Спектроскопия оптических объектов, отождествленных с ультраяркими рентгеновскими источниками

© Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2007

Спектроскопия оптических объектов, отождествленных с ультраяркими рентгеновскими источниками

П.К.Аболмасов, С.Н.Фабрика, О.Н.Шолухова, В.Л.Афанасьев

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167, Россия

Поступила в редакцию 25 сентября 2006 г; принята к печати 4 октября 2006 г.

В настоящей работе представлены результаты выполненной на БТА панорамной и длиннощелевой спектроскопии восьми туманностей, связанных с ультраяркими рентгеновскими источниками (ULX). В двух туманностях впервые зарегистрировано большое отношение потоков в линиях [Oiii]A5007 и Нв (> 5). Два ULX отождествлены с массивными молодыми звездными скоплениями. В четырех из восьми туманностей доминируют линии высокого возбуждения, возникающие при фотоионизации газа ультрафиолетовым и рентгеновским излучением центрального источника. В других четырех туманностях газ возбуждается электронным ударом, что может быть в большинстве случаев объяснено наличием ударных волн со скоростями 20 — 100 км/с. Во всех изученных туманностях есть признаки ударного возбуждения, но даже в случаях, когда вклад ударных волн преобладает, для объяснения интенсивности наблюдаемых линий высокого возбуждения требуется дополнительный источник экстремального ультрафиолетового излучения со светимостью > 1038 эрг с-1 . Как ударные волны, так и фотоионизация возбуждает газ во всех изученных ULXNe, но можно грубо разделить эти туманности на две группы: с преобладанием ударных волн в возбуждении газа и с преобладанием фотоионизации. Важно, что ULX-объекты в туманностях должны генерировать сильные ветры или струи с мощностью ~ 1039 эрг с-1, достаточной для наблюдаемого возбуждения туманностей. Как ветровая/струйная активность, так и наличие яркого УФ-источника согласуется с предположением, что ULX — массивные рентгеновские двойные со сверхкритическими аккреционными дисками типа SS433.

Ключевые слова: ультраяркие рентгеновские источники, оптическая спектроскопия, ту-

манности

SPECTROSCOPY OF OPTICAL COUNTERPARTS OF ULTRA LUMINOUS X-RAY SOURCES, by Abolmasov P., Fabrika S., Sholukhova O., Afanasiev V.. Here we present the results of panoramic and long-slit observations of eight ULX nebular counterparts performed with the 6 m SAO telescope. In two ULX nebulae (ULXNe) we detected for the first time signatures of high excitation ([O iii]A5007 / Нв > 5). Two of the ULXs were identified with young (T ~ 5 — 10 Myr) massive star clusters. Four of the eight ULXNe show bright high-excitation lines. This requires existence of luminous (~ 1038 ^ 1040 эрг с-1) UV/EUV sources coinciding with the X-ray sources. The other 4 ULXNe require shock excitation of the gas with shock velocities of 20-100 км/с. However, all the studied ULXNe spectra show signatures of shock excitation, but even those ULXNe where the shocks are prevailing show presence of a hard ionizing source with a luminosity of at least ~ 1038 эрг с-1. Most likely shock waves, X-ray and EUV ionization act simultaneously in all the ULXNe, but they may be roughly separated in two groups: shock-dominated and photoionization-dominated ULXNe. The ULXs have to produce strong winds and/or jets (~ 1039 эрг с-1) for powering their nebulae. Both the wind/jet activity and the existence of a bright UV source are consistent with the suggestion that ULXs are high-mass X-ray binaries with supercritical accretion disks of the SS433 type.

Key words: ultraluminous X-ray sources - optical spectroscopy - nebulae

1. Введение

1.1. Ультраяркие рентгеновские источники

Ультраярким рентгеновским источником (ULX) считается точечный источник вне ядра галактики, светимость которого превышает 1039 эрг с-1. На настоящий момент известно более 150 ULX (Swartz et al., 2004), однако их природа еще неясна.

Светимость аккрецирующего компактного объекта ограничена эддингтоновской светимостью, близкой к 1039 эрг с-1 для черной дыры звездной массы (~ 10MQ). Этот предел может быть превышен в несколько раз при сверхкритическом режиме аккреции (Shakura & Sunyaev, 1973; Abramowicz et al., 1980). Скорее всего, ULX — аккрецирующие черные дыры: их компактность доказывается быстрой переменностью некоторых из них (Krauss et al., 2005; Soria et al., 2006), а наблюдаемые светимости существенно превосходят эдцингтоновский Q

Для объяснения природы ULX привлекаются различные модели, основанные на трех основных идеях*

- масса аккретора может быть существенно больше обычной для черных дыр звездного происхождения ~ 10Mq (так называемые черные дыры промежуточных масс, IMBH) (Madau & Rees, 2001; Colbert & Miller, 2005);

- при сверхкритической аккреции полная светимость может быть существенно выше эддингтоновской (Shakura& Sunyaev, 1973; Begelman, 2002);

- рентгеновский источник может излучать анизотропно (Fabrika & Mescheryakov, 2001; King et al., 2001).

Первая из моделей, часто используемых для объяснения феномена ULX, тесные двойные, содержащие IMBH. Аккреция из межзвездной среды не может иметь такие высокие темпы, чтобы обеспечить наблюдаемые светимости ULX, поэтому IMBH, вероятно, должны входить в двойные системы с массивной звездой-донором. Вероятные наблюдательные проявления тесных двойных систем с IMBH в роли аккретора рассматриваются в работах Hopman et al.

Черные дыры промежуточных масс обычно считаются или компактными остатками звезд населения III (Madau & Rees, 2001), или результатом столкновений звезд в ядрах звездных скоплений или протоскоплений (Soria, 2006).

Вторая из наиболее популярных моделей для ULX — сверхкритические аккреционные диски в тесных двойных с черной дырой звездной массы и массивным донором. Предполагается, что их светимость превосходит эдцингтоновскую в несколь-

ко раз, а излучение существенно анизотропно. Прототипом сверхкритических аккреторов можно считать уникальную двойную SS433 (Fabrika, 2004).

1.2. Отождествления в оптическом диапазоне

Большая часть хорошо изученных ULX отождествлена в оптике. В некоторых случаях рентгеновский источник идентифицирован со звездой

— обычно ОВ-сверхгигантом (Liu et al., 2004; Terashima et al., 2006). Многие из объектов расположены в областях звездообразования и потому межзвездное поглощение может быть велико (Terashima et al., 2006).

Многие ULX расположены внутри туманностей (ULX Nebulae, ULXN), как правило оболочечной структуры, размерами более 100 пк (Pakull & Miri-oni, 2003; Pakull et al., 2006). Спектры таких оболочек отличаются яркими линиями [Sll]A6717, 6731, [N ll|A6548, 6583, [О i]A6300,6364, возбуждаемыми электронным ударом и характерными для остатков сверхновых (см., например, Braun & Walterbos, 1993). В некоторых случаях ULXN могут выглядеть совершенно иначе, например, туманность высокого возбуждения вокруг Holl Х-1 (Lehmann et al., 2005) или компактная аномально яркая оболочка MF16 вокруг NGC6946 ULX1 (Abolmasov et al., 2006; Abolmasov et al., 2007a).

Интересной особенностью спектров некоторых ULXN является яркая эмиссионная линия A

пых рентгеном (XIN, X-ray Ionized Nebulae), что приводится в качестве аргумента в пользу больших рентгеновских светимостей ULX (Канге!, et al., 2004; Kuntz et al., 2005). Но так как экстремальное ультрафиолетовое излучение с длинами волн A - 100 - 200Ä намного эффективнее перерабатывается в линии Не II, чем рентгеновское излучение, туманности вроде HoII Х-1 и MF16 могут и не быть в действительности XIN. В некоторых случаях зарегистрировано уширение линии Не II до скоростей — 1000 км/с (Grisé et al., 2006; Pakull et al., 2006). Широкая линия может возникать в атмосферах звезд Вольфа-Райе или в аккреционных дисках.

Многие ULX расположены вблизи молодых звездных скоплений, часто на расстояниях десятки-сотни парсек (Zezas et al., 2002). Имеются многочисленные указания на связь ULX с молодым (5-10 миллионов лет) звездным населением (Soria et al., 2005; Zezas et al., 2002; Abolmasov et al., 2007b). Для далеких ULX (D > 15 Мпк) яркие звездные скопления становятся единственным оптическим отождествлением, пригодным для

изучения.

В следующем разделе мы описываем наши наблюдения ULXN на БТА. В разделе 3 изложены результаты спектроскопии и моделирования. В разделе 4 дискутируются следующие из полученных результатов выводы относительно природы ULX.

2. Наблюдения и обработка данных

Мы отбирали отождествленные в оптике рентгеновские источники в близких галактиках (D < 10Мпк). Единственное исключение — NGC7331 Х-1, но в этом случае объект совпадает с ярким (V « 20m) звездным скоплением. Все галактики принадлежат к поздним типам по классификации Хаббла (S и Ir). В табл. 1 мы приводим информацию о наблюдавшихся объектах. Были использованы координаты, полученные на рентгеновской обсерватории Chandra с точностью не хуже ±0.3" Данные взяты из работ Swartz et al. (2004), Roberts et al. (2003) в случае IC342 X-1, Terashima et al. (2006) в случае M51 X-7 и Mescheryakov (2004) для HoIX X-l.

Все наблюдения проводились на двух спектрографах: мультизрачковом волоконном спектрографе MPFS (Afanasiev et al-, 2001) и фокальном редукторе SCORPIO (Афанасьев и др., 2005) в режиме длиннощелевой спектроскопии. Панорамная спектроскопия позволяет получить интегральные потоки без значительных систематических ошибок, свойственных наблюдениям с длинной щелью. С другой стороны, SCORPIO обладает в несколько раз большей квантовой эффективностью.

MPFS использовался с решеткой N4 (600 штри-

-1

и VPHG1200G. Спектральные диапазоны и разре-IIIOII ИЯ приведены в табл. 1. Размер изображений колебался от 1 до 2". Для источников, приведенных в табл. 1, хотя бы на одном из спектрографов были получены пригодные для анализа спектры.

Системы обработки данных были разработаны в среде IDL. Использовались процедуры, написанные В. Л. Афанасьевым, А. В. Моисеевым и П. К. Аболмасовым. Для длиннощелевой спектроскопии система обработки содержит все стандартные процедуры. Для панорамной спектроскопии использовались стандартные процедуры обработки данных MPFS (т. е. стандартные процедуры для редукции длиннощелевых спектров, экстракция отдельных спектров и калибровка чувствительности световодов). Для данных MPFS также учитывалась атмосферная дисперсия с точностью « 0"1.

Параметры эмиссионных линий определялись с помощью гаусс-анализа. Аппроксимация дву-

мя гауссианами использовалась для дублета [SII]AA6717,6731 и бленд Н7+[ОШ]А4363, Hell A4686+FeIIIA4658 и Fell+Felll А5262,5270. Сумма трех гауссиан использовалась для разрешения линии На и дублета [NII]A6548,6583 (для компонент которого были приняты фиксированные значения разности длин волн и отношения интенсивностей). Длины волн с точностью ~ 0.1Ä взяты из работы Coluzzi (1996).

В спектрах всех объектов были обнаружены эмиссионные линии окружающих туманностей. А в некоторых случаях заметен также вклад от родительского скопления или ассоциации.

Среди изучаемых объектов — две крупномасштабные оболочечные туманности (HoIX Х-1 и IC342 Х-1) и четыре туманности высокого возбуждения (Holl Х-1, NGC6946 ULX-1, М101 Р098 и NGC5204 Х-1). В двух случаях (М51 Х-7 и NGC7331 Х-1) получены спектры скоплений с относительно высоким отношением сигнал/шум.

3. Результаты и интерпретация

Полученные нами значения интегральных потоков и светимостей в эмиссионных линиях приведены в табл. 2. В последнем ряду делаются оценки полной мощности излучения туманности в предположении, что она возбуждается ударными волнами (см. раздел 3.1) или ультрафиолетовым излучением центрального источника (см. раздел 3.2).

3.1. Оболочечные туманности

Мы классифицируем туманности вокруг HoIX Х-1 (МН9/10) и IC342 Х-1 как ионизуемые и возбуждаемые ударными волнами (УВ) со скоростями 20 — 100 км/с, приблизительно известными по кинематическим данным. Светимость туманностей слишком велика, чтобы считать их фотоионизованны-ми Hü-об.тетями — в противном случае пришлось бы предположить наличие центрального источника светимостью L > 1042 эрг с-1. Их положение на ионизационных диаграммах (см. рис. 4) соответствует возбуждению ударными волнами умеренной мощности (Vs ~ 100 км/с). Полная мощность излучения туманности и средняя скорость ударной волны могут быть оценены, исходя из полной светимости в линии Hß. Согласно Dopita & Sutherland (1996), полный поток энергии в ударной волне:

Ftot = 2.28 х 10-3V23 n0 эрг с м-2 с-1,

где V2 — скорость ударной волны в единицах 100 км/с, no — плотность водорода перед фронтом

Таблица 1: Свойства наблюдавшихся ULX. В колонках приведены: общепринятое обозначение объекта, координаты рентгеновского источника (J2000), расстояние D до родительской галактики, межзвездное поглощение в Галактике AV в направлении на источник по Schlegel et al.(1998), угловое расстояние до центра родительской галактики в минутах дуги, содержание кислорода по Pilyugin et al. (2003) (даны значения для центров галактик, интерполированные значения на положение источника приведены в скобках), полное время экспозиции в секундах,

A

Объект ID

RA

Dec

D, Мпк Av

R,

12 +lg

Проявления в оптике

MPFS

диапазон АЛ

SCORPIO диапазон АЛ

IC342 Х-1 03h45m55s.68 +68°04'54"9 3.28а 1.51 14.86 8.85 (8.25) туманность с ударным возбуждением (Roberts et al., 2003), ~ 100pc 6900 4000- 6900

Holl Х-1 08 19 28.99 +70 42 19.4 3.39ь 0.105 13.74 7.92 Ни-область с яркой эмиссией Не11А4686 (Lehmann et al., 2005) 1800 4000- 6900

HoIX Х-1 09 57 53.28 +69 03 48.4 3.7Ь 0.261 16.06 [Fe/H]=-0.4^-0.7c оболочечная туманность МН9/10, 200x400 пк (Miller, 1995) 4500 4000- 6900

NGC5204 Х-1 13 29 38.62 +58 25 05.6 4.5d 0.04 1.96 несколько голубых звезд область Ho(Liu et al., 2004) 8400 4000- 6900

М51 Х-7 13 30 00.99 +47 13 43.9 8.4е 0.117 30.85 8.92 (6.72) звездное скопление со смещенной Ни-областью 3600 4000- 6900

М101 Р098 14 03 32.40 +54 21 03.1 7.2f 0.029 2.54 8.8 (8.64) туманность высокого возбуждения 4500 4000- 6900

NGC6946 Х-1 20 35 00.75 +60 11 30.9 5.58 1.141 33.31 8.7 (7.09) пекулярная туманность MF16 (Blair et al., 2001) 5830 4000- 6900

NGC7331 Х-1 22 37 06.75 +34 26 17.6 15.lh 0.301 19.79 8.68

7200

“ Saha et al.

3900-

5700

1200

2700

3460-

7460

3900-

5700

10

5400

2700

3900-

5700

3460-

7460

10

t

t

exp

exp

Спектроскопия оптических объектов, отождествленных с ультраяркими..

Таблица 2: Наблюдаемые потоки в Hß, потоки в линиях в единицах потока в Hß и исправленные яа межзвездное поглощение светимости ULXN. При исправлении за поглощение для NGC6946 Х-1, Holl Х-1, Ml 01 Р098 и NGC5204 Х-1 использовался критерии Ha/Hß = 3 и кривые покраснения Cardelli et al.

F(H£), 10-15 эрг см-2 с-1 A-v Holl Х-1 11 0.19 NGC6946 Х-1 4.66±0.13 1.34 HoIX Х-1 ± 0.26 IC342 Х-1 ± 1.51 NGC7331 Х-1 ± 1.40 М101 Р098 ± 0.41 NGC5204 Х-1 ± 1.22 М51 Х-7 ± 0.12

ГО - 0.16±0.13 0.40±0.15 - 0.05±0.07 — — —

н7 0.45 0.381±0.015 ± ± ± — — —

[О ш]А4363 0.08 ± ± — ± — — —

Не 1А4471 0.08 ± - ± — ± — ±

А 0.14 ± ± ± — — — —

А 0.01 — - - — — — —

А 0.01 — - - — — — —

А 1.00 ± ± ± ± ± ± ±

А 3.00 ± ± ± ± ± ± ±

А — ± ± ± ± ± — —

А 0.02 ± — — — — — —

А — ± ± - ± — — —

А 0.07 ± ± ± ± — — —

АА 0.11 ± ± ± ± — — —

А 0.03 ± ± ± ± — — —

На 3.20 ± ± ± ± ± ± ±

А 0.08 ± ± ± ± ± ± ±

А 0.03 ± ~1? ± ± — — —

А 0.32 ± ± ± ± ± ± ±

[S и]А6731 0.29 2.35±0.02 1.2±0.04 2.6±0.2 0.71±0.02 0.6±0.3 1.1±0.3 0.97±0.18

Светимости, 1037 эрг с-1: А 0.22 ± ± ± < 1 < 0.2 < 0.1

не 1.67 ± ± ± ± ± ± ±

А 5.01 ± ±± ± ± ± ± ±

А 1.02 ± ± ± ± ± ± ±

Оценка полной мощности 70 500 300 300 (700) 12 60 70

излучения

Аболиасов и др.

MH10

Рис. 1: Изображение МН9/10 (туманность, связанная с HoIX Х-1) в линии На (получено на SCORPIO) с указанием положения длинной щели шириной 1". Положение рентгеновского источника отмечено белым кружком. Справа показаны спектры двух частей туманности, известных как МН9 (внизу) и МНЮ (вверху). В верхнем спектре заметна эмиссия Неп\4686.

волны в см 3. Для полного потока в Н/3‘

Fnfi = Fhp, shock + FH@!precursor

+9.86 x 10-6 V22'28) n0 эрг см-2 с-1.

Слагаемое, обозначенное как FHp,shock, относится к излучению остывающего газа за фронтом волны и с известной точностью характеризует любые одномерные стационарные ударные волны в астрофизических условиях. Второе слагаемое (FH@,precursor) соответствует излучению газа перед фронтом У В, ионизованного ультрафиолетовым излучением остывающего вещества за фронтом УВ. Из (1) и (2) получаем зависимость между светимостью в Нв, полной мощностью излучения туманности и скоростью У В:

Ьнв = (3.26 x 10-3 V2-0 59+

+4.32 x 10-3 V2-0'72e) Ltot, { )

где e = 1, если V2 ^ 1.5 и e = 0, если V2 < 1.5. Отсюда полная мощность может быть оценена как Ltot ~ (100 + 300)Lh@-

В длиппощелевых спектрах МН9/10, представленных па рис. 1, регистрируется эмиссионная ли-

ния Не н А4686, излучаемая в области вблизи рентгеновского источника и центрального скопления (Grisé et al., 2006). На рис. 2 мы приводим одномерные карты (разрезы вдоль щели) окрестностей рентгеновского источника, показывающие, что линия Не п излучается па краю скопления, расположенного внутри туманности. Мы оцениваем светимость в линии как « (2 + 4) x 1036 эрг с-1 (с учетом потерь па щели — фактор 2-4). Наши результаты согласуются с результатами Grisé et al. (2006), ко-

А

В спектрах туманности МН9/10 линия А

пие. Возможные источники ярких линий Не II — звезды Вольфа-Раие (Conti et al., 1983) и аккреционные диски. Для звезд WN эквивалентная ширина эмиссионной линии может достигать 400Â. Оптическая светимость ярких WN составляет 1037 + 1038 эрг с-1, таким образом, одной такой звезды достаточно, чтобы объяснить

А

Ярчайшие эмиссионные линии в спектре туманности ÏC342 Х-1 свидетельствуют об ударном

Рис. 2: Разрезы вдоль щели для туманности МН9/10: континуум (сплошная линия; спектр с удаленными посредством медианного фильтра эмиссионными линиями проинтегрирован от 4000 до 7000 Ä), На (штриховая линия) и Неи\4686 (звездочки с барами ошибок).

возбуждении. В то же время ее интегральный спектр (рис. 3) содержит сравнительно слабые линии Не II и [Fe ш], излучаемые газом внутренних частей туманности. Набор линий высокого возбуждения напоминает таковой у MF16 (см. след, раздел) .

3.2. NGC6946 Х-1

Источник NGC6946 Х-1 связан с пекулярной туманностью MF16, в течение долгого времени считавшейся ярким остатком сверхновой. Это наиболее компактная (20пкх34пк) и одна из ярчайших туманностей среди ULXN. Интегральный спектр характеризуется наибольшими среди рассматриваемых объектов отношениями [О ш|А5007/Нв — 7 и [Nn]6583/Ha — 0.8.

Градиенты скоростей и профили эмиссионных линий в интегральных спектрах соответствуют скоростям расширения не более 200 км/с. В работе

а

разрешены на узкую (FWHM~20-40 км/с) и широкую (FWHM~250km/c) компоненты, связанные с динамически возмущенным и невозмущенным веществом соответственно. Основываясь на спектрах, полученных на MPFS и SCORPIO, мы провели тщательный анализ источников возбуждения и ионизации в туманности (Abolmasov et al., 2006; Abolmasov et al., 2007a), придя к заключению, что большая часть мощности ее излучения обусловлена не ударными волнами, а вкладом ионизующего ультрафиолетового излучения, по мощности превосходящего излучение самого ULX. Фото-ионизационное моделирование с использованием программ CLOUDY (Ferlandet al., 1998) позволяет оценить параметры ультрафиолетового источника

в предположении, что распределение энергии в спектре соответствует абсолютно черному телу: T = 10515±015K L = (7.5 ± 0.5) х 1039 эрг с-1. Независимые оценки ультрафиолетовой светимости могут быть сделаны по оценке числа квантов, ионизующих водород и гелий. Если линии Не иА 4686 и Hß — чисто рекомбинационные, можно применить соотношения из работы Osterbrock (1974):

L(А < 228Ä) > gt(He++) х ЬНе„л4б8б *

HeII А4686 (4^

~ 100 ЬнеИХ 4686,

j 1Ry ав

Ь

E(He) анв

Здесь ав — полные коэффициенты рекомбинации (см3с-1) в “случае В” (среда оптически толстая для квантов, ионизующих водород и гелий), aeff — эффективные коэффициенты рекомбинации для данных эмиссионных линии (учитывающие только процессы рекомбинации, приводящие к излучению соответствующего кванта). Отношения ав (He++)/aHjfIIX4ß86 и ав (H+)/аН^р слабо зависят от параметров среды. Первое меняется примерно вдвое при изменении температуры в пределах (0.3 +10) х 104K второе — примерно на 20%.

В табл. 2 для фото ионизованных туманностей мы приводим оценку полной мощности излучения, основанную на формуле (5). Светимость ионизующего источника может быть переоценена, если существен вклад от ударных волн. В разделе 4.2 обсуждается вопрос о природе ультрафиолетового источника.

Спектр MF16, полученный на SCORPIO с большим отношением сигнал/шум, показывает многочисленные линии высокого возбуждения, в основном [Fe hi] . Интегральный спектр показан на рис. 5.

3.3. Туманности высокого возбуждения

Рядом с двумя источниками (М101 Р098 и NGC5204 Х-1) мы обнаружили области с

большим отношением интенсивностей линии [Ош|А5007/Нв > 5. Они видны как яркие пятна

А

ния [Ош]А5007/Нв для них близки к таковому для MF16, но полные светимости на порядок меньше в случае NGC5204 Х-1 и еще меньше для М101 Р098.

Туманность М101 Р098 при достаточном

разрешении выглядит как яркая в линиях

А

приблизительно 1" х 4", что при расстоянии

7.2 Мпк соответствует линейным размерам около х

4400

4600

4800 wavelength,А

5000

5200

Рис. 3: Спектр туманности вокруг ULX IC342 Х-1, полученный на спектрографе SCORPIO. Линия Не UX4686 возникает в центральной части ULXN.

Яркие эмиссионные линии [О III] свидетельствуют или об ионизующем источнике, способном обеспечить ионизационный параметр1 > 10-3 на расстоянии ~ 50 пк, или об ударных волнах со скоростями VS > 300 км/с, распространяющихся на похожих масштабах (Evans et al., 1999; Dopita & Sutherland, 1996). Источник ионизации должен иметь светимость в ионизующем водород диапазоне > 2 х 1038 эрг с-1, поэтому М101 Р098 может считаться аналогом MF16 в более разреженной межзвездной среде. С другой стороны, ударные волны со скоростями VS ~ 300 — 500 км/с должны

(1.5 - 2) х 1038 -1

чтобы обеспечить наблюдаемую светимость в Hß. Логично предположить, что по аналогии с MF16 эти туманности высокого возбуждения с большей вероятностью являются фотоионизованными Нн-областями.

Другой пример ULXN высокого возбуждения — туманность Holl Х-1. Отношение

1 Мы определяем ионизационный параметр как (см., например, Еуапв et а!.(1999)):

і г+ж

U= —

СП J Ry

где п — концентрация водорода.

Fe

Е

dE

[01н]А5007/Нв ~ 3, что существенно меньше значений, наблюдаемых для MF16, М101 Р098 и NGC5204 Х-1, однако Holl имеет сравнительно низкое содержание кислорода, поэтому физические условия могут быть очень близкими.

А

с Hß (F(НеТ7А4686)/F(Hß) ~ 0.2), но полная светимость в линии Hell на порядок меньше, чем у MF16. Наши результаты по спектроскопии туманности Holl Х-1 опубликованы в работе Lehmann et al. (2005). Спектр, полученный с длинной щелью на спектрографе UAGS, приведен на рис. 7.

3.4. Звездные скопления

Два наблюдавшихся ULX отождествляются с яркими изолированными звездными скоплениями: NGC7331 Х-1 и М51 Х-7. Среди других объектов, связанных со скоплениями, — HoIX Х-1 (скопление сравнительно слабое (V ~ 20“5), расположено в стороне от объекта) и NGC5204 Х-1 (скопление является частью более сложной области звездообразования) .

NGC7331 Х-1 совпадает с практически точечным оптическим источником, не разрешаемым при наземных наблюдениях. При расстоянии 15 Мпк

Рис. 4: Ионизационная диаграмма для наблюдавшихся ULXN. Штриховые линии отмечают вероятное смещение точек на диаграмме из-за отличных от солнечного содержаний элементов при тех же физических условиях. Модельные сетки взяты из работы Evans et al.(1999). Кривые, простирающиеся от правого нижнего до левого верхнего угла диаграммы, фотоионизационные модели, рассчитанные при помощи программы MAPPINGsII. Предполагается, что спектр источника степенной. Для моделей приведены логарифмы ионизационного параметра (меняется от 4 до 0) и плотности водорода (100 и 1000 см-3, вверху слева). Для моделей спектров ударных волн, рассчитанных с помощью MAPPINGsII, приведены значения скорости УВ в км/с и магнитного параметра (О, 1, 2, 4)> подробности изложены в работах Evans et al.(1999) и Allen et al.(1998).

ого размер около 50 пк. На снимках HST источник разрешается па яркое молодое скопление и несколько близких объектов послабее. Со скоплением совпадает Нтт-область Р98 (Petit, 1998). В отдельной статье (Abolniasov et al., 2007b) мы подробно рассматриваем свойства звездного населения и туманности, используя данные HST и SCORPIO. Спектр звездного населения аппроксимировался моделями StarBurst99 (Leitherer et al., 1999; Vázquez & Leitherer, 2005) с солнечной метал-личпостьто и металличпостьто, равной 0.4 солпеч-

пой. В результате получен оптимальный возраст Т = 4.25 ± 0.5 миллионов лет и масса скопления М ~ 40000 М0. Интегральный спектр вместе с оптимальной моделью 81агВиШ,99 и соответствующим спектром фотоиопизоваппой Нтт-области приведен па рис. 8. Солнечная металличпость дает несколько лучшее согласие с данными наблюдений. В спектре присутствуют детали, свидетельствующие о наличии нескольких звезд \УС. Эмиссионный спектр не может быть целиком объяснен фотоиопизацией за счет излучения централь-

Fx, erg cm 2s 1A 1 F*, erg cm_2s_1A"

4x10

- 3x10

2x10

1 x10

4x10

3x10

2x10

1x10

4200 4400 4600 4800

wavelength,А

4800 4900 5000 5100 5200 5300 5400

wavelength,А

Рис. 5: Интегральный спектр MF16 (туманность, связанная с NGC6946 ULX-1), полученный на SCORPIO.

Рис. 6: иЬХТ\Г высокого возбуждения в М101 (а) и N005204 (Ю о поле МРРв (16" х 16'9- Слева показаны карты потоков в континууме с изофотами в дублете [О т]А4959,5007. Здесь и далее штрихи на изофотах указывают направление уменьшения потока. Справа приведены спектры ярких в [О ш] областей. Положения рентгеновских источников отмечены кружками.

ного скопления. Линии вроде [S и]А6717,6731 и [N ii]A6548,6583, возбуждаемые электронным ударом, существенно ярче, чем должны были быть в случае фотоионизации за счет центрального скопления. Учет вклада звездных ветров и остатков сверхновых в интегральный спектр также не может полностью объяснить избыточную светимость в линиях низкого возбуждения. Вероятно, в этом случае ULX может быть связан с дополнительным источником механической энергии с мощностью, близкой к полной светимости MF16. Остаточные светимости Нп-области, связанной с NGC7331 X-1, даны в скобках в табл. 2.

М51 Х-7 расположен на окраине яркого звездного скопления (рис. 9), уверенно отождествленного нами как молодое массивное скопление п5194~ 839 из списка Larsen (2000), с абсолютной звездной величиной Mv = —11™09 и показателем цвета U — B = — 0™81, что свидетельствует о мо-

лодости объекта (^ 12 миллионов лет). В то же время наше моделирование спектра скопления с помощью 81агВигб199, указывает на существенно больший возраст — Т = 60 ± 15 миллионов лет, и Ау = 0™5 ± 0.1. Скорее всего, звездное население различных возрастов присутствует в окрестностях рентгеновского источника. Локальный максимум эмиссионной линии На, сопровождаемой яркими линиями рЧ и]А6583,6548 и [Б и]А6717,б731, совпадает с рентгеновским источником в пределах пространственного разрешения. Так как эмиссионный спектр содержит признаки ударного возбуждения, мы используем формулу (3) для оценки полной мощности излучения. Подробному исследованию объекта будет посвящена отдельная статья.

4600 4800 5000 5200 5400

wavelength,А

Рис. 7: Интегральный спектр туманности Holl Х-1 (Lehmann et ah, 2005). Показана часть диапазона между 4500 и 5500 Ä.

Рис. 8: Интегральный спектр скопления N007331 Х-1 (верхняя сплошная линия), оптимальная модель ЗЬагВигзЬ99 (нижняя сплошная) и оптимальная модель 8ЬагВигзЬ99 + спектр фотоионизованной Ни-области (в середине). Модельные спектры сдвинуты в вертикальном направлении.

12 + lg jpf = lg I[

[OIІ] Л3726+ Л3729

1 О

1 5

Рис. 9: Поле MPFS (16" х 16";, содержащее ULX М51 Х-7. Показана карта потоков в континууме с наложенными изофотами в На. Положение рентгеновского источника отмечено белым кружком.

4. Обсуждение

4.1. Металличноеть и обилие кислорода

Содержание кислорода для родительских галактик ULX по Pilyugin et al. (2003) приведено в табл. 1. Soria (2006) предполагает, что низкие ме-талличпости могут быть существенны для понимания природы ULX. Многие из объектов действительно наблюдаются в галактиках с пониженной относительно солнечной металличпостью, в основном па уровне 20-50% от солнечной. В то же время в нашей работе по NGC7331 Х-1 (Abolmasov et al-, 2007b) мы приходим к выводу, что модели с солнечной металличпостью приводят к лучшему согласию с наблюдениями, чем с [Fe/H] = -0.4 и меньше.

Для Нтт-областей легче делать оценки содержания кислорода и азота, чем [Fe/H]. Для некоторых из наших объектов обилие кислорода может быть оценено по методу Pagel et al. (1992), основанному па близости ионизационных потенциалов кислорода и водорода. В методе используются модели McCall (1984) трехуровневых квантовых систем, позволяющие надежно прокалибровать относительное содержание ионов по отношениям интенсивностей запрещенных линий. Используются следующие соотношения для двух степеней ионизации кислорода:

+ 6.174 +

1.251

t з

+

- 0.55 lg is,

10 I 1 „ 0 + + ___ 1„ i[0///]A4959+A5007

^ + lg Я+ - lg iHff

+5.890 + 1'676

+

t2 -0.401gi2+ 6ei2

+ lg

где ne — электронная концентрация в см-3, ¿3 и ¿2 — электронные температуры (в единицах 104K) газа, излучающего в |0ш| и |О тт|соответственно. Значение ¿з может быть получено из чувствительного к электронной температуре отношения интенсивностей ЛИНИЙ А4959+А5007/1[OIII]А4363- Из-

за близости потенциалов ионизации OII и N11 ¿2 должна быть близкой к электронной температуре, определенной по другому отношению линий, I[NII]А6583+А6548/I[NII]А5755• Обычно ЛИНИИ И [О II], и |0 ш| присутствуют в любой Нтт-области. Полное содержание кислорода может быть оценено как сумма содержаний |Отт| и |0ш| (более высокие степени ионизации не учитываются):

O (O+ O++

12 + lgr12 + 1g ]F +Ж

К сожалению, линия [Он]А3727 не была нами зарегистрирована из-за ограниченного спектрального диапазона MPFS и падения чувствительности SCORPIO в ближнем ультрафиолете. Для определения содержания кислорода исключительно по линиям |Ош| потребуются дополнительные предположения.

Для MF16 нами были получены оценки температур ¿3 = 1.9 ± 0.1 и t2 — tn = 1.5 ± 0.2 и электронной плотности ne — 500см-3 (по отношению компонент дублета [S н]А6717,6731). Для MF16 содержание кислорода не может сильно отличаться от солнечного, так как в спектре присутствуют яркие эмиссионные линии как |От|, так и |Ош|. Для достаточно широкого диапазона параметров мо-ДбЛИ CLOUDY, успешно предсказывающие большую часть отношений интенсивностей линий, дают I[OII]А3726+А3729/I[OIII]А4959+А5007 ~ 1- ИспОЛЬзуя эту оценку вместе с наблюдаемым отношением I[OIII] А4959+А5007/1нв — 9, оценками температуры и плотности, получаем содержание кислорода 12 + lg jj ~ 8.5, то есть практически солнечное.

4.2. Ультрафиолетовые источники

В тех случаях, когда ULX отождествлен с точечным оптическим источником, этот источник обычно оказывается голубым сверхгигантом с Mv ~ — 5 ч—8m (Terashima et al., 2006). С другой

стороны, существуют указания на то, что некоторые из ULX должны быть яркими источниками в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (20Á < Л < 1000Á), ответственном за ионизацию водорода и гелия. В рамках двух наиболее популярных моделей (IMBH в составе двойной системы и сверхкритическая аккреция на черную дыру звездной массы) мы можем ожидать следующие объяснения высокой светимости этих источников:

— Очень массивная черная дыра промежуточной массы (M > 104Mq), аккрецирующая

на уровне нескольких процентов от критического темпа. Вклад звезды-донора в экстремальную ультрафиолетовую светимость почти наверняка пренебрежимо мал.

— Сверхкритический аккреционный диск (SCAD) с черной дырой звездной массы и излучающей в ультрафиолете псевдофотосферой диска, вроде той, что наблюдается у SS433 (Fabrika, 2004).

Предполагается, что тесные двойные с черными дырами промежуточных масс имеют практически стандартные аккреционные диски (потому что темп аккреции по отношению к критическому почти наверняка в пределах 0.01 — 1.0) с низкими внешними температурами. Аккреционный диск должен подвергаться приливному обрезанию со стороны донора, и его радиус будет составлять около 0.5 радиуса полости Роша (Blondín, 2000), практически совпадающего с размером си-

1/3

стемы, a ~ R* (MBH /M*) / . Отсюда оценка внешней температуры диска:

Для темпов аккреции m

lO - lOO

Tout ^ 10-3Tin

R*

10 R,

_y3/4 f Мвн Vі f Mt y1 э) \W3MQJ \WMqJ •

Таким образом, при внутренней температуре Tin ~ 0.1-1 кэВ внешняя температура соответствует ПК-диапазону. И в оптическом, и в ультрафиолетовом диапазонах аккреционные диски вокруг IMBH должны иметь приблизительно степенные спектры с Fv х v1/3 (Shakura & Sunyaev, 1973).

Согласно Poutanen et al. (2006), температура внешней фотосферы сверхкритического аккреционного диска может быть выражена как функция массы черной дыры m в массах Солнца и темпа аккреции m в единицах критического темпа:

„ J 0.2кэВ m-1/4m-1 for v х r-1/2 , .

\ 0.8кэВ m-1/4m-3/4 for v = const,

v

кающего ветра, формирующегося внутри радиуса сферизации диска, v х г-1/2 соответствует случаю, когда скорость всюду пропорциональна ви-риальной, v = consb для сравнительно быстрого ветра с постоянной скоростью.

симум в спектре излучения фотосферы попадает в область сотен ангстрем при светимостях эрг с-

1039 ^ 1040 — --1

На рис. 10 мы представляем распределения энергии в спектре для стандартного многотемпературного локально-чернотельного диска (Shakura & Sunyaev, 1973; Mitsuda et al., 1984) вокруг IMBH различных масс и чернотельных фотосфер сверх-критических аккреционных дисков с различными температурами. Показано также распределение энергии в спектре NGC6946 ULX-1, полученное из рентгеновских и оптических наблюдений. Распределение энергии в наблюдаемом спектре выглядит существенно более плоским, чем чернотельное или для многотемпературного диска. Это может быть качественно объяснено наложением спектра двойной системы, в которой идет сверхкритическая аккреция (Fabrika et al., 2007). В этом случае имеются три тепловые компоненты: от канала аккреционного диска, излучающего ~ 1039 — 1040 эрг с-1 в рентгеновском диапазоне, фотосферы ветра (~ 1039 — 1040 эрг с-1 в ЭУФ/УФ) и от массивной звезды-донора (~ 1038 эрг с-1 в ультрафиолетовом и оптическом диапазонах).

Если ULX действительно являются сверхкри-тическими аккреторами, то можно ожидать, что у них широкий диапазон темпов аккреции и как следствие — большое разнообразие фотосферных температур и ультрафиолетовых спектров при практически неизменных спектрах в рентгеновском диапазоне. Для m ~ 100 вероятно существование яркого источника в экстремальном ультрафиолете и как следствие — фотоионизованной туманности. При m < 10 туманность будет более слабой с яркими линиями высокого возбуждения, вроде НенА4686 и [Ош]А5007. Вероятно, это соответствует случаю Holl Х-1 и М101 Р098. Очень большие темпы аккреции (то > 1000) должны проявляться в очень мягком спектре фотосферы и плотном ветре, создающем яркую оболочку с ударным возбуждением.

Как можно видеть на рис. 10, ULX доступна для изучения на космической обсерватории G ALEX. Можно даже рассчитывать на получение ультрафиолетовых спектров источников с низким межзвездным поглощением. Основное ожидаемое различие SCAD и IMBH — разные наклоны спектров в ультрафиолетовом диапазоне. Кроме того, ожидается, что при сверхкритической аккреции свойства отождествленных источников ультрафиолета будут заметно различаться от объекта к объекту.

сп

гм

Е

О

СП

CU

Li_

100 1000 wavelength,А

10000

сл

N

Е

и

сл

CD

00

1000

0000

wavelength,А

Рис. 10: Предполагаемая форма спектра для NGC6946 ULX-1. Оптический источник

Спектры черных тел со светимостью Ь = 1039 эрг показаны вместе с оптимальным источником ЭУФ, полученным в результате фотоионизационного моделирования. Пунктирные кривые соответствуют не исправленным за поглощение чернотельным спектрам.

,-1«

5. Выводы

Мы подтверждаем связь между ULX и молодым звездным населением. Некоторые из них связаны со звездными скоплениями возрастом 5-10 миллионов лет. Большая часть ULX окружена туманностями. Исследование этих туманностей позволяет получить сведения о центральных источниках: о струйной/ветровой активности центральной машины и о распределении энергии в спектре в ЭУФ-диапазопе, недоступном прямым наблюдениям. Четыре из исследованных восьми туманностей (“группа А”) показывают высокое отношение [Olll|A5007/Hß = 3 — 7 (табл. 2), что свидетельствует о наличии жесткого источника в ЭУФ.

Для туманности NGC7331 Х-1 мы анализируем остаточный эмиссионный спектр после вычитания спектра фотоионизационной модели CLOUDY (Abolmasov et al., 2007b) туманности, подсвечиваемой скоплением. В остаточном спектре (величины в скобках в табл. 2) ярче по отношению к линиям водорода как линии, возбуждаемые электрон-

A

A

NGC7331 Х-1 подобен спектру MF16, но примерно в 2 раза слабее. Возможно, это более слабый аналог MF16.

Признаки жесткого источника фотоионизации (линии Hell, [FeIII], [ОIII]) присутствуют в спектрах почти всех туманностей. Точно так же все изученные ULXN демонстрируют признаки ударного возбуждения, такие как высокие отношения интенсивностей [Sll|A6717,6731/Нa > 0.3, [Nll|A6548,6583/Нa > 0.5, иногда наличие ярких линий [Ol|A6300,6364 и [N l|A5200.

Итак, мы делим объекты на “группу A” (Holl Х-1, NGC6946 Х-1, М101 Ро98 и NGC5204 Х-1, для туманностей которых требуется сильный УФ-источник, чтобы ионизовать кислород, и “группу В” (HoIX Х-1, IC342 Х-1, NGC7331 Х-1 в ее остаточном спектре и М51 Х-1, показывающие наиболее высокие отношения [SII] A6717, 6731/Нß =

2.3 — 4, что требует ударной ионизации газа туманности). Следует заметить, что все ULXN, изученные нами, должны, по крайней мере частично, возбуждаться электронным ударом, так как в

A6717, 6731 a > 0.3 Отсюда мы делаем предварительные выводы:

- Спектры всех ULXN содержат признаки ударного возбуждения, однако параметры местной межзвездной среды, конечно, могут заметно влиять на наблюдательные проявления ULXN.

- Для объяснения спектров половины из наблюдавшихся туманностей требуется наличие яркого ультрафиолетового источника.

Деление на “группы А” и “В” условно. Например, туманность 1C342 Х-1 (“группа В”), спектр которой показывает возбуждение ударными волнами, в своей центральной части излучает в линиях НеII и [Fein], что свидетельствует о наличии центрального источника фотоионизации. Фактически во всех туманностях (кроме двух объектов — М51 Х-7 и NGC7331 Х-1) или присутствует

A Aß

ет о наличии источника фотоионизации светимостью не менее чем ~ 1038 эрг с-1. Скорее всего, ударные волны, рентгеновское и УФ-излучение действуют во всех объектах, различаясь по энергетике и степени влияния на наблюдаемый спектр.

Для некоторых ULXN были зарегистрированы градиенты скоростей ~100км/с (Dünne et al.(2000), Pakull et al.(2006), Fabrika et al.(2006) и ссылки в последней работе). Исходя из этого, делаем дополнительный вывод: ULX должны производить сильные ветры (или струи) мощностью ^ 1039 эрг/с. Это согласуется с предположением, что ULX есть массивные рентгеновские двойные со сверхкритическими аккреционными дисками по типу SS433. Черные дыры промежуточных масс со стандартными аккреционными дисками не могут динамически исказить окружающую туманность

и, следовательно, обеспечить ударное возбуждение газа за счет ударных волн.

По крайней мере некоторые из ULX должны быть яркими ультрафиолетовыми источниками со светимостями от ~ 1038 до ' 1040 эрг с 1. Такую светимость могут обеспечивать или очень массивные аккрецирующие черные дыры (> 10000MQ), или сверхкритическая аккреция в системах типа SS433. Будущие наблюдения в ультрафиолетовом диапазоне (в частности, на космической обсерватории GALEX, см. Martin et al., 2003) могут помочь в выборе между существующими моделями ULX.

Благодарности. Работа поддержана грантами РФФИ NN 05-02-19710, 04-02-16349, 06-02-16855.

Список литературы

Афанасьев В.Л., Гажур Э.Б., Желенков С.Р., Моисеев A.B. 2005, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 58, 90 Abolmasov Р., Fabrika S., Sholukhova О. & Afanasiev V., 2006, in Science Perspectives for 3D Spectroscopy, ed. M. Kissler-Patig, M. M. Roth. & J. R. Walsh (Springer Berlin / Heidelberg); astro-ph/0602369 Abolmasov P., Fabrika S., Sholukhova O. & Afanasiev V., 2007a, готовится к печати Abolmasov P., Swartz D., Fabrika S. et al., 2007b, готовится к печати Abramowicz M. A., Calvani M., Nobili L., 1980, ApJ, 242, 772

Afanasiev V.L., Dodonov S.V. Moiseev A.V., 2001, in Stellar dynamics: from classic to modern, eds. Osipkov L.P., Nikiforov I.I., Saint Petersburg, 103 Allen M. G., Dopita M. A., Tsvetanov Z. I., 1998, ApJ, 493, 571

Begelman M. C., 2002, ApJ, 568, L97 Blair W. P., Fesen R. A. & Schlegel E. M., 2001, AJ, 121, 1497

Blondin J., 2000, New Astronomy, 5, 53 Braun R. & Walterbos R. A. M., 1993, A&AS, 98, 327 Cardelli J. A., Clayton G. C. & Mathis J. S., 1998, ApJ, 345, 245

Colbert E. J. M. & Miller E. C., 2005, astro_ph/0402677 Coluzzi R., 1996, Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires, 48, 15

Conty P.S., Leep M.E. & Perry D.N., 1983, ApJ, 268, 228 Copperwheat C., Cropper M., Soria R., Wu K., 2005, MN-RAS, 362, 79

Dopita M. A. & Sutherland R. S., 1996, ApJS, 102, 161 Dunne B. C., Gruendl R. A., Chu Y.-TT., 2000, AJ, 119, 1172

Evans I., Koratkar A., Allen M., Dopita M., Tsvetanov Z., 1999, ApJ, 521, 531 Fabrika S., Mescheryakov A., 2001. In: Galaxies and their Constituents at the Highest Angular Resolution, IAU Symp. N205, ed. R.T. Schilizzi, p. 268 Fabrika S., 2004, Astrophys. and Space Phys. Rev., 12, 1 Fabrika S., Karpov S., Abolmasov P. & Sholukhova O., 2006, In Populations of High Energy Sources in Galaxies, IAU Symposium 230, ed. E. J. A. Meurs & G. Fabbiano, p. 278; astro-ph/0510491 Fabrika S., Karpov S., Abolmasov P., 2007, готовится к печати

Feldmeier J. J., Ciardullo R., Jacoby G. H., 1997, ApJ, 479, 231

Ferland G. J., Korista K.T., Verner D.A., Ferguson J.W., Kingdon J.B. & Verner E.M., 1998,PASP, 110, 761 Grisé F., Pakull M. W. & Motch C., 2006, in Populations of High Energy Sources in Galaxies, IAU Symposium 230, ed. E. J. A. Meurs & G. Fabbiano, p. 302; astroph/0603768

Hopman C., Portegies Zwart S. F.. Alexander T., 2004, ApJ, 604, 101L Hughes S. M. G., Han M., Hoessel J. et al., 1998, ApJ, 501, 32

Kaaret P., Ward M. J., & Zezas A., 2004, MNRAS, 351, 83

Karachentsev I. D., Dolphin A. E., Geisler D., Grebel E. K., Guhathakurta P., Hodge P. W., Karachentseva E. V., Sarajedini A., Seitzer P., Sharina M. E., 2002, A& A, 383,125

King A.R., Davies M.B., Ward M.J., Fabbiano G., Elvis M., 2001, ApJLetters, 552, 109 Krauss M. I., Kilgard R. E., Garcia M. R., Roberts T. P., Prestwich A. H., 2005, ApJ, 630, 228 Kuntz K. D., Gruendl R. A. & Chu Y.-H. et al., 2005, ApJ, 620, 31 Larsen S. S., 2000, MNRAS, 319, 839 Lehmann I., Becker T., Fabrika S. et al., 2005, A&A, 431, 847

Leitherer C., Schaerer D., Goldader J. D. et al., 1999, ApJS, 123, 3

Long K. S. & van Speybroeck L. P., 1983, Accretion Driven Stellar X-ray Sources, ed. W. H.G. Lewin, & E. P.J. van den Heuvel (Cambridge: Cambridge University Press), 141 Madau P., Rees M. J., 2001, ApJ, 551, L27 Makarova L. N., Grebel E. K., Karachentsev I. D. et al.,

2002, A & A, 396, 473

Martin C., 2003, Bulletin of the American Astronomical Society, 35, 1363 McMall M. L., 1984, MNRAS, 208, 253 Mescheryakov A., 2004, private communication Miller B. W., 1995, ApJ, 446, L75 Mitsuda K., Inoue H., Koyama K., Makishima K., Mat-suoka M., Ogawara Y., Suzuki K., Tanaka Y., Shibaza-ki N., Hirano T., 1984, PASJ, 36, 741 Osterbrock D. E., 1974, “Astrophysics of Gaseous Nebulae”, San Francisco, eds. W. H. Freeman and Company Pagel B. E. J., Simonson E. A., Terlevich R. J., Edmunds M. G., 1992, MNRAS, 225, 325 Pakull M.W. & Mirioni L., 2003, in: “Winds, Bubbles, and Explosions: a conference to honor John Dyson”, RevMexAA (Serie de Conferencias) 15, 197, ed. J. Arthur & W. J. Henney Pakull M.W., Grisé F., Motch C., 2006, in: “Populations of High Energy Sources in Galaxies”: IAU Symposium 230, ed. E. J. A. Meurs & G. Fabbiano, p. 293; astroph/0603771 Petit H., 1998, A&AS, 131, 317

Pilyugin L. S., Thuan L. X. & Vilchez J. M., 2003, A&A, 397, 487

Poutanen J., Fabrika S., Butkevich A., Abolmasov P., 2006 сдана в печать Roberts T. P., Colbert E. J. М., 2003, MNRAS, 341, 49 Roberts T. P., Goad M. R., Ward M. J., Warwick R. S.,

2003, MNRAS, 342, 709

Saha A., Claver J., Hoessel J. G., 2002, AJ, 124, 839 Schlegel D. J., Finkbeiner P. F., Davis M., 1998, ApJ, 500, 525

Shakura N. I., Sunyaev R. A., 1973, A&A, 24, 337 Soria R., Cropper M., Pakull M., Mushotzky R., Wu K., 2005, MNRAS, 356, 12 Soria R., Fender R. P., Hannikainen D. C., Read A. M. & Stevens I. R., 2006, MNRAS, 368, 1527 Soria R., 2006, astro^ph/0509573

Swartz A. D., Ghosh K. K., Tennant A. F. & Wu K., 2004, ApJS, 154, 519 Stetson P. B., Saha A., Ferrarese L. et al., 1998, ApJ, 508, 491

Terashima Y., Inoue H., Wilson A. S., 2006, ApJ, 645, 264

Tully R. B., 1988, “Nearby Galaxies Catalog” Cambridge: Cambridge Uni- versity Press Tully R. B., Shaya E. J., Pierce M. J., 1992, ApJS, 80, 479

Väzquez G. A. & Leitherer C., 2005, ApJ, 621, 695 Zezas A., Fabbiano G., Rots A. H., Murray S. S., 2002, ApJ, 577, 710