых, проводимых в ИКИ РАН, Всероссийских конференциях "Астрофизика высоких энергий: сегодня и завтра" (Москва, 2009, 2010, 2011).

Полный список трудов диссертанта включает 9 работ в реферируемых журналах, из них 4 — по теме диссертации.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, восьми глав, объединенных в две части, заключения и списка цитируемой литературы. Диссертация имеет объем 150 страниц, содержит 32 иллюстрации и 8 таблиц.

Содержание работы

Первая часть диссертации посвящена исследованию вертикальной структуры внешних частей аккреционного диска в маломассивных рентгеновских двойных системах с учетом возможности рассеяния рентгеновских фотонов от центрального источника в аккреционном диске и атмосферном слое.

В первой главе получены простые аналитические выражения для величины нагрева диска рассеянными рентгеновскими фотонами, с использованием приближенного решение уравнения переноса по методу Соболева в плоско-паралельном слое конечной толщины. Показано, что данное приближение обладает < 10% точностью в диапазоне энергий рентгеновских фотонов Е < 20 кэВ.

Во второй главе выполнен расчет вертикальной структуры внешних частей оптически толстого аккреционного а-диска вокруг нейтронной звезды, с учетом облучения рентгеновскими фотонами от центрального источника и возможности наличия над диском горячей атмосферы. Делаются выводы о влиянии горячей атмосферы на прогрев аккреционного диска.

01 ье„а

Рис. 1. Радиальная структура аккреционного диска с облучением для светимости центрального рентгеновского источника Ьх = 0,1 Ле£ы. В верхнем ряду графиков показано отношение полного потока энергии в вертикальном направлении к потоку энергии только из-за вязкого нагрева <Э/С?™ на уровне фотосферы как функция радиуса Я; в среднем ряду

— температура в центральной плоскости Тс и на фотосфере Тр/, диска; в нижнем ряду

— высота фотосферы и атмосферы 2а(т/Д. Толстая сплошная линия — облучение диска с полностью рассеивающей атмосферой, тонкая сплошная линия — облучение диска с атмосферой, где коэффициент поглощения равен коэффициенту рассеяния для фотонов с энергией Е < 10 кэВ, штриховая линия — облучение диска без атмосферы, пунктирная линия — диск без облучения.

Процесс рассеяния рентгеновских фотонов на свободных электронах существенно влияет на характер прогрева внешних радиусов аккреционного диска. Рентгеновские фотоны с энергией Е > 10 кэВ, падающие от центрального источника под небольшим углом к поверхности диска, испытав рассеяние, могут проникать достаточно глубоко под фотосферу аккреционного диска и оказывать существенное влияние на его вертикальную структуру на внешних радиусах.

Эффект рассеяния рентгеновских фотонов оказывается особенно важен на больших радиусах, где полная поверхностная плотность аккреционного диска становится достаточно малой: £0 < 20 г/см2 (при этом диск еще остается оптически толстым: г > 100). На радиусах Я > 10й см облучение может прогревать все слои оптически толстого диска, и его вертикальная структура становиться практически изотермичной (рис.1).

Отмечается, что даже сильное облучение не оказывает существенного влияния на толщину диска по уровню фотосферы грн до радиуса, где начинается рекомбинация водорода (и, соответственно, происходит резкое уменьшение грь вместе с увеличением молекулярного веса вещества).

При облучении аккреционного диска с атмосферой, зона с неполной ионизацией водорода располагается значительно (в ~ 10раз) дальше по радиусу, чем в аккреционном диске без облучения. Например, для близкой к эддингтоновской светимости центрального источника внешний

радиус стационарного диска соблучением может составлять Л « 6-10исм, что согласуется с оценками внешнего радиуса диска в долгопериодических стационарных ММРД СХ 13+1, Cyg Х-2.

Отмечается, что в модели облучения аккреционного диска с атмосферой естественным образом разрешается проблема нагрева внешних холодных (Т < 104 К) неионизованных частей аккреционного диска, которые экранированы от прямых фотонов центрального рентгеновского источника.

Вторая часть диссертации посвящена определению характеристик аккреционного диска с атмосферой и орбитальных параметров ММРД по наблюдениям в оптическом и рентгеновском диапазонах на примере рентгеновской двойной системы СБ 1826-238.

В первой главе дана краткая характеристика источника и сделан обзор оптических и рентгеновских наблюдений источника СБ 1826-238, которые будут использованы для определения параметров системы. Также здесь представлены результаты анализа совместных оптических (ЯТТ-150) и рентгеновских ((ЗХТЕ) наблюдений барстера в сентябре-октябре 2003 г.

Рис. 2. Влияние пропусков в кривых блеска на измерение спектра мощности методом Лэмба-Скаргла по данным численного моделирования. Графики (а) и (Ь) показывают средние спектры мощности (сплошные линии), измеряемые по кривым блеска с пропусками для серий оптических наблюдений (а) 2003/09 и (Ь) 2003/10, для 3-х вариантов исходного спектра мощности Рт{у) с изломом на частотах рьт = Ю-8, М~4, Ю-3 Гц (штриховые линии). На графике (с) приведены спектры мощности, полученные для 8 случайно выбранных реализаций кривых блеска с пропусками для серии наблюдений 2003/09 или 2003/10, для модели исходного спектра мощности Рт{у) с изломом на частоте IV = Ю-4 Гц. Нормировки Рт(и) выбраны так, чтобы спектры мощности для серий наблюдений 2003/09 и 2003/10 не перекрывались.

10"6

■ 1 | 1 . ! 1 | . . . . , II Ь_________________V. ..

гЧ П" 1 Ф ■

■ 1 ..А : * и • Г' • ! ♦ 1 4> 1 ■

" ¡гт50 | ДХТЕ "

• 1 1 1 1 1 ■ 1 1 1 1 1 1

3000 3500 4000

.Ю-2450000, дни

Рис. 3. Частота излома спектра мощности переменности источника вЭ 1826-238 по наблюдениям в оптическом и рентгеновском диапазонах. Закрашенные кружочки соответствуют оптическим наблюдениям ШТ-150, незакрашеный символ — частота излома в рентгеновском спектре мощности по данным ЯХТЕ. Для каждой точки показаны 68% и 95% интервалы ошибок. Сплошной горизонтальной линией показана наилучшая оценка частоты излома по всем сериям оптических наблюдений, штриховой линией — без учета 4-й серии наблюдений.

Вторая глава посвящена определению орбитального периода барстера СБ 1826-238 и анализу наблюдаемой низкочастотной переменности на его рентгеновской и оптической кривой блеска.

Оптическая и рентгеновская переменность СБ 1826-238 носит апериодический характер. Для анализа низкочастотной оптической и рентгеновской переменности объекта использовалась методика построения спектра мощности переменности источника на основе данных с большими пробелами в наблюдениях. Показано, что, несмотря на принципиальную возможность получения спектров мощности долгопериодической переменности источников по данным с пропусками, их влияние значительно осложняет анализ. Пробелы в кривой блеска объекта (например, пропуски между ночами наблюденй на оптической кривой блеска) вносят искажения в форму спектра мощности переменности (получаемого, например, методом Ломба-Скаргла).

Средний спектр мощности, измеренный по кривым блеска с пробелами, отличается от истинного спектра мощности внутренней переменности в источнике (рис.2). В случае, если переменность источника имеет характер красного шума Р{и) ос (а > 1), пробелы в кривой блеска приводят к появлению искусственной "полочки"в измеряемом спектре мощности на частотах ниже и ~ 1/Тр£ (Тр£ — длина непрерывного участка кривой блеска).

Помимо искажения средней формы спектра мощности пропуски в наблюдениях увеличивают возможный разброс значений спектра мощности в каждой конкретной реализации кривой блеска, на частотах и < \JTpl-Для учета этих эффектов при измерении формы спектра мощности был использован метод численного моделирования (см. рис.2).

Спектр мощности переменности источника в диапазоне 10~5...10~2 Гц описывается степенным законом с выходом на константу на низких частотах. Формы спектра мощности оптической и рентгеновской переменности СБ 1826-238 согласуются. Частота излома спектра мощности хорошо измеряется по оптическим данным (рис.3): уу- — (8,48 ±0,14) • Ю-5 Гц (для значения степенного наклона спектра мощности выше излома а = 2).

Орбитальный период системы СБ 1826-238 измерен с высокой точностью, с использованием метода наложения эпох: Рогь = (2,24940±0,00015) ч (рис.4). Периодические вариации на оптической кривой блеска имеют относительную амплитуду А = 4,0% ±0,6% и могут быть связаны с эффектом прогрева оптической звезды рентгеновским излучением из центральных об-

1 2 3 4 5 6 7 а 9 10 1-5 1.75 2 2.25 2.5 2.75 3

Период, ч Период, ч

Рис. 4. Периодограмма метода наложения эпох для всех серий оптических наблюдений Сй 1826-238, показанная в диапазоне периодов 0,5...10,5 ч (вверху, слева), 1,5...3 ч (вверху, справа), 2.225...2.275ч (внизу, слева), 2,245...2, 255 ч (внизу, справа). Штриховыми линиями на верхних графиках показан уровень значимости 99,7%(3<т). На нижнем правом графике показан наилучший период Рогь = 2.24940 ч (вертикальная пунктирная линия) и приведена соответствующая фазовая кривая.

Рис. 5. Геометрическая модель GS 1826-238 (аккреционный диск и оптическая звезда) показана в проекции на картинную плоскость для орбитальной фазы 0 = 0 для трех значений наклонения орбиты: i = 0° (слева), г = 60° (посередине), г — 80° (справа). Темные закра-шеные области на рисунке соответствуют прогретым рентгеновским излучением частям оптической звезды.

ластей аккреционного диска.

Сделана оценка орбитального периода GS 1826-238 из апериодической переменности на оптической кривой блеска с использованием корреляции 1 /РогЬ ос щг, где иу — частота низкочастотного излома в спектре мощности переменности. В качестве реперных источников для калибровки зависимости были выбраны 2 ММРД с известными периодами: 1Н 16267273 {Рогь = 0,69 ч) и Seo Х-1 (РогЬ = 18,92 ч). Наилучшие оценки орбитального периода GS 1826-238 по частоте излома в спектре мощности составляют Porb » 8,0 ±4, 2 ч (по 1Н 16267-273) и РотЬ и 2, 6 ± 0,6 ч (при использовании в качестве реперного источника 1Н 16267-273 и Seo Х-1, соответственно), в хорошем согласии с точным значением периода.

В третьей главе суммированы наблюдательные характеристики двойной системы GS 1826-238 в оптическом и рентгеновском диапазонах.

В четвертой главе описана геометрическая модель ММРД (рис.5), используемая методика расчета оптического потока от двойной системы и оптического отклика на рентгеновскую вспышку (термоядерный всплеск на поверхности нейтронной звезды).

В пятой главе приведена методика оценки наклонения i и толщины диска на внешнем крае ^ из оптических и рентгеновских данных с использованием модели ММРД.

В шестой главе получены оценки наклонения орбиты, толщины аккре-

80

70

|во

и

2

£ 50

ю

а

0

^ 40

1

О)

1 30

X го г

20

10

0

0.05 0.1 0.15 0.2 0.25

н„/кл

Рис. 6. Наилучшие ограничения на толщину диска на внешнем крае и наклонение орбиты системы вЭ 1826-238 (закрашеные большие круглые значки). Приведены ограничения сделанные на основе среднего оптического потока системы < > (треугольники), абсолютной Д^я (крестики) и относительной Дтп/; (квадратные значки) амплитуды периодических вариаций яркости на оптической кривой блеска и из формы оптического отклика на рентгеновский всплеск на фазе ф = 0 (закрашеные маленькие круглые значки). Горизонтальная штриховая линия показывает верхний предел на наклонение орбиты системы: рентгеновский источник не является "дипером". Вертикальной штриховой линией отмечен верхний предел на толщину диска на внешнем крае, при котором оптическая звезда полностью попадает в область тени от аккреционного диска и не может облучаться рентгеновским излучением центрального источника.

И

4.5 4 3.5 3 2.5

и

5 2

1.5

0.5 0

0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 то • с

Рис. 7. Наблюдательные ограничения на параметры формы гауссовой функции отклика из одновременных оптических и рентгеновских наблюдений термоядерного всплеска барстера (штриховой прямоугольник). Одновременно приведена область значений то, Дт (темная закрашеная область на графике), которая соответствует наилучшим параметрам модели Ов 1826-238 для орбитальной фазы ф — 0 (максимальная геометрическая задержка оптического отклика). Серая закрашенная область на графике соответствует ограничениям только из абсолютной амплитуды периодических вариаций ДКд на рис.6 (независимы от параметров модели аккреционного диска), при условии г < 70° и ^ > 0,05. Вертикальной пунктирной линией отмечен размер аккреционного диска вй 1826-238 в световых секундах.

ционного диска на внешнем крае и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое на основе оптических и рентгеновских наблюдений барстера СБ 1826-238.

Для барстера СБ 1826-238, на основе данных о среднем оптическом потоке и амплитуде периодических модуляций на оптической кривой блеска, получены следующие оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае: г = 62,5 ± 5,5°, ^ = 0,145 ± 0,009 (рис.6).

Показано, что время оптического отклика системы СБ 1826-238 на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе (рис.7). Делается вывод, что это указывает на конечное время, 1,0 < тгерг < 2,2 с, переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.

В заключении приведены основные результаты диссертации выносимые на защиту.

Основные результаты, выносимые на защиту

• Сделан расчет вертикальной структуры внешних частей аккреционного диска с учетом облучения центральным рентгеновским источником и наличия над диском протяженной горячей атмосферы (Tatm « 2 • 10бК). Показано, что на внешних радиусах (R > 10й см) за счет рассеяния в атмосфере и диске жесткое рентгеновское излучение (Е > ЮкэВ) от центрального источника может прогревать все слои оптически толстого аккреционного диска, при этом вертикальная структура диска становится практически изотермичной. Влияние рассеяния в атмосфере оказывается недостаточным для существенного увеличения толщины диска по уровню фотосферы.

• Показано, что в модели аккреционного диска с атмосферой разрешается проблема нагрева внешних холодных неионизованных частей аккреционного диска, экранированных для прямых рентгеновских фотонов центрального источника. Радиус, на котором в диске появляется зона с неполной ионизацией водорода, возрастает в ~ 10 раз, по сравнению с диском без облучения. Это позволяет объяснить наличие стационарных больших аккреционных дисков в долгопериодических ММРД GX 13+1, Cyg Х-2, которые без влияния облучения должны были бы демонстрировать вспышечную активность.

• Исследована оптическая переменность рентгеновского барстера GS 1826238. В спектре мощности оптической переменности найден излом на частоте щг = (8,48±0,14) - Ю-5Гц, что позволило сделать оценку орбитального периода GS 1826-238 из апериодической переменности на оптической кривой блеска с использованием корреляции 1 /Роть ос z/¡,r.

• Измерен орбитальный период системы GS 1826-238 по периодическим модуляциям на оптической кривой блеска: Рогь = (2,24940±0,00015) ч.

• Показано, что основные наблюдательные характеристики двойной системы GS 1826-238 в оптическом диапазоне удается объяснить в рамках простой геометрической модели ММРД, построенной в диссертационной работе. Показаны возможности совместного использования набора наблюдаемых характеристик маломассивных рентгеновских двойных систем для измерения наклонения орбиты, геометрических параметров аккреционного диска и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое.

• С использованием геометрической модели ММРД получены оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае для барстера СБ 1826-238: г = 62 ± 6°, ^ = 0,14 ± 0,01.

• Показано, что время оптического отклика системы СБ 1826-238 на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе. Сделан вывод, что это указывает на конечное время, 1,0 < тгерг < 2,2 с, переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.

Список публикаций по теме диссертации

1. Мещеряков А. В., Хамитов И., Ревнивцев М. Г., Буренин Р. А., Гиль-фанов М. Р., Павлинский М. Н., Сюняев Р. А., Аслан 3., Гогуш Е.,

Оптические и рентгеновские наблюдения термоядерных всплесков барстера С?.? 1826-24 в сентябре-октябре 2003г. // Письма в Астрономический журнал, 2004, т.11, с.827

2. Мещеряков А. В., Ревнивцев М. Г., Павлинский М. Н., Хамитов И., Бикмаев И. Ф. Измерение орбитального периода рентгеновского барстера 1826-238 по наблюдениям вариаций его оптического блеска // Письма в Астрономический журнал, 2010, т.Зб, с.777

3. Мещеряков А. В., Шакура Н. И., Сулейманов В. Ф. Вертикальная структура внешних частей аккреционного диска в стационарных маломассивных рентгеновских двойных системах // Письма в Астрономический журнал, 2011, т.37, с.343

4. Мещеряков А. В., Ревнивцев М. Г., Филиппова Е. В. Параметры облученных аккреционных дисков по результатам оптических и рентгеновских наблюдений на примере 1826-238 // Письма в Астрономический журнал, 2011, т.37, с.892

Подписано в печать:

14.11.2011

Заказ № 6328 Тираж -100 экз. Печать трафаретная. Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш., 36 (499) 788-78-56 wvvw.autoreferat.ru

Введение

I Вертикальная структура облученного аккреционного диска с атмосферой в стационарных маломассивных рентгеновских двойных системах

1 Аналитическое решение задачи переноса рентгеновских фотонов в плоско-паралельном слое

§1.1.1 Плоско-параллельный слой с постоянным коэффициентом поглощения (диск без атмосферы)

§1.1.2 Плоско-параллельный слой с 2-мя коэффициентами поглощения (диск+атмосфера).

§1.1.3 Альбедо полубесконечного слоя: точные значения

2 Расчет вертикальной структуры аккреционного диска с атмосферой с учетом облучения от центрального рентгеновского источника

§1.2.1 Параметры облучения.

§1.2.2 Расчет переноса рентгеновского излучения в диске и атмосферном слое в приближении Соболева.

§1.2.3 Система уравнений вертикальной структуры диска с учетом облучения центральным рентгеновским источником и ее решение

§1.2.4 Результаты и обсуждение.

§1.2.5 Выводы.

II Двойная система GS 1826

1 Данные наблюдений

§11.1.1 Оптические наблюдения барстера GS 1826-238 на телескопе РТТ-150 в 2003-2004 гг.

§11.1.2 Рентгеновские наблюдения GS 1826-238, 1Н 16267273 и Seo Х

§11.1.3 Совместные наблюдения барстера GS 1826-238 в оптическом и рентгеновском диапазонах в сентябре-октябре 2003г.

2 Измерение орбитального периода рентгеновского барстера GS 1826-238 по наблюдениям вариаций его оптического блеска

§11.2.1 Измерение спектра мощности оптической переменности GS 1826-238 с учетом пропусков на кривой блеска.

§11.2.2 Результаты анализа спектров мощности оптической и рентгеновской переменности GS 1826

§11.2.3 Калибровка зависимости Роть ос \ /и¡jr и оценка орбитального периода GS 1826-238 по частоте излома в спектре мощности.

§11.2.4 Поиск орбитальной переменности на оптической кривой блеска GS 1826-238 методом наложения эпох

§11.2.5 Оценка орбитальных параметров М2 и а системы GS 1826-238. Природа найденной периодической оптической переменности барстера.

§11.2.6 Выводы.

3 Наблюдательные характеристики двойной системы

GS 1826-238 в оптическом и рентгеновском диапазонах

4 Геометрическая модель ММРД

§11.4.1 Оптическая звезда.

§11.4.2 Аккреционный диск с облучением.

§11.4.3 Отклик системы на рентгеновский всплеск.

5 Измерение ^игиз оптических и рентгеновских наблюдений

§11.5.1 Амплитуда периодических модуляций на оптической кривой блеска.

11.5.1.1 Абсолютные модуляции AF\.

11.5.1.2 Относительные модуляции Дт\.

§11.5.2 Оптический поток в спокойном состоянии.

§11.5.3 Функция отклика системы на рентгеновский всплеск

6 Ограничения на параметры аккреционного диска с атмосферой и наклонение орбиты GS 1826

§11.6.1 Наклонение орбиты двойной системы к наблюдателю

§11.6.2 Толщина аккреционного диска с атмосферой на внешнем крае.

§11.6.3 Задержка оптического потока относительно рентгеновского во время термоядерного всплеска на поверхности нейтронной звезды

§11.6.4 Выводы.

Дисковая аккреция на релятивистские объекты (черные дыры и нейтронные звезды) является одним из самых эффективных, из известных на сегодняшний день, механизмов выделения энергии в природе. В процессе аккреции на релятивистские объекты высвобождается до « 40 % от энергии покоя вещества, что в десятки раз выше эффективности термоядерных реакций в недрах звезд.

Аккреционные диски играют важную роль в наблюдательных проявлениях таких разных астрономических объектов как протозвезды, тесные двойные системы с компактными звездными остатками, ядра нормальных и активных галактик, и другие. За прошедшие почти 40 лет с момента выхода знаменитой теоретической работы Николая Шакуры и Рашида Сюняева [89] в которой устанавливалось то, что мы сейчас называем стандартной моделью дисковой аккреции, был достигнут впечатляющий прогресс в этой области астрофизики.

Наиболее интересные результаты в исследовании аккреционных дисков достигнуты в приложении к тесным двойным системам с компактными звездами. И это не удивительно. Двойные звезды представляют собой редкий класс астрофизических объектов, чьи основные параметры (такие как — орбитальный период, массы звезд, размеры орбиты) могут быть измерены из наблюдений (в первую очередь оптических). Благодаря этому, аккреция вещества в этих объектах может быть изучена наиболее детально.

Нейтронные звезды и черные дыры в тесных двойных системах составляют класс рентгеновских двойных систем (РД) и являются ярчайшими источниками (после Солнца) на рентгеновском небосклоне. РД принято разделять на два класса по массе звезды-компаньона. Массивные рентгеновские двойные системы, как правило, имеют массу больше нескольких масс Солнца и аккрецируют из звездного ветра оптической звезды. В маломассивных рентгеновских двойных системах (ММРД) которые являются предметом исследования в настоящей диссертационной работе, оптическая звезда (за редким исключением) имеет массу меньше одной массы Солнца. В этих объектах аккреция происходит через внутреннюю точку Лагранжа и главным источником оптической светимости являются облученные рентгеновскими фотонами внешние части аккреционного диска вокруг компактного объекта, а излучение звезды-компаньона практически не заметно на этом фоне.

Маломассивные рентгеновские двойные системы предоставляют прекрасные возможности для изучения феномена аккреционного диска с облучением. Ниже будет дано небольшое введение в теоретические и наблюдательные аспекты физики аккреционных дисков с облучением в ММРД, затрагиваемые в диссертации.

Аккреционные диски с облучением в ММРД

В тесных двойных системах, в которых компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра) соседствует с оптической звездой на определенных стадиях эволюции может возникать перетекание вещества с оптической звезды, когда последняя заполняет свою полость Роша. Вещество, покидающее оптическую звезду через внутреннюю точку Лагранжа Ь\ захватывается гравитационным полем релятивистского объекта. Из-за вращения звезд в двойной системе, захваченное вещество всегда имеет конечный угловой момент и при свободном падении на компактную звезду останавливается центробежными силами на конечном расстоянии от нее (радиус циркуляризации).

Дальнейшее перемещение вещества к компактному объекту происходит по мере отвода его углового момента наружу, вследствие наличия у вещества турбулентной или магнитной вязкости. Часть вещества покидает двойную систему, унося с собой избыточный угловой момент, оставшаяся часть вещества движется по спирали к компактному объекту. По мере перемещения потока вещества внутрь по радиусу к компактному объекту, под действием вязкости, гравитационная энергия газа переходит в тепловую и кинетическую энергию орбитального движения. При эффективном излучении тепла, газовые потоки охлаждаются и образуют тонкий диск.

Рис. 1. Картина аккреции в маломассивной рентгеновской двойной системе.

На рис. 1 схематично показана общая картина дисковой аккреции вещества в маломассивной рентгеновской двойной системе с нейтронной звездой.

Начало математической теории аккреционных дисков положили работы [88], [56] и [89]. Теоретические исследования аккреционных дисков ведутся, в основном, на базе а-модели. Название ее происходит от концепции описания вязкости в дисках путем параметризации касательной компоненты тензора вязких напряжений в зависимости от давления через один параметр а (0 < а ^ 1), введенный Н.И. Шакурой ([88],[89]). Вязкость играет две ключевых роли в аккреционных дисках: она определяет перенос углового момента и нагрев диска.

Наряду с собственным нагревом из-за вязкости, аккреционный диск может поглощать и перерабатывать в тепло падающее на него излучение [89]. В тесных двойных системах с релятивистским объектом (нейтронной звездой или черной дырой), мощным источником рентгеновского излучения являются центральные области диска. Часть рентгеновских фотонов может перехватываться внешними частями диска, поскольку аккреционный диск имеет выгнутую форму поверхности (высота фотосферы стандартного диска зависит от радиуса как Яр;1 ос Нп, где п = 9/8 — для внешних частей диска). Доля рентгеновского потока от центрального источника, которая поглощается и "термализуется" у поверхности диска зависит от радиуса как ф* ос \/В?. В то же время, собственное энерговыделение в диске за счет вязкости убывает с радиусом быстрее: С}тз ос 1 /В?. Для системы с нейтронной звездой, уже на радиусах Я ^ 109 см нагрев поверхности диска из-за облучения превышает собственное энерговыделение.

Таким образом, температура поверхности (фотосферы) внешних частей аккреционного диска в ММРД соответствует оптическому или инфракрасному диапазону электромагнитного спектра и поддерживается поглощением и переработкой в тепло рентгеновского излучения из центральных областей диска.

Стоит отметить, что нагрев поверхности аккреционного диска не обязательно оказывает существенное влияние на все слои диска по ¿-координате. Действительно, при диффузном переносе энергии излучением прогрев поверхности может влиять на температуру наиболее глубоких слоев аккреционного диска (в центральной плоскости) при выполнении условия:

0.1) где то — полная оптическая толщина диска в вертикальном направлении для собственного излучения. Стандартный диск Шакуры-Сюняева имеет достаточно большую оптическая толщину в вертикальном направлении (то ^ 500). Нагрев поверхности такого диска не может оказывать значительного влияния на условия в центральной плоскости диска, вплоть до очень больших радиусов.

Вертикальная структура внешних частей аккреционного диска в ММРД с учетом прямого облучения от центрального источника исследовалась многими авторами (см., например, [76], [12], [23]). В большинстве работ предполагается, что к, ТО рентгеновский поток "термализуется" вблизи фотосферы аккреционного диска. В этом случае, как отмечено выше, внешнее облучение не оказывает существенного влияния на вертикальную структуру аккреционного диска (см. [39], [23]).

С другой стороны, для описания наблюдений ММРД часто используется модель изотермичного по 2-координате аккреционного диска [12]. Например, в этой модели были получены оценки толщины диска на внешнем крае, из наблюдений амплитуды оптических вариаций на кривых блеска ММРД [17]: Н/Я « 0.2, что в 2 -г- 3 раза больше толщины стандартного диска Шакуры-Сюняева без облучения. Как было замечено в [23], использование простой модели изотермичного аккреционного диска для описания наблюдений не стыкуется с предположением о прогреве рентгеновскими фотонами только поверхности.

Как впервые предположили Николай Шакура и Рашид Сюняев (см. [89]), в результате интенсивного рентгеновского облучения аккреционного диска, над его поверхностью может сформироваться мощный горячий (Т ~ (106 -г- 107) К) слой плазмы, который будем называть горячей атмосферой или короной.

Расчеты горячей протяженной атмосферы, применимые к аккреционным дискам в ММРД, делались в ряде работ: [58], [30], [67], [85]. Как было показано в работе [85], существует механизм обратной связи между величиной облучения диска и толщиной его атмосферного слоя, что приводит к значительному увеличению последнего. Атмосферный слой является оптически тонким в вертикальном направлении, но оптически толстым по радиальной координате. Таким образом, для рентгеновских фотонов от центрального источника толщина внешних частей аккреционного диска увеличивается на высоту атмосферы, что естественным образом объясняет повышенную толщину диска на внешнем крае по данным наблюдений [17].

К настоящему времени накоплено достаточное число наблюдателних свидетельств наличия над аккреционним диском в ММРД горячей атмосферы.

• Открытие АБС-источников [78], особого класса ММРД с высоким углом наклонения орбиты системы к наблюдателю, где центральный рентгеновский источник постоянно закрыт от наблюдателя краем оптически толстого аккреционного диска и все рентгеновское излучение идет от рассеивающей короны, дало возможности исследовать рентгеновское излучение горячей области над аккреционном диском напрямую (см., например, [26]).

• Атмосферный слой проявляет себя в линиях поглощения и излучения в мягком рентгеновском диапазоне в системах с большим наклонением орбиты к наблюдателю [22], эффективно увеличивает толщину диска для рентгеновских фотонов [17], [85] по сравнению со стандартной моделью а-диска.

• Из моделирования наблюдаемых кривых блеска транзиентных ММРД — рентгеновских новых (см. [24], [70]) следует необходимость увеличения толщины аккреционного диска на внешнем крае в 1.5-5-2 раза, по сравнению с тощиной стандартного диска. Избыточная толщина диска может быть объяснена наличием над диском горячей атмосферы [85] или популяции относительно холодных облаков, погруженных в атмосферу [68]).

Несмотря на то что, атмосфера определяет многие наблюдательные проявления ММРД в оптическом и рентгеновском диапазонах ее параметры остаются плохо изученными. Наблюдательные оценки толщины аккреционного диска на внешнем крае выполнены в настоящее время для ограниченного числа систем (см. [17]). В то же время измерение геометрических параметров атмосферы над аккреционном диском важно для проверки физических моделей ее формирования.

Современные модели атмосферы над аккреционным диском имеют ряд существенных недостатков, что ограничивает их применение для объяснения наблюдений ММРД. В частности, в наилучших из имеющихся на сегодняшний день теоретических расчетах атмосферного слоя горячая атмосфера не рассчитывается самосогласованно с вертикальной структурой лежащего под ней холодного аккреционного диска.

С наблюдательной точки зрения, отдельный интерес представляет задача измерения орбитальных параметров ММРД при помощи фотометрических оптических/инфракрасных наблюдений, поскольку эти данные часто являются основным источником информации о двойной системе. Оптическое и ИК излучение большинства маломассивных рентгеновских двойных систем относительно слабо — подавляющая часть таких объектов в нашей Галактике имеет яркость слабее 17-18 звездной величины. Поэтому измерение орбитальных параметров ММРД при помощи детальных спектрометрических измерений не всегда возможно. Однако потребность в таких оценках весьма велика, в особенности в связи с появлением и планированием высококачественных обзоров неба типа БОЭЗ [27], иКТОББ [36], УУУ [2] и др.

Краткое содержание работы

Целью настоящей работы является исследование влияния горячей (Т яз 106 Ю7/^) атмосферы на прогрев за счет облучения внешних частей оптически-толстого аккреционного диска в ММРД и определение параметров аккреционного диска с атмосферой из оптических и рентгеновских наблюдений, на примере маломассивной рентгеновской двойной системы СЭ 1826-238.

Диссертационная работа состоит из двух частей, разбитых на 2 и 6 глав (соответственно).

В первой части диссертационной работы подробно исследуется вопрос влияния горячей атмосферы на прогрев оптически-толстого аккреционного диска.

В первой главе получены простые аналитические выражения для величины нагрева диска рассеянными рентгеновскими фотонами, используя приближенное решение уравнения переноса по методу Соболева в плоско-паралельном слое конечной толщины. Показано, что это данное приближение обладает ^ 10% точностью в диапазоне энергий рентгеновских фотонов Е < 20 кэВ.

Во второй главе выполнен расчет вертикальной структуры внешних частей оптически-толстого аккреционного а-диска вокруг нейтронной звезды, с учетом облучения рентгеновскими фотонами от центрального источника и возможности наличия над диском горячей атмосферы. Делаются выводы о влиянии горячей атмосферы на прогрев аккреционного диска.

Процесс рассеяния рентгеновских фотонов на свободных электронах существенно влияет на характер прогрева внешних радиусов аккреционного диска. Рентгеновские фотоны с энергией Е ^ 10 кэВ, падающие от центрального источника под небольшим углом к поверхности диска, испытав рассеяние, могут проникать достаточно глубоко под фотосферу диска и оказывать существенное влияние на вертикальноую структуру аккреционного диска на внешних радиусах.

Эффект рассеяния рентгеновских фотонов оказывается особенно важен на больших радиусах, где полная поверхностная плотность аккреционного диска становится достаточно малой £0 ^ 20 г/см2 (при этом диск еще остается оптически толстым т ^ 100). На радиусах Я 1011 см облучение может прогревать все слои оптически толстого диска и его вертикальная структура становиться практически изотермичной.

Отмечается, что даже сильное облучение не оказывает существенного влияния на толщину диска по уровню фотосферы грН до радиуса где начинается рекомбинация водорода (и, соответственно, происходит резкое уменьшение гр11 вместе с увеличением молекулярного веса вещества).

При облучении аккреционного диска с атмосферой, радиус на котором в диске появляется зона с неполной ионизацией водорода возрастает ~ 10 раз, по сравнению с диском без облучения. Например, для светимости центрального источника внешний радиус стационарного диска с облучением может составлять Я кг б х 1011 см, что согласуется с оценками внешнего радиуса диска в долгопериодических стационарных ММРД ОХ 13+1, Cyg Х-2.

Отмечается, что в модели облучения аккреционного диска с атмосферой естественным образом разрешается проблема нагрева внешних холодных (Т £ 104К) частей аккционного диска, которые являются экранированными от прямых фотонов центрального рентгеновского источника.

Во второй части диссертационной работы, будет продемонстрировано на примере двойной системы ОЭ 1826238, одного из известнейших рентгеновских барстеров в области галактического балджа и одной из самых короткопериодических из известных на сегодняшний день ММРД с невырожденной звездой-компаньоном, как различные наблюдательные характеристики фотометрических кривых яркости двойной системы в рентгеновском и оптическом диапазонах могут быть использованы для определения параметров аккреционного диска и его атмосферы, а также наклонения орбиты и орбитального периода ММРД. Для моделирования среднего оптического потока от системы, амплитуды периодических модуляций на оптической кривой блеска (связанных с эффектом прогрева звезды-компаньона) и оптического отклика системы на рентгеновский всплеск будет использована геометрическая модель ММРД с учетом облучения аккреционного диска и звезды компаньона .центральным рентгеновским источником.

В первой главе дана краткая характеристика источника и сделан обзор оптических и рентгеновских наблюдений СЭ 1826-238, которые будут использованы для определения параметров системы. Также здесь представлены результаты анализа совместных оптических (КТТ-150) и рентгеновских (11ХТЕ) наблюдений барстера в сентябре-октябре 2003 г.

Вторая глава посвящена определению орбитального периода барстера вЭ 1826-238 и анализу наблюдаемой низкочастотной переменности на его рентгеновской и оптической кривых блеска.

Оптическая и рентгеновская переменность СЭ 1826-238 носит апериодический характер. Для анализа низкочастотной оптической и рентгеновской переменности объекта использовалась методика построения спектра мощности переменности источника на основе данных с большими пробелами в наблюдениях. Показано, что несмотря на принципиальную возможность получения спектров мощности долгопериодической переменности источников по данным с пропусками, их влияние значительно осложняет анализ. Пробелы в кривой блеска объекта (например, пропуски между ночами наблюденй на оптической кривой блеска) вносят искажения в форму спектра мощности переменности (получаемого, например, методом Ломба-Скаргла).

Средний спектр мощности, измеренный по кривым блеска с пробелами отличается от истинного спектра мощности внутренней переменности в источнике. В случае, если переменность источника имеет характер красного шума Р{ь>) ос пробелы в кривой блеска приводят к появлению искусственной "полочкимв измеряемом спектре мощности на частотах ниже и ~ 1/Трь (Трь — длина непрерывного участка кривой блеска).

Помимо искажения средней формы спектра мощности, пропуски в наблюдениях, увеличивают возможный разброс значений спектра мощности в каждой конкретной реализации кривой блеска, на частотах и ^ 1 /ТРЬ. Для учета этих эффектов при измерении формы спектра мощности, был использован метод численного моделирования.

Спектр мощности переменности СБ 1826-238 в диапазоне Ю-5. ~ 5 х 10~3 Гц описывается степенным законом с выходом на константу на низких частотах. Форма спектра мощности оптической и рентгеновской переменности источника согласуются. Частота излома спектра мощности СБ 1826-238 хорошо измеряется по оптическим данным: ¡-V = (8.48 ± 0.14) х 10~5 Гц (для значения степенного наклона спектра мощности выше излома а = 2).

Орбитальный период системы СЭ 1826-238 измерен с высокой точностью, используя метод наложения эпох: РотЬ =

2.24940±0.00015) часа. Периодические вариации на оптической кривой блеска имеют относительную амплитуду 5А = 4.0% ± 0.6% и могут быть связаны с эффектом прогрева оптической звезды рентгеновским излучением из центральных областей аккреционного диска.

Сделана оценка орбитального периода GS 1826-238 из апериодической переменности на оптической кривой блеска, используя корреляцию 1/Рогь ос Vbr найденную в работе [16]. В качестве реперных источников для калибровки зависимости были выбраны 2 ММРД с известными периодами: 1Н 16267273 (Рогь = 0.69 ч) и Seo Х-1 (Рогь = 18.92 ч). Наилучшие оценки орбитального периода GS 1826-238 по частоте излома в спектре мощности составляют Рогь ^ 8.0 ± 4.2 часа (по 1Н 16267-273) и Рогь ~ 2.6 ± 0.6 часа (при использовании в качестве реперного источника 1Н 16267-273 и Seo Х-1, соответственно), в хорошем согласии с точным значением периода.

В третьей главе суммированы наблюдательные характеристики двойной системы GS 1826-238 в оптическом и рентгеновском диапазонах.

В четвертой главе описана геометрическая модель ММРД и используемая методика расчета оптического потока от двойной системы и оптического отклика на рентгеновскую вспышку (термоядерный всплеск на поверхности нейтронной звезды).

В пятой главе описана методика оценки наклонения г и толщины диска на внешнем крае ^ из оптических и рентгеновских данных, используя модель ММРД.

В шестой главе из оптических и рентгеновских наблюдений барстера GS 1826-238 получены оценки наклонения орбиты, толщины аккреционного диска с атмосферой и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое.

Для барстера GS 1826-238, из среднего оптического потока и амплитуды периодических модуляций на оптической кривой блеска, получены следующие оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае: г = 62.5 ± 5.5°, = 0.145 ±0.009. tt-i

Показано, что время оптического отклика системы GS 1826238 на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе. Делается вывод, что это указывает на конечное время, 1 .Осек<; т~герг 2.2 сек, переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.

В заключении приведены основные результаты выносимые на защиту и список публикаций по теме диссертации.

Часть І

Вертикальная структура облученного аккреционного диска с атмосферой в стационарных маломассивных рентгеновских двойных системах

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Сделан расчет вертикальной структуры внешних частей аккреционного диска с учетом облучения центральным рентгеновским источником и наличия над диском протяженной горячей атмосферы (Та1т » 2 • 106К). Показано, что на внешних радиусах (Я ^ 1011 см) за счет рассеяния в атмосфере и диске жесткое рентгеновское излучение (Е ЮкэВ) от центрального источника может прогревать все слои оптически толстого аккреционного диска, при этом вертикальная структура диска становится практически изотермичной. Влияние рассеяния в атмосфере оказывается недостаточным для существенного увеличения толщины диска по уровню фотосферы.

2. Показано, что в модели аккреционного диска с атмосферой разрешается проблема нагрева внешних холодных неионизованных частей аккреционного диска, экранированных для прямых рентгеновских фотонов центрального источника. Радиус, на котором в диске появляется зона с неполной ионизацией водорода, возрастает в ~ 10 раз, по сравнению с диском без облучения. Это позволяет объяснить наличие стационарных больших аккреционных дисков в долгопериодических ММРД СХ 13+1, Cyg Х-2, которые без влияния облучения должны были бы демонстрировать вспышечную активность.

3. Исследована оптическая переменность рентгеновского барстера СБ 1826-238. В спектре мощности оптической переменности найден излом на частоте = (8,48 ± 0,14) ■ Ю-5 Гц, что позволило сделать оценку орбитального периода СЭ 1826-238 из апериодической переменности на оптической кривой блеска с использованием корреляции

1/РогЬ ОС иьг.

4. Измерен орбитальный период системы СЭ 1826-238 по периодическим модуляциям на оптической кривой блеска: РогЬ = (2,24940 ± 0, 00015) ч.

5. Показано, что основные наблюдательные характеристики двойной системы СЭ 1826-238 в оптическом диапазоне удается объяснить в рамках простой геометрической модели ММРД, построенной в диссертационной работе. Показаны возможности совместного использования набора наблюдаемых характеристик маломассивных рентгеновских двойных систем для измерения наклонения орбиты, геометрических параметров аккреционного диска и времени переработки рентгеновского излучения в оптическое.

6. С использованием геометрической модели ММРД получены оценки наклонения системы и толщины атмосферы диска на внешнем крае для барстера СЭ 1826238: г = 62 ± 6°, = 0,14 ± 0,01.

7. Показано, что время оптического отклика системы СЭ 1826-238 на рентгеновский всплеск не согласуется с геометрической задержкой распространения рентгеновских фотонов в системе. Сделан вывод, что это указывает на конечное время, 1,0 ^ тгерг 2,2 с, переработки/переизлучения рентгеновских фотонов в горячей атмосфере над аккреционным диском.

Список публикаций по теме диссертации

1. Мещеряков А. В., Хамитов И., Ревнивцев М. Г., Буренин Р. А., Гильфанов М. Р., Павлинский М. Н., Сюняев Р. А., Аслан 3., Гогуш Е., Оптические и рентгеновские наблюдения термоядерных всплесков барстера СЭ 1826-24 в сентябре-октябре 2003 г. // Письма в Астрономический журнал, 2004, т.11, с.827

2. Мещеряков А. В., Ревнивцев М. Г., Павлинский М. Н., Хамитов И., Бикмаев И. Ф. Измерение орбитального периода рентгеновского баретера СЭ 1826-238 по наблюдениям вариаций его оптического блеска // Письма в Астрономический журнал, 2010, т.36, с.777

3. Мещеряков А. В., Шакура Н. И., Сулейманов В. Ф. Вертикальная структура внешних частей аккреционного диска в стационарных маломассивных рентгеновских двойных системах // Письма в Астрономический журнал, 2011, т.37, с.343

4. Мещеряков А. В., Ревнивцев М. Г., Филиппова Е. В. Параметры облученных аккреционных дисков по результатам оптических и рентгеновских наблюдений на примере СЭ 1826-238 // Письма в Астрономический журнал, 2011, т.37, с.892

Заключение

1. Allen, C. W. "Astrophysical Quantities", Athlone Press, University of London, 3rd edition (1973)

2. Arnaboldi M., Neeser M. J., Parker L. C. et al. ESO Public Surveys with the VST and VISTA Msngr, 127, 28, (2007)

3. Badnell N. R., Bautista M. A., Butler K., Delahaye F., Mendoza C., Palmeri P., Zeippen C. J., Seaton M. J. Updated opacities from the Opacity Project MNRAS, 360, 458 (2005)

4. Barret D., Motch C., Pietsch W. ROSAT-PSPC X-ray observations and follow-up optical identification of GS 1826-24 Discovery of a low-mass X-ray binary with a black hole primary? Astron.Astroph., 296, 459 (1995)

5. Barret D., Olive J. F., Boirin L. et al. Hard X-Ray Emission from Low-Mass X-Ray Binaries Astron.Astroph., 533, 329, 2000

6. Benlloch S., Wilms J., Edelson R. et. al. Astrophys.J, 562, 121L, 2001

7. Bohlin R. C., Savage B. D., Drake J. F. A survey of interstellar H I from L-alpha absorption measurements. II Astrophys.J, 224, 132 (1978)

8. Vaughan S., Edelson R., Warwick R. S., Uttley P. On characterizing the variability properties of X-ray light curves from active galaxies MNRAS, 345, 1271, 2003

9. Vrtilek S. D., Raymond J. C., Garcia M. R., et. at. Observations of Cygnus X-2 with IUE Ultraviolet results from a multiwavelength campaign Astron.Astroph., 235, 162 (1990)

10. Vrtilek S. D., Penninx W., Raymond J. C., et al. Observations of Scorpius X-l with IUE Ultraviolet results from a multiwavelength campaign Astrophys.J, 376, 278 (1991)

11. D. K. Galloway, A. Cumming, E. Kuulkers, et al. Periodic Thermonuclear X-Ray Bursts from GS 1826-24 and the Fuel

12. Composition as a Function of Accretion Rate Astrophys.J, 601, 466 (2004)

13. Galloway D. K., Muno M. P., Hartman J. M., et al. Thermonuclear (Type I) X-Ray Bursts Observed by the Rossi X-Ray Timing Explorer Astrophys.J.Suppl., 179, 360 (2008)

14. Gilfanov M., Arefiev V. X-ray variability, viscous time scale and Lindblad resonances in LMXBs asto-ph/0501215 , 200517. de Jong J., van Paradijs J., Augusteijn T. Astron.Astroph., 314, 484, 1996

15. Demorest P. B., Pennucci T., Ransom S. M., et al. A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay Nature, 467, 1081, 2010

16. Deeter J. E., Boynton P. E. Techniques for the estimation of red power spectra. I Context and methodology Astrophys.J, 261, 337, 1982

17. Jonker P. G., Steeghs D., Nelemans G., et al. The radial velocity of the companion star in the low-mass X-ray binary 2S 0921-630: limits on the mass of the compact object MNRAS, 356, 621-, 2005

18. Jenkins G.M., Watts D.G. Spectral Analysis and its Applications', Holden-day, San Fracisco, 1968

19. Diaz Trigo, M., Parmar, A. N., Boirin, L., et al.Spectral changes during dipping in low-mass X-ray binaries due to highly-ionized absorbers Astron.Astroph., 445, 179, 2006

20. Dubus G., Lasota J.-P., Hameury J.-M., Charles P. X-ray irradiation in low-mass binary systems MNRAS, 303, 139, 1999

21. Ji L., Schulz N. S., Nowak, M. A., et al. Implications of X-ray Line Variations for 4U 1822-371 Astrophys.J, 729, 102, 2011

22. York Donald G., Adelman J., Anderson John E., et al. The Sloan Digital Sky Survey: Technical Summary Astron.J, 120, 1579, 2000

23. Knigge C., BarafFe I., Patterson J. The Evolution of Cataclysmic Variables as Revealed by Their Donor Stars Astrophys.J.Suppl., 194, 28, 2011

24. Cumming A. Thermonuclear X-ray bursts: theory vs. observations, Nuclear Physics B Proceedings Suppl., 132, 435, 2004

25. Ko Y.-K., Kallman T. R. Emission lines from X-ray-heated accretion disks in low-mass X-ray binaries Astrophys.J, 431, 273, 1994

26. Cominsky L. R., London R. A., Klein R. I. Time-dependent calculations of X-ray and gamma-ray reprocessing Astron.Astroph., 315, 162, 1987

27. Kong A. K. H., Homer L., Kuulkers E., et al. X-ray/optical bursts from GS 1826-24 MNRAS, 311, 405, 2000

28. Cornelisse R., in't Zand J.J.M., Verbunt F., et al. Six years of BeppoSAX Wide Field Cameras observations of nine galactic type I X-ray bursters Astron.Astroph., 405, 1033, 2003

29. Levine A., Ma C., McClintock L. et al. 4U 1626-67- The binary with the smallest known mass function Astrophys.J, 327, 732L, 1988

30. Liu Q. Z., van Paradijs J., van den Heuvel E. P. J. A catalogue of low-mass X-ray binaries Astron.Astroph., 368, 1021, 2001

31. Lawrence A., Warren S. J., Almaini О., et al. The UKIRT Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS) MNRAS, 379, 1599, 2007

32. London R., McCray R., Auer L. H. The structure of X-ray illuminated stellar atmospheres Astrophys.J, 243, 970, 1981

33. Лютый В. M., Сюняев Р. А„ Черепащук Е. М. Природа оптической переменности HZ Herculis (Her Х-1) и BD+34°3815 (Cyg Х-1) Астрономический Журнал, 50, 3, 1973

34. В.М. Лютый, Р.А, Сюняев Природа оптической переменности двойных рентгеновских систем Cyg X-2=V 1341 Cyg и Sco X-1=V 818 Sco Астрономический Журнал, 53, 511,1976

35. McGowan К. E., Charles P. A., O'Donoghue D., Smale A. P. Correlated optical and X-ray variability in LMC X-2 MNRAS, 345, 1039, 2003

36. Makino F. and the Ginga Team GS 1843-024 IAUC4653 , 1988

37. Marshall D. J., Robin A. C., Reyle C., et al. Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions Astrophys.J, 453, 635, 2006

38. Meyer F., Meyer-Hofmeister E. Vertical structure of accretion disks Astron.Astroph., 106, 34, 1982

39. Milgrom M., Salpeter E. E. Models for X-ray illuminated atmospheres Astrophys.J, 196, 589, 1975

40. Morrison R., McCammon D. Interstellar photoelectric absorption cross sections, 0.03-10 keV Astrophys.J, 270, 119, 1983

41. Motch C., Barret D., Pietsch W., et al. GS 1826-24 IAUC6101 , 1994

42. Нагирнер Д. И. "Лекции по теории переноса излучения", Изд-во С.-Петербургского университета, Санкт-Петербург, 2001

43. O'Brien K., Horne Keith, Hynes R. I., et al. Echoes in X-ray binaries MNRAS, 334, 426, 2002

44. Oda M., Gorenstein P., Gursky H. et al. X-Ray Pulsations from Cygnus X-l Observed from UHURU Astrophys.J, 166, 1L, 1971

45. Patterson J. The evolution of cataclysmic and low-mass X-ray binaries Astrophys.J.Suppl., 54, 443, 1984

46. Paczynski, B. Evolutionary Processes in Close Binary Systems Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 9, 183, 1971

47. Paczynski, B. A model of accretion disks in close binaries Astrophys.J, 216, 822, 1977

48. Pedersen H., Lub J., Inoue H., et al. Optical bursts from 4U/MXB 1636-53 Astrophys.J, 263, 325, 1982

49. Pozdnyakov L. A., Sobol I. M., Syunyaev R. A. Comptonization and the shaping of X-ray source spectra -Monte Carlo calculations Astrophys. Space Phys. Rev., 2, 189, 1983

50. Press W. H., Teukolsky S. A., Vetterling W. T., Flannery B. P. "Numerical recipes in FORTRAN. The art of scientific computing.", University Press, Cambridge, 1992

51. Pringle J. E., Rees M. J. Accretion Disc Models for Compact X-Ray Sources Astron.Astroph., 21, 1, 1972

52. Psaltis D.Radiative Transfer in Obliquely Illuminated Accretion Disks Astrophys.J, 574, 306, 2002

53. Raymond J. C.A model of an X-ray-illuminated accretion disk and corona Astrophys.J, 412, 267, 1993

54. Reynolds C. S., Fabian A. C. Warm absorbers in active galactic nuclei MNRAS, 273, 1167, 1995

55. Rieke G. H., Lebofsky M. J. The interstellar extinction law from 1 to 13 microns Astrophys.J, 288, 618, 1985

56. Rappaport S., Doxsey R., Zäumen W. A Search for X-Ray Pulsations from Cygnus X-l Astrophys.J, 168, 43L, 1971

57. Scargle J. D. Studies in astronomical time series analysis. II -Statistical aspects of spectral analysis of unevenly spaced data Astrophys.J, 263, 835, 1982

58. Соболев В. В.Неизотропное рассеяние света в полубесконечной атмосфере Астрономический Журнал,• 45, 528, 1968

59. Соболев В. В."Перенос лучистой энергии в атмосферах звезд и планет", М.: ГИТТЛ, 1956

60. Smith Amanda J., Haswell Carole A., Murray James R. et al. Comprehensive simulations of superhumps MNRAS, 378, 785, 2007

61. Steeghs D., Casares J. The Mass Donor of Scorpius X-l Revealed Astrophys.J, 568, 273, 2002

62. Suleimanov V., Meyer F., Meyer-Hofmeister E. Efficiency of soft X-ray radiation reprocessing in supersoft X-ray sources Astron.Astroph., 350, 63, 1999

63. Suleimanov V., Meyer F., Meyer-Hofmeister E. High efficiency of soft X-ray radiation reprocessing in supersoft X-ray sources due to multiple scattering Astron.Astroph., 401, 1009, 2003

64. Сулейманов В. Ф., Липунова Г. В., Шакура Н. И. Толщина аккреционных а-дисков: теория и наблюдения Астрономический Журнал, 84, 612, 2007

65. Suleimanov V. F., Lipunova G. V., Shakura N. I. Modeling of non-stationary accretion disks in X-ray novae A 0620-00 and GRS 1124-68 during outburst Astron.Astroph., 491, 267, 2008

66. Sandage A., Osmer P., Giacconi R., et al. The Change of Intensity, Color, Line Strength, and Line Position in the QSS 3c 446 during the 1966 Outburst Astrophys.J, 146, 316, 1966

67. Tout C. A., Pols O. R., Eggleton P. P., Han Z. Zero-age main-seqence radii and luminosities as analytic functions of mass and metallicity MNRAS, 281, 257, 1996

68. Timmer J., Konig M. On generating power law noise Astron.Astroph., 300, 707,1995

69. Thompson T. W. J., Rothschild R. E., Tomsick J. A., Marshall H. L. Chandra and RXTE Spectra of the Burster GS 1826-238 Astrophys.J, 634, 1261, 2005

70. Thorsett S. E., Chakrabarty D. Neutron Star Mass Measurements. I. Radio Pulsars Astrophys.J, 512, 288, 1999

71. Tuchman Y., Mineshige S., Wheeler J. C. Structure and evolution of irradiated accretion disks. I Static thermal equilibrium structure. II - Dynamical evolution of a thermally unstable torus Astrophys.J, 359, 164, 1990

72. Tjemkes S.A., Zuiderwijk E.J., van Paradijs J. Optical light curves of massive X-ray binaries Astron.Astroph., 154, 77, 1986

73. White N. E., Becker R. H., Boldt et al. A 5.57 hour modulation of the X-ray flux from 4U 1822-37 Astrophys.J, 247, 994, 1981

74. Ubertini P., Bazzano A., Cocchi M., et al. IAUC 6611 (1997)

75. Ubertini P., Bazzano A., Cocchi M., et al. Bursts from GS 1826-238: A Clocked Thermonuclear Flashes Generator Astrophys.J, 514, L27, 1999

76. Haswell C. A., King A. R., Murray J. R., Charles P. A. Superhumps in low-mass X-ray binaries MNRAS, 321, 475, 2001

77. Haswell C. A., Hynes R. I., King A. R., Schenker K. The ultraviolet line spectrum of the soft X-ray transient XTE J1118+480: a CNO-processed core exposed MNRAS, 332, 928, 2002

78. Heger A., Cumming A., Galloway D. К., Woosley S. E. Models of Type I X-Ray Bursts from GS 1826-24: A Probe of rp-Process Hydrogen Burning Astrophys.J, 671, L141, 2007

79. Xiang J., Lee J. C., Nowak M. A. etc. The Accretion Disk Corona and Disk Atmosphere of 4U 1624-490 as Viewed by the Chandra-High Energy Transmission Grating Spectrometer Astrophys.J, 701, 984, 2009

80. Jimenez-Garate M. A., Raymond J. C., Liedahl D. A. The Structure and X-Ray Recombination Emission of a Centrally Illuminated Accretion Disk Atmosphere and Corona Astrophys.J, 581, 1297, 2002

81. Homer L., Charles P.A., O'Donoghue D. Evidence for a 2-h optical modulation in GS 1826-24 MNRAS, 298, 497, 1998

82. Chabrier G., Baraffe I. Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 337, 2000

83. Шакура H. И. Дисковая модель аккреции газа релятивистской звездой в двойной системе Астрономический Журнал, 49, 921, 1972

84. Shakura N. I., Sunyaev R. A. Black holes in binary systems. Observational appearance. Astron.Astroph., 24, 337, 1973

85. Shahbaz Т., Casares J., Watson C. A., et al. The Massive Neutron Star or Low-Mass Black Hole in 2S 0921-630 Astrophys.J, 616, L123, 2004

86. Schlegel D. J., Finkbeiner D. P., M. Davis Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds Astrophys.J, 500, 525, 1998

87. Stumpff P. Two Self-Consistent FORTRAN Subroutines for the Computation of the Earth's Motion Astrophys.J.Suppl., 41, 1, 198093| Chandrasekhar S. "Radiative Transfer", Clarendon Press, Oxford, 1950

88. Eggleton P. Approximations to the radii of Roche lobes Astrophys.J, 268, 368, 1983

89. Jahoda K., Markwardt C., Radeva Y. et al. Calibration of the Rossi X-Ray Timing Explorer Proportional Counter Array Astrophys.J.Suppl., 163, 401, 2006