ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2023, том 49, № 12, с. 849-858

ИССЛЕДОВАНИЕ УЛЬТРАЯРКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИСТОЧНИКА

VII Zw 403 ULX В РЕНТГЕНОВСКОМ И ОПТИЧЕСКОМ ДИАПАЗОНАХ

¹Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

²Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова , Москва, Россия

Поступила в редакцию 15.09.2023 г.

После доработки 24.10.2023 г.; принята к публикации 21.11.2023 г.

Представлены результаты анализа рядов рентгеновских наблюдений, фотометрического и спектраль-

ного мониторинга ультраяркого рентгеновского источника VII Zw 403 ULX (UGC 6456 ULX). На

основе ряда косвенных признаков выдвинуто предположение, что аккретором в данной двойной

системе является нейтронная звезда. В рамках модели ветра сверхкритических дисков получены

оценки темпа оттока массы ≈4.0 × 10-5 M_⊙/год в активном состоянии объекта.

Ключевые слова: нейтронные звезды, рентгеновская и оптическая астрономия.

DOI: 10.31857/S0320010823120082, EDN: RWMGZK

1. ВВЕДЕНИЕ

звезде-доноре, геометрии систем и газовых пото-

ков, которая, в свою очередь, также способна по-

В настоящее время известно, что как мини-

мочь сделать вывод о типе аккретора. Тем не менее,

мум часть ультраярких рентгеновских источников

несмотря на предпринимаемые многими коллекти-

вами усилия, оптические свойства ULX остают-

(Ultraluminous X-ray sources, ULX) — объектов,

чья светимость может на порядки величины пре-

ся слабо исследованы из-за их низкого блеска:

большинство из однозначно отождествленных в

вышать светимости рентгеновских двойных нашей

оптическом диапазоне источников имеют видимые

Галактики, — являются двойными системами с

звездные величины m_V = 22-24 (Тао и др., 2011;

нейтронными звездами, аккрецирующими в сверх-

Гладстон и др., 2013), и лишь некоторые из них до-

эддингтоновском режиме. Это стало очевидно по-

стигают m_V = 20-21 (Мотч и др., 2014; Виллар и

сле открытия когерентных пульсаций в рентгенов-

ском диапазоне у ряда источников, на тот момент

др., 2016). Как следствие, определение параметров

этих систем, требующее длинные ряды фотометри-

уже известных как ULX (см. обзоры Фабрика и др.,

ческих и спектральных данных, возможно только

2021; Кинг и др., 2023). Тем не менее у большин-

на основе наблюдений на крупных телескопах.

ства ULX пульсаций не наблюдается как в силу

их транзиентной природы, так и из-за недоста-

В настоящей работе мы продолжаем иссле-

точной чувствительности приемного оборудования

дования ультраяркого рентгеновского источника

и малого времени накоплений, поэтому пока что

VII Zw 403 ULX, являющегося одним из самых

сделать вывод о типе аккретора в большинстве

доступных для наземных оптических наблюдений

систем невозможно. В связи с этим большую важ-

из-за относительно высокого блеска и изолиро-

ность приобретает сравнительный анализ сходств

ванности. Этот рентгеновский источник, находя-

и различий между подтвержденными пульсарами и

щийся в голубой компактной карликовой галактике

прочими ULX, целью которого является выявление

VII Zw 403 (UGC 6456) на расстоянии 4.54 Мпк

типа аккретора по косвенным признакам, таким как

(Талли и др., 2013), был обнаружен Отт и др.

форма рентгеновского спектра и характер перемен-

(2005) и затем исследовался Брорби и др. (2015).

ности.

В последней работе сообщалось об увеличении

светимости источника более чем в 100 раз, до 1.7 ×

Исследования ULX в оптическом диапазоне мо-

гут предоставить много полезной информации о

× 10⁴⁰ эрг/с (0.3-8.0 кэВ), что перевело данный

объект в разряд ULX. Оптическое отождествление

^*Электронный адрес: vinokurov@sao.ru

источника было выполнено в работе Винокурова и

849

850

ВИНОКУРОВ и др.

др., 2020, его звездная величина в спокойном со-

χ². Спектры с остальных инструментов анализиро-

стоянии составляет m_V ≈ 21.6. Ниже мы сообща-

вались в несбиннированном виде с использованием

ем о предварительных результатах спектрального

статистики Кэша (cstat).

и фотометрического мониторинга, проводимого на

6-м телескопе САО РАН, результатах моделиро-

2.2. Спектральный и фотометрический мониторинг

вания оптического спектра объекта в ярком со-

в оптическом диапазоне

стоянии в рамках модели ветра сверхкритического

диска, а также проводим ревизию накопленных

В настоящей работе мы анализируем спек-

рентгеновских наблюдений.

тральные данные, полученные в течение 23 но-

чей с февраля 2015 г. по декабрь 2022 г. на

6-м телескопе САО РАН (БТА) с использованием

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

редукторов светосилы SCORPIO и SCORPIO-2

2.1. Рентгеновские наблюдения

(Афанасьев, Моисеев,

2005,

2011) в режиме

длинной щели, а также прямые изображения, по-

VII Zw 403 ULX наблюдался по одному разу

лученные в течение 78 ночей в тот же период. Часть

обсерваториями XMM-Newton (7 октбря 2004 г.,

фотометрических изображений была получена

заставшей источник в минимуме, L_X ≃ 1.0 ×

непосредственно перед или после спектральных

× 10³⁸ эрг/с), Suzaku (1 декабря 2013 г., максимум,

наблюдений в одном или нескольких фильтрах

≃1.7 × 10⁴⁰ эрг/с) и Chandra (7 января 2000 г.,

системы Джонсона-Казинца. Размер изображе-

≃3.4 × 10³⁸ эрг/с), а также в интервале с 2011 по

ний звезд варьировался в диапазоне ≈1.1^′′-2.3^′′

2014 г. 8 раз обсерваторией Swift. Эти наблюдения

(≈3-6 пикселей). Спектроскопия на SCORPIO

были проанализированы и опубликованы Брорби

проводилась с гризмами VPHG550G (спектраль-

и др. (2015). После 2014 г. было проведено еще

ный диапазон Δλ ≈ 3500-7200˚A, разрешение δλ ≈

30 наблюдений Swift, примерно четверть из них

≈ 12

A), VPHG1200B (Δλ ≈ 3600-5400

A, δλ ≈

выполнена по нашим заявкам. Около половины

≈5

), VPHG1200G (Δλ ≈ 4000-5700

A, δλ ≈

имеющихся данных приходится на 2020 г., послед-

≈ 5Å ) и VPHG1200R (Δλ ≈ 5700-7500

A, δλ ≈

нее наблюдение было проведено 4 января 2023 г.

Общее время экспозиции составило 60 кс. Мы

≈5

A), на SCORPIO-2 использовалась толь-

переобработали данные Брорби и др. (2015), а

ко

гризма VPHG1200@540, обеспечивающая

также проанализировали новые наблюдения Swift.

перекрытие диапазона длин волн Δλ ≈ 3650 -

При редукции данных мы следовали стандарт-

- 7250

и хорошее спектральное разрешение

ным рекомендациям для каждого из используемых

(δλ ≈ 4.5

A). Ширина щели двух спектрографов

инструментов. Для Suzaku (прибор XIS) и Swift

отличилась незначительно, составляя 1.2^′′ и 1.0^′′

(XRT) использовались предобработанные файлы

для SCORPIO и SCORPIO-2 соответственно.

событий (level-2 event-файлы), фотоны объекта

Первичная обработка прямых изображений и

экстрагировались из круговой апертуры радиусом

сложение отдельных экспозиций выполнялись с

156′′ (150 pix) в случае Suzaku и 30′′ в случае

использованием процедур MIDAS. Звездные вели-

Swift. Фон измерялся в кольце, внутренний ради-

чины измерялись методами апертурной фотомет-

ус которого примерно в 2 раза больше радиуса

рии с помощью пакета APPHOT среды IRAF. Для

апертуры объекта. Для экстракции и группировки

минимизации вклада соседних звезд фотометрия

событий применялась программа xselect пакета

проводилась в апертурах радиусом 2.5-4 пикселей,

HEASoft v6.28. Для анализа данных XMM-Newton

который варьировался в соответствии с размером

использовался пакет SAS v18.0.0. Фотоны объекта

изображений звезд и масштабом пикселя. Фон

экстрагировались из круговой апертуры радиусом

неба определялся в кольцевых апертурах, центри-

18^′′. Анализ наблюдений Chandra проводился в

рованных на объект. Для абсолютной калибровки

CIAO v4.13, спектральный анализ выполнялся в

полученных измерений использовались от четырех

XSPEC v.12.11.1. Спектры с двух идентичных при-

звезд сравнения, звездные величины которых бы-

боров Suzaku/XIS0 и XIS3 были объединены в

ли измерены по данным космического телескопа

один файл командой addascaspec, подгонка осу-

имени Хаббла и переведены в систему Джонсона-

ществлялась совместно со спектром XIS1 (пара-

Казинца с помощью пакета программ PySynphot.

метры за исключением нормировок были сцепле-

Обработка спектральных данных до этапа экс-

ны). Для Swift мы проанализировали два спек-

тракции спектров выполнена с использованием

тра, разделив все имеющиеся наблюдения на две

контекста LONG среды MIDAS. Вычитание фона

группы в зависимости от скорости счета. Спектры

неба и получение одномерных спектров выполня-

Suzaku были сгруппированы по 250 фотонов/бин,

лись в специализированной программе SPEXTRA

и для их аппроксимации применялась статистика

(Саркисян и др., 2017).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

2023

№ 12

ИССЛЕДОВАНИЕ VII ZW

851

3. РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ

по мере роста светимости становится менее выра-

женной. Для аппроксимации рентгеновских спек-

3.1. Переменность в рентгеновском диапазоне

тров мы воспользовались двухкомпонентной мо-

делью, включающей спектры многоцветного диска

Новые данные Swift подтверждают высокую

и степенного закона с экспоненциальным зава-

переменность объекта, выявленную по малочис-

лом F (E) ∝ E-Γ exp (-E/E_c). Эта модель при-

ленным данным, представленным в работе Брор-

меняется многими авторами (см., например, Мотч

би и др. (2015). Так, максимальная светимость

и др., 2014; Миддлтон и др., 2019a; Колиопанос

в наблюдениях Swift была достигнута 13 марта

и др., 2019) и позволяет хорошо воспроизводить

2020 г. и составила 8.2 × 10³⁹ эрг/с (т.е. примерно

большинство типов наблюдаемых спектров ULX

в 2 раза ниже абсолютного максимума), но уже в

в области до 10 кэВ, в том числе часто встреча-

следующем наблюдении, проведенном пятью днями

ющиеся спектры с перегибом. Точная физическая

позже и имеющем аналогичное время экспозиции,

природа двугорбых спектров ULX неясна, однако

источник не детектируется: в 30^′′ апертуру попал

предполагается, что в случае систем с замагни-

только один фотон против 87 фотонов в наблюде-

ченными нейтронными звездами мягкий горб дол-

нии от 13 марта. Всего наблюдений, где источник

жен соответствовать спектру аккреционного дис-

не детектируется, оказалось 13 из 38 имеющихся¹ .

ка, ограниченного с внутренней стороны радиусом

Полная амплитуда переменности по данным Swift

магнитосферы нейтронной звезды³ , а жесткий —

составила более 40 раз² .

излучению из областей внутри магнитосферы. У

стандартных рентгеновских пульсаров наиболее

Переменность, при которой наблюдаемая све-

мощным источником излучения внутри магнито-

тимость меняется в десятки и сотни раз, характерна

сферы является аккреционная колонка, возникаю-

для многих ULX, в частности для тех, что явля-

щая в непосредственной близости от полюсов ней-

ются подтвержденными пульсарами. Так, первые

тронной звезды (Беккер, Вольф, 2007). У ультра-

же открытые ультраяркие рентгеновские пульса-

ярких пульсаров, по-видимому, аккрецирующих на

ры — M82 X-2, NGC 7793 P13 и NGC 5907 X-

более высоких темпах, источником жесткого спек-

1 — оказались источниками, демонстрирующими

трального компонента также может быть аккреци-

резкие провалы светимости с ∼10⁴⁰ эрг/с до ≃2 ×

онная колонка, но более протяженная и излучаю-

× 10³⁸ эрг/с и ниже (Мотч и др., 2014; Уолтон и

щая в сверхэддингтоновском режиме (Муштуков и

др., 2015; Брайтман и др., 2016). Было высказа-

др., 2015, 2018; Уэст и др., 2017), либо это может

но предположение, что в случае пульсаров такое

быть излучением потока вещества, уже захвачен-

поведение может быть следствием эффекта про-

ного магнитным полем, но еще не добравшегося

пеллера (Цыганков и др., 2016), заключающегося в

до полюсов. При характерных для ULX темпах

том, что при определенных условиях даже неболь-

аккреции этот поток должен быть оптически тол-

шое уменьшение количества поступающего в диск

стым, формирующим так называемую “аккреци-

вещества может приводить к полной остановке

онную завесу” (Муштуков и др., 2017), вероятно,

аккреции. К иным вероятным причинам перемен-

закрывающую от наблюдателя аккреционную ко-

ности с амплитудой в десятки и более раз можно

лонку и поверхность нейтронной звезды в части или

отнести прецессию аккреционного диска (Мотч и

в большинстве систем (см. обсуждение этого во-

др., 2014; Винокуров и др., 2018; Венг, Фэн, 2018),

проса применительно к объекту NGC 300 ULX1 в

прецессию Лензе-Тирринга аккреционного потока

работе Колиопанос и др., 2019). Так или иначе, оба

(Миддлтон и др., 2018, 2019b), неустойчивости

варианта предполагают комптонизацию излучения

в дисках с очень большими радиусами (Хамери,

веществом колонки/завесы, что делает применение

Ласота, 2020).

степенных спектральных моделей правомерным.

Как и у других ULX, изменения наблюдаемой

3 В зависимости от соотношения между величиной магнит-

светимости VII Zw 403 ULX сопровождаются из-

ного поля и темпом аккреции, а именно, при соблюдении

менением формы его спектра (рис. 1). В низком

условия Rsp > Rm (Гребенев, 2017; Уолтон и др., 2018b),

состоянии спектр объекта имеет двугорбую форму

где Rsp — радиус сферизации, определяемый полным

с перегибом на энергиях между 1 и 2 кэВ, которая

темпом поступления вещества в диск

M₀, а Rm — радиус

магнитосферы, зависящий как от магнитного момента μ,

¹ Мы считали, что источник не детектируется,если за время

так и от темпа

^M(Rm), в диске может существовать

экспозиции в апертуру объекта попадало менее четырех

сверхкритическая зона. Ключевой особенностью данной

фотонов.

зоны является наличие мощных истечений материи (По-

² Из-за относительно небольшой эффективной собираю-

утанен и др., 2007; Чашкина и др., 2019), которые, веро-

щей площади Swift/XRT для большинства наблюдений,

ятно, ответственны за формирование эмиссионных линий

соответствующих низкому состоянию объекта, удалось

в оптических спектрах у ряда объектов (Фабрика и др.,

измерить только верхний предел светимости.

2015).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023

852

ВИНОКУРОВ и др.

10³

10⁴

10⁵

10⁶

0.5

Energy, keV

Рис. 1. Рентгеновские спектры VII Zw 403 ULX по данным Suzaku (приборы XIS0+XIS3 — малиновый, XIS1 —

зеленый), Swift/XRT (красный и синий, данные Swift были разделены на две группы в зависимости от наблюдаемого

потока) и XMM-Newton/pn (черный). Аппроксимацияспектров двухкомпонентноймоделью tbabs*(diskbb+cutoffpl)

показана сплошной линий, отдельные модельные компоненты показаны штриховой (diskbb) и пунктирной (cutoffpl)

линиями.

Для всех анализируемых спектров VII Zw

модели, учитывающей межзвездное поглощение, в

403 ULX было достигнуто хорошее качество под-

большинстве случаев при аппроксимации достигла

гонки: χ²/d.o.f = 251.8/260 для Suzaku, C/d.o.f =

нижней границы N_H = 3.15 × 10²⁰ см-2, соответ-

ствующей поглощению в нашей Галактике (оценена

= 208.8/237 для XMM-Newton, а также 181.2/239

с помощью программы nh пакета HEASoft), что,

и 104.1/118 соответственно для высокого и низкого

тем не менее, не противоречит оценке полного

состояния по данным Swift. По мере увеличения

поглощения A_V = 0.2 ± 0.1, полученной на основе

светимости степенной компонент растет быстрее,

наблюдаемого бальмеровского декремента в близ-

чем дисковый, в результате чего вклад диска

лежащей туманности (Винокуров и др., 2020). При

уменьшается с около 25% в минимуме до ≃5% в

пересчете N_H в A_V использовалось соотношение

максимуме светимости, и перегиб между горбами

A_V = 4.5 × 10-22 × N_H из работы Горенштейна

пропадает. Температура на внутренней границе

(1975).

диска T_in при этом также немного растет: ее

Двугорбые спектры и спектральная эволюция,

минимум составил 0.14 ± 0.05 кэВ (Swift, синий

при которой по мере увеличения яркости объек-

спектр на рис. 1), максимум — 0.28 ± 0.03 кэВ

та перегиб между горбами пропадает, наблюда-

(Suzaku). Параметры степенной компоненты не

ется у многих ULX (Глэдстон и др., 2009; Пин-

демонстрируют существенных изменений: в спек-

торе и др., 2014), однако преобладание именно

трах Suzaku Γ = 0.43 ± 0.08, E_c = 5 ± 0.5 кэВ,

жесткого горба над мягким является характер-

в остальных данных точность определения этих

ной чертой ультраярких рентгеновских пульсаров

параметров ниже, Γ ≃ 0.5 ± 0.8, E_c > 2.5 кэВ.

(Пинторе и др., 2017). Наиболее близкую спек-

Концентрация атомов водорода на луче зрения в

тральную переменность к той, что показана на

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023

ИССЛЕДОВАНИЕ VII ZW

853

рис. 1 для VII Zw 403 ULX, при изменениях

прогревом поверхности донора рентгеновским по-

светимости на два порядка величины демонстри-

током и излучением истечений газа (ветра) с по-

рует известный ультраяркий рентгеновский пуль-

верхности сверхкритического аккреционного дис-

сар NGC 7793 P13 (рис. 5 в работе Уолтон и

ка, которые должны являться основным источни-

др., 2018a), что может говорить об одинаковом

ком эмиссионных линий (Костенков и др., 2023).

типе аккретора и сходных условиях аккреции (темп

Проведение фотометрических наблюдений сов-

аккреции, величина магнитного поля, ориентация

местно со спектроскопией дало возможность

системы в пространстве) в обоих источниках.

проследить изменение параметров наиболее ярких

эмиссионных линий с блеском VII Zw 403 ULX.

На рис. 2 показаны эквивалентные ширины (EW),

ширины (FWHM) и лучевые скорости линий Hα

3.2. Фотометрический и спектральный мониторинг

и He II λ4686 в зависимости от наблюдаемой

в оптическом диапазоне

звездной величины объекта в фильтре V . Для каж-

дого из параметров мы рассчитали формальный

Предварительные результаты фотометрии по-

коэффициент корреляции Пирсона. Наибольшее

казывают, что оптическая переменность VII Zw

его значение R=0.70 ± 0.27 (p - value ≈ 0.03) мы

403 ULX имеет характер относительно коротких

получили для зависимости между оптическим

вспышек длительностью менее месяца. В спокой-

потоком и FHWM линии ионизованного гелия. Для

ном состоянии объект стабильно показывает блеск

скорости и эквивалентной ширины He II значимая

на уровне V = 21.5-21.6, тогда как в максиму-

корреляция с потоком отсутствует: в первом случае

ме может достигать V ≈ 20.2. Данный диапазон с

R = 0.35 ± 0.33 (p - value ≈ 0.3), во втором —

учетом межзвездного поглощения A_V = 0.2 ± 0.1

R ≈ 0.47 ± 0.26 (p - value ≈ 0.09). Однако, если

(Винокуров и др., 2020) и принятого до VII Zw 403

вместо эквивалентной ширины рассматривать по-

расстояния соответствует абсолютным звездным

ток в линии, то значение коэффициента корреляции

величинам от M_V ≈ -6.8 до M_V ≈ -8.2.

становится значительно выше, R = 0.87 ± 0.14 c

p - value = 4 × 10-5. Для параметров линии Hα

В активном состоянии спектры VII Zw 403 ULX

значимой корреляции с блеском не наблюдается

характеризуются голубым континуумом и нали-

(значения коэффициента корреляции по модулю

чием сильно переменных широких эмиссионных

лежат в пределах от 0.04 до 0.37).

линий водорода Hα и Hβ и ионизованного гелия

He II λ4686. Реже наблюдаются эмиссии более

Также нами был проведен анализ кривых

высокого порядка Бальмеровской серии водорода

лучевых скоростей эмиссионных линий Hα и

и линии нейтрального гелия He I λ5876, 6678, 7065.

He II λ4686. Периодичности изменений ско-

Данный набор эмиссионных линий достаточно ти-

рости по имеющимся данным не обнаружено.

пичен и наблюдается у большинства других ULX,

Амплитуда изменения лучевой скорости эмиссии

ионизованного гелия оказалась примерно вдвое

исследованных спектрально (см. обзор Фабрики

выше амплитуды вариаций скорости Hα, достигая

и др., 2021, а также работы Чех и др., 2011;

значений ≈400 км/c. Средние значения скоростей

Мотч и др., 2011; Фабрика и др., 2015, для дета-

линий также существенно отличаются и равны

лей). Близко к минимуму блеска в спектрах видна

эмиссия Hα, иногда относительно слабая линия

-200 ± 40 км/с и -95 ± 12 км/с соответственно.

Подобная картина вполне согласуется с ожи-

He II λ4686, наклон континуума становится меньше

даниями для ветров сверхкритических дисков.

и неплохо описывается чернотельным излучением

В линии гелия излучает разогретая рентгеном

с цветовой температурой около 10-13 кК. Учи-

высокотемпературная плазма в канале ветра

тывая тот факт, что блеск объекта не опускается

сверхкритического диска и в непосредственной

ниже m_V ≈ 21.6 (M_V ≈ -6.8), даже при падении

близости от его фотосферы (Фабрика и др., 2021).

рентгеновской светимости до ≲ 10³⁸ эрг/с, можно

Наблюдатель свободно видит приближающееся

предположить, что в минимуме блеска основной

к нему вещество ветра, тогда как удаляющееся

вклад в оптическое излучение вносит звезда-донор,

вещество оказывается перекрытым фотосферой

температура и абсолютная величина в фильтре

ветра. Таким образом, профиль линии He II

V , которой соответствуют A- или поздним B-

приобретает сильное голубое смещение. Напротив,

сверхгигантам. Если классификация донора под-

Hα излучается в более холодном газе на больших

твердится в ходе глубоких спектральных наблю-

расстояниях от фотосферы, поэтому эффекты

дений, VII Zw 403 ULX будет иметь еще больше

экранирования практически не сказываются на

общих черт с NGC 7793 P13, донором которого

измеряемой лучевой скорости этой линии. Однако,

является звезда B9 Ia (Мотч и др., 2014). В таком

если исключить четыре измерения положения

случае, аналогично NGC 7793 P13, оптическая

линии He II с наибольшими ошибками, по совме-

переменность VII Zw 403 ULX может объясняться

стительству имеющие наибольшие отрицательные

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023

854

ВИНОКУРОВ и др.

200

150

100

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

V, mag

800

1200

700

1000

600

800

500

600

400

300

400

200

100

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

V, mag

200

100

400

150

600

200

800

250

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

22.0

21.5

21.0

20.5

20.0

V, mag

Рис. 2. Изменение эквивалентных ширин, полной ширины на полувысоте (FWHM) и лучевых скоростей эмиссионных

линий водорода Hα и гелия He II λ4686 VII Zw 403 ULX в зависимости от звездной величины объекта в фильтре V .

скорости, то усредненное значение в пределах

массы, следовательно, компактный объект может

ошибок будет совпадать со средней скоростью Hα.

оказаться нейтронной звездой. Такое предположе-

Ответить на вопрос, имеются ли значимые отличия

ние поддерживают высокая переменность в рентге-

лучевых скоростей линий, помогут дальнейшие

новском диапазоне, очень жесткий спектр объек-

спектральные наблюдения.

та (Γ ∼ 1) в максимуме светимости, считающиеся

Если изменение скорости эмиссии He II все

косвенными указаниями на ULX с нейтронными

же отражает орбитальное движение компактного

звездами, а также идентичная с ультраярким рент-

объекта, то полуамплитуда лучевой скорости около

геновским пульсаром NGC 7793 P13 эволюция

200 км/с говорит в пользу его относительно малой

рентгеновского спектра (см. предыдущий пункт).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

2023

№ 12

ИССЛЕДОВАНИЕ VII ZW

855

3.3. Не-ЛТР модель эмиссионного спектра

скорость ветра, R_∗ — радиус гидростатической ат-

мосферы, с которого начинается расчет истечения

Детальный анализ спектров ULX показал, что

вещества (соответствует оптической глубине по

наблюдаемые характеристики их ветров могут

электронному рассеянию τ ∼ 100). “Треугольная”

оказаться близки к звездным (Фабрика и др.,

форма профиля линии Hα в наблюдаемом спектре

2015). В работе Костенков и др. (2023) было про-

указывает на протяженную зону ускорения ветра

ведено исследование применимости сферически-

(Нахарро и др., 1997). В моделях было принято

симметричных моделей протяженных звездных

значение β = 4.0, а терминальная скорость v_∞ =

атмосфер, рассчитанных при помощи не-ЛТР кода

= 1050

км/c была выбрана в соответствии с

CMFGEN (Хиллер, Миллер, 1998), к ветру сверх-

шириной линии Hα.

критического диска NGC 7793 P13. Показано, что

Объемный фактор заполнения f = 0.3 и ско-

многие (хоть и не все) особенности наблюдаемого

рость v_f = 200 км/с, начиная с которой ветер ста-

спектра могут быть объяснены в рамках подобной

новится неоднороден, выбраны такими же, как в

модели.

модели ветра NGC 7793 P13 (Костенков и др.,

Для количественного анализа одного из спек-

2023). Турбулентная скорость оставалась в рамках

тров VII Zw 403 ULX, полученных 1 октября

стандартных значений для звездных ветров (Крау-

2022 г. на спектрографе SCORPIO с гризмами

тер и др., 2006; Маркова, Пулс, 2008).

VPHG1200B и VPHG1200R близко к максиму-

му блеска (видимая звездная величина источника

Темп потери массы

M≈ 4.0 × 10-5 M_⊙/год оце-

составляла m_V ≈ 20.6), нами также был применен

нивался по соответствию эквивалентной ширины

код CMFGEN. Аналогично случаю NGC 7793 P13

линии Hα в модельном спектре наблюдаемому

значению. Температура ветра корректировалась в

(Костенков и др., 2023), использована комбини-

рованная модель, учитывающая вклады звезды-

зависимости от соотношения линий ионизованного

донора и ветра сверхкритического диска, считаю-

гелия He II λ4686 к нейтральному (например, He I

щегося единственным местом формирования эмис-

λ4471, λ7065), а так же соотношению синглета

сионных линий. В качестве модельного спектра

He I λ6678 и триплета He I λ7065 нейтрального

донора использовано чернотельное распределение

гелия. Рост температуры и уменьшение плотности

энергии с T = 11 500 К, аппроксимирующее спектр

ветра приводят к увеличению соотношения экви-

VII Zw 403 ULX в слабом состоянии (m_V ≈ 21.6),

валентных ширин He I λ6678/He I λ7065 из-за

когда, как мы полагаем, в оптическом излучении

разного механизма депопуляции базового уровня

объекта доминирует звезда-донор.

(Костенков и др., 2023). Оптимальный иониза-

ционный баланс гелия в модели был найден при

Большинство модельных параметров протя-

Tτ=2/3 ≈ 23 кК.

женной атмосферы сверхкритического диска, рас-

считываемой в CMFGEN, было зафиксировано,

Модельный и наблюдаемый спектры в нор-

поиск оптимальной модели осуществлялся пре-

мированном виде и абсолютных величинах пред-

имущественно вариацией темпа потери массы и

ставлены на рис. 3. Модельный спектр хорошо

температуры.

соответствует наблюдаемому в линиях Hα, He II

λ4686 и He I λ7065, в то же время некоторые

Расстояние до галактики VII Zw 403 было при-

сильные водородные линии в голубой части спектра

нято равным 4.54 Мпк (Талли и др., 2013). Для

(например, Hγ, Hβ), а также линии N III бленды

учета эффекта покраснения (A_V = 0.2^m, Виноку-

Боуэна оказались значительно переоценены.

ров и др., 2020) модели были свернуты с кривыми

поглощения, представленными в работе Фитцпат-

Однако наиболее значимой проблемой данной

модели является низкое значение скорости на гра-

рик (1999). Модельные спектры были сглажены до

нице фотосферы vτ=2/3 ≈ 71 км/с, что составляет

разрешения наблюдательных данных (5.3˚A).

менее 10% от терминальной скорости v_∞. В то же

Отношение водорода к гелию было принято

время в рамках модели ветра сверхкритического

солнечным, содержание включенных в модель ме-

ветра ожидается, что выше радиуса фотосферы

таллов было понижено в 10 раз с учетом представ-

10¹¹ см (Фабрика и др., 2021) изменения скорости

ленной в работе Егорова и Лозинской (2011) вели-

ветра невелики, ввиду того что истечение происхо-

чине 12 + log(O/H) = 7.66 ± 0.03 при солнечном

дит с радиуса сферизации R_sp ∼ 10⁸-10⁹ см (Ша-

значении 12 + log(O/H) = 8.69 ± 0.04 (Асплунд и

кура, Сюняев, 1973), а значит большая часть зоны

др., 2021).

ускорения скрыта от наблюдателя оптически плот-

Динамика ветра была описана простым β-

ным веществом. Таким образом, скорость ветра

законом, определяющим скорость вещества в

над фотосферой должна составлять существенную

зависимости от расстояния от центра объекта как

долю от v_∞. Увеличение скорости вещества вблизи

v(R) = v_∞(1 - R_∗/R)^β , где v_∞ — терминальная

фотосферы до ∼20% от v_∞ путем уменьшения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023

856

ВИНОКУРОВ и др.

3.0

2.5

He I

He I He I

He I

2.0

He II

1.5

1.0

0.5

4000

4200

4400

4600

4800

5000

3.0

2.5

2.0

He I

1.5

1.0

0.5

6000

6200

6400

6600

6800

7000

Wavelength, Å

4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

Wavelength, Å

Рис. 3. Модельный и наблюдаемый спектры в нормированном виде (сверху) и абсолютных величинах (снизу). На

верхних панелях наблюдения показаны красным, модель — черным. На нижней панели помимо наблюдаемого (серая

сплошная линия) и модельного (черная сплошная линия) спектров представлены две составляющие модельного спектра,

соответствующие ветру сверхкритического диска (красная пунктирная линия) и континууму звезды-донора (синяя

штриховая линия).

гидростатического радиуса модели (или радиуса

Отметим, что в качестве источника ветра с тем-

старта ветра) приводит к появлению в синтетиче-

пом истечения

M≈ 4.0 × 10-5 M_⊙/год и скоростью

ских спектрах П-образных профилей водородных

v_∞ ≈ 1000 км/с может, по-видимому, рассматри-

линий, указывающих на приблизительно постоян-

ваться только сверхкритический диск, поскольку

ную скорость ветра в зоне формирования линий. П-

оцененный по косвенным признакам тип донора

образные профили способны достаточно неплохо

не способен дать столь мощного оттока вещества:

типичные значения параметров ветра А- и поздних

воспроизвести форму эмиссий Hβ и Hγ, однако не

В-сверхгигантов составляют 10-7-10-6 M_⊙/год

согласуются с наблюдаемой "треугольной" формой

линии Hα. Среди моделей, рассчитанных в рамках

и 200-400 км/с (Кудрицкий и др., 1999; Марко-

простого β-закона ускорения ветра, нами не было

ва, Пулс, 2008). При этом, согласно результатам

найдено оптимального решения описанной пробле-

нашего моделирования, величина

^M, требуемая

мы.

для воспроизведения наблюдаемых потоков водо-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023

ИССЛЕДОВАНИЕ VII ZW

857

родных эмиссий, остается практически неизменной

18.

Кудрицкий и др. (R.P. Kudritzki, J. Puls,

и близкой к полученному выше значению 4.0 ×

D.J. Lennon, K.A. Venn, J. Reetz, F. Najarro,

J.K. McCarthy, and A. Herrero), Astron. Astrophys.

× 10-5 M_⊙/год независимо от степени протяжен-

350, 970 (1999).

ности ветра диска, отражением которой является

19.

Маркова, Пулс (N. Markova and J. Puls), Astron.

отношение vτ=2/3/v_∞.

Astrophys. 478, 823 (2008).

20.

Миддлтон и др. (M.J. Middleton, P.C. Fragile,

Часть наблюдательных данных получена на

M. Bachetti, M. Brightman, Y.-F. Jiang, W.C.G. Ho,

уникальной научной установке Большой телескоп

T.P. Roberts, A.R. Ingram, et al.), MNRAS 475, 154

альт-азимутальный САО РАН. Работа выполнена

(2018).

в рамках гранта Министерства науки и высшего

21.

Миддлтон и др. (M.J. Middleton, M. Brightman,

F. Pintore, M. Bachetti, A.C. Fabian, F. F ¨urst, and

образования Российской Федерации № 075-15-

D.J. Walton), MNRAS 486, 2 (2019a).

2022-262 (13.МНПМУ.21.0003).

22.

Миддлтон и др. (M.J. Middleton, P.C. Fragile,

A. Ingram, and T.P. Roberts), MNRAS 489, 282

(2019b).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

23.

Мотч и др. (C. Motch, M.W. Pakull, F. Gris ´e,

Афанасьев В.Л., Моисеев А.В., Письма в Аст-

and R. Soria), Astronomische Nachrichten 332, 367

рон. журн. 31,

214

(2005)

[V.L. Afanasiev and

(2011).

A.V. Moiseev), Astron. Lett. 31, 194 (2005)].

24.

Мотч и др. (C. Motch, M.W. Pakull, R. Soria,

Афанасьев, Моисеев (V.L. Afanasiev and

F. Gris ´e, and G. Pietrzy ´nski), Nature 514, 198 (2014).

A.V. Moiseev), Baltic Astron. 20, 363 (2011).

25.

Mуштуков и др. (A.A. Mushtukov, V.F. Suleimanov,

Беккер, Вольф (P.A. Becker and M.T. Wolff),

S.S. Tsygankov, and J. Poutanen), MNRAS 454,

Astrophys. J. 654, 435 (2007).

2539 (2015).

Брайтман и др. (M. Brightman, F. Harrison,

26.

Mуштуков и др. (A.A. Mushtukov, V.F. Suleimanov,

D.J. Walton, F. Fuerst, A. Hornschemeier, A. Zezas,

S.S. Tsygankov, and A. Ingram), MNRAS 467, 1202

M. Bachetti, B. Grefenstette, et al.),Astrophys. J.816,

(2017).

60 (2016).

27.

Mуштуков и др. (A.A. Mushtukov, P.A. Verhagen,

Брорби и др. (M. Brorby, P. Kaaret, and H. Feng),

S.S. Tsygankov, M. van der Klis, A.A. Lutovinov, and

MNRAS 448, 3374 (2015).

T.I. Larchenkova), MNRAS 474, 5425 (2018).

Венг, Фэн (S.-S. Weng and H. Feng), Astrophys. J.

28.

Нахарро и др. (F. Najarro, D.J. Hillier, and O. Stahl),

853, 115 (2018).

å 326, 1117 (1997).

Виллар и др. (V.A. Villar, E. Berger, R. Chornock,

29.

Отт и др. (J. Ott, F. Walter, and E. Brinks), MNRAS

R. Margutti, T. Laskar, P.J. Brown, P.K. Blanchard,

358, 1423 (2005).

I. Czekala, et al.), Astrophys. J. 830, 11 (2016).

Винокуров и др. (A. Vinokurov, S. Fabrika, and

30.

Пинторе и др. (F. Pintore, L. Zampieri, A. Wolter, and

K. Atapin), Astrophys. J. 854, 176 (2018).

T. Belloni), MNRAS 439, 3461 (2014).

Винокуров и др. (A. Vinokurov, K. Atapin, and

31.

Пинторе и др. (F. Pintore, L. Zampieri, L. Stella,

Y. Solovyeva), Astrophys. J. 893, L28 (2020).

A. Wolter, S. Mereghetti, and G.L. Israel), Astrophys.

10.

Гладстон и др. (J.C. Gladstone, T.P. Roberts, and

J. 836, 113 (2017).

C. Done), MNRAS 397, 1836 (2009).

32.

Поутанен и др. (J. Poutanen, G. Lipunova,

11.

Гладстон и др. (J.C. Gladstone, C. Copperwheat,

S. Fabrika, A.G. Butkevich, and P. Abolmasov),

C.O. Heinke, T.P. Roberts, T.F. Cartwright,

MNRAS 377, 1187 (2007)

A.J. Levan, and M.R. Goad), Astrophys. J. Suppl.

33.

Саркисян и др. (A.N. Sarkisyan, A.S. Vinokurov,

Ser. 206, 14 (2013).

Y.N. Solovieva, O.N. Sholukhova, A.E. Kostenkov,

12.

Гребенев С.А., Письма в Астрон. журн. 43, 513

and S.N. Fabrika), Astrophysical Bulletin 72 (4), 486

(2017)

[S.A. Grebenev, Astronn. Lett.

43,

464

(2017).

(2017)].

34.

Талли и др. (R.B. Tully, H.M. Courtois,

13.

Егоров,

Лозинская

(O.V.

Egorov

and

A.E. Dolphin, J.R. Fisher, P. H ´eraudeau, B.A. Jacobs,

T.A. Lozinskaya), Astrophys. Bull. 66, 293 (2011).

I.D. Karachentsev, D. Makarov, et al.), Astrophys. J.

14.

Кинг и др. (A. King, J.-P. Lasota, and M. Middleton),

146, 86 (2013).

New Astron. Rev. 96, 101672 (2023).

35.

Тао и др. (L. Tao, H. Feng, F. Gris ´e, and P. Kaaret),

15.

Колиопанос и др. (F. Koliopanos, G. Vasilopoulos,

Astrophys. J. 737, 81 (2011)

J. Buchner, C. Maitra, and F. Haberl), Astron.

36.

Уолтон и др. (D.J. Walton, F.A. Harrison,

Astrophys. 621, A118 (2019)

M. Bachetti, D. Barret, S.E. Boggs, F.E. Christensen,

16.

Костенков и др. (A. Kostenkov, A. Vinokurov,

W.W. Craig, F. Fuerst, et al.), Astrophys. J. 799, 122

K. Atapin, and Y. Solovyeva), Astrophys. Bull. 78 (3),

(2015).

395 (2023).

37.

Уолтон и др. (D.J. Walton, F. F ¨urst, F.A. Harrison,

17.

Краутер и др. (P.A. Crowther, D.J. Lennon, and

D. Stern, M. Bachetti, D. Barret, M. Brightman,

N.R. Walborn), Astron. Astrophys. 446, 279 (2006).

A.C. Fabian, et al.), MNRAS 473, 4360 (2018a).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№ 12

2023