Магнитное поле в рентгеновской системе Лебедь Х-1 Карицкая Е.А., Бочкарев Н.Г., Хубриг С., Гнедин Ю.Н., Погодин М.А., Шоллер М., Юдин Р.В., Агафонов М.И., - презентация

1 Магнитное поле в рентгеновской системе Лебедь Х-1 Карицкая Е.А., Бочкарев Н.Г., Хубриг С., Гнедин Ю.Н., Погодин М.А., Шоллер М., Юдин Р.В., Агафонов М.И., Шарова О.И.

2 Резюме Наши спектрополяриметрические наблюдения с помощью FORS1 на 8.2-м телескопе VLT (г.Паранал, Чили) позволили обнаружить магнитное поле в рентгеновской двойной системе Лебедь Х-1. Это первый положительный результат определения магнитного поля в двойных системах с черной дырой. Среднее по диску оптической звезды (О9.7Iab –сверхгиганта) значение продольного (вдоль луча зрения) компонента магнитного поля регулярно меняется с фазой орбитального периода от 0 до +190 Гс (сигма = 30 Гс). Эти измерения проведены по эффекту Зеемана на совокупности абсорбционных спектральных линий фотосферы сверхгиганта. Подобные измерения, выполненные по эмиссионной линии HeII4686A, дали на уровне 2 сигма значение ~600 Гс. Доплеровская томограмма системы, построенная по полученным нами на VLT профилям этой линии, показывает, что эмиссионный компонент HeII4686A возникает во внешних частях аккреционной структуры. Согласно стандартной модели дисковой аккреции такие значения соответствуют величине магнитного поля ~ Гс вблизи черной дыры и могут объяснить наблюдаемый миллисекундный фликеринг рентгеновского излучения Лебедя Х-1.

3 Предсказание магнитного поля Cyg X-1 Миллисекундные мерцания рентгеновского излучения Cyg X-1 -- свидетельство присутствия черной дыры (Шварцман В.Ф. 1971а,б,в) и указание на роль магнитного поля при аккреции на ЧД (Пустильник Л.А. и Шварцман В.Ф., 1974, 1975, Каплан С.А. и Шварцман, 1976); Ученик Я.Б.Зельдовича Викторий ШВАРЦМАН ( ) Изображение магнитной аккреции из книги Белова и Бочкарева, 1983

4 Поиск магнитного поля в Cyg X-1 Круговая поляризация в непрерывном оптическом спектре (Kemp & Wolstencroft 1972, Шулов и Копацкая, 1974, Mishalsky et al. 1975, 1977): собственная и межзвездная компоненты: Теория (Долгинов и др., 1995, Гнедин и др. 2003): B < 10 6 Гс Оценки Гнедина и др. (1995) магнитного поля по переменой компоненте линейной поляризации оптического излучения (А~0.25%) дают для О-звезды В ~ 350 Гс. ~~

5 Оценка магнитного поля в центральных частях аккреционного диска: Спектрополяриметрические наблюдения на БТА (Гнедин и др., 2003) эффекта Зеемана в линии HeII 4686 A дали верхний предел В

6 Наблюдения Very Large Telescope (VLT)Very Large Telescope 8.2 м (гора Паранал, Чили); Спектрополяриметрия на спектрографе FORS1; Разрешение R=4000; Диапазон A; S/N = 1500 – 3500 (для I); с 18 июня по 9 июля 2007 г. (Cyg X-1 жестком состоянии рентгеновского спектра); 6 ночей по 1 часу наблюдений получено по 6 спектров интенсивности I и круговой поляризации V.

7 МЕТОД Основан на эффекте Зеемана. Расщепление

8 ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ Метод Ландстрита (Landstreet J.D.1982, ApJ 258, 639) измерения продольной компоненты магнитного поля, усредненной по картинной плоскости : g eff - - эффективное значение фактора Ланде Метод статистический: по всему спектру учет одновременно всех линий диапазона, что повышает чувствительность. определяется по линейной регрессии методом наименьших квадратов (S.Bagnulo et al, 2002, AsAp 389, 191). Нами удалены все детали спектров, не принадлежащих оптическому компоненту Cyg X-1: межзвездные, атмосферные, дефекты, эмиссия HeII 4686A, линии с сильными P Cyg компонентами.

9 Дата Фаза, Гс (орб) 18/06/ /06/ /06/ /06/ /06/ /07/ Результаты измерений оптического компонента Cyg X-1 ТЕСТЫ: Для контроля: 1) каждый спектр был разделен по длинам волн пополам; по каждой половине определено, которые совпали в пределах ошибок. 2) Найдены «зеемановские волны» наиболее сильных линий, напр., HeI 4026 A. 3) Статистика отклонений – гауссова до >3.5 сигма – контроль оценок точности. Измерению способствует избыток содержания элементов в атмосфере звезды: [He/H]=0.42, [N/H]=0.9, [Ne/H]=0.7, [Si/H]=0.7, [S/H]=0.4, … (Карицкая и др. 2006, 2007), делающий спектральные линии более сильными. Более 6 сигма!

10 Дипольное поле сверхгиганта B набл Ф=0.5набл Ф=0.0 i < 45°j < 45° Из того, что виден только один полюс, следуют ограничения на наклоны к оси вращения магнитной оси диполя и направления к наблюдателю.

11 Анализ линии He II 4686 A Сложный профиль линии: абсорбция (фотосфера звезды)+ эмиссия (аккреционная структура) Из предыдущего анализа нами исключена! Исследовали ее отдельно. Точность определения магнитного поля по 1 линии заметно ниже, чем по их совокупности. Лишь при орбитальной фазе 0.65 получена оценка на уровне 2 сигма: =-607+/-310 Гс. HeII 4686 A Реальность подтверждена: «зеемановской волной» в V-спектре, сглаженном по 3 А (на рис. слева указан «коридор» +/- 1 сигма); соответствием ее волне dI(λ)/dλ. I dI/dλ V/I ± σ λ ~ ΔI = 7.5%I 3A3A

12 Области формирования линии He II 4686 A Для локализации областей излучения линии He II 4686 A по данным наблюдений на VLT нами построены доплеровские томограммы – изображения двойной звездной системы в поле скоростей; Использован новый метод построения доплеровских томограмм, разработанный Агафоновым М.И., 2004, 2005 (т.н. «радиоастрономический подход»). Метод использует эффективную процедуру чистки и хорошо восстанавливает 2D поле скоростей при очень малом количестве «ракурсов» -- достаточно лишь 5-10 спектров! Томографические карты для разных сезонов наблюдений отличаются др. от др. параметры оптического компонента и течения вещества меняются на шкале годы (Карицкая и др., 2006). Поэтому использовали томограмму, построенную ИМЕННО по наблюдениям на VLT.

13 Доплеровские томограммы Cyg X-1 в линии He II 4686 A

14 Магнитное поле системы Cyg X-1 Нами получено B ~ 100 Гс в фотосфере звезды. Фазовая зависимость согласуется с моделью дипольного поля, наклоненного на ~ 45 град к оси вращения системы. При фазе 0.5 (рентгеновский источник впереди) мы смотрим примерно на магнитный полюс, а при фазе 0.0 – на магнитный экватор. Газовые потоки переносят поле к аккреционной структуре, на внешнем краю которой газ уплотняется. Из наших данных следует, что при этом B возрастает не более, чем в раз: B ~ 600 Гс на расстоянии 6*10^11см = 2*10^5 Rg. Согласно стандартной модели замагниченного аккреционного диска Шакуры и Сюняева (1973): на 3 Rg B ~ 10^9 Гс. Если учесть, что внутри ~ Rg, видимо, преобладает лучистое давление, то B(3 Rg) ~ (23) 10^8 Гс.

15 Хватает ли энергии магнитного поля внутренних частей диска для объяснения миллисекундного фликеринга рентгеновского излучения Cyg X-1? Если фликеринг имеет магнитную природу, то поток магнитной энергии аккрецирующего вещества должен превышать светимость флуктуирующей компоненты рентгеновского излучения. Рентгеновское излучение возникает при R

16 Robertson & Leiter, 2003 >