ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 7, с. 506-522

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433 В ПЕРИОД

ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ЛЕТОМ 2018 ГОДА

И. А. Мереминский¹, С. А. Трушкин⁴, А. В. Шевченко⁴, С. Ю. Сазонов¹

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

²Обсерватория Мюнхенского Университета им. Людвига и Максимилиана, Мюнхен, Германия

³Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гархинг, Германия

⁴Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

Поступила в редакцию 13.05.2021 г.

После доработки 30.04.2022 г.; принята к публикации 05.05.2022 г.

Представлен анализ рентгеновских данных, полученных в период вспышечной активности SS 433

в июле и августе 2018 г., в течение которого были зарегистрированы ярчайшие за всю историю

наблюдений системы вспышки радиоизлучения на частотах 2-5 ГГц по данным телескопа РАТАН-

600. Данные космических обсерваторий Swift/XRT и NICER были получены непосредственно во

время радиовспышек в рамках программы срочных (ToO) наблюдений. Наблюдения обсерваторией

Chandra/HETGS и дополнительные квази-одновременные калибровочные наблюдения NICER были

проведены в активной фазе системы между пиками интенсивности радиоизлучения. Показано, что

во время пиковых значений радиопотока линии излучения релятивистских струй уверенно реги-

стрируются в рентгеновском спектре, а их основные параметры остаются стабильными, что может

служить указанием на отсутствие существенных нарушений в механизмах коллимации и ускорения

струй. В то же время интенсивность рентгеновского излучения струй в эти моменты падает в

4-5 раз и восстанавливается до нормальных значений в течение ∼10 дней. В период активности и во

время радиовспышек обнаружены аномальные отклонения положений линий струй от предсказаний

кинематической модели. Моделирование спектров Chandra при помощи модели излучения барионных

струй SS 433 указывает на быстрые изменения в структуре ветра сверхкритического диска, частично

блокирующего излучение от наиболее горячих областей джетов. Совокупность этих факторов указы-

вает на возможную связь возникновения радиовспышек и активных состояний SS 433 с возмущениями

темпа переноса и оттока вещества в системе.

Ключевые слова: черные дыры, нейтронные звезды, аккреция, джеты, SS 433.

DOI: 10.31857/S0320010822070051

ВВЕДЕНИЕ

рично со скоростью 0.26c вдоль оси аккреционного

диска, прецессирующего с периодом 163 дня. За

SS 433 — это уникальная галактическая рент-

более чем 40-летний период наблюдений системы в

геновская двойная звезда, в которой наблюдается

различных диапазонах энергий, параметры предло-

удивительно стабильный и чрезвычайно высокий

женной модели оказываются удивительно стабиль-

непрерывный сверхэддингтоновский темп переноса

массы в системе, непосредственно проявляющий

ными (Черепащук и др., 2021). Несмотря на дол-

себя в виде мощных оттоков вещества, как в форме

говременную стабильность, SS 433 демонстрирует

ветра аккреционного диска, так и в виде узких ре-

многочисленные эпизоды активности, длительно-

лятивистских струй газа (джетов) (Фабрика, 2004).

стью от 1 до 3 мес, сопровождаемые повышением

Положение релятивистских струй в пространстве

интенсивности радиоизлучения, а также мощными

вспышками в оптическом и радиодиапазонах длин

хорошо предсказывается при помощью “кинема-

тической модели” SS 433 (см., например, Абелл,

волн (Фабрика, 2004). Некоторые свойства этих

Маргон, 1979), описывающей движение двух ан-

эпизодов имеют сходства с каноническим поведе-

нием других рентгеновских двойных с черными ды-

типараллельных струй газа, запускаемых симмет-

рами и нейтронными звездами (например, Cyg X-3,

^*Электронный адрес: tomedvedev@iki.rssi.ru

Миллер-Джонс и др., 2004), что может служить

506

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

507

указанием на схожесть физических процессов про-

рентгеновской обсерваторией Chandra/HETGS и

текающих в этих системах.

квази-одновременные калибровочные наблюдения

NICER(≈35 кс). В этой работе представлен си-

Эпизоды вспышечной активности оптического и

стематический анализ всех рентгеновских данных,

радиоизлучения SS 433 зачастую сопровождаются

накопленных в период активности системы в 2018 г.

кажущимся прекращением струйной активности в

системе, при котором наблюдается уменьшение

интенсивности спектральных линий струй в опти-

РАДИОНАБЛЮДЕНИЯ SS 433

ческих спектрах, вплоть до полного исчезновения

линий (см., например, Черепащук и др., 2018). На

На радиотелескопе РАТАН-600 программа

текущий момент нет ясного понимания, связаны

долговременного мониторинга представляет собой

ли напрямую активные состояния источника, хо-

почти ежедневные наблюдения ярких микроква-

рошо выделяемые в мониторинговых компаниях

заров на частотах 2.3, 4.7, 8.2, 11.2 и 21.7 ГГц

наблюдений на радиочастотах, с процессами непо-

(Трушкин и др., 2017). Плотность потока в таких

средственно связанными с центральной машиной

наблюдениях измеряется одновременно (в преде-

SS 433 и приводящим к нарушениям в механизмах

лах 1-2 мин) на всех частотах. Таким образом,

коллимации и ускорения струй, либо же видимое

программа позволяет анализировать изменения

исчезновение линий связано с эффектами погло-

спектральных индексов радиоизлучения день ото

щения излучения в системе. С этой точки зрения,

дня. Типичные относительные ошибки измерения

особый интерес представляет анализ рентгенов-

потока лежат внутри пяти процентов для потоков

ских наблюдений системы в моменты непосред-

выше 50 мЯн на 5-11 ГГц и около 5-10% для

ственно во время вспышек и в активные периоды,

более слабых потоков. В рамках этой программы

так как в отличие от оптики, рентгеновское излуче-

в июле и августе 2018 г. было зарегистрировано в

ние системы определяется во многом именно реля-

общей сложности четыре мощных радиовспышки

тивистскими струями, о чем свидетельствуют сме-

от SS 433, третья из которых оказалась самой

щенные (подобно оптическим линиям) яркие линии

мощной за всю историю наблюдений системы

излучения высокоионизованных атомов тяжелых

(см. рис. 1). В максимуме этой вспышки поток

элементов, наблюдаемые в рентгеновском спектре

превышал уровень спокойного состояния почти

(см., например, Бринкманн и др, 1988; Котани и

в десять раз. Спектр хорошо аппроксимировался

др., 1996; Маршалл и др., 2002, 2013; Медведев

степенным законом со спектральным индексом

и др., 2019). К сожалению, о проявлениях ра-

-0.85 во всем диапазоне частот от 2.3 до 22 ГГц

диовспышек в рентгеновском диапазоне известно

(Трушкин и др., 2018).

мало, что связано со стохастическим характером

вспышек и их относительно небольшой длитель-

РЕНТГЕНОВСКИЕ ДАННЫЕ

ностью (∼1 дня, см. Котани и др., 2006). В то

же время наблюдения таких моментов в различ-

В табл. 1 приведена общая информация для всех

ных диапазонах длин волн представляют высокую

рентгеновских наблюдений SS 433, полученных

ценность и дают уникальную возможность пролить

в период активности системы в 2018 г. Таблица

свет на фундаментальные вопросы о механизмах

включает в себя идентификаторы (ObsID), даты и

коллимации и ускорения струй.

времена экспозиций наблюдений, орбитальные (φ)

25 августа 2018 г. была зарегистрирована яр-

и прецессионные (ψ) фазы системы, а также соот-

чайшая радиовспышка SS 433 за всю историю на-

ветствующие прецессионным фазам доплеровские

блюдений системы, во время который зарегистри-

смещения линий струй, z_w — для западной струи и

ровано более чем десятикратное увеличение потока

z_e — для восточной струи. Отметим, что западная

относительно уровня в спокойном состоянии на

(восточная) струя большую часть прецессионного

частоте 2.3 ГГц (Трушкин и др., 2018). В период ак-

цикла системы летит в направлении на (от) наблю-

тивного состояния системы, продолжавшегося бо-

дателя, однако для большинства рассматриваемых

лее двух месяцев, в общей сложности было зареги-

прецессионных фаз в этой работе ситуация обрат-

стрированы четыре ярчайшие радиовспышки, так-

ная.

же сопровождаемые вспышками оптического из-

лучения (Горанский и др., 2018). Непосредственно

Swift/XRT

во время и между радиовспышек были проведены

срочные (ToO) наблюдения системы космическими

Наблюдения SS 433 космической обсервато-

рентгеновскими телескопами Swift/XRT и NICER

рией Swift/XRT в период активности в 2018 г.

(см. рис. 1). Во время активного состояния SS 433

проходили в рамках программы срочных наблю-

в 2018 г., незадолго до ярчайшей радиовспышки,

дений (Target of Opportunity, ToO), триггером для

были выполнены длительные плановые наблюде-

которых служили вспышки в оптическом (для на-

ния SS 433 (с суммарной экспозицией ≈120 кс)

блюдения XRT1, см. Хабибуллин и др., 2018) и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

508

МЕДВЕДЕВ и др.

Таблица 1. Журнал рентгеновских наблюдений SS 433 в период активности в 2018 г.

Телескоп

ObsID

Дата

Эксп.

MJD

zweph

zeeph

NICER (N1)

1010090101

2018-07-19

1144

58318.6

0.095

0.277

-0.000

0.069

Swift/XRT (XRT1)

00035190036

2018-07-25

1031

58324.3

0.529

0.312

0.018

0.051

Chandra/HETGS (Ch1)

20132

2018-08-10

18617

58340.5

0.768

0.412

0.059

0.010

Chandra/HETGS (Ch2)

20131

2018-08-13

94292

58343.6

0.007

0.431

0.064

0.005

NICER (N2)

1010090102

2018-08-13

11660

58343.7

0.008

0.431

0.064

0.005

NICER (N3)

1010090103

2018-08-14

24159

58344.0

0.037

0.434

0.065

0.004

NICER (N4)

1010090104

2018-08-28

2196

58358.7

0.160

0.524

0.071

-0.002

NICER (N5)

1010090105

2018-08-29

3803

58359.0

0.185

0.526

0.071

-0.002

Swift/XRT (XRT2)

00035190037

2018-08-29

1189

58359.4

0.216

0.529

0.071

-0.002

Примечание. ObsID — идентификационный номер наблюдения. φ и ψ — орбитальная и прецессионная фазы SS 433, рассчи-

танные по эфемеридам (Горанский, 2011). zweph и zeeph — предсказание доплеровского смещения линий западного и восточного

джетов соответственно. В колонке Телескоп в скобках указаны условные обозначения наблюдений, далее используемые в

работе. Экспозиция наблюдений приведена в секундах.

радиодиапазонах (для XRT2, см. Горанский и др.,

и длился 395 сек. Второй сегмент последовал на

2018).

0.543 дня позже и длился еще 805 сек. Общее

время чистой экспозиции Swift/XRT составило

Наблюдение XRT1 началось 25.07.2018 07:19:01

(MJD = 58324.30567, ObsID 00035190036), то

1189 сек. Средняя скорость счета от источника

есть через 7.534 дня после регистрации оптической

составила 0.50 ± 0.02 отсч/сек в диапазоне энергий

вспышки (см. рис. 1). Наблюдение состояло из

0.5-10 кэВ.

двух сегментов, разделенных временем 0.397 дня

Кривые блеска и спектры центрального рент-

(34.3 ксек). Общее время экспозиции Swift/XRT

геновского источника SS 433 были извлечены из

кружка радиусом 50 угл. сек, а для оценки уровня

для двух сегментов составило 1031 сек, накоп-

фона использовалось кольцо вокруг источника

ленного в режиме подсчета фотонов (Photon

с внутренним и внешним радиусами

Counting mode): 354 сек для первого сегмента и

480 угл. сек соответственно. Обработка и анализ

677 сек для второго. Изображение, полученное

данных выполнялись с использованием стан-

Swift/UVOT в U-фильтре, во время однократной

дартных процедур Swift (XRTDAS) и инструмента

экспозиции длительностью

350

сек, началось

XSELECT программного пакета heasoft (v. 6.24).

через 87 сек после начала первого сегмента XRT.

Источник детектировался Swift/XRT со средним

NICER

темпом счета 0.48 ± 0.02 отсч/сек в диапазоне

0.3-10 кэВ и 3.01 ± 0.16 отсч/сек в УФ диапазоне

Телескоп NICER (Жендро и др., 2012) был

изначально спроектирован для получения данных

Swift/UVOT. Последнее соответствует плотности

для временного анализа. Он отличается большой

потока F_λ = 4.8 ± 0.24 эрг/сек/см²/˚A = 180 ±

собирающей площадью, высоким временным раз-

± 10 мкЯн (17.51 звездная величина в системе

решением и чрезвычайно коротким мертвым вре-

Вега) в полосе U, что согласуется с предыдущими

менем. В период вспышечной активности SS 433

наблюдениями (см., например, Долан и др., 1997,

было проведено 3 наблюдения NICER (N1, N4 и

2007; Соколовский и др., 2014).

N5) в режиме срочных наблюдений (ToO) непо-

Наблюдение XRT2 проведено подобным об-

средственно во время вспышек. Помимо этого две

разом. Первый сегмент наблюдений начался

длительные экспозиции (N2 и N3) были накоплены

29.08.2018 10:44:20 (MJD = 58359.44826, т.е. че-

в одновременных наблюдениях с обсерваторией

рез 2 дня после пика экстремальной радиовспыш-

Chandra в рамках программы калибровочных на-

ки, согласно кривой блеска РАТАН-600, см. рис. 1)

блюдений.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

509

1.00

0.75

0.50

0.25

58 280

58 290

58 300

58 310

58 320

58 330

58 340

58 350

58 360

58 370

MJD

Рис. 1. Долговременная кривая блеска по данным РАТАН-600 на частоте 2.3 ГГц. В верхней части рисунка чер-

точками указано время наблюдений рентгеновских телескопов: черным — NICER, красными — Chandra, зелеными —

Swift/XRT. По правой оси (зеленым пунктиром) отложена орбитальная фаза.

Данные были обработаны с использованием ак-

были загружены, подготовлены и обработаны с

туальной версии NICERDAS. Спектры детекторного

помощью стандартных пакетов обработки TGCat

фона для наблюдений были получены с использо-

(Хунемордер и др., 2011) и CIAO 4.9.

ванием программы nibackgen3C50 и базы данных

наблюдений пустых площадок (Ремиллард и др.,

Метод анализа данных

2022).

Аппроксимация полученных спектров выпол-

нялась с помощью стандартных инструментов

Chandra

программного пакета XSPEC (версия 12.11, Арно,

В августе 2018 г. были проведены плановые

1996) с использованием C-статистики (Кэш, 1979).

наблюдения (cycle 19, PI: Mairta) SS 433 кос-

При работе с данными телескопов NICER и

мической обсерваторией Chandra с использо-

Swift/XRT использовалась модифицированная

ванием прибора ACIS (Advanced CCD Imaging

статистика для данных с пуассоновским фоном

Spectrometer) в сочетании c высокоэффективной

(W-статистика, см. подробнее документацию

системой пропускающих дифракционных реше-

XSPEC¹). Для этого энергетические каналы

ток для высокоэнергетичного излучения HETGS

спектров были предварительно сгруппированы

(High Energy Transmission Grating Spectrometer,

так, чтобы число зарегистрированных отсчетов

Вайскопф и др., 2002; Канисарес и др., 2005).

в каждом канале спектра фона было не меньше

Программа состояла из двух последовательных

единицы. Эта процедура проводилась с помощью

наблюдений (Сh1 и Ch2 в табл. 1), первое из

стандартного инструмента FTGROUPPHA² . Для

которых проведено вне орбитального затмения

анализа данных обсерватории Chandra группи-

(≈18 ксек, φ ≈ 0.75) и последующее (Ch2), с более

ровка энергетических каналов не применялась, а

длительной экспозицией, в период глубокого орби-

фон — не учитывался, в виду его очень низкого

тального затмения (≈94 ксек, φ ≈ 0). Наблюдения

уровня относительно сигнала источника, получен-

проведены, соответственно, за 17 и 14 дней до

ного дифракционными решетками HETGS.

пика радиопотока во время ярчайшей из четырех

Помимо феноменологической модели, исполь-

зарегистрированных радиовспышек. Для каждого

зуемой для определения положения линий и их

наблюдения мы использовали спектры, получен-

потоков по жесткой части рентгеновских спектров,

ные в ±1-х порядках дифракции с дифракционных

в этой работе используется спектральная модель

решеток высоких и средних энергий (HEG и MEG).

излучения джетов SS 433, представленная в работе

Таким образом, для каждого наблюдения произ-

водилась одновременная аппроксимация четырех

¹https://heasarc.gsfc.nasa.gov/xanadu/xspec/manual

спектров. Данные телескопа Chandra/HETGS

²https://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

510

МЕДВЕДЕВ и др.

Хабибуллин и др. (2016) (см. также Медведев и

(основанием называется ближайшая к компактно-

др., 2018, 2019). Модель основана на решении

му объекту область джета, непосредственно види-

уравнения теплового баланса с самосогласован-

мая для наблюдателя), обилие тяжелых элементов

ным учетом потерь энергии газом на излучение, что

Z_i относительно солнечного химического состава

позволяет с высокой точностью воспроизводить

(Андерс, Гревеза, 1989), обилие никеля Z_Ni в сол-

распределение меры эмиссии в диапазоне темпе-

нечных единицах. В этой работе мы будем везде

ратур, соответствующих как непрерывному излуче-

фиксировать Z_i = 1, т.е. солнечный состав плазмы

нию (наиболее горячие части джета, T ≈ 20 кэВ),

(кроме обилия никеля). Нормировка bjet/lbjet

так и излучению спектральных линий (части джета

определяется следующим образом:

с температурой T < 10 кэВ). Общий спектр модели

(

)-2

определяется суммированием вкладов тонких од-

N_e,w = τe0L₃₈

(4)

нотемпературных поперечных слоев вдоль джета,

5 кпк

излучение которых рассчитывается в режиме горя-

где τe0 — поперечная оптическая толщина по элек-

чей оптически тонкой плазмы в столкновительном

тронному рассеянию в основании джета, L₃₈ =

ионизационном равновесии (CIE) на основе базы

= L_k/(10³⁸ эрг/c) — полная кинетическая свети-

данных AtomDB/APEC³ (Фостер и др., 2012).

мость джета (L_k). Параметры τe0 и L₃₈ могут

Мы будем использовать два варианта этой мо-

быть пересчитаны в другие базовые физические

дели: модель lbjet, в которой учитывается излу-

параметры модели — концентрацию электронов в

чение джета только в спектральных линиях (т.е.

основании джета (ne0) и расстояние до основания

с вычтенным континуумом, см. описание модели

от вершины конуса вдоль оси симметрии джета (r₀,

в Медведев и др., 2018) и модель bjet — спек-

см. подробности в Хабибуллин и др., 2016):

тральная модель полного излучения джета с лини-

L₃₈

ями и континуумом (Хабибуллин и др., 2016). Обе

r₀ ≈ 2.3 × 10⁹ см

(5)

τe0

эти модели имеют одинаковые входные параметры,

определяющие физическую модель струй. Пара-

метры модели описаны ниже. В случае применения

τ2e0

ne0 ≈ 3.3 × 10¹⁶ см-3

(6)

модели lbjet нами использовалась суммарная мо-

L₃₈

дель, которая читается в XSPEC как

Входным параметром сверточной модели

M₁ = phabs ∗ (bremss +

(1)

gsmooth является ширина спектральных линий

(стандартное отклонение гауссовой функции) на

+ gsmooth ∗ (zashift_e ∗ lbjet_e +

(эВ). Мы будем считать,

энергии 6 кэВ — Σ_6кэВ

+ zashift_w ∗ lbjet_w)),

что ширина линий на других энергиях определя-

ется как Σ(E) = Σ_6кэВ(E/6 кэВ) (т.е. α = 1 в

где bremss — модель континуума, заданная спек-

тром теплового тормозного излучения, phabs —

XSPEC). Входными параметрами моделей zashift

являются доплеровские смещения линий z_w, z_e

фотоэлектрическое поглощение, gsmooth — гаус-

для западного и восточного джетов. Отметим, что

сово уширение линий джетов, lbjet_w, e — модель

эта сверточная модель также учитывает эффект

излучения линий западного и восточного джетов.

доплеровского усиления сигнала. Параметром

Для краткости в тексте далее эта модель будет

модели phabs является плотность нейтрального

обозначена как bremss+lbjet. Аналогично, вторая

водорода на луче зрения, N_H . Обилие элементов

модель читается в XSPEC как

для этой модели задано в соответствии с работой

M₂ = phabs ∗ (gsmooth ∗ (zashift_e ∗ bjet_e +

(2)

Вилмс и др. (2000).

+ zashift_w ∗ bjet_w)).

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ

Эта модель в тексте будет обозначаться как

В МОМЕНТЫ ВСПЫШЕК

bjet+bjet. Еще одна модель, используемая в

работе:

Эпизоды вспышек в июле 2018 г.

Рентгеновская кривая блеска в диапазоне энер-

M₃ = phabs ∗ (gsmooth ∗ (zashift_e ∗ lbjet_e +

(3)

гий 0.5-10 кэВ (см. рис. 2, левая панель), полу-

+ zashift_w ∗ bjet_w)),

ченная для наблюдения XRT1, показывает значи-

тельные различия между двумя сегментами наблю-

обозначается далее bjet+lbjet.

дений. Первый сегмент в среднем в 1.5 раза ярче

Входными параметрами модели bjet/lbjet яв-

второго сегмента наблюдения. При этом не обна-

ляются температура газа у основания джета T_w,e

ружено значимого изменения относительных вкла-

дов потоков более узких полос энергий, что ука-

³http://www.atomdb.org

зывает на отсутствие значительной переменности

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

511

MJDstort = 58324.30567 (2018-07-25, 07:19:01TT)

MJDstort = 58359.44826 (2018-08-29, 10:44:20TT)

100

0.5

1 3

3 6

6 10

0.5

100 200 300 400 500 600 700 800

200

400

600

800

1000 1200

Time T₀, s

Time T₀ 34 000, s

Time T₀, s

Time T₀ 45 500, s

Рис. 2. Кривые блеска SS 433 для двух сегментов наблюдения Swift/XRT в июле 2018 г. (XRT1, левая панель) и двух

сегментов наблюдений в августе 2018 г. (XRT2, правая панель). Разными цветами изображены различные диапазоны

энергий, указанные на графике (кэВ). Закрашенные области соответствуют 68% доверительному интервалу.

плотности поглощающего газа на луче зрения или

противоречии с кинематической моделью. Сто-

изменения относительного вклада струй и жесткого

ит отметить, что аппроксимация спектра с помо-

компонента (вероятно, связанного с отражением от

щью более простых моделей (например, поглощен-

холодного вещества, см. Медведев и др., 2019, а

ного степенного закона или тормозного излуче-

также Медведев, Фабрика, 2010). Единственным

ния) приводит к значительно более низким значе-

исключением может быть значительное увеличение

ниям N_H ввиду преобладающего вклада излуче-

ния спектральных линий струй на энергиях ниже

скорости счета в диапазоне 6-10 кэВ во время

2 кэВ. Континуум тормозного излучения имеет тем-

второго сегмента наблюдений. Этот вывод под-

пературу ≈30 кэВ и непоглощенный поток 4.0 ×

тверждается из анализа спектров, извлеченных из

полного наблюдения и отдельных сегментов.

× 10-11 эрг с-1 см-2 в диапазоне энергий 0.5-

10 кэВ. В то же время излучение линий струй

Полученные данные аппроксимировались с по-

дает оценку 2.6 × 10-11 эрг с-1 см-2 для непогло-

мощью модели bremss+lbjet (см. раздел Метод

щенного потока в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ

анализа данных). Форма спектра всех трех на-

(или 1.8 × 10-11 эрг с-1 см-2 ниже 2 кэВ). По-

боров данных (отдельных сегментов и суммарно-

лученные параметры рентгеновского излучения со-

го наблюдения) хорошо согласуется с ближай-

ответствуют классу “низких” (или “выключенных”)

шим наблюдениям обсерваторией XMM-Newton

рентгеновских состояний SS 433 и наблюдаются с

(ObsID 694870201). Мы использовали результа-

потоками в 3-5 раз меньше, чем для более распро-

ты аппроксимации этого наблюдения из работы

страненных “нормальных” состояний системы вне

Медведев и др. (2018) для того, чтобы умень-

затмений (Маршалл и др., 2002, 2013; Медведев

шить число свободных параметров модели, вво-

и др., 2019). Мы проиллюстрировали этот факт на

дя при этом дополнительную нормировочную по-

рис. 4, где приведено сравнение текущего наблюде-

правку 0.23 ± 0.03, найденную из аппроксимации

ния с архивным наблюдением Chandra/HETGS в

данных. Поглощение на луче зрения найдено на

низком состоянии (ObsID 1020, Лопез и др., 2006).

уровне N_H = (1.25 ± 0.15) × 10²² см-2, доплеров-

ское смещение западного джета составило z_w =

= -0.034 ± 0.026 (90% уровень достоверности).

Экстремальная радиовспышка в августе 2018 г.

В то же время смещение линий восточного джета

ограничить из данных не удалось (см. рис. 3).

Кривая блеска в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ

Найденное доплеровское смещение линий запад-

по данным обсерватории Swift/XRT (XRT2), по-

ного джета не согласуется в пределах ошибок с

лученная во время экстремально яркой радио-

предсказаниями по эфемеридам для момента на-

вспышки, указывает лишь на небольшое измене-

блюдений (см. табл. 1), однако качество данных

ние скорости счета в течение экспозиции, причем

не позволяет говорить уверенно о значительном

второй сегмент наблюдений в среднем ярче на 20%

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

512

МЕДВЕДЕВ и др.

10²

10³

10⁴

0.002

Energy, keV

Рис. 3. Модель наилучшей аппроксимации спектра SS 433, полученного обсерваторией Swift/XRT во время радио-

вспышки в июле 2018 г. Красным и синим пунктирами показаны компоненты приближающегося (синий) и удаляющегося

(красный) от наблюдателя джетов (модель lbjet), зеленым пунктиром показана модель континуума (bremss). На нижней

панели показаны невязки модели и данных.

10^-2

Chandra 1020

XRT1

XRT2

10^-3

10^-4

Energy, keV

Рис. 4. Сравнение спектров SS 433, полученных в двух наблюдениях Swift/XRT во время вспышек в июле (черный

цвет) и августе (синий) 2018 г., а также архивного наблюдения Chandra/HETGS (ObsID 1020, красный), когда источник

наблюдался в “выключенном” состоянии. Черной сплошной линией показана модель наилучшей аппроксимации первого

наблюдения Swift/XRT.

(см. рис. 2, правая панель). Наблюдаемое увеличе-

спектра 0.23 ± 0.03, N_H = (1.1 ± 0.15) × 10²² см-2

ние обусловлено, в основном, изменением потока

и доплеровским смещением восточной струи z_e =

на энергиях выше 3 кэВ. Таким образом, спектр

= 0.072 ± 0.024 (положение западной струи не

второго сегмента заметно жестче в сравнении с

удается ограничить из данных). Положение линий

первой частью наблюдений.

восточной струи согласуется в пределах ошибок с

Наблюдаемый рентгеновский спектр удиви-

ожидаемыми эфемеридными значениями. Подобно

тельно похож на спектр, полученный во время

прошлому наблюдению, тормозное излучение кон-

предыдущей вспышки в июле 2018 г. Для анализа

тинуум имеет температуру ≈30 кэВ и непоглощен-

данных этого наблюдения мы использовали ана-

ный поток 3.9 × 10-11 эрг с-1 см-2 в 0.5-10 кэВ.

логичный подход, фиксируя основные параметры

Поток излучения струй для модели наилучшей

модели lbjet по данным наблюдения XMM-

аппроксимации составил 2.4 × 10-11 эрг с-1 см-2

Newton (Медведев и др., 2018). Мы определили

(или 1.8 × 10-11 эрг с-1 см-2 ниже 2 кэВ).

следующие параметры наилучшей аппроксимации

данных: поправочный коэффициент нормировки

Таким образом, проведенный анализ показал,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

514

МЕДВЕДЕВ и др.

что рентгеновские спектры SS 433 во время двух

Таблица 2. Параметры наилучшего описания данных

радиовспышек с интервалом ∼1 месяца, практиче-

Chandra/HETGS (Ch1, Ch2) и NICER (N2) феномено-

ски не отличались между собой. При этом форма

логической моделью в диапазоне энергий 5-8 кэВ (Ch1,

спектра была близка к спектрам в “спокойных”

Ch2) и 5-10 кэВ (N2)

внезатменных состояниях, но с потоком примерно

в 5 раз меньше в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ.

Пара-

Ch1

Ch2

метр

ФИЗИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ СТРУЙ

1.74+0.27-0.23

1.81+0.18-0.18

1.84+0.12-0.12

ПО ДАННЫМ Chandra/HETGS И NICER

+0.02

lg F3-6

-10.19+0.04-0.03

-10.30+0.02-0.02

-10.33

-0.02

Наблюдения Chandra/HETGS и NICER были

Σ, эВ

46.7+5.7-5.5

44.9+2.4-2.2

51.2+4.9-4.9

проведены за 10 дней до ярчайшей радиовспыш-

ки в период активности в 2018 г. и попадают на

E₁, кэВ

6.378+0.005-0.015

6.446+0.003-0.002

6.448+0.005-0.003

прецессионные фазы системы близкие к кроссове-

рам, когда джеты SS 433 пересекают картинную

F₁

5.49+0.48-0.60

8.81+0.41-0.39

9.01+0.40-0.37

плоскость наблюдателя. В силу релятивистского

E₂, кэВ

6.623+0.007-0.009

6.726+0.006-0.005

6.738+0.011-0.009

эффекта доплера, линии двух струй в моменты

наблюдений смещены в красную сторону, при этом

F₂

6.97+0.75-0.71

2.91+0.30-0.29

3.04+0.27-0.29

западная струя, большую часть прецессионного

периода летящая в сторону наблюдателя, летит от

E₃, кэВ

6.894+0.021-0.020

7.514+0.014-0.008

7.533+0.008-0.011

наблюдателя.

+0.35

F₃

2.26+0.64-0.61

2.33+0.42-0.39

3.62

-0.34

E₄, кэВ

7.889+0.034-0.037

Жесткая часть рентгеновских спектров

F₄

0.87+0.29-0.27

На рис. 5 показан спектр SS 433 в диапазоне

энергий 5-8 (8.5) кэВ по данным обсерваторий

c/dof

1301.2/1103

1245.6/1102

495.5/487

Chandra и NICER. Панели рисунка расположены

в хронологическом порядке слева направо. В ка-

Примечание. Γ — фотонный индекс степенной модели кон-

честве первого шага анализа данных полезно по-

тинуума; lg F3-6 — логарифм потока континуума в 3-6 кэВ,

эрг с-1 см-2; Σ — ширина линий, эВ (стандартное отклоне-

лучить не зависящие от какой-либо физической

ние); E1-4 — энергия линий 1-4, кэВ; F1-4 — поток в линиях

модели параметры видимых линий в спектре. Для

1-4, 10-4 фот. см-2 с-1; c/dof — полученная величина си-

этих целей мы будем использовать феноменоло-

статистики/количество степеней свободы.

гическою модель, представляющую собой сумму

степенной модели и 4 гауссовых функций для

описания видимых линий. В этой модели мы не

орбитального затмения в линии Fe I K_α составляет

будем учитывать блендирование линий двух джетов

∼10-4 фот. с-1 см-2, однако на прецессионных

между собой и их блендирование с флуоресцент-

фазах, близких к кроссоверу, поток Fe I K_α может

ными линиями. При аппроксимации данных мы

быть заметно меньше (см., например, Медведев

связываем между собой параметры ширин линий,

и др., 2019). Следующая линия в спектре (E2)

а их центроиды и потоки, а также наклон и поток

представляет бленду Fe XXVI Ly_α удаляющего-

континуума оставляем свободными параметрами

ся (западного) и Fe XXV K_α приближающегося

модели. Полученные модели наилучшей аппрокси-

(восточного) джетов. Линия E₃ является линией

мации изображены серыми сплошными линиями на

излучения Fe XXVI Ly_α восточного джета. Линия

рис. 5, пунктиром показаны компоненты модели.

E₄ не добавлялась к модели для анализа этого

Полученные параметры приведены в табл. 2.

наблюдения. Полученные энергии линий дают сле-

Крайняя левая панель соответствует внезатмен-

дующие значения доплеровских смещений джетов:

ному наблюдению Chandra/HETGS (Ch1). Мы

z_w = 0.050 ± 0.001, z_e = 0.011 ± 0.002.

можем следующим образом интерпретировать на-

Второе наблюдение Chandra (Ch2, средняя па-

блюдаемые линии в спектре. Первая линия сле-

нель на рис. 5) состоялось на фазе глубокого

ва (E1) на энергии 6.38 кэВ соответствует линии

орбитального затмения в системе через три дня

излучения гелиеподобных ионов железа Fe XXV

после предыдущего наблюдения. Мы можем отме-

K_α удаляющейся от наблюдателя (западной) струи.

тить существенные изменения в линиях струй: в

В результате доплеровского смещения в сторону

спектре практически полностью отсутствует линия

меньших энергий, Fe XXV K_α блендирует с флу-

Fe XXVI Ly_α приближающегося джета. В данном

оресцентной линией нейтрального железа Fe I K_α

случае, линия E₃ нашей модели соответствует ли-

на энергии 6.4 кэВ. Типичный уровень потока вне

нии Ni XXVIIK_α удаляющегося джета, а линия

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

515

Таблица 3. Параметры наилучшей аппроксимации для

E₄, которая является суммой линий Ni XXVIII Ly_α

модели bremss+lbjet по данным двух наблюдений

западного и Ni XXVII K_α приближающегося дже-

Chandra/HETGS

тов. Однако наблюдаемое отношение потоков ли-

ний E₃ и E₄ согласуется с предсказаниями модели

излучения западного джета, поэтому оценить вклад

Параметр

Ch1

Ch2

восточного джета в поток линии E₄ не удается в

N_H

1.82+0.10-0.08

1.95+0.05-0.05

рамках феноменологической модели.

T_br, кэВ

200^∗

25.78+3.11-2.55

Широкополосный рентгеновский спектр

N_br

4.81+0.08-0.05

2.73+0.03-0.03

Для анализа широкополосных спектров Chandra

Σ_6кэВ, эВ

22.0+2.4-2.1

25.8+1.0-1.0

мы будем использовать модель из суммы тор-

мозного теплового континуума и излучения линий

z_w

0.05+0.00-0.00

0.03+0.00-0.00

струй, модель bremss+lbjet. Такая модель позво-

ляет определять физические параметры струй без

z_e

0.01+0.00-0.00

0.00+0.00-0.00

дополнительного моделирования вклада жесткого

T_w, кэВ

27.51†-11.47

14.70+0.83-1.18

компонента, доминирующего в излучении конти-

нуума на энергиях выше 3 кэВ (Медведев и др.,

T_e, кэВ

10.29+3.19-2.59

1.72+0.10-0.13

2019). Полученные модели наилучшего описания

данных показаны на рис. 6 и 7, параметры моделей

N_w

10.18+2.73-2.57

17.27+0.64-0.65

приведены в табл. 3.

N_e

9.15+1.33-1.35

4.94+0.59-0.49

В первом наблюдении вне орбитального затме-

ния (Ch1, рис. 6) доминирует излучение летящего

Z_Ni

8.91+1.54-1.43

10.48+0.84-0.72

на наблюдателя (восточного) джета. При этом со-

вершенно нетипичным выглядит соотношение по-

c/dof

12638.3/13005

13810.1/13005

токов в линиях триплета кремния Si XIII K_α и со-

Примечание. NH — колонка плотности поглощающего ве-

ответствующего дуплета Si XIV Ly_α: наблюдаемый

щества в ед.10²² ат. см-2; T_br — температураbremss в ед. кэВ;

поток в линии триплета выше. Наблюдаемое отно-

N_br — нормировка bremss (см. описание в XSPEC), Σ_6кэВ —

ширина линий джетов, эВ; zw,e — доплеровские смещения

шение Si XIII K_α/Si XIV Ly_α не описывается полу-

линий западного и восточного джетов; Tw,e — температура

ченной нами моделью, так как для этого необходи-

основанияджетов,кэВ; ZNi — обилиеникеля в солнечныхед.;

ма низкая температура основания джета (∼1 кэВ),

Nw,e — нормировка lbjet; c/dof — си-статистика/количество

но при таких температурах не удается воспроизве-

степеней свободы. Подробное описание параметров см. в

сти видимые в жесткой части спектра линии железа

разделе Метод анализа данных.

восточного джета. Другим возможным сценарием

может быть существенно иное распределение диф-

ференциальной меры эмиссии вдоль джета, при

E₄ не использовалась при моделировании. В рам-

котором более холодные части джета имеют боль-

ках феноменологической модели мы не можем с

ший относительный вклад в суммарный спектр.

уверенностью говорить о каких-либо проявлениях

Однако рассмотрение таких моделей выходит за

восточного джета в жесткой части спектра наблю-

рамки данной работы. Полученные доплеровские

дения Ch2, так как ярчайшая линия Fe XXV K_α

смещения линий джетов близки к эфемеридным

восточного джета перекрывается с линией Fe XXVI

значениям.

Ly_α западного джета. При этом наблюдаемое со-

По данным мягкого диапазона следующего на-

отношение потоков в линиях E₁ и E2 (≈0.33)

блюдения Chandra (Ch2, рис. 7), мы видим су-

соответствует вполне типичному соотношению ли-

щественное уменьшение потока в линиях восточ-

ний Fe XXV K_α/Fe XXVI Ly_α для температуры

ного джета, сопровождаемое увеличением потока

основания ∼15 кэВ (см., например, Хабибуллин и

в линиях западного джета. Как и в предыдущем

др., 2016). Важно также отметить, что во время

наблюдении, мы видим аномально высокое отно-

орбитальных затмений поток в линии Fe I K_α, как

шение Si XIII K_α/Si XIV Ly_α для восточного джета,

правило, заметно уменьшается (Медведев и др.,

при этом для западного джета это отношение <1,

2019).

как это обычно наблюдается в спектрах SS 433

Наблюдение NICER (N2, правая панель) было

в спокойных состояниях. Этот наблюдаемый факт

проведено практически одновременно с наблюде-

должен, по всей видимости, указывать на значи-

нием Chandra ObsID 20131. Линии E₁-E₃ со-

тельные различия в температурах основания во-

гласуются с наблюдением Chandra. За счет боль-

сточного и западного джетов во время наблюдения

шей эффективной площади на энергиях >7 кэВ в

Ch2. Получаемый из нормировок моделей коэф-

спектре NICER отчетливо видна еще одна линия,

фициент подавления восточного джета составляет

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

516

МЕДВЕДЕВ и др.

10^-2

10^-3

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

10^-2

10^-3

10^-4

3.5

4.0

4.5

5.0

5.5

6.0

6.5

7.0

7.5

8.0

Energy, keV

Рис. 6. Широкополосный рентгеновский спектр SS 433 по данным первого наблюдения Chandra/HETGS (Ch1). На

верхней панели показана мягкая часть спектра 1-3 кэВ; на нижней панели — жесткая часть, 5-8 кэВ. Красными и

синими точками изображены данные HEG и MEG соответственно. Синим пунктиром показана модель излучения линий

летящего в сторону наблюдателя джета. Красным пунктиром — удаляющегося от наблюдателя джета. Фиолетовым

пунктиром показана модель континуума.

≈3.5. Однако температура основания восточного

их скорости: β = 0.193 ± 0.001, что существенно

джета найдена на уровне ≈1.7 кэВ, при которой

ниже среднего наблюдаемого β = 0.26 (Медведев

вклад восточного джета в жесткую часть спектра

и др., 2019).

становится пренебрежимо мал. Тем не менее мы

видим, что модель излучения западного джета хо-

рошо воспроизводит как мягкую, так и жесткую

Самосогласованная модель линий и континуума

части наблюдаемого спектра.

Мы также провели анализ широкополосных

Другим важным результатом, по данным на-

спектров Chandra при помощи модели bjet, само-

блюдения Ch2, оказывается аномальное относи-

согласованно предсказывающей линии излучения и

тельное положение линий джетов. В то время как

континуум от джетов SS 433 (bjet + bjet). Для

мы не видим существенных отклонений от эфе-

этого мы использовали параметры модели lbjet,

меридных значений смещений линий восточного

полученные в предыдущей секции, не выполняя

джета, линии западного джета заметно сместились

повторную подгонку модели к данным. Результаты

по отношению к эфемеридам и наблюдению Ch1.

этого эксперимента показаны на рис. 8, где зеленой

Предполагая идеальную симметрию и одинаковую

сплошной линией показана модель bjet+bjet, а

скорость струй, наблюдаемое относительное поло-

желтой сплошной линией — модель bjet+lbjet,

жение линий струй означало бы следующую оценку

в которой для удаляющегося (западного) джета

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

2022

№7

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

517

10^-2

10^-3

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

10^-2

10^-3

10^-4

3.5

4.0

4.5

5.0

5.5

6.0

6.5

7.0

7.5

8.0

Energy, keV

Рис. 7. То же, что и на рис. 6, но для второго наблюдения Chandra (Ch2).

учтено только излучение в линиях. Из рисунка

в оптически толстом по фотопоглощению холодном

видно (две верхние панели), что для наблюдения

газе системы (вероятно, в ветре сверхкритическо-

вне орбитального затмения (Ch1) мягкая часть

го аккреционного диска SS 433, см. Медведев и

спектра описывается моделью bjet+lbjet, в то

др., 2013; Миддлтон и др., 2018). В то же время

время как жесткая часть — моделью bjet+bjet.

оптическая толщина этого газа по электронному

Этот результат хорошо согласуется со сценарием

рассеянию должна составлять τ_T ∼ 0.1, в резуль-

частичного поглощения излучения от наиболее го-

тате чего на энергиях >5 кэВ излучение западного

рячих областей западного джета в холодном газе

джета оказывается лишь слегка подавленным, а

суммарная модель близка к bjet + bjet.

ветра в системы, предложенным в работах Мед-

ведев и др. (2018, 2019) для самосогласованного

Во втором наблюдении Chandra (Ch2, две ниж-

описания широкополосного рентгеновского спек-

ние панели рис. 8) жесткая часть спектра со-

тра SS 433. Наблюдаемый переизбыток потока

гласуется с моделью bjet+bjet, однако мягкая

в континууме, полученный в модели bjet + bjet

часть не согласуется с обеими предложенными

для мягкой части спектра, в основном обуслов-

моделями. Полученный результат для восточного

лен вкладом тормозного излучения горячей обла-

джета согласуется с затмением его наиболее го-

сти западного джета, видимость которой, однако,

рячей области звездой-донором, так как наблю-

необходима для воспроизведения жесткой части

дение Ch2 соответствует орбитальной фазе систе-

наблюдаемого спектра. В предложенной модели

мы φ ≈ 0. В этом случае видимым для наблюда-

частичного поглощения излучение этой области

теля остается лишь относительно холодный уча-

джета может быть блокировано на энергиях <3 кэВ

сток джета, с температурой основания ≈2 кэВ,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

519

0.10

0.08

Western jet

0.06

0.04

0.02

Easte

rn jet

0.02

XRT1

Ch1

0.04

Ch2

XRT2

0.06

0.25 0.30 0.35 0.40 0.45 0.50 0.55 0.60 0.65 0.70

Precession phase ( )

Рис. 9. Доплеровские смещения линий джетов (z) в зависимости от прецессионной фазы SS 433 (ψ), найденные по

данным из табл. 1. Предсказание положения линий согласно кинематической модели и эфемеридам Горанский (2011)

изображено в виде двух пунктирных линий.

щества на луче зрения, в результате чего тормозное

этой работе, вклад западного джета оказался до-

излучение от горячей области западного джета дает

минирующим в наблюдаемом спектре. Ввиду пре-

значительно больший вклад в континуум в мягкой

цессионных фаз наблюдений, близких к кроссо-

области спектра, чем это требуется для описания

веру, спектральное разрешение и качество данных

наблюдаемого спектра.

NICER и Swift/XRT не достаточны для надеж-

ного определения положения восточного джета.

Тем не менее высокое энергетическое разрешение

ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

прибора HETGS и длительные экспозиции двух

Параметры релятивистских струйных выбросов

наблюдений Chandra позволяют с уверенностью

SS 433 изучены с очень хорошей точностью, в

идентифицировать линии двух джетов в каждом

первую очередь благодаря рентгеновской спектро-

из двух наблюдений. Видно, что положение ли-

скопии высокого разрешения в линиях высокоио-

ний восточного джета в целом хорошо согласу-

низованных атомов тяжелых элементов (Медведев

ется c предсказаниями кинематической модели по

и др., 2019). Исключительная стабильность изме-

эфемеридам Горанский (2011). Однако положе-

ряемых параметров указывает на долговременную

ние западного джета существенно смещается от

стабильность механизмов запуска и коллимации

предсказаний моделей. Наибольшее отклонение

струй вне зависимости от орбитальной или пре-

наблюдается в течение первых наблюдений N1

цессионной фазы системы. В этой связи интересно

и XRT1, полученных во время радиовспышки. В

попытаться выявить возможные отклонения в пе-

двух последовательных наблюдениях Chandra ви-

риод катаклизмической активности системы, про-

ден резкий скачок в положении линий западного

являющей себя в первую очередь в виде вспышек

джета, который полностью подтверждается в од-

излучения в радио- и оптическом диапазоне.

новременных наблюдениях N2 и N3. В последу-

Представленный нами анализ широкого мас-

ющих наблюдениях (N4, N5 и XRT2) положение

сива рентгеновских данных, полученных в период

линий западного джета оказывается совместимым

повышенной активности системы летом 2018 г.,

с предсказанием кинематической модели. Ошибки

включавшей радиовспышки рекордной амплитуды,

измерения (в некоторых случаях меньше размера

показал наличие релятивистски-смещенных линий

маркера на рис. 9), а также неопределенность в

во всех доступных наблюдениях. Таким образом,

идентификации линий минимизированы, благодаря

запуск барионных релятивистских струй в эти пе-

использованию наборов линий разных элементов

риоды не прекращался.

и степеней ионизации и их самосогласованного

Одним из наиболее стабильных параметров ре-

описания при помощи модели излучения многотем-

лятивистских струй SS 433 является скорость

пературных джетов.

их направленного движения v ≈ 0.26с, измеряемая

по допплеровскому смещению линий. На рис. 9

Традиционно отклонения от кинематической

представлено измерение доплеровских смещений

модели объясняются либо изменением ориентации

линий джетов по всем рентгеновским наблюдениям

по отношению к лучу зрения, либо изменением

в период активности SS 433 в 2018 г. (см. табл. 1).

направленной скорости струй. Для разделения

В течение почти всех наблюдений, изученных в

этих двух возможностей требуются измерение

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

520

МЕДВЕДЕВ и др.

10¹

10²

10³

58 260

58 290

58 320

58 350

58 380

58 410

MJD

Рис. 10. Рентгеновская кривая блеска SS 433 в диапазоне энергий 4-10 кэВ в период активности в 2018 г. Черными

точками с серыми усами ошибок показаны измерения рентгеновского монитора неба MAXI с временным разрешением

2 дня, красными кружками (ошибка меньше размера кружка) показаны потоки, полученные по моделям наилучшей

аппроксимации для наблюдений из табл. 1. Синие вертикальные пунктирные линии указывают на моменты пиков

радиовспышек.

положения линий от обоих джетов и некото-

чувствительными к температуре основания остают-

рые предположения об их взаимной ориентации.

ся только линии в жесткой части рентгеновского

В качестве последнего наиболее естественным

спектра, анализ которых усложняется взаимным

выглядит предположением об антинаправленности

перекрытием с линиями противоположного джета.

струй, отражающее симметричность в области

Измеряемые физические параметры струй ока-

запуска и коллимации струй.

зываются близки к значениям, полученным ранее

на основе систематического спектроскопического

Предполагая идеальную симметрию и одинако-

анализа данных рентгеновских наблюдений обсер-

вую скорость струй, наблюдаемое относительное

ваториями Chandra и XMM-Newton (Медведев и

положение линий струй в наблюдениях Ch2, N2 и

др., 2018, 2019). В частности, спектры, наблюда-

N3 означало бы следующую оценку их скорости:

емые во время радиовспышек, близки к спектрам,

β = 0.193 ± 0.001, что существенно ниже среднего

полученным ранее обсерваторией Chandra в так

наблюдаемого β = 0.26 (см., например, Медведев

называемом “низком” состоянии системы. Такие

и др., 2019).

состояния не имеют отношения к орбитальной или

Общая картина в период орбитального затмения

прецессионной переменности в системе, что демон-

звездой-донором согласуется с представлением о

стрируется при помощи долговременной кривой

полном блокировании излучения горячей части од-

блеска SS 433, полученной орбитальной обсер-

ного из джетов, при этом область с температурой

ваторией MAXI (Мацуока и др., 2009) и допол-

ниже ∼1.5 кэВ остается видимой наблюдателю.

ненной представленными нами измерениями Swift,

Тем не менее мы наблюдаем заметные нерегуляр-

Chandra и NICER (см. рис. 10). Интенсивность

ные изменения в параметрах модели излучения на

рентгеновского излучения в эти периоды падает в

масштабе всего нескольких дней. В частности, мы

4-5 раз по сравнению с обычными состояниями,

видим существенное увеличение потока в линиях

при этом его спектральная форма продолжает опи-

западного джета в наблюдении Ch2, несмотря на

сываться моделью излучения остывающих барион-

орбитальное затмение. В то же время переоценка

ных джетов. Учитывая общую стабильность физи-

континуума в модели bjet+bjet по отношению к

ческих параметров рентгеновских джетов, наблю-

мягкой области спектра Ch2 указывает на значи-

даемое падение рентгеновского потока согласуется

тельные изменения в структуре ветра сверхкри-

со сценарием увеличения темпа оттока вещества в

тического диска в сравнении с наблюдением Ch1

виде ветра, частично блокирующего излучение от

(т.е. на масштабе ≈2 дней), в результате чего

горячих областей джетов. В частности, такой меха-

плотность поглощающего вещества на луче зрения

низм возникновения радиовспышек был предложен

падает. Другой вероятной возможностью может

в работе Бланделл и др. (2011). Важно отметить,

быть инжекция свежей порции газа в западном

что полетное время до области радиоизлучения

джете, однако температура основания западного

джетов составляет несколько дней, а радионаблю-

джета согласуется в пределах ошибок в двух на-

дения РАТАН-600 не разрешают область цен-

блюдениях Chandra. Отметим, что при темпера-

трального рентгеновского источника. Ввиду этого

турах основания выше ∼10 кэВ, непосредственно

причинная связь между наблюдаемым падением

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

2022

№7

РЕНТГЕНОВСКИЕ СТРУИ SS 433

521

интенсивности излучения рентгеновских струй или

вывод, и требуются длительные рентгеновские на-

увеличением плотности ветра в этой области со

блюдения непосредственно в периоды радиовспы-

вспышками радиоизлучения остается невыяснен-

шек для прояснения данного вопроса (см. Канцас

ной.

и др., 2021, как пример широкополосных данных

высокого качества). Другой интересной возможно-

Открытым в физике релятивистских струй, за-

стью может быть измерение поляризации рентге-

пускаемых компактными объектами в микроква-

новского излучения системы в эти периоды, в част-

зарах и активных ядрах галактик, остается во-

ности при помощи обсерватории IXPE (Вайскопф

прос о так называемой барионной загрузке, т.е.

и др., 2016, 2021).

доле барионов в общем числе частиц вещества

джетов. В случае галактических микроквазаров,

Работа выполнена при поддержке Фонда разви-

например Cyg X-1, Cir X-1 или GRS 1915+105,

тия теоретической физики и математики “БАЗИС”.

струи напрямую проявляют себя только по радио-

Наблюдения на телескопах САО РАН выполняют-

и инфракрасному излучению релятивистских элек-

ся при поддержке Министерства науки и высшего

тронов (см. Ромеро и др., 2017, в качестве обзора),

образования Российской Федерации. Обновление

в то время как оценки для барионной загрузки

приборной базы осуществляется в рамках наци-

получают из анализа влияния этих объектов на

онального проекта “Наука”. И.Х. благодарит за

окружающую среду, в частности, оценок полной

поддержку проект COMPLEX Европейского ис-

требуемой энергии (см., например, Галло и др.,

следовательского совета (ERC) в рамках програм-

2005). В случае SS 433 ситуация в некотором

мы исследований и инноваций European Union’s

смысле обратная, так как именно доминирующая

Horizon 2020 (ERC-2019-AdG 882679). Мы бла-

по энергии барионная компонента с близким к сол-

годарим команды Swift и NICER за оперативное

нечному обилию тяжелых элементов обусловли-

планирование наших наблюдений. В этом исследо-

вает наиболее важные наблюдательные свойства,

вании использовались данные MAXI, предостав-

при этом механизм формирования радиоизлучения

ленные RIKEN, JAXA и командой MAXI.

до конца не ясен (см., например, Бродерик и др.,

2018).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Наблюдения радиоджетов SS 433 с высоким уг-

ловым разрешением подтверждают, что индивиду-

1. Абелл, Маргон (G.O. Abell and B. Margon), Nature

альные узлы перемещаются со скоростью, близкой

279, 701 (1979).

2. Андерс, Гревеза (E. Anders and N. Grevesse),

к 0.26с, т.е. радиоизлучающие области совпада-

Geochimica et Cosmochimica Acta 53, 197 (1989).

ют (по крайней мере кинематически) с областями

3. Арно (K. Arnaud), ASP Conf. 101, 17 (1996).

рентгеновского и оптического излучения в линиях

4. Бланделл и др. (K.M. Blundell, L. Schmidtobreick,

(Маршалл и др., 2013). При этом есть указание на

and S. Trushkin), MNRAS 417, 2401 (2011).

возможное существование также и более быстрого,

5. Бринкманн и др. (W. Brinkmann, H.H. Fink,

с направленной скоростью более 0.5 c, оттока

S. Massaglia, G. Bodo, and A. Ferrari), Astron.

энергии, который мог бы объяснить кратковремен-

Astrophys. 196, 313 (1988).

ные поярчания радио- и рентгеновского излучения

6. Бродерик и др. (Broderick, J. W., and 30 colleagues),

на масштабах порядка угловой секунды (т.е. на

MNRAS 475, 5360 (2018).

расстоянии около десятой доли парсека от цен-

7. Вайскопф и др. (M.C. Weisskopf, B. Brinkman,

трального источника, см. для обсуждения Мильяри

C. Canizares, G. Garmire, S. Murray, and

и др., 2005). Однако существуют также сценарии,

L.P. Van Speybroeck), Publ. Astron. Soc. Pacific

позволяющие объяснить переменность протяжен-

114, 1 (2002).

ного излучения и без необходимости дополнитель-

8. Вайскопф и др. (M.C. Weisskopf, and 13 colleagues),

ного высокоскоростного оттока (Хабибуллин, Са-

Space Telescopes and Instrumentation

2016:

зонов, 2017).

Ultraviolet to Gamma Ray 9905, 990517 (2016).

9. Вайскопф и др. (M.C. Weisskopf, and

157

Представленные нами рентгеновские данные в

colleagues), arXiv e-prints arXiv:2112.01269 (2021).

период повышенной активности SS 433 показы-

10. Вилмс и др. (A. Wilms and R. McCray), Astrophys.

вают, что спектр излучения продолжает неплохо

J. 542, 914 (2000).

описываться моделью излучения остывающих ба-

11. Галло и др. (E. Gallo, R. Fender, C. Kaiser,

рионных джетов c обилием тяжелых элементов,

D. Russell, R. Morganti, T. Oosterloo, and S. Heinz),

близким к солнечному. Таким образом, возмож-

Nature 436, 819 (2005).

ный вклад синхротронного излучения релятивист-

12. Горанский (V. Goranskij), Peremennye Zvezdy 31, 5

ких электронов в рентгеновском диапазоне дол-

(2011).

жен оставаться невелик. Очевидно, что текущее

13. Горанский и др. (V.P. Goranskij, E.A. Barsukova,

качество данных в “низких” состояниях системы не

A.N. Burenkov, and S.A. Trushkin), Astron.

позволяет получить более строгий количественный

Telegram. 11870 (2018).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022

522

МЕДВЕДЕВ и др.

14.

Долан и др. (J.F. Dolan, P.T. Boyd, S. Fabrika,

lin, S.Yu. Sazonov, E.M. Churazov, and S.S. Tsy-

S. Tapia, V. Bychkov, A.A. Panferov, M.J. Nelson,

gankov, Astron. Lett. 44, 390 (2018)].

J.W. Percival, G.W. van Citters, D.C. Taylor, and

31.

Медведев П.С., Хабибуллин И.И., Сазонов С.Ю.,

M.J. Taylor), Astron. Astrophys. 327, 648 (1997).

Письма в Астрон. журн.

45,

344

(2019)

15.

Долан и др. (J.F. Dolan, P.T. Boyd, and

[P.S. Medvedev, I.I. Khabibullin, and S.Yu. Sazonov),

J.K. Cannizzo), Nasa Goddard Space Flight Center

Astron. Lett. 45, 299 (2019)].

(2007).

https:doi.org/10.1134/S1063773719050049

16.

Жандро и др. (K.C. Gendreau, Z. Arzoumanian, and

32.

Миддлтон и др. (M.J. Middleton, D.J. Walton,

T. Okajima), SPIE 8443, 844313 (2012)

W. Alston, T. Dauser, S. Eikenberry, Y.-F. Jiang,

https:doi.org/10.1117/12.926396

A.C. Fabian, F. Fuerst, M. Brightman, H. Marshall,

17.

Канисарес и др. (C.R. Canizares, et al.), Publ.

M. Parker, C. Pinto, F.A. Harrison, M. Bachetti,

Astron. Soc. Pacific 117, 1144 (2005).

D. Altamirano, A.J. Bird, G. Perez, J. Miller-Jones,

18.

Канцас и др. (D. Kantzas, and

colleagues),

P.A. Charles, S. Boggs, F. Christensen, W. Craig,

MNRAS 500, 2112 (2021).

K. Forster, B. Grefenstette, C. Hailey, K. Madsen,

19.

Котани и др. (T. Kotani, N. Kawai, M. Matsuoka,

D. Stern, and W. Zhang), arXiv:1810.10518 (2018).

and W. Brinkmann), Publ. Astron. Soc. Japan 48, 619

33.

Ремиллард и др. (R.A. Remillard, M. Loewenstein,

(1996).

J.F. Steiner, et al.), Astron. J. 163, 130 (2022).

20.

Котани и др. (T. Kotani, S.A. Trushkin, R. Va-

34.

Ромеро и др. (G.E. Romero, M. Boettcher, S. Mar-

liullin, K. Kinugasa, S. Safi-Harb, N. Kawai, and

koff, and F. Tavecchio), SSRv 207, 5 (2017).

M. Namiki), Astrophys. J. 637, 486 (2006).

35.

Соколовский и др. (K.V. Sokolovsky, V.P. Goranskij,

21.

Кэш (W. Cash), Astrophys. J. 228, 939 (1979).

S.A. Trushkin, S.N. Fabrika, and A. Mescheryakov),

22.

Лопез и др. (L.A. Lopez, H.L. Marshall,

Astron. Telegram. 6364 (2014).

C.R. Canizares, N.S. Schulz, and J.F. Kane),

36.

Трушкин и др. (S. Trushkin, N. Nizhelskij,

Astrophys. J. 650, 338 (2006).

P. Tsybulev, and G. Zhekanis), Galaxies

23.

Маршалл и др. (H.L. Marshall, C.R. Canizares, and

(2017).

N.S. Schulz), Astrophys. J. 564, 941 (2002).

24.

Маршалл и др. (H.L. Marshall, C.R. Canizares,

https:doi.org/10.3390/galaxies5040084

T. Hillwig, A. Mioduszewski, M. Rupen, N.S. Schulz,

37.

Трушкин и др. (S.A. Trushkin, N.A. Nizhelskij,

M. Nowak, and S. Heinz), Astrophys. J. 775, 75

P.G. Tsybulev, and A. Erkenov), Astron. Telegram.

(2013).

11989 (2018).

25.

Мацуока и др. (M. Matsuoka, K. Kawasaki, S. Ueno,

38.

Фабрика (S. Fabrika), ASP Rev. 12, 1 (2004).

et al.), Publ. Astron. Soc. Japan 61, 999 (2009).

39.

Фостер и др. (A.R. Foster, L. Ji, R.K. Smith, and

26.

Мильяри и др. (S. Migliari, R.P. Fender,

N.S. Brickhouse), Astrophys. J. 756, 128 (2012).

K.M. Blundell, M. M ´endez, and M. van der Klis),

40.

Хабибуллин и др. (I. Khabibullin, P. Medvedev,

MNRAS 358, 860 (2005).

S. Sazonov), MNRAS 455, 1414 (2016).

27.

Миллер-Джонс и др. (J.C.A. Miller-Jones,

41.

Хабибуллин И.И., Сазонов С.Ю., Письма в Аст-

K.M. Blundell, M.P. Rupen, A.J. Mioduszewski,

рон. журн. 43, 431 (2017) [I.I. Khabibullin and

P. Duffy, and A.J. Beasley), Astrophys. J. 600, 368

S.Y. Sazonov, Astron. Lett. 43, 388 (2017)].

(2004).

42.

Хабибуллин и др. (I. Khabibullin, A. Semena,

28.

Медведев, Фабрика A. (Medvedev and S. Fabrika),

P. Medvedev, and I. Mereminskiy), Astron. Telegram.

MNRAS 402, 479 (2010).

11975 (2018).

29.

Медведев П.С., Фабрика С.Н., Васильев В.В., Го-

43.

Хунемордер и др. (D.P. Huenemoerder, et al.),

ранский В.П., Барсукова Е.А., Письма в Астрон.

Astron. J. 141, 129 (2011).

журн. 39, 916 (2013) [P.S. Medvedev, S.N. Fabrika,

44.

Черепащук и др. (A.M. Cherepashchuk, V.F. Esipov,

V.V. Vasiliev, V.P. Goranskij, and E.A. Barsukova,

A.V. Dodin, V.V. Davydov, and A.A. Belinskii),

Astron. Lett. 39, 826 (2013)].

Astron. Rep. 52, 487 (2018).

30.

Медведев П.С., Хабибуллин И.И., Сазонов С.Ю.,

45.

Черепащук и др. (A.M. Cherepashchuk, A.A. Be-

Чуразов Е.М., Цыганков С.С., Письма в Астрон.

linski, A.V. Dodin, et al.), MNRAS 507, L19 (2021).

журн. 44, 426 (2018) [P.S. Medvedev, I.I. Khabibul-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№7

2022