Определена масса SS433

Наконец-то удалось померить массу компактного объекта в уникальной системе SS433. В этой системе массивная звезда в сверхкритическом темпе (выше Эддингтоновского предела) истекает на компактный объект. В результате чего большая часть этого вещества (а темп аккреции в этой системе составляет примерно 10^–4M_солн./год) выбрасывается из системы, образуя вокруг компактного объекта непрозрачную истекающую оболочку дискообразной формы. Кроме того, вдоль оси аккреционного диска бьют два джета – узкие струи вещества движущегося со скоростью 0.26 c (80 000 км/с). Причем эта околосветовая скорость движения вещества в струях не изменяется ни при вариациях темпа перетекания вещества, ни при изменении направления струй (диск в этой двойной системе меняет свою ориентацию в пространстве – прецессирует). [Приведенная в начале статьи иллюстрация сделана на основе наблюдательных данных и, по-видимому, близка к действительности.]

В общем, система была известна давно и всегда привлекала внимание астрономов из-за своих уникальных особенностей (я перечислил только часть того, что в ней открыли). Массу оптической звезды в ней удалось измерить с достаточно хорошей точностью, а вот с компактным объектом была очень большая проблема: результаты различных измерений давали в несколько раз различающиеся массы – от 1 массы Солнца до 10 и даже больше. То есть нельзя было даже сказать что за объект прячется под непрозрачной оболочкой – черная дыра или нейтронная звезда.

На самом деле двойная звезда – самый удобный объект для определения массы в астрономии. Если вы знаете период ее обращения (с момента измерения периода мы и начинаем, обычно, считать звезду двойной) и вам удалось померить по эффекту Допплера изменение лучевой скорости одного из компонент системы – вы немедленно получаете нижнюю оценку массы второй звезды (не той, лучевые скорости которой вы мерили). А если вы по каким-либо другим данным знаете как плоскость орбиты системы наклонена к лучу зрения (для SS 433 наклон орбиты известен по наблюдению прецессии джетов и по затменям), то нижняя граница массы превращается в достаточно хорошо определенное значение.

Кривая лучевых скоростей компактного объекта по линиям излучения релятивистских джетов была построена давно и позволила оценить массу оптической звезды (~20M_солн.). А вот померить аналогичным способом массу компактного объекта не удавалось, поскольку слабые линии поглощения в спектре оптической звезды "забивались" мощным излучением аккреционного диска.

И вот это наконец удалось сделать! Наблюдения велись на 2.7-м телескопе в обсерватории Техасского университета. Были получены три высококачественных спектра, показанных на этом графике.

В них, с помощью достаточно сложно обработки, удалось выделить линии оптического компонента. Этот спектр изображен на следующем графике жирной линией. А ниже для сравнения приведены спектры трех звезд ранних спектральных классов.

Обработка наблюдений дала следующие результаты:

Значит в SS 433 все-таки черная дыра!

(Заметка написана на основе препринта astro-ph/0208044 D.R.Gies, W.Huang & M.V.McSwain. Иллюстрация в начале заметки – с сайта http://www.astro.virginia.edu/class/courses.html.)