ODKRYCIE I DANE RENTGENOWSKIE

Znane jeszcze z krótkotrwałych obserwacji rakietowych źródło rentgenowskie Her X—1 wykazało podczas obserwacji za pomocą satelity UHURU skomplikowany charakter zmian natężenia. W Katalogu 2—UHURU (G i a c c o n i et al. 1972) jest to oprócz źródła Cen X—3 jedyny obiekt wykazujący regularne impulsy promieniowania z częstotliwością sekundową. Dokładniejsza analiza danych z tego satelity (T a n a n b a u m et al. 1972; G i a c c o n i et al. 1973) prowadzi do bardziej złożonych konkluzji:

1) Około 80% natężenia promieniowania rentgenowskiego z zakresu 2 — 6 keV poja­ wia się w postaci impulsów o okresie 1,23782 s (0,80787 Hz). Tak krótki okres sugeruje skolapsowany obiekt jako źródło promieniowania; jest to prawie na pewno gwiazda neu­ tronowa.

2) Okres pulsacji zmienia się regularnie podlegając sinusoidalnym wahaniom z okresem 1,70017 dnia. Zjawisko to jest bardzo spektakularne, bowiem maksymalna różnica po­ między obserwowanym a oczekiwanym momentem impulsu (0—C) wynosi 26,38 + 0,06 s. Oznacza to, że z'ródło rentgenowskie porusza się wokół środka masy układu podwójnego po orbicie, której rzut promienia jest nieco większy od 13 s świetl­ nych; odpowiada to amplitudzie prędkości radialnych źródła równej 169,2 ± 0,4 km/s. Funkcja mas układu równa jest 0,85 ± 0,005 M ©.

3) Dokładnie w fazie z okresem zmian okresu 1,24—sekundowego zachodzą wyraźnie zdefiniowane spadki jasności rentgenowskiej, których jedyną w tej sytuacji interpretacją mogą być zaćmienia źródła rentgenowskiego. Impulsy rentgenowskie nie są więc widocz­ ne przez 0,24 ± 0,06 dnia podczas cyklu 1,7—dniowego; przejcia z jednego do drugiego stanu („gałęzie zaćmień") trwają bardzo krótko, z górną granicą równą 0,025 dnia. Mi- mośród orbity jest mniejszy niż 0,1.

4) Całe zjawisko promieniowania zawartego w impulsach sekundowych oraz zaćmień tych impulsów może być obserwowane przez 8,9 ± 0,3 dnia (stan ON, 6 do 7 cykli orbitalnych); przez 26,8 ± 0,3 dnia źródło jest „wyłączone” (stan OFF). Przez większą część cyklu trwającego ok. 35,7 dnia ( « 21 cykli orbitalnych) źródło jest więc niewidocz­ ne w promieniach rentgenowskich (rys. 1). Ten typ zmienności nie ma w tej chwili ogól­ nie przyjętego wytłumaczenia, podano jednak szereg przypuszczeń co do jego pochodze­ nia (T a n a n b a u m et al. 1972). Dokładniejsza analiza (Giacconi et al. 1973)

wyka-H Z = wyka-Her X — 1 28

".

brak danych-

jinnnni

6 *iT

LI STOPAD '17 '2 2 PAŹDZIERNIK 71 27 ₁₆ 21 26 LISTOPAD 11 16 GRUDZIEŃ b.d. —h-a «■ => t u r

li li If _{if Li.}

b.d.-LUTY 14 19 24 29

J u II a: j L

b.d. + -f-10 15

20

25 _{30 4} MARZEC 7 2

Rys. 1. Schematyczny przebieg maksimów natężeń pulsacji 1,24-sekundowych w funkcji czasu ( T a n a n b a u m et al. 1972). Widoczne są zmiany zaćmieniowe z okresem 1,7 dnia oraz periodycz- ność pojawienia się stanów ON/OFF z okresem 35-dniowym. Odcinki czasu zaznaczone b.d. (brak

danych) odpowiadają przerwom w obserwacjach

żuje systematyczną zmianę natężenia pulsacji podczas stanu ON (rys. 2). Warto zwrócić uwagę, że periodyczności w pojawianiu się stanów ON i OFF nie dzieli źródło Cen X-3, które jest oprócz tego podobne do Her X—1.

Ograniczone dane co do natężenia źródła Her X—1 w twardszych promieniach rentge­ nowskich podali na podstawie obserwacji za pomocą teleskopu UCSD na satelicie OSO—7 U 1 m e r et al. (1972). Źródło wykazuje widmo typu E ~1,3 (E jest energią kwantu) w całym obserwowanym zakresie 2 — 40 keV i ma gładki charakter sugerując jednakowe

286 S. Ruciński 150 — 120 STYCZEŃ 90 - 72 60 • m i 30 t • V * * _L Ą , V ? «

i_ii

^A 10 11 12 13 U 15 16 17 18 19 2 0 21 150 120 90 60 30 MARZEC U 72 A . *• M 11 11 M 11 ! i- - ^* J M __ L

■ M

• •] %» H i

Yfi.

_L 19 20 21 22 23 2U 25 26 27 28 29 30 31

Rys. 2. Maksima pulsacji dla trzech stanów ON (G i a c c o n i et al. 1973). Na osi pionow ej iiosc' zli­ czeń fo to n o w y ch w ciągu sekundy. Małymi kreseczkam i zaznaczona je?t typow a w artość błędu sta­ ty sty k i fotonow ej (lew a) oraz ew entualnego błędu w ynikającego z popraw ionej raz na dzień o rien ta­

cji satelity (praw a kreseczka)

pochodzenie całego promieniowania rentgenowskiego. Dodamy, że dane te były niekon- kluzywne co do zależności trwania zaćmień od energii promieniowania. Wspomnimy jeszcze, że mniej dokładne, wcześniejsze obserwacje uzyskane za pom ocą innych przyrzą­ dów tego samego satelity (C 1 a r k et al. 1972) sugerowały dla zakresu 1 — 60 keV albo widmo postaci E ^ , albo termiczne z k T = 60 ± 20 keV.

HZ = Her X - 1 287 3. DZIEDZINA ŚWIATŁA W IDZIALNEGO

I. IDENTYFIKACJA I DANE FOTOMETRYCZNE

Identyfikacji optycznej źródła Her X —1 dokonało niemal jednocześnie kilka grup obserwatorów: B a h c a l l i B a h c a l l (1972), D a v i d s e n et al. (1972), F o r - m a n et al. (1972). Okazało się, że zgodnie z sugestią L i 11 e r a (1972) odpowiada mu znana od dawna gwiazda zmienna HZ Her. Gwiazda ta, klasyfikowana dotychczas błędnie jako typu RW Aur (Ogólny katalog gwiazd zmiennych), zmienia względnie regularnie jasność od ok. 13,00 do 14,8 wielkości gwiazdowej (w barwie niebieskiej) z okresem 1,7 dnia, identycznym z okresem zmian częstości pulsowania źródła rentgenowskiego. Fazy zjawisk rentgenowskich i optycznych są zgodne z wysoką dokładnością, a przesunięcie

1 ..' 1 l

13,0

CD

13,5 - . ■ • A _{/ > »•}

u p

-

& &

tir

v; •

14J5

^ V

15p

^ r ' ~

i

V

-1.0

°*5 ™ _£0

l

0 =>

0

m

0,5

> 0 ₁

co ^

0.5

•

» r r r > ^1 _{r f} ⁰ V.

as >

0 0£ 1p

FAZA

Rys. 3. Wyniki czterobarwnej fotometrii HZ Her ( B o y n t o n et al. 1973); podane są zmiany wielkości gwiazdowej B oraz kolorów U-B, B-V, V-r

288

S. Ruciński

momentów minimów wynosi najwyżej 0,019 okresu, z minimum optycznym zachodzą­ cym nieco .wcześniej ( P e t r o i H i l t n e r 1973); momentowi zaćmienia rentgenow­ skiego odpowiada minimum jasności gwiazdy, która rośnie do maksimum w fazie rentge­ nowskiej 0,5 (rys. 3). W przeciwieństwie do większości gwiazd zaćmieniowych HZ Her wykazuje więc pojedyncze minima (na pierwszy rzut oka dwa kolejne cykle zmian optycznych sugerują zwykły kontaktowy układ zaćmieniowy). Pierwsze obserwacje nie wykazały istnienia minimum wtórnego, lecz rozrzut obserwacji około fazy 0,5 był wy­ raźnie większy niż w minimach sugerując, że zaćmienie takie, przy małej jego głębokości, mogłoby być z łatwością ukryte wśród błędów obserwacyjnych i wśród wyraźnie tam obecnych zmian fizycznych.

Analiza danych optycznych przyniosła dalsze rewelacyjne wyniki. Okazuje się, że oceny jasności HZ Her na podstawie kolekcji zdjęć harwardzkich z lat 1890—1972 (J o n e s et al. 1973) dają się pogodzić ze stałością okresu przez cały ten czas z dokład­ nością 2-10 5 dnia. Wymiana masy pomiędzy składnikami układu podwójnego musi być bardzo słaba lub całkowicie nieobecna. Jeszcze bardżiej zaskakujące jest okresowe zani­ kanie charakterystycznych zmian jasności z jednym głębokim minimum. W takim nie­ aktywnym optycznie okresie gwiazda ma średnią jasność zbliżoną do minimum okresu aktywnego, tzn. ok. 14,8 wielkości gwiazdowej (w barwie niebieskiej). Widoczne są jed­ nak wówczas niewielkie zmiany z amplitudą 0,28 ± 0,06 mag. i z wtórnym minimum podobnej głębokości co „szczątkowe” minimum główne (rys. 4). Okresy zamiany stanów aktywnych i nieaktywnych optycznie mogą być stosunkowo częste, lecz średnio HZ Her spędziła połowę czasu w każdym z nich. Najkrótszy obserwowany stan aktywny trwał 402 dni, najkrótszy stan nieaktywny krócej niż 29 dni. Jednocześnie wydaje się, że nie­ kiedy każdy z tych stanów może być zaskakująco długi; pamiętajac o przerwach w obser­ wacjach ocenia się, że najdłuszy stan nieaktywny trwał 7,2 lat, zaś obecnie HZ Her zdaje się wykazywać nieprzerwaną aktywnosc otpyczną przez ostatnich 15 lat. Niewielkie zmia­ ny o amplitudzie 0,28 wielkości gwiazdowej, zgodne w fazie z okresem zaćmień rentge­ nowskich, mają kształt odpowiadający po prostu zmianom orientacji (podczas obiegu orbi­ talnego) silnie zniekształconego składnika, który zakrywa źródło rentgenowskie w fazach

FAZA

Rys. 4. Zmiany jasności HZ Her z okresów zaniku aktywności optycznej ( J o n e s et al. 1973) oraz krzywa wg dopasowania W h e 1 a n a (1 9 7 3 )

HZ = Her X — 1 289

zaćmień rentgenowskich i optycznych. Od czasu do czasu pojawiający się stan aktywny odpowiada wzajemnemu oddziaływaniu składników układu, gdy niewidoczna optycznie gwiazda skolapsowana perturbuje zwróconą ku niej część powierzchni względnie zwykłe­ go, lecz silnie zniekształconego składnika optycznego w układzie. Przypadkowa powta­ rzalność stanów aktywnych i sam mechanizm oddziaływania są najtrudniejszą częścią interpretacji danych optycznych dla HZ Her. W wielu modelach przypuszcza się, że nie­ wielka pulsacja czy też przypadkowe wystawanie składnika optycznego ponad powierzch­ nie Roche’a mogłoby od czasu do czasu inicjować przepływ masy i jej akrecję przez składnik rentgenowski; promieniowanie wyzwolone podczas akrecji byłoby czynnikiem oddziaływującym z atmosferą składnika optycznego w stanach aktywnych. Do zagadnień tych wrócimy w ostatnim rozdziale artykułu.

Krzywa jasności dla okresu nieaktywnego optycznie była przedmiotem analizy W h e 1 a n a (1973). Zestaw otrzymanych parametrów opisujących układ byłby następu­ jący: i = 85°, stosunek mas q = 0,55, gwiazda widoczna optycznie nie wypełnia całkowi­ cie krytycznej powierzchni Roche’a, lecz potencjał różni się jedynie o ok. 1% od poten­ cjału krytycznego. W połączeniu z cytowanymi już danymi co do funkcji mas prowadzi to do mas składników układu 2,1 i 1,15 masy Słońca odpowiednio dla gwiazdy optycznej (HZ Her) i rentgenowskiej (Her X—1).

Okres, gdy gwiazda jest aktywna optycznie i gdy wyraźnie daje o sobie znać wzajemne oddziaływanie składników w sensie pojawiania się zjawiska „oświetlenia11 składnika optycznego jest jeszcze ciekawszy i bogatszy w informacje o układzie. Na podstawie da­ nych obserwacyjnych D a v i d s e n a et al. (1972), F o r m a n a et al. (1972) i B a h - c a 11 6 w (1972), stosując szeroko przez siebie propagowany model syntezy krzywych W i l s o n (1973) pokazał, że krzywa jasności całkowicie odbiega od oczekiwanej w przypadku działania samego efektu oświetlenia. Nagrzana powierzchnia jest wyraźnie większa niż przy oświetleniu przez źródło punktowe, sięgając częściowo „na drugą stro­ nę” HZ Her, tam gdzie nie powinno już docierać żadne promieniowanie od Her X—1. Próba wyznaczenia rozkładu jasności na powierzchni HZ Her (R u c i ń s k i 1973) wska­ zuje na bardzo ostry spadek jasności powierzchniowej od punktu „pod-źródłówego” do punktu dokładnie po przeciwległej stronie sugerując stosunek ekstremalnych wartości tej jasności rzędu 10. Słabą strona tej analizy było przyjęcie sferyczności oświetlanej gwia­ zdy.

Próbą całkowicie empirycznego podejścia do interpretacji danych optycznych była analiza własnej czterobarwnej fotometrii UBVr wykonana przez B o y n t o n a et al. (1973). Obserwacje zebrano w ciągu 21 nocy od lipca 1972 r. do kwietnia 1973 r. za pomocą stosunkowo niewielkiego teleskopu 76 cm w raczej złym klimacie stanu Washing­ ton (na co zresztą wskazuje liczba nocy w tak długim okresie czasu); w sumie materiał obejmuje ponad 1100 pomiarów jasności, które prawdopodobnie będą stanowić przez jakiś czas jeden z ważniejszych przyczynków w badaniach HZ Her. Te dane o obserwa­ cjach akcentujemy umyślnie, dla uzmysłowienia, iż do uzyskania naprawdę wartościo­ wych wyników nie zawsze konieczne, czy może nie najważniejsze, są bardzo duże telesko­ py i to w najlepszym klimacie. Czterobarwne obserwacje fotometryczne zanalizowane zostały przez rozłożenie jasności na trzy składniki (rys. 5) : 1) składnik niezmienny w cza­ sie, którego kolory sugerują gwiazdę typu A8 (U -B = 0,13, B - V - 0,20, V -r = 0,18), 2) składnik o kolorach gwiazdy typu B2, który wyodrębniono posługując się okresem 1,7 dnia i zakładając, że zmiany jasności z tym okresem w każdej z barw są do siebie

290 S. Ruciński CO U

5

CO UJ

2:

=3

cr

FAZA

Rys. 5. Wyniki fotometrii B o y n t o n et al. (1973) dla barwy B wyrażone w jednostkach stru­ mienia promieniowania. Najwyższa i najniższa część rysunku podają zmiany strumienia odpowied­ nio dla stanów OFF (a) i ON (d). Część b podaje przebieg zmian gorącego źródła pojawiającego się w stanie OFF (składnika 3) część c podaje przebieg zmian połączonych składników 1 i 2

proporcjonalne (tzn. kolory są stałe i równe: U—B = —0,85, B —V = —0,38, V— r = 0,02), 3) pojawiający się niekiedy składnik bardzo gorący z okresem bliskim 1,7 dnia i o kolo­ rach odpowiadających granicy Rayleigha-Jeansa, przy której nachylenie widma nie zależy od temperatury (U - B = - 1,28, B - V = - 0,38, F - r = - 0 ,2 9 ) . Składnik 3 pojawiał się w stanie O FF okresu 35-dniowego zmian jasności rentgenowskiej, na ok. 7 okresów orbi­ talnych przed początkiem rentgenowskiego stanu ON, jako dodatkowe, silnie niebieskie źródło w fazach bliskich maksimum okresu 1,7-dniowego. Przesuwał się on następnie ku wcześniejszym fazom podczas następnych okreso'w orbitalnych i był widoczny aż do ok. 7 okresów orbitalnych po rozpoczęciu 9-dniowego stanu ON, wtedy już blisko minimum jasności okresu 1,7-dniowego. Warto dodać, że ruch składnika 3 „śledzony” jest przez przesuwajcy się ku wcześniejszym fazom spadek jasności rentgenowskiej, tzw. ,,dip” ,

HZ = Her X - 1 291 występujący o pół okresu później (G i a c c o n i et al. 1973). Cała analiza przeprowadzo­ na została oczywiście podczas obserwowanego obecnie stanu aktywności optycznej ukła­ du. Ciekawe będzie powtórzenie tej analizy,gdy „lada-dzień” gwiazda HZ Her stanie się znów nieaktywna. Szczególnie ciekawe będzie zachowanie się zależnych od fazy składni­ ków 2 i 3. Poprzednie ograniczone dane (J o n e s et al. 1973) sugerują zanik składnika 3 i bardzo wyraźną zmianę składnika 2, który jest sam w sobie złożeniem dwu efektów zmian orientacji zniekształconej gwiazdy i mniej zrozumiałego efektu „oświetlenia” , czy też ogólnie oddziaływania źródła rentgenowskiego na stosunkowo normalną gwiazdę.

W dokumencie Postępy Astronomii nr 4/1974 (Stron 38-45)