Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/~bars/Dissertation/chapt2_224.ps Дата изменения: Thu Sep 7 19:20:24 2006 Дата индексирования: Mon Oct 1 23:24:01 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: воздушные массы

Глава 2.
СПЕКТРОСКОПИЯ МИКРОКВАЗАРА V4641 СТРЕЛЬЦА
V4641 Sgr была открыта Горанским (1978) во время вспышки в июне
1978 г. Тогда звезда достигла яркости 12 m .4 в полосе B, что на две ве-
личины выше среднего уровня 14 m .2 в спокойном состоянии. В большой
коллекции из 345 снимков неба фототеки ГАИШ 19601990 годов это бы-
ла единственная вспышка. В IV издании Общего каталога переменных
звезд новая переменная звезда была неверно идентифицирована с GM
Sgr (открытой ранее Люйтеном) и классифицирована как новоподобная
переменная. Позднее Горанский (1990) обнаружил, что эта звезда являет-
ся двойной системой спектрального класса А с возможным орбитальным
периодом 0 d .7365. Не наблюдалось ультрафиолетового избытка, харак-
терного для новоподобных переменных звезд. Появление столь сильной
вспышки, как наблюдавшаяся в 1978 г., в такой системе является совер-
шенно неординарным событием. Окончательно проблема идентификации
была решена в 2000 г. тем, что была найдена фотопластинка, на которой
Люйтен сделал открытие GM Sgr (HV 4048) (Хазен и др., 2000). После
этого звезда Горанского получила обозначение V4641 Sgr. Она оказалась
на расстоянии 1 0 к северу от переменной Люйтена GM Sgr. Карта этих
двух объектов содержится в статье Ороса (2000).
2022 февраля 1999 г. V4641 Sgr была обнаружена в рентгеновских
лучах как слабый переменный источник (ин'т Занд и др. (1999), Мар-
квардт и др. (1999)). Источник получил обозначения SAX J1819.3-2525 и
XTE J1819-254. Позднее, в сентябре 1999 г. у звезды произошла еще од-
на сильная вспышка, зарегистрированная в оптических, рентгеновских
и радиолучах. Вторая вспышка наблюдалась через 21 год после первой
вспышки 1978 года. События в сентябре 1999 г. развивались следующим
образом. За 6 дней до пика вспышки блеск звезды поднялся до уровня
1112 m V и показывал модуляцию с периодом 2.5 дня (Като и др., 1999,
78

Уемура и др., 2002). В момент 1999 сентябрь, 15.395 UT звезда была
обнаружена Стаббингсом (1999) в максимуме вспышки на уровне 8 m .8
vis. После максимума блеск опустился до спокойного уровня за два дня.
Во вспышке наблюдались необычно сильные и широкие бальмеровские
эмиссии, были видны также эмиссии He II  4686 и 5410  A, He I  5876  A
(Айани и др., 1999, Джорговский и др., 1999). Полуширина линии H 
достигала 2700 км/с. Крылья эмиссии распространялись до 6000 км/с.
Ширина эмиссий He I и Br в инфракрасных лучах достигала 5900 км/с
(Чарльз и др., 1999). В работе Чати и др. (2001) показаны спектральные
изменения на спаде вспышки: самый медленный спад эмиссии происхо-
дил в линии H  , другие профили линий бальмеровской серии сразу же
перешли в абсорбционные.
По мере ослабления блеска после максимума оптической вспышки на-
блюдалось усиление потока рентгеновского излучения от V4641 Sgr (Смит
и др., 1999, Хьелминг и др, 2000). За 8 часов поток на 212 кэВ увели-
чился от 0.2 до 12 Краб, а затем резко упал до уровня обнаружения. При
увеличении потока жесткость рентгеновского спектра уменьшалась. До-
полнительно в данных спутников RXTE и CGRO была обнаружена рент-
геновская предвспышка, происшедшая за полдня до оптического макси-
мума. Во вспышках наблюдалась сильная переменность рентгеновского
излучения: в 4 раза в шкале секунд и в 500 раз в шкале минут (Вийнандс
и ван дер Клис, 2000). Такая переменность рентгеновского излучения ха-
рактерна в случае аккреции на черные дыры. По данным RXTE рентге-
новский источник на 260 кэВ был слабым и показывал неправильную
переменность в течение 7 месяцев до вспышки 15 сентября 1999 г. (ин'т
Занд и др., 2000). Объект виден на рентгеновских снимках галактиче-
ского центра, полученных с помощью спектрометра PCA обсерватории
RXTE в диапазоне 3-20 КэВ (Ревнивцев и Сюняев, 2002).
После вспышки 15 сентября 1999 г. в радиолучах наблюдался затуха-
ющий источник в диапазоне 1.48.4 гГц, видимый в течение 12 дней. В
пике вспышки он достигал плотности потока 400 мЯн на частоте 8.4 гГц
и был непрозрачным, но он быстро перешел в прозрачную для радио-
79

лучей фазу. 16 сентября он был разрешен на VLA с отношением осей
10:1. Протяженная структура, похожая на струю, была длиной 0 00 .25.
На радиокартах струя стала невидимой через два дня (Хьелминг и др.,
2000). Вспышку V4641 Sgr 15 сентября 1999 г. можно характеризовать
как эпизод сверх-эддингтоновской аккреции на черную дыру (Ревнивцев
и др., 2002а,б). Во время вспышки вокруг черной дыры образовалось оп-
тически толстое истечение (или оболочка), по своим свойствам похожее
на истечение из SS 433.
Третья вспышка V4641 Sgr была обнаружена 19 мая 2002 г. Стаббинг-
сом, через 2.7 года после второй вспышки. В пике этой вспышки блеск
достиг 10 m .5 R. Во вспышке наблюдалась быстрая переменность с ам-
плитудой до 1 m .5 в шкале от минут до часов. Результаты интенсивного
фотометрического слежения показаны в работе Уемуры и др. (2002). По-
вторяющиеся поярчания и переменность блеска с большой амплитудой
продолжались до 25 мая. Но и значительно позднее, в начале июля, еще
наблюдались редкие вспышки продолжительностью в минуты амплиту-
дой до 1 m . V4641 Sgr  единственный случай, когда многие наблюдате-
ли видели в окуляр небольшого телескопа быстрые флуктуации оптиче-
ского блеска, предсказанные для аккрецирующих черных дыр в теории
(Шварцман (1971), Шакура и Сюняев (1973)). Изменения блеска в са-
мой короткой шкале секунд имели амплитуду до 0 m .2 в полосе B. Звезда
снова, как и в предыдущей вспышке, появилась в радиодиапазоне и в
рентгеновских лучах (Рупен и др., 2002б, Кемпбелл-Вилсон и Ханстед,
2002, Марквард и Сванк, 2002). В радиолучах на этот раз источник не
был протяженным, как в сентябре 1999 г. и активно вспыхивал в шкале
минуты  часы с амплитудой 30%, не было осцилляций в шкале секунд.
Поведение его отличалось от поведения в сентябре 1999 г., когда после
вспышки излучение прозрачного в радио-лучах источника затухало бо-
лее недели. В июле это был непрозрачный радиоисточник, он появлялся
и изчезал резко и неожиданно (Рупен и др., 2002б). Последние даты на-
блюдения радиоисточника 12 июля 2002 г.
Оптические вспышки, сопровождавшиеся рентгеновским и радиоизлу-
80

чением наблюдались также в 2003 г. (Бакстон и др., 2003; Рупен и др.,
2003; Бэйлин и др., 2003), в 2004 г. (Сванк, 2004; Рупен и др., 2004; Уему-
ра и др., 2005) и в 2005 г. (Сванк и др., 2005; Хамитов и др., 2005; Бак-
стон и др., 2005), из чего следует, что у V4641 Sgr активные состояния
происходят с частотой примерно раз в год. Но столь мощная вспышка с
выбросом релятивистских струй, как в сентябре 1999 г. еше ни разу не
повторялась.
В нашей работе (Горанский и др., 2003) в результате длительного фо-
тометрического слежения в спокойном состоянии обнаружены эпизоды
слабой активности V4641 Sgr. Форма кривой блеска определяется эффек-
том эллипсоидальности большой амплитуды. В спокойном состоянии она
имеет минимальный разброс, определяемый ошибками наблюдений. Яв-
но повышенный блеск объекта до
m = 0 m :26, а затем спад блеска за
время 0.02 дня мы наблюдали в 2002 г. ночь JD 2452432 через 12 дней
после окончания большой вспышки в мае на 1-м телескопе Цейсса САО.
В июле 2002 г. нами было зарегистрировано еще два эпизода активности
в JD 2452458 и JD 2452465. Все три события наблюдались как в фильтре
V , так и в фильтре R, при хороших погодных условиях, что не оставляет
сомнений в их реальности. Амплитуда переменности доходила до 0 m .2, а
характерные времена были явно меньше времени экспозиции, 2 минуты,
что преуменьшает оценку амплитуды.
В циркулярах VSNET Т. Като сообщал о таких же проявлениях вспы-
шечной активности V4641 Sgr 78 июля 2002 г. (JD 2452462  2452463).
В частности, 7 июля зарегистрирована вспышка на 1 m , подъем в макси-
мум продолжался всего 30 с (ПЗС-изображение звезды в этой вспышке
выставлено на странице VSNET). Время спада блеска вспышек в e раз
по наблюдениям Т. Като составило несколько минут. Наблюдались мно-
гочисленные быстрые вспышки с амплитудой до 0 m .3, подтвержденные
независимыми рядами ПЗС-наблюдений в Японии. Поразительно, что в
эти даты на долготе Крыма мы обнаружили V4641 Sgr в совершенно спо-
койной фазе. По сообщениям VSNET объект 11 и 12 июля (JD 2452466
и 245467) перешел в спокойное состояние. Наши данные показывают по-
81

следний эпизод активности 10 июля (JD 2452465).
Как и у V4641 Sgr, фотометрическая активность рентгеновских систем
проявляется как превышение блеска над спокойным уровнем орбиталь-
ной переменности. Примерами могут служить системы V1357 Cyg (Cyg
X-1) (Карицкая и др., 2001) или V1341 Cyg (Cyg X-2) (Горанский и Лю-
тый, 1988).
Специальные наблюдения проводились для измерения рентгеновского
и радиоизлучения звезды в спокойном состоянии. 5 августа 2002 г. источ-
ник не удалось зарегистрировать на спутнике "Чандра" с экспозицией
72 мин., верхний предел потока 1.3 : 10 14 эрг см 2 с 1 на 0.57 кэВ. По на-
блюдениям VLA 113 августа источник был за пределом 0.07  0.1 мЯн
(Томсик и др., 2002). Вместе с тем он появлялся в радиолучах 17 и 18
июля 2000 г. во время длительного спокойного состояния на уровне 1.6
и 1.1 мЯн (Хьелминг, 2000).
Орбитальный период системы V4641 Sgr, равный 2.81730 0.00001 дня,
был определен с использованием лучевых скоростей в работе Ороса и др.
(2001). По этим данным в системе V4641 Sgr содержится черная дыра с
массой в пределах 8.711.7 M . Таким образом, описанные ранее необыч-
ные изменения в оптическом диапазоне и в других диапазонах электро-
магнитного спектра связаны с поведением аккрецирующей черной дыры
в этой системе. Масса нормальной звезды B9III 5.58.1 M .
Некоторые исследователи считают, что следует осторожно применять
термин "кандидат в черные дыры" к компактным компонентам двойных
систем с динамической массой больше 3 M . Поскольку у V4641 Sgr кро-
ме такой массы наблюдается прямое указание на то, что ее компонент
является релятивистской черной дырой  оптическое мерцание с боль-
шой амплитудой, предсказанное теорией черных дыр, мы считаем, что
в данном случае можно применять термин "черная дыра". Этот термин
применяется даже в заголовке статьи Ороса и др. (2001) и во многих
других работах.
Орбитальный период 2.817 дня был обнаружен также и в рентгенов-
ских лучах (Ревнивцев и др., 2002а,б) в период 13 марта по 20 августа
82

1999 г., когда звезда была слабым источником рентгеновского излучения.
Амплитуды кривых блеска составляют 36 и 25% в диапазонах 1.53.0
кэВ и 35 кэВ, соответственно. Максимум потока близок к фазе нижне-
го соединения черной дыры. Рентгеновская кривая блеска объясняется
абсорбцией излучения протяженного рентгеновского источника на луче
зрения, проходящем около оптической звезды. Полных затмений рентге-
новского излучения не наблюдалось (ин'т Занд и др., 2000).
Оценки расстояния до V4641 Sgr в разных работах весьма различны
и меняются в пределах от 0.5 (Хьелминг и др., 2000) до 9.6 кпс (Орос и
др., 2000).
По предположению Хьелминга и др. (2000) V4641 Sgr может быть при-
мером объекта нового, наиболее многочисленного класса двойных систем
с релятивистскими объектами  разделенных систем. Так как проявле-
ния активности у них редки или вообще отсутствуют, в спектре можно
увидеть только один, нормальный звездный компонент без следов взаи-
модействия (газовых потоков, аккреционных дисков, эффектов, связан-
ных с прогревом поверхности нормальной звезды), отсутствует рентге-
новское излучение, то вероятность открытия таких систем очень мала.
Их можно открыть среди класса эллипсоидальных переменных звезд,
если доказать, что в спектре видны линии только одного компонента.
Поэтому исследование V4641 Sgr именно в спокойном состоянии пред-
ставляет большой интерес.
1. Спектральные наблюдения V4641 Sgr в спокойном состоянии
В работах Горанского и др. (2002а,2003) приводятся результаты наше-
го комплексного, фотометрического и спектрального исследования V4641
Sgr в спокойном состоянии. В этих работах автору диссертации при-
надлежит спектроскопическая часть: обработка и анализ спектральных
наблюдений. Автор участвовал также в проведении фотометрического
слежения. Список полученных спектров, моменты времени наблюдений,
диапазон длин волн и разрешение даются в табл. 6.
83

Первые спектроскопические наблюдения были проведены на БТА со
спектрографом СП-124 в 1996 г., еще до большой оптической и рентгенов-
ской вспышки, когда релятивистская природа этой системы не была из-
вестна, но было отмечено ее необычное поведение (Горанский, 1990). Уже
тогда мы обнаружили у нее обычный абсорбционный звездный спектр
без каких-либо следов эмиссии или эмиссионных компонентов в профи-
лях линий.
Таблица 6. Спектральные наблюдения V4641 Sgr на БТА
JD hel. Дата Фаза  Разрешение S/N
24... орбиты (  A) (  A)
50317.2535 21.08.1996 0 p .36 47307200 2.2 50
50317.2642 " " 2.2 50
50317.2812 " 0.38 37006100 2.2 50
50317.2854 " " 2.2 50
51439.1807 17.09.1999 0.60 38006200 3 10
51439.1889 " " 3 10
52102.3325 11.07.2001 0.9841 58007100 1.4 200
52102.3471 " 0.9893 " 1.4 200
52102.3643 " 0.9954 46305880 1.4 200
52102.3790 " 0.0006 " 1.4 200
Спектр в синей области, включая линию H  , 17 сентября 1999 г. полу-
чен всего через двое суток после пика большой вспышки 15 сентября.
Точные фотометрические и орбитальные элементы V4641 Sgr были
определены Горанским (2001) по длительному ряду фотографических
наблюдений и современной ПЗС-фотометрии:
Min I = 2451764:298 + 2 d :81728(1)E (1).
Наша кривая блеска в полосе R показана на рис. 20. Согласно кривой
лучевых скоростей (Орос и др., 2001, рис. 2) максимальная лучевая ско-
рость нормального компонента приходится на фазу 0.75 от настоящих
84

элементов, а это значит, что в Min I черная дыра находится в нижнем со-
единении. Фазы наших спектроскопических наблюдений, подсчитанные
с этими элементами, указаны вертикальными штрихами, они же даны в
табл. 6. В 1996 и 1999 г. орбитальные элементы еще не были известны, и
наблюдения оказались в случайных фазах (0.37 и 0.60).
Рис. 20.
Кривая блеска V4641 Sgr в полосе R. Наиболее глубокий главный ми-
нимум соответствует фазе нижнего соединения черной дыры. Верти-
кальными линиями выделены фазы спектроскопических наблюдений.
В июле 2001 г. мы провели спектральные наблюдения на БТА со спек-
трографом UAGS в фазах около нижнего соединения черной дыры для
того, чтобы на просвет на фоне нормальной звезды просмотреть содер-
жимое полости Роша черной дыры и ее окрестностей. Кроме того мы по-
лучили такие же спектры контрольной звезды 8-й величины спектраль-
ного класса A2 HD 315568, расположенной вблизи V4641 Sgr.
Наблюдения обработаны автором диссертации в среде MIDAS по стан-
85

дартной методике. После обработки все полученные спектры за ночь
в выбранном диапазоне складывались. Нормализованные спектры для
V4641 Sgr и контрольной звезды A2 HD 315568 показаны на рис. 21, про-
фили линий H  и H   на рис. 22 и 23, соответственно.
Спектры 1996 года практически не отличаются от спектра одиночной
нормальной звезды позднего подкласса B  раннего подкласса A. Мы
определяем спектр звезды как A0III, что очень близко к B9.5III Ороса и
др. (2001). Кроме широких абсорбционных линий бальмеровской серии
отождествляются дублеты Ca II H и K, Na I D 1
и D 2
, оба на пределе
разрешения. Не заметно никаких следов эмиссионных компонентов от
аккреционного диска в профилях абсорбционных линий, которые сим-
метричны. В целом по спектрам в спокойном состоянии можно сделать
вывод, что V4641 Sgr  система без активного обмена масс, в спектре ви-
ден только один звездный компонент. Это интересно, потому что мы при-
шли к такому выводу за три года до вспышки в рентгене в 1999 г., когда
объект был открыт как микроквазар. На рис. 21 видно, что бальмеров-
ские абсорбции HD 315568 более широкие и интенсивные по сравнению
с V4641 Sgr. Это эффект штарковского уширения линий, который под-
тверждает вывод Ороса и др. (2001), о том, что нормальный компонент
V4641 Sgr имеет повышенную светимость.
Спектры в диапазоне 38006200  A, полученные 17 сентября 1999 г.
всего через 2 дня после максимума большой оптической и рентгеновской
вспышки, тоже абсорбционные, хотя в это время в линии H  (что за
пределом диапазона наших спектров) еще наблюдалась эмиссия (Чати
и др., 2001). Не заметно эмиссии в линии He II  4686  A. Из-за низко-
го соотношения сигнал-шум 10 мы можем отметить только некоторую
асимметрию профилей бальмеровских абсорбций. В частности на рис. 23
в синем крыле линии H  виден избыток эмиссии, вследствие чего про-
филь сильно асимметричен.
11 июля 2001 г. мы провели специальные наблюдения V4641 Sgr на
БТА около фазы нижнего соединения черной дыры, чтобы рассмотреть
86

Рис. 21.
Нормализованные спектры V4641 Sgr. Внизу для сравнения показан
спектр контрольной звезды HD 315568 (A2).
87

Рис. 22.
Профили линии H  в нормированных спектрах V4641 Sgr в сравне-
нии со звездой класса A2 HD 315568. Профиль абсорбции водорода око-
ло нижнего соединения черной дыры выделен жирной линией, орби-
тальная фаза наблюдений 0.9867. Стрелкой показано положение мак-
симальной скорости депрессии.
ее окрестности на просвет на фоне звездного диска нормального компо-
нента, и установить, есть ли газ вблизи компонентов в системе в спокой-
ном состоянии. Наблюдения проводились примерно через два года после
вспышки 1999 г. во время длительного спокойного состояния. Были по-
лучены два спектра в красной области, включая абсорбционную линию
H  , и два спектра в синей области, включая H  . Напомним, что V4641
Sgr имеет низкое склонение и наблюдалась на БТА при воздушной мас-
се около 3 атм. Условия наблюдений были благоприятными: качество
изображений  2 00 . Проводились наблюдения близкой контрольной звез-
ды того же спектрального класса. В спектрах V4641 Sgr и контрольной
звезды видны слабые эмиссии земной атмосферы на нулевой скорости.
Спектры имеют высокое отношение сигнал/шум около 200 и спектраль-
88

ное разрешение 1.4  A.
Рис. 22 и 23 демонстрируют профили абсорбционных линий H  и H  ,
полученные 11 июля 2001 г. (нанесены жирными линиями). Для срав-
нения тонкими линиями представлены также профили V4641 Sgr, по-
лученные в 1996 и 1999 г., и профили контрольной звезды HD 315568.
Масштаб всех профилей на рисунке одинаков, но для удобства они на-
несены с произвольным сдвигом вдоль оси интенсивности. Профили сов-
мещены по оси лучевой скорости. В красном крыле профиля H  11 июля
на рис. 22 наблюдается депрессия с эквивалентной шириной EW = 0.5  A
(эквивалентная ширина всей линии H  для сравнения составляет 9.5  A).
Депрессия
Рис. 23.
Профили линии H  в нормированных спектрах V4641 Sgr в сравнении
со звездой класса A2 HD 315568. Профиль абсорбции водорода в нижнем
соединении черной дыры выделен жирной линией, орбитальная фаза на-
блюдений 0.9980. Для этого профиля на красное крыло наложено зер-
кально отраженное голубое крыло. Недостаток излучения в красном
крыле показан стрелкой.
89

одинаково хорошо видна в двух спектрах, а приведенный на рис. 22 про-
филь  суммарный. Спектры получены за час до нижнего соединения
черной дыры при среднем значении фазы орбиты 0.9867.
Мы специально проанализировали возможные причины инструмен-
тального искажения профиля линии. Поскольку такая же депрессия не
наблюдается у расположенной рядом контрольной звезды, не вероятно,
чтобы это было поглощение земной атмосферы. В отличие от контроль-
ной звезды из-за большей экспозиции в профиле линии H  V4641 Sgr
видны узкие эмиссионные линии неба. Мы просмотрели по пикселям по-
следовательный процесс вычитания линий неба и провели специальное
исследование, чтобы убедиться, что описанная депрессия не возникает по
причине неполного или избыточного вычитания эмиссий неба. На рис. 24
мы показали суммарный спектр звезды с линиями неба, чистый вычита-
емый спектр неба и остаток  спектр звезды. Как видно, ни одна из эмис-
сий неба не попадает на область профиля, где наблюдается депрессия.
Таким образом, у нас есть все основания считать наблюдаемый эффект
реальным.
Мы полагаем, что причина депрессии в том, что в это время на фоне
диска нормальной звезды был виден газовый поток, направленный от
наблюдателя в сторону нормальной звезды (см. рис. 25, справа вверху).
Этот газовый поток, по всей вероятности, является частью разрежен-
ного газового диска вокруг черной дыры, расположенного в плоскости
орбиты системы. Газ прозрачен в непрерывном спектре, но непрозрачен
только в линиях Бальмера. Максимальная гелиоцентрическая скорость
депрессии в проекции на луч зрения, снятая с профиля линии, состав-
ляет 640(10) км/с, а гелиоцентрическая скорость центра масс системы,
которая сразу следует из нашего наблюдения, равна = 1083 км/с.
Последнее значение совпадает с величиной, найденной в работе Ороса и
др. (2001) 107.42.9 км/с. Чтобы сравнить форму профилей в разных
фазах орбиты, независимо от орбитального движения, на рис. 22 и 23
профили линий совмещены по центрам симметрии. На рис. 22 стрелкой
показана граница депрессии с максимальной скоростью в системе центра
90

Рис. 24.
Экстракция спектра V4641 Sgr в районе линии H  из спектрограммы
с длинной щелью в пакете MIDAS. Вверху  спектр неба, в середине 
суммарный спектр звезды и неба, внизу  чистый выделенный спектр
звезды. Вертикальной штриховой линией отмечена лабораторная дли-
на волны линии H  .
масс, 642  108 = 534 (30) км/с.
Из наших наблюдений следует, что соединение черной дыры в систе-
ме V4641 Sgr является касательным, так как мы наблюдаем поглощение
света нормальной звезды газом, находящимся в ближайшей окрестности
компактного компонента. Наклонение орбиты является предельным, при
котором еще отсутствует затмение, и равным i = 70 o :7, как следует из
работы Ороса и др. (2001).
Важно заметить, что в голубом крыле профиля линии H  не наблю-
дается никаких следов поглощения, которое должно быть в случае суще-
ствования течения газа со вторичного компонента через точку Лагранжа
91

Рис. 25.
Геометрия затмения звезды потоками разреженного диска. Справа
вверху заштрихованная область  область формирования депрессии в
красном крыле линии H  на диске в плоскости орбиты. Эта область
ограничена с одной стороны внешним краем диска, с другой  лини-
ей пересечения луча зрения, проходящего через лимб звезды, орбиталь-
ной плоскостью. Слева вверху показано, как находится точка пересече-
ния луча зрения, проходящего через лимб, с плоскостью орбиты. Внизу
фрагменты эллипсов  линии пересечения луча зрения, проходящего по
лимбу звезды, с плоскостью орбиты при разных значениях наклонения
орбиты. Показано, как определяется угол  между направлением по-
токов и проекцией луча зрения на плоскость орбиты на лимбе звезды.
Пояснения в тексте.
92

L 1
системы. Это означает, что система V4641 Sgr разделенная, и нормаль-
ная звезда не заполняет свою полость Роша. Наша фотометрия (рис. 20)
показывает интересный эффект: наиболее глубокий минимум двойной
волны соответствует фазе нижнего соединения черной дыры. Этот эф-
фект совершенно противоположен тому, который наблюдается у боль-
шинства рентгеновских систем. У некоторых рентгеновских систем сто-
рона спутника, обращенная к компактному компоненту, подогрета рент-
геновским излучением от этого компонента ("эффект отражения"), и по-
этому амплитуда фотометрического минимума на кривой блеска в фазе
нижнего соединения меньше, чем в противоположной фазе. У V4641 Sgr
обращенная к черной дыре сторона спутника даже более темная и хо-
лодная, чем противоположная сторона. Этот эффект можно объяснить
из теоремы фон Цейпеля, из которой следует, что, температура элемен-
та поверхности пропорциональна локальной эффективной силе тяжести
g  , где  = 0:2 0:3 (фон Цейпель, 1924). Очевидно, в разделенной си-
стеме у нормальной звезды в области ее поверхности, непосредственно
лежащей под точкой L 1
, эффективная сила тяжести будет минималь-
ной по сравнению с остальными областями. Подобный же эффект мо-
жет существовать и в толстых аккреционных дисках. Удаленные от цен-
трального источника энергии части поверхности толстого диска меньше
прогреваются центральным источником, а потому светят слабее и имеют
более низкую поверхностную температуру, что учитывается, например,
при моделировании аккреционных дисков (см., книгу Гончарского и др.,
1991). Фотометрический эффект более глубокого ослабления блеска в
нижнем соединении черной дыры по сравнению с верхним соединени-
ем также свидетельствует в пользу того, что отсутствует течение через
точку Лагранжа, и что V4641 Sgr  разделенная система.
Спектры в синей области, полученные в ту же ночь в орбитальной фа-
зе 0.9980 (рис. 23), существенно ближе к фазе нижнего соединения, не
показывают в профиле абсорбционной линии H  подобной сильной де-
прессии и более симметричны, чем профили H  . Хотя очень слабая де-
прессия в красном крыле линии H  выявляется, если на красное крыло
93

линии наложить зеркально отраженное голубое крыло, как это сделано
на рис. 23 (штриховая линия). Депрессия сказывается на форме профи-
ля как заметная асимметрия. Заметные различия в профилях H  и H 
весьма примечательны и требуют объяснения. Вероятности поглощения
квантов света бальмеровской серии атомом водорода одинаковы: в обо-
их случаях при поглощении в этих линиях происходит перехват кванта
электроном, находящимся на втором уровне. Мы объясняем отсутствие
глубокой депрессии в H  тем, что на звездный диск в фазе 0.9980 (ближе
к фазе нижнего соединения) газовый диск проецируется симметрично.
Составляющие круговой скорости газа симметричны относительно дис-
ка звезды, а к тому же проекция этих скоростей значительно меньше по
величине. Поэтому картина поглощения в линии H  более симметрична
относительно центра линии. С этой точки зрения естественно ожидать,
что после соединения депрессия должна наблюдаться в голубом кры-
ле линии уже от направленного на наблюдателя газового потока. Если,
конечно, газовый диск расположен в плоскости орбиты. Спектральную
картину прохождения черной дыры около нижнего соединения интерес-
но проследить в более широком диапазоне орбитальных фаз.
В одном из последних спектроскопических исследований Линдстром и
др. (2005) пишут, что "ни один из их спектров не показывает переменно-
сти или искажений спектральных линий, которые могли бы проявиться
из-за какой-либо аккреционной активности (Горанский и др., 2003), кро-
ме тех обнаруживаемых изменений, которые обусловлены орбитальным
движением вторичного компонента". Так что возможно, что явление, ко-
торое мы наблюдали, представляет временное событие, и наблюдается не
всегда. Это вполне естественно, так как у объекта наблюдаются и другие,
фотометрические эпизоды активности, описанные нами ранее. С другой
стороны, на рис. 7 в статье Линдстрома и др. (2005) видно, что на кривой
лучевой скорости нет наблюдений в фазе, столь близкой к нижнему со-
единению релятивистского компонента, как в наших наблюдениях 2001 г.
94

2. Масса черной дыры в системе V4641 Sgr
Мы попытались оценить массу черной дыры по скорости и радиусу
орбиты, по которой движется вещество вокруг нее. Так как на звезд-
ный диск проецируются потоки аккреционного диска, движущиеся под
разными углами, причем даже перпендикулярно лучу зрения, и находя-
щиеся на разных орбитах, расчет депрессии в профиле  сложная задача.
Гораздо проще оценить радиус орбиты того потока, который в проекции
на звездный диск имеет максимальную скорость.
Зная скорость объекта на кеплеровской круговой орбите и радиус ор-
биты можно измерить массу центрального тела. Приравняем центростре-
мительную силу кругового движения к силе гравитации:
mv 2 =R = GmMBH=R 2 ;
где m и MBH  массы тел, находящегося на круговой орбите, и цен-
трального тела, v  скороcть тела, находящегося на орбите, R  рассто-
яние между ними, а G  гравитационная постоянная. Из этой формулы
следует:
MBH = v 2 R=G:
Из наблюдений определяется не максимальная скорость потока, а ее
проекция на луч зрения. Для определения скорости кругового движе-
ния по ее проекции 534 км/с нужно учесть наклонение орбиты i и угол
 между направлением кругового движения и проекцией луча зрения
на орбитальную плоскость для потока с максимальной скоростью. Для
определения угла  мы построили геометрическую модель системы с
q = M x =M  = 1:5 (Орос и др., 2001) и коэффициентом заполнения по-
лости Роша  = 0:98 для фазы получения красного спектра 0.9867. На
рис. 25 в орбитальной плоскости для нескольких значений наклонения
орбиты, в пределах i = 65 o 70 o :7, нанесены сечения плоскости орбиты
лучем зрения, проходящим по лимбу звезды (фрагменты эллипсов). На-
несены также круговые орбиты с шагом
R = 0:1a (a  расстояние меж-
ду черной дырой и центром нормальной звезды). На рис. 25 (фрагмент
95

справа вверху) видно, что максимальные проекции скоростей потоков на-
блюдаются на лимбе звезды, а при удалении от лимба проекции всегда
уменьшаются. Максимальные скорости при фазе 0.9867 наблюдаются в
тех точках на лимбе звезды, расстояние которых от центрального тела
R = 0:15 0:20a. При этом углы между направлением кругового движе-
ния и проекцией луча зрения (A 1 B 1 ; A 2 B 2
) около  = 30 36 o . Радиус
орбиты газового потока, определяемый из модели, не зависит сильно от
отношения масс компонентов, но зависит от орбитальной фазы наблю-
дения, которая известна. В то же время решение зависит от наклонения
орбиты. При увеличении наклонения угол  увеличивается, и при этом
определяемое значение круговой скорости увеличивается, а определяе-
мая в результате масса черной дыры увеличивается пропорционально
квадрату скорости. Определяем теперь круговую скорость из ее проек-
ции при наклонении орбиты i = 70 o :7: v circ: = v proj: =(sini
cos) = 650
км/с. Принимая a = 21:33R  из работы Ороса и др. (2001), получаем
массу черной дыры в пределах 7:1  MBH  9:5M . Полученные пре-
делы массы хорошо перекрываются с пределами 8:7  MBH  11:7M
из работы Ороса и др. (2001). При уменьшении наклонения орбиты i
оценки массы могут быть еще выше. Таким образом мы показали, что
измеренная скорость вещества на оцененном расстоянии соответствует
расчетной скорости в модели с массивной черной дырой, и подтвержда-
ем массу, найденную в этой работе.
3. Основные результаты исследования V4641 Sgr
1) В спектрах V4641 Sgr не видно эмиссионных линий аккреционного
диска, видны только абсорбционные линии одного оптического компо-
нента спектрального класса А0III. Это свидетельствует в пользу того,
что V4641 Sgr является разделенной системой.
2) Спектральные наблюдения V4641 Sgr на 6-м телескопе в фазе около
нижнего соединения черной дыры обнаружили вокруг нее разреженный
газовый поток, поглощающий излучение звезды в линиях водорода. Воз-
96

можно, этот разреженный поток  временное явление, и наблюдается не
постоянно, как и другие проявления активности.
3) По скорости движения вещества диска вокруг черной дыры и по ра-
диусу орбиты наиболее высокоскоростного потока в диске оценена масса
черной дыры 7:1  MBH  9:5M , подтверждающая модель Ороса и др.
(2001).
97