Магнитное поле в рентгеновской системе Лебедь Х-1

1. Магнитное поле врентгеновской 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 ~108 - 10 9 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 (1945-1987) 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 6Гс • 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. Поиск магнитного поля в Cyg X-1 Спектрополяриметрические наблюдения на БТА (Гнедин и др., 2003) эффекта Зеемана в линии HeII4686A дали верхний предел В<1000 Гс в области излучения этой линии. V HeII4686A I Оценка магнитного поля в центральных частях аккреционного диска:

6. Наблюдения • Very Large Telescope (VLT) • 8.2 м (гора Паранал, Чили); • Спектрополяриметрия на • спектрографе FORS1; • Разрешение R=4000; • Диапазон 3680-5129 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 Зеемановская волна для H-beta B0 звездыξ1 CMa (mv=4.3m;<Bz>=300 Гс) Основан на эффекте Зеемана. Расщепление << ширины линий Измерение круговой поляризации (параметра Стокса V) o и e – обыкновенный и необыкновенный лучи при двух положениях 1/4-волновой пластинки

8. ИЗМЕРЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ Метод Ландстрита (Landstreet J.D.1982, ApJ 258, 639) измеренияпродольной компоненты магнитного поля, усредненной по картинной плоскости <Bz>: geff -- эффективное значение фактора Ланде Метод статистический: по всему спектру учет одновременно всех линий диапазона, что повышает чувствительность. <Bz> 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. Результаты измерений <Bz> оптического компонента Cyg X-1 Дата Фаза <Вz>, Гс (орб) 18/06/07 0.650 +4.7+-42 19/06/07 0.830 +54.4+-35 20/06/07 0.006 +95.3+-32 25/06/07 0.907 +6.8+-43 29/06/07 0.603 +114.4+-30 09/07/07 0.400 +190.0+-27 Более 6 сигма! Измерению <Bz> 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. ТЕСТЫ:Для контроля: 1) каждый спектр был разделен по длинам волн пополам; по каждой половине определено <Вz>, которые совпали в пределах ошибок. 2) Найдены «зеемановские волны» наиболее сильных линий, напр., HeI 4026A. 3) Статистика отклонений – гауссова до >3.5 сигма – контроль оценок точности.

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

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 поляпо 1 линии заметно ниже, чем по их совокупности. Лишь при орбитальной фазе 0.65 полученаоценка на уровне 2 сигма: <Bz>=-607+/-310 Гс. HeII 4686 A ~ I ΔI = 7.5%I V/I ± σ • Реальность <Bz>подтверждена: • «зеемановской волной» • в V-спектре, сглаженном по 3 А • (на рис. слева указан «коридор» • +/- 1 сигма); • соответствием ее волне dI(λ)/dλ. dI/dλ λ 3A

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-1в линии He II 4686 A

14. Магнитное поле системы Cyg X-1 Нами получено B ~ 100 Гсв фотосфере звезды. Фазовая зависимость согласуется с моделью дипольного поля, наклоненного на ~ 45 град к оси вращения системы. При фазе 0.5 (рентгеновский источниквпереди) мы смотрим примерно на магнитный полюс, а при фазе 0.0 –на магнитный экватор. Газовые потоки переносят поле к аккреционной структуре, на внешнем краюкоторой газ уплотняется. Из наших данных следует, что при этом Bвозрастает не более, чем в 6 - 10 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 RgB ~ 10^9 Гс. Еслиучесть, что внутри ~10--20Rg, видимо, преобладает лучистое давление, то B(3Rg) ~ (2—3) 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<30Rg. Внутри сферы с этим радиусом магнитная энергия составляет 10 40 эрг. Радиальная скорость течения 1.5 км/с (α=1, т.к. магнитная вязкость велика). Отсюда вещество падает за 1000 с  поток магнитной энергии 10 37эрг/с. Это соизмеримо или больше мощности флуктуирующей компоненты (0.5-1)1037эрг/с. Т.о. магнитной энергии хватает. Объемная строение магнитного поля около ЧД(Robertson & Leiter, 2003)

16. Robertson & Leiter, 2003 >