ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 12, с. 892-899

GX 339-4: СОГЛАСУЕТСЯ ЛИ МОДЕЛЬ ПРЕЦЕССИИ ГОРЯЧЕГО

ТЕЧЕНИЯ С ИНФРАКРАСНОЙ ПЕРЕМЕННОСТЬЮ

В МАЛОМАССИВНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ?

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 07.07.2021 г.

После доработки 25.11.2021 г.; принята к публикации 25.11.2021 г.

В ходе аккреционных вспышек маломассивные рентгеновские двойные демонстрируют сложное пове-

дение, сопровождающееся быстрым изменением спектральных и временных характеристик излучения

во всем диапазоне электромагнитного спектра — от радио до жесткого рентгеновского. До сих пор

отсутствует полная, самосогласованная модель, описывающая все наблюдаемые явления, в том числе

быстрые изменения потока в видимом и близком инфракрасном диапазонах и связь этих изменений

с рентгеновским излучением, а наблюдаемая эволюция вспышек описывается в терминах смены

характерных состояний. По данным квазиодновременных оптических, инфракрасных и рентгеновских

наблюдений показано, что резкому падению яркости оптического излучения вблизи перехода из

“низкого/жесткого” состояния в “высокое/мягкое” сопутствует увеличение частоты наблюдающихся

квазипериодических осцилляций рентгеновского излучения. Такое поведение может быть объяснено

в рамках модели, в которой и рентгеновское и оптическое излучения производятся синхротронным

механизмом в горячем течении вблизи компактного объекта.

Ключевые слова: рентгеновские источники, транзиенты, аккреция.

DOI: 10.31857/S0320010821120044

ВВЕДЕНИЕ

холодным диском. ММРД, демонстрирующие та-

кое поведение, называют рентгеновскими новыми.

Маломассивные рентгеновские

двойные

Яркость подобных систем во время вспышек

(ММРД) — это тесные двойные системы, в кото-

позволяет детально исследовать процесс аккреции

рых происходит аккреция вещества с маломас-

при разных уровнях светимости. Однако нерегу-

сивной (≲1M⊙) оптической звезды-компаньона

лярность вспышек и сложность проведения ко-

на компактный объект — нейтронную звезду или

ординированных многоволновых наблюдений этих,

черную дыру. Для многих ММРД характерна

зачастую тусклых в оптическом диапазоне систем,

значительная переменность в рентгеновском диа-

привели к тому, что в течение долгого времени

пазоне на масштабе недель-месяцев, обусловлен-

протекание аккреционной вспышки описывалось

ная, по-видимому, тепловыми неустойчивостями

феноменологически, как смена характерных состо-

в аккреционном диске. В течение продолжи-

яний, определенных на основании рентгеновских

тельного времени в такой системе происходит

спектров (Танака и Шибазаки, 1996) и особен-

накопление вещества в холодном диске, при этом

ностей быстрой переменности (Беллони и Мотта,

рентгеновская светимость остается низкой (L_X ≈

2016).

≈ 10³² эрг с-1). После достижения критической

В рамках этой модели большинство вспышек

температуры в диске темп аккреции на компактный

описывается следующей последовательностью со-

объект резко возрастает и за короткое время (дни-

стояний: до вспышки система находится в “тихом”

недели) рентгеновская светимость достигает L_X ≈

состоянии, затем начинается резкий рост жесткого

≈ 0.1...1L_Edd, где L_Edd — предельная Эддингто-

(≳5 кэВ) рентгеновского излучения, спектр кото-

новская светимость. Обычно после этого вспышка

рого хорошо описывается степенным законом с

начинает медленно затухать и за несколько меся-

показателем γ = 1.5-2 (“низкое/жесткое” состо-

цев система возвращается в исходное состояние с

яние). Затем наступает “промежуточное/жесткое”

^*Электронный адрес: san@iki.rssi.ru

состояние: в рентгеновском спектре появляется

892

GX 339-4: СОГЛАСУЕТСЯ ЛИ МОДЕЛЬ

893

“мягкая” компонента (с максимальной интенсив-

объяснения этих КПО был предложен ряд моде-

ностью на энергиях 0.1-6 кэВ), спектр которой со-

лей, объясняющих их прецессии (Стелла, Витри,

ответствует излучению многотемпературного чер-

1998) или кеплеровским движением (Титарчук и

нотельного диска (Шакура, Сюняев, 1973). От-

др., 2007) или неустойчивостями аккреционного

носительный вклад “мягкой” компоненты растет

течения (Тагер, Пеллат, 1999). Наиболее прора-

до того момента, пока она не станет полностью

ботанная модель формирования этого типа КПО

доминировать в рентгеновском спектре — наступа-

связывает их с прецессией Ленсе-Тирринга внут-

ет “мягкое/высокое” состояние. Затем могут по-

ренней части горячего течения, ответственного за

следовать постепенное уменьшение светимости на

основную долю яркости ММРД в жестком рентге-

масштабе недель-месяцев и последующий обрат-

новском диапазоне (Стелла и Витри, 1998; Инграм

ный переход к “промежуточному”, а затем и “низ-

и др., 2009).

кому/жесткому” состоянию. Удобно описывать та-

Расширение наблюдений вспышек ММРД на

кие вспышки в терминах диаграммы “рентгенов-

оптический, инфракрасный и радиодиапазоны поз-

ская жесткость” — “светимость”, на которых они

волило обнаружить новые явления, также тесно

описывают Q-образные треки.

связанные с аккрецией. Например, обнаружение

Рентгеновский спектр в разных состояниях

радиоизлучения и вспышечной активности в ра-

описывался различным вкладом двух спектраль-

диодиапазоне в заключительной части жесткого

ных компонент — степенной, источником которой

состояния указало на формирование легких реля-

предположительно является горячая плазма с тем-

тивистских струй — джетов в ММРД (Мирабель,

пературой десятки-сотни кэВ и многотемператур-

Родригес, 1994; Фендер, 2001).

ного чернотельного аккреционного диска (Шакура,

Кроме того, во многих ММРД был обнаружен

Сюняев, 1973; Эрдли и др., 1975; Шапиро и др.,

избыток оптического и инфракрасного (ОИР)

1976; Сюняев, Титарчук, 1980; Нараян и Ю, 1995).

потока относительно ожидаемого от оптически

Наблюдаемая спектральная эволюция во вре-

толстого диска и облученной звезды компаньона

мя вспышек была объяснена нарастанием темпа

(Хайнс и др., 2000, 2002; Джелин и др., 2010). Было

аккреции и постепенным замещением между гео-

предложено несколько моделей, объясняющих

метрически толстым, оптически тонким горячим

происхождение этого ОИР-излучения самопогло-

течением вблизи компактного объекта, в котором

щенным синхротронным излучением нетепловых

формируется высокоэнергичное рентгеновское из-

электронов в релятивистских струях (Корбел

лучение в “жестком” состоянии) и геометрически

и Фендер, 2002; Рассел и др., 2006; Кориат,

тонкого, оптически толстого аккреционного диска,

2009; Каселла и др., 2010; Бакстон и др., 2012),

определяющего энергетический спектр в “мягком”

синхротронным излучением в горячем течении

состоянии. При этом сам механизм, приводящий к

(Джиселлини и др., 1998; Поутанен и Вурм, 2009;

появлению горячего течения и его последующего

Веледина и др., 2011, 2013; Гребенев и др., 2016)

замещения холодным диском, все еще вызывает

или облучением аккреционного диска (Герлинский

вопросы.

и др., 2009).

Дальнейшие исследования свойств рентгенов-

Большинство таких моделей удовлетворитель-

ского излучения ММРД во вспышках показали,

но воспроизводят наблюдаемые широкополосные

что вместе с энергетическим спектром значительно

спектры. Однако наблюдаемые эффекты, связан-

меняются и характеристики быстрой переменно-

ные с переменностью ОИР и рентгеновского из-

сти. Разным состояниям соответствуют опреде-

лучения, зачастую воспроизвести не удается. Так,

ленные формы спектра мощности, в частности, на

быстрые вариации инфракрасного потока исклю-

некоторых стадиях вспышки в спектрах мощности

чают механизмы нагрева диска и практически од-

были обнаружены квазипериодические осцилля-

нозначно ассоциируют эту часть спектра с внут-

ции (КПО) (Гребенев и др., 1993; Каселла и др.,

ренними частями аккреционного течения (Муно и

2005) с частотами от сотых долей до сотен Гц. Вы-

Моран, 2006) или джетом. Обнаруженная анти-

сокая частота и амплитуда КПО явно указывают

корреляция инфракрасного и рентгеновского по-

на то, что они являются отражением когерентных

тока на коротких временных масштабах (поряд-

процессов в близкой окрестности аккрецирующего

ка секунды), в которой ИК-излучение опережает

релятивистского компактного объекта и могут быть

рентгеновское (Дуран и др., 2011), не согласуется

использованы для изучения внутренних частей ак-

с моделями облучения диска. Также этот эффект

креционного течения.

указывает, что инфракрасное излучение действи-

Одним из наиболее хорошо изученных типов

тельно может быть источником затравочных фо-

КПО, ввиду большой амплитуды и добротности

тонов для формирования жесткого рентгеновского

(≈10% RMS, Q > 10), являются КПО типа-C (со-

излучения — подобная картина ожидается в мо-

гласно классификации Каселла и др., 2005). Для

дели синхротронного формирования затравочных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

894

СЕМЕНА и др.

фотонов (Вардзинский и Дзярский, 2001; Веледина

Всего, за время активной работы обсерватории

и др., 2011).

RXTE/PCA, GX 339-4 продемонстрировал четыре

В данной работе рассмотрены квазиодновре-

большие аккреционные вспышки — в 2002, 2004,

менные ОИР и рентгеновские наблюдения ранних

2007 и 2010 г. Эти данные были проанализированы

стадий трех аккреционных вспышек GX 339-4.

и систематизированы в работе Мотта и др. (2011),

Вблизи перехода из “жесткого” в “мягкое” состо-

в том числе был проведен поиск и классифика-

яние наблюдается резкое падение ОИР потока.

ция КПО, измерение полной светимости, оценка

С другой стороны, в это же время наблюдается

вклада тепловой и степенной компонент в рент-

рост частоты КПО типа-С в рентгеновском излу-

геновский спектр. Для дальнейшего анализа были

чении. Поскольку в рамках релятивистских преце-

взяты результаты анализа наблюдений начальных

сионных моделей образования КПО определенной

стадий аккреционных вспышек, в которых были

наблюдаемой частоте соответствует характерный

обнаружены КПО типа С. Всего таких наблюдений

радиус, такие одновременные наблюдения позво-

оказалось 73, для каждого были взяты следующие

ляют проверить наличие связи между изменениями

параметры — фотонный индекс степенной компо-

геометрии аккреционного течения и ОИР излуче-

ненты, полный поток и поток в степенной компо-

нием.

ненте (измеренные в диапазоне 2-20 кэВ, в еди-

ницах потока Крабовидной туманности) и частота

КПО.

GX 339-4

GX 339-4 является одной из наиболее хоро-

шо изученных ММРД. Эта система была впервые

ОИР мониторинг

обнаружена в рентгеновском диапазоне в 1972 г.

Мониторинг системы GX 339-4 в оптическом

(Маркерт и др., 1973), а уже в 1979 г. был най-

и ближнем инфракрасном диапазонах проводил-

ден оптический компаньон системы (Докси и др.,

ся на 1.3-м телескопе SMARTS в рамках боль-

1979) — переменная звезда V821 Ara. Оптическая

шой наблюдательной программы, выполнявшейся

спектроскопия позволила определить орбитальный

в 2002-2010 гг. (Бакстон и др., 2012). Данные

период системы (1.75 дня) и получить нижний пре-

мониторинга доступны в архиве астрономических

дел на массу компактного объекта >6M_⊙ (Мунош-

данных MAST¹. Наблюдения проводились в оп-

Дариаш и др., 2008), что однозначно указывает на

тическом и ближнем инфракрасном диапазонах,

то, что в системе происходит аккреция на черную

изображения в каждой из двух пар фильтров V и

дыру (ЧД). В отличие от многих других ММРД,

J, I и H снимались одновременно 300 секундными

GX 339-4 демонстрирует частые аккреционные

вспышки, приблизительно каждые два года, что

и 240 секундными экспозициями. Медианное время

делает эту систему одной из наиболее хорошо изу-

между наблюдениями составляет одни сутки, также

ченных.

имеется ряд наблюдений, выполненных с разницей

в несколько часов.

В результате ряда наблюдательных кампаний

были получены квазиодновременные данные в

Покрытие хода вспышки в инфракрасном диа-

рентгеновском, оптическом и инфракрасном диа-

пазоне оказалось неравномерным и для вспыш-

пазонах, покрывающие течение четырех вспышек

ки 2007 и в особенности 2004 г. интересующий

этой системы. Эти данные позволяют исследовать

нас переход от “жесткого” к “мягкому” состоянию

связь изменения оптического/инфракрасного по-

оказался практически не покрыт измерениями, в

тока и характеристик рентгеновского излучения

связи с чем вспышка 2004 г. была исключена из

системы — как спектральных, так и временных

дальнейшего анализа совместных рентгеновских и

(Хоман и Беллони, 2005; Мотта и др., 2011;

ОИР данных.

Бакстон и др., 2012).

КОРРЕЛЯЦИЯ ОПТИЧЕСКОГО

ИСПОЛЬЗОВАННЫЕ ДАННЫЕ

И ИНФРАКРАСНОГО ПОТОКА

Рентгеновские наблюдения

С ЧАСТОТОЙ КПО

Мы использовали архивные данные обсерва-

Данные телескопа SMARTS покрыли четыре

тории RXTE, полученные прибором PCA. Боль-

вспышки GX 339-4 и были проанализированы в

шая эффективная площадь, широкий энергетиче-

ряде работ в контексте одновременного измене-

ский диапазон (2-30 кэВ) и отличное временное

ния рентгеновского и инфракрасного потоков и их

разрешение позволяют надежно определять форму

спектральных характеристик (Рассел, 2006; Хоман

рентгеновского спектра и параметры спектра мощ-

и др., 2005; Кориат, 2009; Бакстон и др., 2012).

ности переменности даже в относительно коротких

(несколько кс) наблюдениях.

¹https://dx.doi.org/10.17909/T9RP4V

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

GX 339-4: СОГЛАСУЕТСЯ ЛИ МОДЕЛЬ

895

2002

2007

2010

0.3

F_hard

V flux *3

0.2

V flux/4

0.1

0.05

0.03

52 390

52 400

52 410

52 420

54 140

54 150

54 160

55 300

55 320

Date, MJD

Рис. 1. Жесткий рентгеновский и инфракрасный потоки GX 339-4 во время состояний системы, когда наблюдалось

КПО типа С. Видно, что падение инфракрасного потока происходит с опережением затухания степенной компоненты

излучения в спектре.

Обнаруженные зависимости указывали на связь

наблюдений были обнаружены КПО. Оказалось,

источников инфракрасного и рентгеновского из-

что во всех вспышках резкое изменение ОИР

лучения и интерпретировались авторами как ука-

спектра происходит в моменты, когда в спектре

зание на спектральные состояния релятивистских

мощности рентгеновской переменности наблюда-

струй в этой системе.

ется КПО типа С. Следует отметить, что во время

Обнаруженные свойства корреляции между

падения ОИР потока жесткий рентгеновский поток

продолжает расти, и начинает снижаться только

потоком ММРД в инфракрасном и рентгеновском

спустя несколько дней. При этом ОИР поток

диапазонах (Дуран и др.,

2011) и, в частно-

сти, обнаружение когерентных высокочастотных

оказывается сильно коррелирован с частотой КПО

(ν > 0.1 Гц) КПО (Веледина и др., 2015; Каламкар

(см. рис. 2).

и др.,

2016) также свидетельствуют о тесной

Это указывает на связь физических процессов,

связи среды, формирующей жесткое рентгеновское

приводящих к изменению частоты КПО и ОИР

излучение и часть инфракрасного и оптического

потока в системе. Считается, что наблюдаемые

КПО могут появляться в результате прецессии

потока таких систем. Подобная связь должна быть

отражена в сильной корреляции всех характери-

внутренней горячих части аккреционного течения, и

стик горячего течения со свойствами оптического и

продемонстрированная корреляция может указы-

вать на нее как источник ОИР потока в системе.

инфракрасного спектра. Одной из наиболее явных

и определенно относящихся именно к характе-

В следующей главе мы опишем физическую модель

горячего течения, предложенную другими автора-

ристикам горячего течения наблюдаемых величин

ми, которая может качественно воспроизводить

является частота квазипериодических осцилляций,

проявляющихся в отдельные эпизоды жесткого

наблюдаемые зависимости частоты КПО и ОИР

и промежуточного жесткого состояния во время

потока.

вспышек ММРД (Каселла и др., 2005; Мотта и др.,

2017).

ФИЗИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ

Достаточно хорошее покрытие фотометри-

Веледина и др. (2015) предложили физическую

ческими наблюдениями в оптическом и ИК-

модель, объясняющую наблюдаемую картину кор-

диапазонах также пришлось и на моменты резкого

реляции инфракрасного и рентгеновского потока и

сокращения оптического и ИК-потоков, предше-

обнаруженные в оптическом, а позднее и в ИК-

ствовавших переходу из “жесткого” в “мягкое”

диапазоне КПО, когерентные КПО типа С наблю-

рентгеновское состояние (рис. 1). Данный переход

давшимся в рентгеновском диапазоне (Каламкар и

также оказался хорошо покрыт наблюдениями

др., 2016). В данной модели инфракрасное и опти-

RXTE/PCA. В спектре мощности части этих

ческое излучение формируются в горячем течении,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

896

СЕМЕНА и др.

V filter

I filter

QPO frequency, Hz

0.5

0.2

0.1

0.5

0.2

0.1

10²

10³

J filter

H filter

10²

R_out, R_g

Рис. 2. Зависимость оптического и инфракрасного потоков в фильтрах V, I, J и H от радиуса прецессирующего горячего

течения. Резкое падение инфракрасного потока в момент, когда горячее течение становится компактнее ≈50Rg может

указывать, что в этой области частот лежит частота разворота синхротронного излучения, на которой оно становится

прозрачно.

расположенном во внутренней части аккрецион-

спектр начинается с более высоких частот. Дан-

ного потока, за счет синхротронного излучения

ная конфигурация позволяет объяснить как КПО

нетепловых (имеющих степенной спектр энергий)

в ОИР диапазоне, так и картину корреляции с

релятивистских электронов, составляющих малую

лидированием инфракрасного излучения.

долю (≲0.01) от всех электронов горячего тече-

Так как в предложенной модели более длинно-

ния. Фотоны синхротронного излучения приобре-

волновое излучение формируется в более внешних

тают энергию за счет обратного комптоновского

частях горячего течения, уменьшение радиуса го-

процесса на максвелловской части распределе-

рячего течения при приблизительно сохраняющей-

ния электронов, формируя таким образом жесткое

ся концентрации нетепловых электронов долж-

степенное излучение, тянущееся от ИК-диапазона

но приводить к постепенному сокращению ОИР

до ∼100 кэВ. Синхротронное самопоглощение на

потока. Постепенное замещение горячего течения

нетепловых электронах приводит к резкому заги-

оптически толстым диском можно проследить по

бу спектра ниже определенной частоты — частоты

росту вклада тепловой компоненты в полное энер-

“заворота”. Частота “заворота” зависит от концен-

говыделение в рентгеновском диапазоне. Еще бо-

трации нетепловых электронов и напряженности

лее точно геометрические характеристики горячего

магнитного поля и в модели (Веледина и др., 2015)

течения можно оценить по частоте КПО, кото-

растет вместе с концентрацией внутрь горячего

рое, предположительно, формируется за счет его

течения. Это приводит к тому, что в более внут-

прецессии (Инграм и др., 2009). В рамках этой

ренних частях горячего течения широкополосный

модели внешний радиус горячего течения может

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

GX 339-4: СОГЛАСУЕТСЯ ЛИ МОДЕЛЬ

897

2.8

0.6

2002

2004

2.6

2007

0.5

2.4

2010

0.4

2.2

2002

2.0

0.3

2004

2007

1.8

0.2

2010

1.6

100

R_out, R_g

Рис. 3. Зависимость вклада горячего течения (нетеп-

R_out, R_g

лового излучения) в полное энерговыделение системы

в зависимости от внешнего радиуса прецессирующей

области, полученной из значений частоты КПО. Точки

Рис. 4. Зависимость фотонного индекса от внешнего

распределения следуют жесткой корреляции, указы-

радиуса горячего течения.

вающей, что большая часть рентгена выделяется во

внутренних областях горячего течения R < 30Rg.

быть оценен из частоты КПО типа С (см. формулу 2

индекса от его размера (см. рис. 3 и 4). Из графика

следует, что постепенное сокращение горячего

Инграм и др., 2009). Для предложенных в этой же

течения в диапазоне радиусов 30R_g < R_out < 60R_g

статье значений показателей вязкости зависимость

частоты прецессии от внешнего радиуса горячего

слабо сокращает его рентгеновский поток (см.

течения сводится к следующему виду:

рис. 3). В этом же диапазоне фотонный индекс

√

слабо меняется, что может указывать на со-

R_out/R_i

хранение оптической толщины и концентрации

ν_qpo = 5a

√

(1)

релятивистских электронов, ответственных за

πR5/2out

R_i(1 - (R_i/R_out)5/2)

жесткий рентген. Из этого можно сделать вывод,

где значения частоты даны в единицах c³/2GM,

что структура внутренних частей горячего течения

в целом сохраняется при исчезновении его внешних

a— удельный угловой момент (при расчете мы ис-

частей, пока оно не достигает размеров порядка

пользовали значение 0.9), R_i — характерный ради-

R_out ≈ 30R_g. Таким образом, за значительную

ус, ниже которого поверхностная плотность тече-

ния начинает падать (численные симуляции указы-

часть рентгеновского излучения должны быть

ответственны самые внутренние части горячего

вают, что этот радиус должен быть порядка ≈9R_g

течения и наблюдаемое падение рентгеновского

почти независимо от удельного углового момента),

потока происходит только после сокращения его

R_out — внешний радиус прецессирующей зоны в

размеров меньше R_out ≲ 30R_G.

единицах гравитационного радиуса. Использовав

данное соотношение, мы пересчитали измеренные

Из показанных свойств модели синхротронной

значения частоты КПО типа С, наблюдавшегося

природы затравочных фотонов в горячем течении

при переходе от “жесткого” к “мягкому” состо-

действительно следует наблюдаемая задержка па-

янию, в предполагаемый радиус прецессирующей

дения рентгеновского потока за падением ОИР

потока, а сама продолжительность этой задерж-

части горячего течения. Эти значения приведены на

ки, которая оказывается заметно дольше вязко-

нижних осях графиков рис. 2.

го времени, должна напрямую быть связана со

Из рисунка следует, что ОИР поток резко пада-

скоростью замещения горячего течения оптически

ет при сокращении горячего течения меньше R_out ≲

толстым диском.

≲ 50R_g. Это может указывать, что на данном ра-

Следует отметить, что в рамках этой моде-

диусе совокупность параметров плотности нетеп-

ли также следует ожидать задержку уменьшения

ловых электронов и напряженности магнитного по-

более коротковолнового излучения относительно

ля соответствует частоте заворота синхротронного

более длинноволнового в инфракрасном — опти-

самопоглощения ν ≈ 3 × 10¹⁷ Гц.

ческом диапазоне, однако, такая задержка прак-

Воспользовавшись этими же измерениями

тически не наблюдается во вспышках GX 339-4.

внешнего радиуса, мы можем построить зависи-

Из зависимостей на рис. 2 следует более плавное

мость вклада горячего течения в полное рентгенов-

падение потока в голубом фильтре V по сравнению

ское излучение системы и зависимость фотонного

с ближним-ИК-фильтром H. Данное поведение

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

898

СЕМЕНА и др.

также можно ожидать в предложенной модели ро-

Вардзинский и Дзярский (G. Wardzi ´nski and

ста частоты заворота синхротронного поглощения

A.A. Zdziarski), MNRAS 325(3), 963 (2001).

ко внутренним частям горячего течения. При этом

Веледина и др. (A. Veledina, I. Vurm, and

достаточно хорошо ограничить эту зависимость по

J. Poutanen), MNRAS 414(4), 3330 (2011).

имеющимся данным все еще не представляется

Веледина и др. (A. Veledina, J. Poutanen, and

возможным. Данное измерение можно было бы

I. Vurm), MNRAS 430(4), 3196 (2013).

провести при наличии одновременных фотометри-

Веледина и др. (A. Veledina, M.G. Revnivtsev,

ческих и рентгеновских наблюдений, выполненных

M. Durant, P. Gandhi, and J. Poutanen), MNRAS

с высокой скважностью в фазу вспышки сопро-

454(3), 2855 (2015).

вождающейся появлением КПО.

Герлинский и др. (M. Gierli ´nski, C. Done, and

K. Page), MNRAS 392(3), 1106 (2009).

Гребенев и др. (S. Grebenev, R. Sunyaev,

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

M. Pavlinsky, E. Churazov, M. Gilfanov, A. Dyachkov,

et al.), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 97, 281 (1993).

В работе была рассмотрена долговременная пе-

Гребенев и др. (S.A. Grebenev, A.V. Prosvetov, R.A.

ременность в ОИР и рентгеновском диапазонах.

Burenin, R.A. Krivonos, and A.V. Mascheryakov),

Во всех трех исследованных вспышках произошло

Astron. Lett. 42, 69 (2016).

резкое, менее чем за три дня, падение ОИР потока

10.

Джелин и др. (D.M. Gelino, C.R. Gelino, and

до перехода системы в “мягкое” состояние. Каче-

T.E. Harrison), Astrophys. J. 718(1), 1 (2010).

ственных изменений в рентгеновском спектре при

11.

Джиселлини и др. (G. Ghisellini, F. Haardt, and

этом не происходило. Показано, что наблюдаемое

R. Svensson), MNRAS 297(2), 348 (1998).

резкое изменение ОИР потока происходило во

12.

Докси и др. (R. Doxsey, J. Grindlay, R. Griffiths,

всех вспышках в моменты, когда в спектре мощ-

H. Bradt, M. Johnston, R. Leach, et al.), Astrophys.

ности рентгеновской переменности наблюдались

J. (Letters) 228, L67 (1979).

КПО С-типа. Изменение потока в ОИР диапазоне

13.

Дуран и др. (M. Durant, T. Shahbaz, P. Gandhi,

оказалось сильно коррелировано с частотой КПО,

R. Cornelisse, T. Mu ˜noz Darias, J. Casares, et al.),

падение ОИР потока каждый раз происходило, ко-

MNRAS 410(4), 2329 (2011).

гда КПО находилось в диапазоне частот 0.5-2 Гц.

14.

Инграм и др. (A. Ingram, C. Done, and P.C. Fragile),

В предположении, что КПО производится пре-

MNRAS 397, L101 (2009).

цессией внутренней части горячего аккреционного

15.

Каламкар и др. (M. Kalamkar, P. Casella, P. Uttley,

течения, эти частоты соответствуют его внешнему

K. O’Brien, D. Russell, T. Maccarone, et al.),

радиусу в R_out ≈ 50R_g.

MNRAS 460(3), 3284 (2016).

16.

Каселла и др. (P. Casella, T. Belloni, and L. Stella),

Подобная корреляция может качественно ожи-

Astrophys. J. 629(1), 403 (2005).

даться в модели релятивистской прецессии внут-

17.

Каселла и др. (P. Casella, T.J. Maccarone,

ренней части горячего течения (Инграм и др., 2009)

K. O’Brien, R.P. Fender, D.M. Russell, M. van

и синхротронного происхождения затравочных фо-

der Klis, et al.), MNRAS 404(1), L21 (2010).

тонов для обратной комптонизации в самом горя-

18.

Корбел и Фендер (S. Corbel and R.P. Fender),

чем течении (Веледина и др., 2013), объединенные

Astrophys. J. (Letters) 573(1), L35 (2002).

в модели (Веледина и др., 2013). В этом случае по

19.

Кориат (M. Coriat, S. Corbel, M.M. Buxton,

зависимости ОИР потока от частоты КПО можно

C.D. Bailyn, J.A. Tomsick, E. K ¨ording, et al.),

оценивать долю нетепловых электронов и напря-

MNRAS 400(1), 123 (2009).

женность магнитного поля в горячем течении.

20.

Маркерт и др. (T.H. Markert, C.R. Canizares,

G.W. Clark, W.H.G. Lewin, H.W. Schnopper, and

G.F. Sprott), Astrophys. J. (Letters) 184, L67 (1973).

БЛАГОДАРНОСТИ

21.

Мирабель, родригес (I.F.

Mirabel

and

Данная работа выполнена при поддержке гран-

L.F. Rodrigues), Nature 371, 46 (1994).

22.

Мотта и др. (S. Motta, T. Mu ˜noz Darias, P. Casella,

та РНФ 19-02-00423.

T. Belloni, and J. Homan), MNRAS 418, 2292 (2011).

23.

Мотта и др. (S.E. Motta, A. Rouco Escorial,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

E. Kuulkers, T. Mu ˜noz Darias, and A. Sanna),

MNRAS 468(2), 2311 (2017).

1. Бакстон и др. (M.M. Buxton, C.D. Bailyn,

24.

Муно и Моран (M.P. Muno and J. Mauerhan),

H.L. Capelo, R. Chatterjee, T. Dinccer, E. Kalemci,

Astrophys. J. (Letters) 648(2), L135 (2006).

et al.), Astron. J. 143(6), 130 (2012).

2. Беллони и Мотта (T.M. Belloni and S.E. Motta),

25.

Мунош-Дариаш и др. (T. Mu ˜noz-Darias, J. Casares,

in C. Bambi (ed.), Astrophysics of Black Holes:

and I.G. Mart

inez-Pais), MNRAS 385(4), 2205

From Fundamental Aspects to Latest Developments,

(2008).

Vol. 440 of Astrophysics and Space Science Library,

26.

Нараян и Ю (R. Narayan and I. Yi), Astrophys. J.

p. 61 (2016).

452, 710 (1995).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

GX 339-4: СОГЛАСУЕТСЯ ЛИ МОДЕЛЬ

899

27. Поутанен и Вурм (J. Poutanen and I. Vurm),

35. Фендер (R.P. Fender), MNRAS 322(1), 31 (2001).

Astrophys. J. (Letters) 690(2), L97 (2009).

36. Хайнс и др. (R.I. Hynes, C.W. Mauche, C.A. Haswell,

28. Рассел и др. (D.M. Russell, R.P. Fender, R.I. Hynes,

C.R. Shrader, W. Cui, and S. Chaty), Astrophys. J.

C. Brocksopp, J. Homan, P.G. Jonker, et al.),

(Letters) 539(1), L37 (2000).

MNRAS 371(3), 1334 (2006).

37. Хайнс и др. (R.I. Hynes, C.A. Haswell, S. Chaty,

29. Рассел (D.M. Russell, R.P. Fender, R.I. Hynes,

C.R. Shrader, and W. Cui), MNRAS 331(1), 169

C. Brocksopp, J. Homan, P.G. Jonker, et al.),

(2002).

MNRAS 371, 1334 (2006).

30. Стелла и Витри (L. Stella and M. Vietri),

38. Хоман и Беллони (J. Homan and T. Belloni),

Astrophys. J. (Letters) 492, L59 (1998).

Astrophys. and Space Sci. 300, 107 (2005).

31. Сюняев,

Титарчук

(R.A.

Sunyaev and

39. Хоман и др. (J. Homan, M. Buxton, S. Markoff,

L.G. Titarchuk), Astron. astrophys.

500,

167

C.D. Bailyn, E. Nespoli, and T. Belloni), Astrophys.

(1980).

J. 624(1), 295 (2005).

32. Тагер, Пеллат (M. Tagger and R. Pellat), Astron.

40. Шапиро и др. (S.L. Shapiro, A.P. Lightman, and

Astrophys. 349, 1003 (1999).

D.M. Eardley), Astrophys. J. 204, 187 (1976).

33. Танака и Шибазаки (Y. Tanaka and N. Shibazaki),

41. Эрдли и др. (D.M. Eardley, A.P. Lightman, and

Ann. Rev. of Astron. and Astrophys. 34, 607 (1996).

34. Титарчук и др. (L. Titarchuk, N. Shaposhnikov, and

S.L. Shapiro), Astrophys. J. (Letters) 199, L153

V. Arefiev), Astrophys. J. 660, 556 (2007).

(1975).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021