Во всей совокупности микроквазаров скорость струйных выбросов весьма разноообразна (0.1-0.9 скорости света). Однако почти во всех случаях скорость струй невозможно определить более или менее точно, т. к. не известны расстояния до объектов и ориентация струй. Наблюдательные проявления микроквазаров, как уже говорилось, чрезвычайно многообразны, особенно хорошо изучена переменность рентгеновского блеска и квазипериодические осцилляции.
Несмотря на большое количество данных, пока не было замечено значительных различий в струйной активности микроквазаров, содержащих нейтронные звезды и черные дыры. Это обстоятельство весьма примечательно, казалось бы, в выбросе струй принимают участие самые внутренние области, где различие между нейтронной звездой и черной дырой становится принципиально важным.
Известно, что для формирования радиоизлучающих струй необходимо, чтобы релятивистская звезда не имела большого магнитного поля ( Гс) и чтобы был высокий темп аккреции (), а также, что в момент образования струй происходит кардинальные изменения в аккреционной структуре. В случае рентгеновских двойных с нейтронными звездами магнитное поле не должно быть сильным, чтобы аккреционый поток не был канализирован полем вплоть до внутренних областей.
В знаменитой вспышке микроквазара GRS1915+105, произошедшей 9 сентября 1997 г. на фоне мощных коротких (~50 sec) осцилляций рентгеновского излучения произошло значительное ослабление рентгеновского потока за время, сравнимое с временным масштабом осцилляций. При этом рентгеновский спектр стал более жестким. В это же время, более плавно слабело инфракрасное и радиоизлучение. Примерно через 7-8 минут рентгеновского ослабления возник резкий изолированный рентгеновский всплеск. Этот момент считается моментом выброса струи. Далее начинают возрастать инфракрасный и рентгеновский потоки (опять появляются осцилляции), чуть позже инфракрасной появляется радиовспышка. Вся история от начала до конца развивается за 30-40 минут. Это рентгеновское поведение интерпретируется как быстрое пропадание (опустошение) и последующее восстановление внутреннего аккреционного диска. микроквазар космос радиоизлучающий галактика
В массивной рентгеновской двойной CygX-3, которая, как считается, вероятно, включает нейтронную звезду в очень тесной паре (орбитальный период 4.8 часа) со звездой Вольфа-Райе, а также в самом SS433 перед мощными радиовспышками также заметно ослабляется радиоизлучение. Выброс струй происходит, вероятно, в момент внезапного угасания жесткого и радио излучений.
Поведение рентгеновского излучения во вспышках микроквазаров может определяться излучением появившегося струйного выброса - синхротронное излучение релятивистских электронов и обратное Комптоновское (рассеяние внешнего света на этих электронах), а также опустошением внутренних частей аккреционного диска. Возможно, что корреляция рентгеновского и радиопотоков, резкое ослабление рентгеновского излучения, возрастание жесткости в рентгеновском минимуме классических микроквазаров, - все эти явления обязаны появлению дополнительного поглощения рентгеновского потока при запуске струй. В этот момент активности происходит резкое увеличение темпа поступления газа во внутренние области или резкая перестройка газовых потоков.
В классических микроквазарах (GRS1915+105) характерные времена развития вспышек составляют минуты. Возможно, что в классических микроквазарах мы наблюдаем “голый” релятивистский объект? Точнее, все процессы там мы наблюдаем “в реальном времени”'. Поэтому данные наблюдений микроквазаров рассматриваются как прямые тесты для физики черных дыр. В CygX-3 (и тем более SS433) такое невозможно, поглощение окружающим газом (аккрециоными потоками) существенно более сильно, поэтому внутренние области скрыты от наблюдателя.
Сверхкритические транзиенты. Есть свежие исследования (2002 года) распределения по светимостям (функции светимости) рентгеновских двойных нашей Галактики по данным RXTE All-Sky Monitor. В основном рентгеновская светимость зависит от темпа аккреции газа на релятивистскую звезду, что, в свою очередь, определяется темпом потери газа донором. Поэтому ожидается непрерывное, в общем случае степенное, распределение рентгеновских двойных по светимостям вплоть до критической светимости , соответствующей массе нейтронной звезды или несколько большей ( ) erg/s. Поскольку аккреционная светимость не может заметно превысить Эддингтоновский предел, в области критической светимости возможно “накопление”' объектов, а при больших светимостях ожидается излом функций светимости.
При “умеренных”' транзиентных превышениях критических темпов аккреции, , конечно, возможно появление примерно или слегка super-Eddington источников. Темп потери массы звездой-донором и темп захвата массы релятивистской звездой зависит от многих причин. В частности, повышение темпа истечения может быть реакцией донора на аккреционную активность, но в общем случае темп потери массы донором не связан со вторым компонентом (совершенно не связан с наличием Эддингтоновского предела светимости). Резкое усиление обмена массой может быть следствием внутренних процессов в атмосфере донора, особенностей истечения, возможных прецессионных движений, прохождения компонентов через периастр и проч.
При значительных транзиентных увеличениях темпа аккреции массы на короткое время возникнет синдром SS433 - резкое ослабление рентгеновского потока из-за поглощения излучения в ветре из аккреционного диска. Материя выбрасывается из системы за счет светового давления. Кроме того, могут возникнуть мощные дископодобные потоки, затемняющие центральный объект или даже всю систему. Переработка формирующегося в центре рентгеновского излучения в мощном ветре должна привести к появлению пекулярного объекта весьма слабого в рентгеновском диапазоне, но яркого в УФ и оптическом диапазонах. В спектре такого объекта в этот момент ожидается появление широких эмиссий, формирующихся в ветре со скоростью несколько тысяч км/с. Очевидно, ожидается появление струй, резкое повышение радиоизлучения. Кроме того, вполне возможно, что в эти сверхкритичесие моменты жесткое излучение объекта становится коллимированным в направлении перпендикулярном диску.
Знаменитую гигантскую вспышку сентября 1999 года необычно быстрого транзиента V4641Sgr (“звезда Горанского”, релятивистский объект - черная дыра) объясняют как сверхэддингтоновский взрыв в этой системе. Необычно быструю и сильную вспышку транзиента CICam (нейтронная звезда или черная дыра в паре с B[e]-сверхгигантом) так же объясняется как сверхкритический эпизод аккреции. В обоих случаях короткое время рентгеновской вспышки связано с появлением ветра и поглощением рентгеновского излучения. При этом соответствующие оптические вспышки были необычно яркими. Максимум болометрического излучения таких вспышек должен приходиться на оптический или УФ диапазон. В обоих случаях наблюдались широкие эмиссионные линии в оптических спектрах, указывающие на формирование ветра из внутренних областей аккреционной структуры.
Появлялись ли во вспышках V4641Sgr и CICam “тяжелые и холодные” струи типа как у SS433? Сообщений о необычных линиях во вспышках этих объектов не было, однако сами спектры были весьма сложными и быстро эволюционировали. Можно предположить, что появление холодных струй в эпизоде сверхкритической аккреции маловероятно, так как для коллимации струи и удержания холодных облаков газа в струях требуется канал и развитый уже сформировавшийся ветер из диска.
Образовывалось ли во вспышках 4641Sgr и CICam коллимированное излучение? На этот вопрос тем более ответа нет. Возможно, в относительно недалеком будущем мы дождемся сверхкритической вспышки рентгеновского транзиента, ориентированного “face-on”'. Если раствор телесного угла канала во сверхкритической вспышке , то на сверхкритических транзиентов придется один, когда мы зарегистрируем ярчайший ( rg/s) рентгеновский транзиентный источник.
Face-on SS433 и ультраяркие рентгеновские источники в галактиках. Рентгеновская светимость всей нашей Галактики по сумме рентгеновских источников в диапазоне 2-10 keV составляет erg/s. Причем полная светимость определяется в основном несколькими наиболее яркими объектами. Примерно такая же картина наблюдается в галактике M31, ее полная светимость в диапазоне 2-20 keV составляет erg/s. Ярчайшие рентгеновские источники в нашей Галактике и в Местной группе имеют рентгеновские светимости erg/s, некоторые микроквазары в пике вспышки достигают светимости erg/s. Следует заметить, что во внешних галактиках встречаются существенно более яркие объекты, это ультраяркие рентгеновские источники (ULXs). Количество XLFs в галактиках существенно зависят от эффективности звездообразования. Они встречаются в тех галактиках, где много молодых массивных звезд.
Сейчас стало ясно, что ультраяркие источники ( erg/s) в галактиках являются отдельным классом объектов. В принципе, можно несколько “повысить”' Эддингтоновский предел светимости (за счет эффектов геометрии или специфического химического состава) в попытке избежать противоречий с огромной светимостью ULXs. Однако совокупность наблюдательных данных по ULXs рентгеновским источникам в галактиках все равно заставляет искать “кардинальные” методы решения этой проблемы. Либо эти объекты a) не сверхкритические аккреционные диски, а являются черными дырами промежуточной массы () между черными дырами звездной массы и сверхмассивными черными дырами, - так называемые intermediate-mass black holes (IMBHs); либо эти объекты b) ориентированные face-on сверхкритические аккреционные диски в двойных системах (SS433, микроквазары), излучение которых может быть как коллимированно за счет геометрии канала, так и усилено за счет релятивистских эффектов движения излучателя в направлении близком к лучу зрения.
Для удачливого наблюдателя, который мог бы непосредственно видеть центральные части канала SS433 этот объект предстал бы ультраярким рентгеновским источником, светимость которого была бы эрг/сек, т. е. до раз ярче CygX-1. Рентгеновский поток SS433, ориентированного face-on, менялся бы с характерным временем прохождения струи через канал сек. Ориентация SS433 не позволяет нам непосредственно изучать канал (однако, ее нельзя назвать неудачной, т. к. благодаря затмениям мы можем эффективно исследовать саму двойную систему и аккреционный диск). Объекты, подобные SS433 в других галактиках могут проявить себя как экстремально яркие рентгеновские источники.
Как правило, ULXs находятся в спиральных и иррегулярных галактиках, в спиральных ветвях и в ядерных областях, т. е. в областях активного звездообразования. Это соответствует предположению, что ULRs принадлежат молодому звездному населению. В нашей Галактике известен только один SS433. Расчеты моделей эволюционного синтеза также предсказывают наличие единичных объектов такого типа в спиральной галактике подобной нашей. Однако, в молодых областях звездообразования плотность наиболее массивных звезд (из которых мог образоваться SS433) повышается в сотни раз по сравнению со средней плотностью по галактике. Fabrika and Mescheryakov (2001) предположили, что объекты ULXs есть объекты типа SS433 или микроквазары, ориентированные face-on. В последние годы объекты ULXs исследуются весьма активно на костических аппаратах. Их основные свойства (светимость, спектр, переменность) не противоречат гипотезе, что в ULXs мы наблюдаем сверхкритические аккреционные диски, ориентированные так, что луч зрения близок к оси диска.
Практически все хорошо исследованные ULXs показывают значительную переменность рентгеновского потока. Это является весьма сильным аргументом в пользу того, что ULXs - ориентированные face-on сверхкритические аккреционные диски. Даже такая хорошо исследованная звезда как SS433, будучи ориентированной face-on, превращается в “гипотетический объект”, свойства которого (например, спектр) известны очень плохо.
Частота встречаемости ULXs в галактиках примерно близка к ожидаемой, если это сверхкритические аккреционные диски. Это примерно один объект на 20 галактик. Такая частота встречаемости количественно могла бы быть понята так, что в каждой галактике находится один объект типа SS433, причем полный раствор конуса коллимированного излучения этого объекта , и ориентация этих объектов случайна. По спектрам (индексы жесткости) выделенные объекты являются в среднем жесткими источниками.
В самое последнее время ULXs были выделены также и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет молодых звезд. Это не противоречит интерпретации ULXs как микроквазаров, ведь среди микроквазаров много так называемых двойных низкой массы, а двойные низкой массы присутствуют в эллиптических галактиках.
Спектры ULXs весьма напоминают спектры рентгеновских двойных, иногда они хорошо описываются так называемой моделью многоцветного диска, но часто требуется более сложное описание спектра. ULXs так же как и рентгеновские двойные с черными дырами могут совершать переходы “мягкое/высокое - жесткое/низкое” состояния спектра. Переменность рентгеновского потока, весьма значительна, она может достигать фактора 2 за время около часа. Исследования переменности на коротких временах ограничены, вероятно, только чувствительностью современных детекторов.