«ИССЛЕДОВАНИЕ АККРЕЦИРУЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД С СИЛЬНЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ ПО ДАННЫМ КОСМИЧЕСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ ...»

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

Цыганков Сергей Сергеевич

ИССЛЕДОВАНИЕ АККРЕЦИРУЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ

ЗВЕЗД С СИЛЬНЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ ПО ДАННЫМ

КОСМИЧЕСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

01.03.02 Астрофизика и радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель кандидат физ.-мат. наук Лутовинов А.А.

Москва Огромное спасибо моему научному руководителю Александру Анатольевичу Лутовинову.

Диссертация является результатом работы в Отделе Астрофизики Высоких Энергий Института Космических Исследований РАН. Автор благодарен коллективу отдела и его руководителю, академику РАН Рашиду Алиевичу Сюняеву, за внимание к работе и неоценимую помощь.

Особую благодарность автор выражает своей семье за поддержку и терпение.

Оглавление Введение Обсерватория ГРАНАТ. Телескоп АРТ-П Обсерватория ИНТЕГРАЛ Обсерватория RXTE 1 Долговременная переменность и магнитное поле пульсара SMC X-1 1.1 Введение........................................ 1.2 Наблюдения...................................... 1.3 Долговременные изменения интенсивности. Всплески............ 1.4 Спектральный анализ................................. 1.5 Обсуждение...................................... 1.5.1 Высокое и низкое состояние........................ 1.5.2 Магнитное поле................................ 1.6 Заключение....................................... 2 Переменность звездного ветра в системе GX 301-2/Wray 977 по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ 2.1 Введение........................................ 2.2 Временной анализ................................... 2.3 Спектроскопия..................................... 2.4 Оценка параметров звездного ветра........................ 2.5 Заключение....................................... 3 Долговременные наблюдения рентгеновского пульсара LMC X-4 обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE 3.1 Введение........................................ 3.2 Наблюдения...................................... 3.3 Временной анализ................................... 3.3.1 Период прецессии.............................. 3.3.2 Орбитальный период............................ 3.3.3 Всплески излучения............................. 3.4 Спектральный анализ................................. 3.5 Заключение....................................... 4 ОГЛАВЛЕНИЕ 4 Магнитное поле и расстояние до рентгеновского пульсара KS 1947+300 4.1 Введение........................................ 4.2 Наблюдения...................................... 4.3 Временной анализ................................... 4.4 Спектральный анализ................................. 4.5 Обсуждение...................................... 4.5.1 Эволюция профиля импульса....................... 4.5.2 Циклотронные линии и магнитное поле................. 4.5.3 Эволюция периода пульсаций....................... 4.6 Заключение....................................... 5 V 0332+53 во время вспышки 2004-2005 гг.: зависимость циклотронной частоты и профиля импульса от светимости пульсара 5.1 Введение........................................ 5.2 Наблюдения...................................... Введение Гипотеза о существовании нейтронных звезд – объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, – была высказана астрономами Вальтером Бааде и Фрицом Цвикки в начале 30-х годов прошлого века (Бааде, Цвикки, 1933), вскоре после открытия нейтрона. Однако из-за малой площади поверхности их остаточное тепловое излучение оказывалось слишком слабым для наблюдений с помощью оптических телескопов. Все изменилось в 1967 г., когда английские ученые обнаружили на небе радиосигнал, возникающий с очень высокой периодичностью (Хьюиш и др., 1968). Источник данного сигнала был интерпретирован как быстро вращающаяся нейтронная звезда – пульсар. Запущенный в 1970 г. спутник UHURU обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников – рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие вещество от своего нормального звездного компаньона (Шрейер и др., 1972).

В настоящее время известно около 100 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость (L 10 35 1038 эрг/с) является аккреция вещества. Считается, что пульсации рентгеновского излучения связаны с тем, что в состав таких систем входят нейтронные звезды с сильным магнитным полем (B 1012 Гс). При таких значениях магнитного поля (которое в первом приближении имеет форму диполя) существует некоторый радиус R A (называемый альвеновским), на котором давление падающего вещества уравновешивается давлением магнитного поля нейтронной звезды. Вещество не может проникнуть внутрь магнитосферы, вмораживается и стекает по силовым линиям в область полюсов, образуя на поверхности нейтронной звезды два горячих пятна, в которых захваченное вещество освобождает свою гравитационную энергию, которая высвечивается в рентгеновском и гамма-диапазонах (см. рис. 1). При соответствующей ориентации оси магнитного диполя относительно оси вращения, эти пятна будут периодически появляться на луче зрения, демонстрируя пульсации излучения. Звездами-компаньонами в таких источниках являются звезды ранних спектральных классов (O-B и Be), поэтому в этих системах, как правило, присутствует сильный звездный ветер, из которого и происходит аккреция, хотя в ряде случаев может образовываться аккреционный диск, наблюдаться двухпотоковая аккреция и т.д., причем на разных стадиях эволюции пульсара тип акВВЕДЕНИЕ Рис. 1. X-Z сечение аккреционного канала для угла наклона магнитной оси = 15.

Контурами показано распределение плотности в потоке. (Рисунок взят из работы Романовой и др. (2004)) креции может меняться. В соответствии с этим различаются и наблюдательные проявления источников.

Кривые блеска пульсара, его период и профиль импульса, энергетический спектр и их переменность на различных временных масштабах – это единственная информация которая доступна наблюдателю и которая может дать представление о параметрах нейтронной звезды, о механизмах формирования излучения, о его взаимодействии с окружающей материей, о конкретном состоянии вещества на разных расстояниях от нейтронной звезды, а также может быть использована для сравнения с существующими и разработки новых теоретических моделей.

Конечно, описанная выше картина аккреции является очень упрощенной и схематичной; в действительности она оказывается гораздо сложнее и интереснее, о чем говорит, например, огромное разнообразие фазовых кривых блеска (профилей импульса) рентгеновских пульсаров. За время исследования этих объектов разными авторами было сделано множество попыток систематизировать и объяснить наблюдаемые формы профилей импульса, однако, каждый раз находились источники, не описывающиеся существующими моделями. Так, например, согласно классификации Булика и др. (2003) каждый пульсар может быть отнесен либо к одно, либо к двух пиковому подклассу профилей. Такая классификация основана на том факте, что в процессе вращения нейтронной звезды наблюдатель видит либо один, либо два магнитных полюса, соответственно. Причем на малых энергиях это различие может быть не столь явным, однако выше 10 кэВ, или в случае пульсаров с циклотронной особенностью – выше циклотронной энергии, можно четко разделить одно и двух пиковые профили.

Однако, как было показано в ряде, в том числе и более ранних, работ (см., например, Ванг и Велтер, 1981, Вайт и др., 1983), профили импульса не просто обладают большим разнообразием форм в зависимости от светимости, но и могут в некоторых случаях смещаться вплоть до 180 по фазе с изменением энергетического диапазона (даже в жестких каналах). Кроме зависимости формы профилей импульса от энергетического диапазона и собственной светимости источника, они также обладают переменностью на масштабе одного импульса (см., например, Фронтера и др., 1985, Цыганков и др., 2007).

В работах Баско и Сюняева (1976а,б) было показано, что направленность излучения вещества вблизи полярных шапок коренным образом зависит от наличия ударной волны в аккреционной колонке нейтронной звезды. Для ситуации высокой светимости ( 1037 эрг/с) влиянием излучения на падающее вещество пренебрегать нельзя и над поверхностью нейтронной звезды возникает ударная волна, в которой происходит торможение падающего вещества. Излучающая плазма медленно оседает в зоне под ударной волной; излучение, в основном, выходит через боковые стенки аккреционной колонки и имеет пропеллерную диаграмму направленности. В случае более низких светимостей ( 20 кэВ). Одной из целей создания данного каталога был поиск циклотронных особенностей в спектрах тех пульсаров, где такая особенность до сих пор не наблюдалась (см., например, главы 1 и 3).

Одной из основных моделей, используемых в диссертации при аппроксимации наблюдаемых спектров излучения рентгеновских пульсаров, являлась стандартная для объектов этого класса эмпирическая модель, включающая в себя степенной закон с завалом на высоких энергиях (Вайт и др. 1983):

где – фотонный индекс, Ecut и Efold – энергия слома и характерная энергия завала спектра, соответственно. Для некоторых пульсаров, при аппроксимации спектров которых моделью (5) не удавалось получить разумно ограниченное значение параметра Ecut, использовалась модель, которая имеет следующий вид:

В некоторых случаях стандартная модель не совсем корректно описывает форму спектра пульсара из-за наличия в нем особенностей поглощения или излучения, поэтому при аппроксимации в модель вводились дополнительные компоненты:

фото-электронное поглощение на низких энергиях, которое описывается формулой:

где (E) - сечение процесса (Моррисон, МакКамон 1983);

эмиссионная линия железа, описываемая профилем Гаусса:

где EFe - центр линии, Fe – ширина линии;

резонансная линия циклотронного поглощения в форме профиля Лоренца, модель которой имеет следующий вид:

где Ecycl - центр линии, cycl - глубина линии, cycl - ширина линии.

В зависимости от конкретного источника и его состояния для аппроксимации спектра его излучения использовались приведенные выше спектральные компоненты в различных комбинациях.

Обсерватория ГРАНАТ. Телескоп АРТ-П 1 декабря 1989 г. ракетой-носителем ПРОТОН была выведена на высокоапогейную орбиту, – период 96 ч, апогей 200000 км, перигей 2000 км, наклонение 51.6, – международная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. В ее состав входило несколько научных приборов, основными из которых были два – рентгеновский телескоп АРТ-П (Сюняев и др.,1990), разработанный в СССР и эффективно регистрирующий фотоны с энергией 2 60 кэВ, и французский телескоп СИГМА, предназначенный для работы в жестком диапазоне энергий 30 1500 кэВ (Поль и др., 1991). Именно эти два прибора предназначались для выполнения основной задачи миссии – длительному (24 часа и более) наблюдению источников рентгеновского и гамма-излучения в широком диапазоне энергий с угловым разрешением несколько угловых минут и временным разрешением порядка миллисекунды. На рис. 2 показан общий вид обсерватории ГРАНАТ, а стрелкой указан телескоп АРТ-П.

Телескоп АРТ-П состоит из четырех сонаправленных, полностью идентичных модулей, каждый из которых имеет геометрическую площадь 625 см 2 и включает в себя многопроволочную пропорциональную камеру, коллиматор, блок электроники и маску, поддерживаемую легкой фермой из углепластика.

Маска сделана из меди толщиной 1.5 мм и состоит из 16 одинаковых мотивов размером 4341 элемент, построенных на основе URA-последовательностей. Телескоп АРТ-П имеет канал для обмена информацией с телескопом СИГМА. По этому каналу осуществляется передача научной информации из АРТ-П в долговременную память на цилиндрических магнитных доменах телескопа СИГМА. Кроме того, по этому же каналу принимаются данные от звездного датчика, определяющего мгновенную ориентацию космического аппарата с точностью Наблюдения проводились в режиме "поток фотонов", при котором для каждого фотона в буферную память прибора записывались его координаты на детекторе (с точностью 0.5 мм), энергия (1024 канала) и время прихода (с точностью 1/256 с). Такой режим позволяет проводить как временной, так и спектральный анализ излучения каждого рентгеновского источника, находящегося в поле зрения телескопа.

Передача данных в основную память проводилась после заполнения буфера

12 ОБСЕРВАТОРИЯ ГРАНАТ. ТЕЛЕСКОП АРТ-П

Рис. 2. Орбитальная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. Стрелочкой показан телескоп АРТ-П.

(один раз за 100-200 сек) в течении 30 сек, в результате чего записанная информация имеет вид отдельных экспозиций с разрывами между ними. Космический аппарат стабилизирован с точностью порядка ±30 мин. дуги. В результате его качания в этих пределах поток от источника модулируется с характерным временем 900–1100 с функцией пропускания коллиматора. При анализе данных телескопа АРТ-П вводились поправки на этот эффект.

Основные технические характеристики телескопа АРТ-П приведены ниже.

Диапазон для спектрометрии и временного анализа 2.5-100 кэВ Эффективная площадь каждого детектора Обсерватория ИНТЕГРАЛ 17 октября 2002 года с космодрома Байконур был успешно осуществлен старт тяжелой ракеты-носителя ПРОТОН с международной астрофизической обсерваторией гамма-лучей ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003).

После ряда маневров, осуществлявшихся с помощью собственных двигателей аппарата, ИНТЕГРАЛ занял высокоапогейную орбиту с перигеем 9300 км и апогеем 153000 км. Столь вытянутая орбита позволяет проводить со спутника практически непрерывные наблюдения (85% времени) в условиях постоянного фона вне радиационных поясов Земли.

Проект ИНТЕГРАЛ (Международная Астрофизическая Лаборатория Гамма-Лучей) направлен на проведение сверхтонкой (E/E=500) гаммаспектроскопии космического излучения и построение детальных изображений неба в диапазоне энергий от 15 кэВ до 10 МэВ с одновременным мониторингом космических источников в рентгеновском (3-35 кэВ) и оптическом (V-полоса, 550 нм) диапазонах. Для решения основных научных задач обсерватория оснащена четырьмя телескопами (см. рис. 3).

Телескоп IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite). Телескоп IBIS (Убертини и др., 2003) обеспечивает получение гамма-изображений с более высоким разрешением, нежели любые предшествующие приборы работавшие в жестком диапазоне энергий, и обеспечивает локализацию источников излучения с точностью до 30 угловых секунд.

Угловое разрешение телескопа определяется, в основном, пространственным разрешением массива детекторов, т.к. дифракцией в рассматриваемом диапазоне длин волн можно пренебречь. Угловое разрешение телескопа с кодирующей апертурой определяется соотношением между размером элемента маски кодирующей апертуры (11.2 мм) и расстоянием между апертурой и массивом детекторов (3133 мм). Телескоп чувствителен к фотонам с энергиями от 15 кэВ до 10 МэВ и состоит из детектора и вольфрамовой кодирующей маски, которая поднята над детектором на 3.2 метра. В детекторе используется два слоя чувствительных элементов, один слой расположен поверх другого. Верхний слой, включающий в себя 16384 кадмий-теллуровых (Cd-Te) элемента, позволяет обнаруживать низкоэнергичные гамма-лучи (15-200 кэВ). Второй слой состоит из 4096 цезий-йодных (Csl) элементов и обеспечивает регистрацию высокоэнергичных гамма-квантов.

14 ОБСЕРВАТОРИЯ ИНТЕГРАЛ

Рис. 3. Бортовая аппаратура обсерватории ИНТЕГРАЛ.

В жестком рентгеновском диапазоне апертура детектора ограничена пассивной защитой, закрывающей весь объем от детекторных пластин до кодирующей маски. Активная система защиты, собранная на основе BGO сцинтилляторов, закрывает детекторы снизу и пространство между детекторами с четырех сторон.

В диссертации много внимания уделялось спектральному и временному исследованию излучения, регистрируемого от рентгеновских пульсаров. В зависимости от конкретной задачи, использовались те методы и программное обеспечение, которые наиболее хорошо отвечают поставленным задачам.

Для спектрального анализа излучения, регистрируемого телескопом IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ использовалось математическое обеспечение и методы, разработанные в Институте космических исследований РАН (Москва, Россия) и описанные в работе Ревнивцева и др. (2004). Для каждого отдельного сеанса наблюдений энергии зарегистрированных событий вычислялись аналогично процедуре, используемой в стандартном программном обеспеРис. 4. Энергетический спектр Крабовидной туманности. Сплошная линия - результаты наилучшей аппроксимации спектра степенным законом со следующими параметрами = 2.130 ± 0.008, Norm = 11.27 ± 0.35. Ошибки даны на уровне одного стандартного отклонения.

чении миссии OSA, предоставляемого Центром данных обсерватории ИНТЕГРАЛ (http://isdc.unige.ch). Далее, события, аккумулированные в детекторных координатах, были отфильтрованы на наличие “горячих” или “мертвых” пикселов, что привело к отсеиванию нескольких процентов пикселов детектора.

Для того чтобы учесть пространственно неоднородный фон детектора, была вычислена соответствующая матрица весов. Фон, использованный для вычисления такой матрицы, был получен в результате анализа большого массива наблюдений пустых полей на небе.

Анализ большого набора наблюдений Крабовидной туманности с различными положениями этого источника в поле зрения телескопа показал, что при использовании описываемого программного обеспечения остаются систематические неопределенности абсолютного значения измеренного потока источников на уровне 10%. Неопределенности в получаемых энергетических спектрах источников, связанные с эволюцией фона детектора и его характеристик, не превышают 3%. Последняя величина была добавлена в качестве систематической неопределенности при спектральном анализе в пакете программ XSPEC.

На рис. 4 в качестве примера показан энеpгетический спектр Крабовидной туманности, восстановленный этим методом по данным 170 орбиты. Матрица отклика строилась по данным 102 орбиты. При аппроксимации этого спектра степенным законом была добавлена систематическая ошибка 3%, получены слеОБСЕРВАТОРИЯ ИНТЕГРАЛ дующие значения параметров: фотонный индекс = 2.13 ± 0.02, нормировка Norm = 11.27 ± 0.35. Все ошибки, приведенные в данной диссертации, являются статистическими и даны на уровне одного стандартного отклонения.

Для временного анализа излучения выполнялись первые три шага стандартного пакета OSA (COR, GTI, DEAD), затем с помощью программы из пакета OSA events extract с пикселов детектора, засвеченных источником, отбирались фотоны с заданной энергией, попутно осуществляя коррекцию времен их прихода на барицентр Солнечной системы. Такой простой, но эффективный способ аккумулирования фотонов от источника выбирался, когда не требовалось коррекции потока от источника на фоновое излучение. Когда же требовалось исследование количественных характеристик пульсирующего излучения, то использовалась программное обеспечение, разработанное и поддерживаемое специалистами из Национального Астрофизического Института в г. Палермо, Италия (http://www.pa.iasf.cnr.it/ferrigno/INTEGRALsoftware.html); описание методики обработки научных данных также может быть найдено в работе Минео и др. (2006). Дальнейший анализ (определение периода пульсаций, построение собственно профиля импульса, определение доли пульсирующего излучения) проводился с помощью пакета FTOOLS.

Технические характеристики телескопа IBIS:

Энергетическое разрешение (FWHM) 7% на 100 кэВ Эффективная площадь Точность локализации точечного ист-ка 30 на 100 кэВ (значимость детектирования 3, E = E/2, период накопления сигнала 106 сек) (3, период накопления сигнала 106 сек) Абсолютная временная точность (3 ) ISGRI: 61 µс Спектрометр SPI (SPectrometer on INTEGRAL). Спектрометр SPI (Ведренне и др., 2003) обеспечивает высокоточное измерение энергии гаммаизлучения. По своей чувствительности этот прибор намного превосходит все существовавшие до сих пор измерительные устройства. SPI используется для анализа гамма-источников в диапазоне энергий от 20 кэВ до 8 МэВ. Он состоит из 19 шестиугольных регистрирующих элементов, изготовленных из германия высокой чистоты и охлаждаемых до температуры минус 183 градуса Цельсия (90 градусов по шкале Кельвина).

Оптический монитор OMC. С помощью оптического монитора ОМС аппарат ИНТЕГРАЛ автоматически производит синхронный мониторинг оптического излучения, исходящего от источников гамма- и рентгеновского излучения.

Монитор рентгеновских лучей JEM-X (Joint European X-Ray Monitor).

JEM-X (Лунд и др. 2003) играет главную роль в обнаружении и отождествлении гамма-источников. Монитор осуществляет наблюдения синхронно с другими приборами и способен работать в диапазоне энергий от 3 до 35 кэВ. Как и телескоп IBIS и спектрометр SPI монитор JEM-X представляет из себя телескоп с кодирующей апертурой, однако обладает более высоким угловым разрешением, что помогает при идентификации источников, находящихся в густонаселенных областях неба.

Каждый из детекторов JEM-X представляет собой заполненную газом микрополосковую камеру, площадь которой составляет 500 см 2. Газ, заполняющий каждую из камер, представляет из себя смесь ксенона (90%) и метана (10%), находящуюся под давлением в 1.5 бар. Входящие фотоны претерпевают фотонноэлектронное поглощение в ксеноне, вызывая появление облака йонов. Это облако ускоряется и растет в йонной лавине, возникающей в сильном электрическом поле, создаваемом в области микрополосковых анодов, и вызывает появление на аноде электронного импульса. Положение возникновения лавины йонов по направлению, перпендикулярному микрополосковым анодам, определяется по центроиду зарегистрированного заряда. Другая координата события вычисляется по показаниям датчиков-электродов, вмонтированных в нижнюю поверхность микрополосковой пластины (MSP).

Входное окно детектора сделано из тонкой (250 µм) бериллиевой фольги, непроницаемой для газа, заполняющего детектор, однако, хорошо пропускающего мягкое рентгеновское излучение.

Наблюдения при помощи приборов JEM-X, IBIS и SPI проводятся одновременно, что позволяет исследовать излучение рентгеновских источников в очень широком диапазоне энергий.

Временной и спектральный анализ данных монитора JEM-X осуществлялся с помощью стандартного программного обеспечение миссии OSA. Следует иметь в виду, что абсолютные потоки от источников по данным монитора JEMX восстанавливаются не совсем корректно, поэтому при совместной аппроксимации в пакете XSPEC спектров источников, полученных монитором JEM-X и детектором ISGRI, нормировка данных монитора JEM-X оставлялась свободной. Также стоит отметить, что в восстановленных по данным прибора JEM-X

18 ОБСЕРВАТОРИЯ ИНТЕГРАЛ

спектрах существует ряд особенностей в районе энергий 5 7 кэВ, которые объясняются недоработкой текущей матрицы отклика прибора. Эти особенности затрудняют детальное изучение спектра источника, в частности, идентификацию эмиссионной линии железа и определение ее параметров. Технические характеристики монитора JEM-X:

Относительная ошибка локализации (значимость детектирования 3, период накопления сигнала 106 сек) (3, период накопления сигнала 106 сек) частная переписка с Карол Эн Оксборроу (Carol Anne Oxborrow) и Питером Крейчмаром (Peter Kretschmar).

Обсерватория RXTE Обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) была выведена на околоземную орбиту 30 декабря 1995 года с мыса Канаверал. Основными приборами обсерватории RXTE (Брадт и др., 1993) являются спектрометры PCA и HEXTE (рис. 5), имеющие одинаковое поле зрения 1. В сумме два эти инструмента позволяют проводить одновременную спектроскопию и временной анализ излучения рентгеновских источников в диапазоне энергий 2-200 кэВ. Третьим научным прибором на борту обсерватории является монитор всего неба ASM, сканирующий всю небесную сферу за несколько часов.

Рентгеновский спектрометр PCA Спектрометр PCA состоит из пяти идентичных детекторов, каждый из которых имеет свой собственный набор электроники с аналого-цифровым преобразователем (АЦП). Эффективная суммарная площадь всех детекторов на энергиях 6-7 кэВ составляет 6400 кв.см. и энергетическое разрешение 18% на этих энергиях.

Регистрирующая часть детектора состоит из пропанового слоя, который служит в основном для отсеивания фоновых электронов, антисовпадательной защиты для отсеивания фронтально падающих заряженных частиц, и, собственно, главного ксенонового слоя, через который проходит 4 уровня детектирующих анодов. Самый нижний анодный слой также служит в качестве антисовпадательной защиты, а остальные три дают основную научную информацию. При этом каждый из ксеноновых анодных слоев условно подразделяется на правую и левую стороны. В самом низу располагается слабый калибровочный источник рентгеновского излучения Am241 (им оснащен каждый из пяти детекторов).

Научная информация может быть записана в различных режимах с разным спектральным и временным группированием. В каждом наведении группирование данных происходит в нескольких различных режимах. Кроме набора режимов записи данных, выбранных в соответствие с наблюдательной программой, в результатах всегда присутствуют два стандартных режима: усреднение по времени происходит по 16 с и 0.125 с. Последнее значение хорошо подходит для подробного временного анализа быстро вращающихся рентгеновских пульсаров.

20 ОБСЕРВАТОРИЯ RXTE

Рис. 5. Схематическое изображение обсерватории RXTE.

Технические характеристики спектрометра PCA:

Энергетическое разрешение: < 18% на 6 кэВ Пространственное разрешение: коллиматор 1 градус (FWHM) Спектрометр жесткого рентгеновского излучения HEXTE Спектрометр HEXTE представляет собой систему из двух независимых пакетов из четырех NaI(Tl)/CsI(Na) детекторов “фосвич”, качающихся с интервалом 16 сек для наблюдения фоновых площадок на расстоянии 1.5 от источника (рис. 6). Полная собирающая поверхность детекторов составляет 1600 см 2, однако, в каждый конкретный момент времени источник может наблюдаться только одним из двух пакетов детекторов; таким образом эффективная площадь деРис. 6. Поле зрения двух пакетов детекторов спектрометра HEXTE при наблюдении источника и фоновых площадок.

текторов HEXTE составляет 700 см2.

Для постоянного контроля энергетической привязки и калибровки детекторов над каждым из них установлен индивидуальный источник рентгеновского излучения Am241. До отправки полученных научных данных в поток телеметрии они проходят первичную обработку на борту спутника.

Краткие технические характеристики спектрометра HEXTE:

Энергетический диапазон 12-250 кэВ в 256 каналах Энергетическое разрешение E/E E 0.5, 15% на 60 кэВ Временное разрешение 7.6 мкс (макс.), 0.98 мс (яркий источник) Эффективная площадь Эффективная экспозиция 60% полного времени Скорость счета от Крабовидной Туманности (12-250 кэВ) 250 отсч. в сек. на пакет детекторов Детекторный фон (12-250 кэВ) 90 count/s per cluster Калибровочный источник Вариации привязки энергии 10 13 Гс) в системе говорит соотношение между собственным периодом вращения нейтронной звезды и ее светимостью, в предположении, что период близок к равновесному (Ву и др. 1996).

Табл. 3.1. Параметры аппроксимации спектра излучения источника LMC X-4 по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ (JEM-X + IBIS)а а Все ошибки даны на уровне 1.

б Светимость в диапазоне 3-100 кэВ в предположении расстояния до в Величина 2, нормированная на число степеней свободы N.

г Параметры зафиксированы на значениях, полученных для высокого 3.5 Заключение В главе представлены результаты долговременного временного и спектрального анализа излучения рентгеновского пульсара LMC X-4, проведенного по данным наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ, выполненным в январе 2003 года, и многолетним наблюдениям (1996-2004 гг.) монитора всего неба обсерватории RXTE.

С высокой точностью определена средняя за последние 8.5 года величина периода прецессии (30.275 ± 0.004 дня). Учитывая несовпадение моментов перехода источника во включенное состояние, предсказанные по данным других авторов, показано, что данная величина не является постоянной и, скорее всего, изменяется неравномерно.

По данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ отмечены небольшие всплески излучения, появляющиеся после выхода рентгеновского источника из затмения. Зарегистрирована вспышка излучения во время низкого состояния длительностью около 10 часов. Значение нулевой фазы орбитального периода, определенное более 20 лет назад, хорошо удовлетворяет нашим наблюдательным данным, что говорит о стабильности величины самого орбитального периода.

Для разных состояний, различаемых по интенсивности объекта, был проведен спектральный анализ. Спектр источника описывается характерной для данного класса объектов моделью, включающей в себя степенной закон с завалом на высоких энергиях. В рамках проверки гипотезы о наличии в спектре источника циклотронной особенности в диапазоне энергий 4-100 кэВ была соответствуюНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА LMC X- щим образом модернизирована аппроксимирующая модель. В результате такого анализа было показано, что в спектре пульсара отсутствует подобная особенность со значимостью, превышающей 2. Сопоставление полученных ограничений с результатами других авторов (Ву и др. 1996) свидетельствует, скорее, о сильном магнитном поле (> 1013 Гс) на поверхности нейтронной звезды, чем о слабом (< 5 1011 Гс).

Глава Магнитное поле и расстояние до рентгеновского пульсара KS 1947+ 4.1 Введение Транзиентный рентгеновский источник KS 1947+300 был открыт в июне 1989 года при наблюдениях области Cyg X-1 телескопом ТТМ на борту модуля КВАНТ орбитальной станции МИР (Бороздин и др., 1990). При этом регистрируемый от него поток составлял 70 ± 10 мКраб в диапазоне энергий 2-27 кэВ, а спектр аппроксимировался степенным законом с показателем = 1.72 ± 0. и фотопоглощением на низких энергиях с плотностью атомов водорода на луче зрения NH = (3.4 ± 3.0) 1022 см2. В апреле 1994 г. в той же области неба монитором BATSE обсерватории ComptonGRO был обнаружен рентгеновский пульсар GRO J1948+32 с периодом 18.7 сек. Спектр данного источника в диапазоне энергий 20-120 кэВ описывался степенным законом с фотонным индексом = 2.65 ± 0.15 (Чакрабарти и др., 1995). Позднее было установлено, что KS 1947+300 и GRO J1948+32 представляют из себя один и тот же объект – транзиентный рентгеновский пульсар (Свонк, Морган, 2000).

До последнего времени не было известно случаев резкого сбоя периода пульсаций (так называемых глитчей, английское – glitches) у аккрецирующих рентгеновских пульсаров. Однако Галловей и др. (2004), проведя анализ данных обсерватории RXTE, указывают на наличие у источника KS 1947+300 изменений периода пульсаций за очень короткое время. Так, в январе 2001 г. частота его пульсаций увеличилась примерно на 1.8 10 6 Гц менее чем за 10 часов (темп изменения – 5 1011 Гц с1 ), при этом значительного увеличения рентгеновского потока не наблюдалось. Относительное же изменение частоты в данном случае составило = 3.7 105, что значительно больше аналогичной величины, наблюдаемой при глитчах у радиопульсаров (Кравчик и др., 2003) и аномальных рентгеновских пульсаров (Каспи, Гавриил, 2003). В то же вреНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА KS 1947+ Рис. 4.1. Карта участка неба, содержащего KS 1947+300, полученная телескопом IBIS в энергетическом диапазоне 18-60 кэВ. Общая экспозиция составляет около 6 ксек.

мя, сравнение с результатами монитора BATSE показывает наличие замедления вращения пульсара со средней скоростью 8 1013 Гц с1 на масштабе неf скольких лет. Основываясь на поведении периода пульсаций во время вспышки 2000-2001 гг., Галловей и др. (2004) определили параметры двойной системы:

орбитальный период Porb = 40.415 ± 0.010 дней, проекция полуоси релятивистского объекта ax sini = 137 ± 3 световых сек, эксцентриситет e = 0.033 ± 0.013.

Оптический компаньон в системе представляет из себя звезду спектрального класса B0Ve. При этом, если истинная светимость звезды характерна для звезд данного спектрального класса, то расстояние до нее оценивается в 10 кпк (Негерела и др., 2003).

4.2 Наблюдения В рамках Основной программы наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ при сканировании Галактической плоскости в поле зрения научных приборов время от времени попадает рентгеновский пульсар KS 1947+300. В настоящей главе анализируются данные наблюдений, проведенных ИНТЕГРАЛом с декабря 2002 года по апрель 2004 года. За это время было сделано около 700 наведений, в которых исследуемый объект попадал в поле зрения инструментов обсерватории, при этом общая экспозиция составила около 1.5 млн сек.

На рис. 4.1 показана область неба, содержащая рентгеновский пульсар KS 1947+300, полученная телескопом IBIS в диапазоне энергий 18-60 кэВ. Карта построена во время сканирования Галактической плоскости, проведенного мая 2003 г. (MJD 52770). Значимость регистрации источника составила 29 при Табл. 4.1. Наблюдение пульсара KS 1947+300 телескопом IBIS б невозможно определить из-за малой статистики общей экспозиции 6 ксек.

Из-за того, что исследуемый объект в подавляющем большинстве случаев не попадал в поле зрения рентгеновского монитора JEM-X, входящего в состав обсерватории ИНТЕГРАЛ, нам не удалось проанализировать его поведение в стандартном рентгеновском диапазоне энергий. Поэтому для восполнения информации в этом диапазоне (1.3-12.2 кэВ) были использованы одновременные данные монитора ASM обсерватории RXTE. Кроме того, на основании открытых данных обсерватории RXTE была прослежена эволюция излучения источника в широком диапазоне энергий во время одной из предыдущих вспышек 2000-2001 гг. (Obs. ID 50068, 50425 и 60402).

4.3 Временной анализ Как уже упоминалось выше, источник KS 1947+300 проявляет сильную вспышечную активность. На рис. 4.2 показана его кривая блеска в диапазоне энергий 18-60 кэВ, полученная по данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ в 2002 – 2004 гг. (верхняя панель), и соответствующая кривая блесНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА KS 1947+ Рис. 4.2. Кривая блеска пульсара KS 1947+300 в диапазоне энергий 18-60 кэВ (верхняя панель) и соответствующая кривая блеска в диапазоне 1.3-12.2 кэВ (нижняя панель).

Ошибки соответствуют одному стандартному отклонению.

ка в диапазоне энергий 1.3-12.2 кэВ по данным монитора ASM обсерватории RXTE (нижняя панель).

Как видно из кривой блеска, во время первой серии наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ в декабре 2002 г. (MJD 52600–52650) источник находился в “низком” состоянии, при этом его интенсивность составляла 4.5 мКраб в диапазоне энергий 18-60 кэВ. В конце указанного периода времени поток от источника начал увеличиваться и достиг 30 мКраб, однако полностью вспышку нам пронаблюдать не удалось.

Во время дальнейших наблюдений пульсар KS 1947+300 попадал в поле зрения телескопа IBIS гораздо реже, что, однако, позволило зарегистрировать от него несколько мощных вспышек излучения. Первая из них началась в середине апреля 2003 г. (MJD 52750) и длилась приблизительно 50 дней, а максимальный поток от источника составил около 80 мКраб в диапазоне энергий 18-60 кэВ. В дальнейшем нами были зарегистрированы еще два всплеска излучения от исследуемого объекта в декабре 2003 г. и апреле 2004 г. с максимальными потоками 70 (MJD 52985) и 100 (MJD 53102) мКраб в диапазоне энергий 18-60 кэВ, Рис. 4.3. Профили импульса KS 1947+300, полученные телескопом IBIS при разных интенсивностях излучения: средняя болометрическая светимость источника составляет (a) 2.6 1037 эрг с1 (MJD 52770), (b) 1.5 1037 эрг с1 (MJD 52994) и (c) 0. 1037 эрг с1 (MJD 52605–52615).

соответственно. Из рис. 4.2 видна явная корреляция между интенсивностью излучения источника в жестком и мягком рентгеновских диапазонах энергий.

В таблице 4.1 приведены потоки излучения от пульсара KS 1947+300, измеренные в диапазоне энергий 18–60 кэВ, орбитальные фазы во время рассматриваемых наблюдений, рассчитанные исходя из значения T /2 = 51985.31 MJD, приведенного в работе Галловея и др. (2004), и значения периода его пульсаций, определенные методом наложения эпох после коррекции времен прихода фотонов на движение Земли, космического аппарата и нейтронной звезды в двойной системе. Как видно из таблицы, частота пульсаций источника вблизи максимума апрельской вспышки 2003 г. (MJD 52760–52780) оказывается пропорциональной величине потока излучения от него. Из-за недостатка наблюдательных данных и статистики (см., например, результаты измерений периода пульсаций во время вспышки в декабре 2003 г.) значимость этого результата невелика, однако он согласуется с результатами измерений периода пульсаций во время предыдущих вспышек обсерваториями ComptonGRO и RXTE.

Анализ излучения рентгеновских пульсаров показывает, что их профили имНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА KS 1947+ пульса могут сильно зависеть от энергии и интенсивности источника (см., например, Вайт и др. 1983, Нагазе 1989, Лутовинов и др. 1994 и ссылки там).

Мы исследовали поведение профиля импульса и доли пульсирующего излучения источника KS1947+300 в зависимости от его состояния. На рис. 4.3 приведены фазовые кривые блеска пульсара, полученные по данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ и усредненные при разных интенсивностях излучения: (a) поток от источника в диапазоне энергий 18-60 кэВ F 78 мКраб (MJD 52770), (b) F 48 мКраб (MJD 52994) и (c) F 5 мКраб (MJD 52605–52615). В первом случае профиль импульса представляет из себя один широкий пик, незначительно уменьшающий свою интенсивность с ростом фазы. По мере уменьшения интенсивности источника начинает проявляться более тонкая структура профиля (разделение на несколько отдельных пиков). Во время наблюдений апреля 2004 г. (MJD 53102), когда максимальный поток от источника в диапазоне энергий 18-60 кэВ составил около 96 мКраб, профиль импульса имел форму, идентичную приведенной на рис. 4.3a.

Для дальнейшего анализа полученных результатов и сравнения их с теоретическими моделями следует перейти от потоков к светимостям в широком диапазоне энергий, что однако затруднительно сделать в большинстве случаев из-за наличия в нашем распоряжении данных только в жесткой части спектра. Учитывая это, для приблизительной оценки болометрической светимости пульсара во время наблюдений обсерваторией ИНТЕГРАЛ вспышки в апреле-мае 2003 г. мы воспользовались следующим методом: в предположении основного энерговыделения в диапазоне энергий 2–100 кэВ и расстояния до объекта d = 10 кпс была получена его болометрическая светимость во время наблюдения 7 апреля г., когда исследуемый источник попадал также в поле зрения телескопа JEM-X.

Затем, сравнивая потоки в жесткой части спектра по данным телескопа IBIS в этой и интересующей нас точках, можно получить величину светимости объекта из простых соображений пропорциональности. Однако следует понимать, что данная оценка верна лишь с точностью постоянства формы спектра в двух сравниваемых точках. Таким образом, представленные на рис. 4.3 профили импульса соответствуют приблизительным болометрическим светимостям источника (а) 2.5 1037, (б) 1.5 1037 и (в) 0.2 1037 эрг с1, соответственно.

Для сравнения на рис. 4.4 приведены профили импульса источника KS 1947+300, полученные по данным спектрометра HEXTE обсерватории RXTE в диапазоне энергий 18-60 кэВ. Наблюдения проводились во время вспышки излучения от исследуемого источника, начавшейся в декабре 2000 г.

Каждая панель рисунка соответствует средней болометрической светимости источника 10.6 1037, 5.4 1037, 3.4 1037, 0.9 1037, 0.3 1037 эрг с1 с уменьшением сверху вниз. Существенным различием между этой вспышкой и вспышками, зарегистрированными обсерваторией ИНТЕГРАЛ, является ее в 3 раза большая длительность и в 4 раза большая интенсивность. Тем не менее, в этом случае поведение профилей импульса оказывается схожим с наблюдавшимся обсерваторией ИНТЕГРАЛ (рис. 4.3). В самом ярком состоянии профиль импульса представляет из себя один широкий пик с его разделением на вершине Рис. 4.4. Профили импульса KS 1947+300, полученные спектрометром HEXTE при разных интенсивностях излучения во время вспышки 2000-2001 гг. (фон не вычтен).

Средняя болометрическая светимость источника составляет (a) 11 10 37 эрг с1, (b) 8 1037 эрг с1, (c) 4.5 1037 эрг с1, (d) 1.2 1037 эрг с1, (e) 0.4 1037 эрг с1.

на два подпика, один из которых значительно уже второго; интенсивность профиля уменьшается с ростом фазы. С уменьшением светимости источника все более четким становится разделение на несколько подпиков. При достижении светимости объекта 0.9 1037 эрг с1 профиль вновь становится двухпиковым, причем основной пик смещается приблизительно на четверть фазы назад. Такое поведение профиля импульса может быть связано с различными режимами излучения в зависимости от светимости источника (Баско, Сюняев 1976). В более мягкой области спектра по данным спектрометра PCA обсерватории RXTE также существует подобная зависимость формы импульса от интенсивности источНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА KS 1947+ Рис. 4.5. Профили импульса KS 1947+300, полученные обсерваторией RXTE в разных энергетических диапазонах. Ошибки соответствуют одному стандартному отклонению.

ника, однако не так ярко выраженная (см. рис. 3 в работе Галловея и др. 2004).

На рис. 4.5 показано изменение профиля импульса исследуемого объекта в зависимости от энергетического диапазона. На двух верхних панелях представлены фазовые кривые блеска, полученные по данным спектрометра PCA обсерватории RXTE во время наблюдений 10 февраля 2001 г. (MJD 51950), на нижней – по данным спектрометра HEXTE, усредненным за время нахождения источника вблизи максимума блеска (MJD 51941-51959). По мере роста энергии наблюдается увеличение относительной интенсивности первого пика, однако существенных изменений формы не обнаружено.

Из-за отсутствия на данный момент возможности корректного определения фона мы не смогли провести анализ поведения доли пульсирующего излучения по данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ. Поэтому для подобного анализа были использованы данные спектрометров HEXTE и PCA обсерватории RXTE. На рис. 4.6а приведена зависимость доли пульсирующего излучения, определяемой как P = (Imax Imin )/(Imax + Imin ), где Imax и Imin – скорректированные на фон значения скорости счета в максимуме и минимуме профиля импульса, от орбитальной фазы, полученная по данным спектрометра HEXTE в Рис. 4.6. Зависимость доли пульсирующего излучения в диапазоне энергий 18-60 кэВ от орбитальной фазы пульсара KS 1947+300 во время вспышки 2000-2001 гг. по данным спектрометра HEXTE обсерватории RXTE (верхняя панель) и в диапазоне энергий 3- кэВ по данным спектрометра PCA обсерватории RXTE (нижняя панель).

диапазоне энергий 18–60 кэВ в области максимума вспышки 2000-2001 гг. Видно, что вблизи фазы 0.5 существует минимум. Аналогичная зависимость, хотя несколько менее выраженная, характерна и для данных, полученных спектрометром PCA в диапазоне энергий 3-20 кэВ (рис. 4.6б). Небольшой разброс точек по величине доли пульсирующего излучения на близких орбитальных фазах объясняется зависимостью этой величины от интенсивности источника.

4.4 Спектральный анализ Как было показано в предыдущей главе, во время рентгеновских вспышек у источника KS 1947+300 наблюдается зависимость формы профиля импульса от Рис. 4.7. Энергетический спектр излучения источника KS 1947+300 по данным наблюдений телескопами JEM-X и IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ 7 апреля 2004 года.

Пунктирной линией показана наилучшим образом аппроксимирующая спектр модель.

светимости. В связи с этим представляет особый интерес исследование поведения спектра излучения объекта в зависимости от фазы вспышки.

В стандартном рентгеновском диапазоне энергий пульсар KS1947+300 был значимо зарегистрирован телескопом JEM-X обсерватории ИНТЕГРАЛ лишь один раз – во время наблюдений 7 апреля 2004 г., когда его болометрическая светимость составляла около Lx 3.1 1037 эрг с1. Спектр источника в широком диапазоне энергий хорошо описывается типичной для объектов этого класса моделью (формула (5)) Энергетический спектр KS 1947+300, восстановленный по данным телескопов JEM-X и IBIS показан на рис. 4.7, а параметры его наилучшей аппроксимации этой моделью приведены в таблице 4.2.

Табл. 4.2. Параметры аппроксимации спектра излучения источника KS1947+300 а По данным обсерватории ИНТЕГРАЛ (JEM-X + IBIS) в Значение 2, нормализованное на число степеней свободы N.

г Значения параметров зафиксированы.

д Только по данным спектрометра PCA (3-20 кэВ).

Рис. 4.8. Энергетические спектры излучения источника KS 1947+300 при разных светимостях во время вспышки 2000-2001 гг. по данным обсерватории RXTE. Сплошными линиями представлены результаты аппроксимации спектра моделью степенного закона с завалом на высоких энергиях.

В остальных наблюдениях обсерватории ИНТЕГРАЛ пульсар значимо регистрировался только детектором ISGRI телескопа IBIS и его спектр мог быть восстановлен в диапазоне энергий выше 18 кэВ. При описании спектров источника в этих сеансах моделью тормозного излучения во всех трех случаях (когда была возможность восстановить спектр) его температура оставалась примерно одинаковой в пределах погрешности и составляла около kT 33 кэВ. В таблице 4.2 приведены параметры аппроксимации тех же спектров моделью, использованной выше при описании широкополосного спектра, но параметры, значения которых выходят за пределы энергетического диапазона детектора ISGRI, были зафиксированы на значениях, полученных при анализе спектра, измеренного апреля 2004 г. Видно, что характерная энергия экспоненциального завала в спектре источника Ef (которая и определяется при таком подходе) остается практически постоянной. Относительно большое значение 2 для некоторых спектров связано с недостатком статистики в этих наблюдениях.

Для более подробного анализа поведения спектра источника в широком диаОбсуждение пазоне энергий были использованы данные обсерватории RXTE, полученные во время вспышки 2000-2001 гг. На рис. 4.8 показаны энергетические спектры, усредненные за те же периоды времени, что и при получении профилей импульса (т.е. примерно за февраль, март, апрель и май 2001 г., соответственно), при этом в июне источник имел слишком низкую светимость для восстановления спектра его излучения по данным спектрометра HEXTE и на рисунке показана лишь “мягкая” его часть, полученная по данным спектрометра PCA. Для диапазона энергий 4-20 кэВ использовались данные спектрометра PCA, для диапазона энергий 20-100 кэВ – данные спектрометра HEXTE. По данным обсерватории RXTE в спектре источника была зарегистрирована особенность, связанная с эмиссионной линией нейтрального железа (6.4 кэВ). Параметры наилучшей аппроксимации спектров пульсара в разных состояниях приведены в таблице 4.2. Интересно отметить, что с уменьшением интенсивности излучения источника его спектр становится несколько “жестче”, а характерные энергии завала E c и Ef уменьшаются (для наблюдения в июне 2001 г. аппроксимация проводилась только по данным спектрометра PCA). Из сравнения результатов двух обсерваторий видно, что значения параметров аппроксимирующей модели для данных, полученных обсерваторией ИНТЕГРАЛ в апреле 2004 г., также удовлетворяют этой зависимость.

4.5 Обсуждение 4.5.1 Эволюция профиля импульса Основываясь на модели, предложенной Баско и Сюняевым (1976а, см. Введение), Пармар и др. (1989) впервые объяснили зависимость формы профиля импульса транзиентного рентгеновского пульсара EXO 2030+375 от его светимости. Авторами было проведено моделирование профиля импульса с помощью простой геометрической модели, где излучение испускается из магнитных полюсов вращающейся нейтронной звезды, смещенных относительно оси ее вращения. Исследование проводилось в широком интервале интенсивности излучения: от 1036 до 1038 эрг с1. При этом указывается, что по мере уменьшения светимости источника доминирующим становится излучение вверх.

В случае пульсара KS 1947+300 поведение его формы импульса оказывается аналогичным с описанным выше. Для анализа нами были взяты данные приборов IBIS и HEXTE для двух различных вспышек излучения с интервалом интенсивностей (0.2 3.1) 1037 и (0.3 10.6) 1037, соответственно. Рассмотрение профилей импульса в “жестких” диапазонах энергий объясняется их относительной независимостью от внешних факторов, в частности, меньшей зависимостью формы от поглощения вдалеке от поверхности звезды. В обоих сериях наблюдений происходит переход через критическую светимость L, что находит свое отражение в изменении формы профиля импульса (см. рис. 4.3 и 4.4). В случае высоких светимостей (т.е. при формировании аккреционных колонок) можно ожидать, спектр излучения должен быть “мягче”, чем в низком состоянии, что подтверждается результатами спектрального анализа.

4.5.2 Циклотронные линии и магнитное поле Для поиска в спектре излучения источника особенностей, связанных с резонансной линией циклотронного поглощения мы воспользовались методом, описанным в главе 3 при исследовании пульсара LMC X-4. При этом энергия центра линии Ecyc менялась в диапазоне 5-90 кэВ с шагом 5 кэВ, а ее ширина была зафиксирована на 5 кэВ. Используя критерий 2 нами было найдено наиболее вероятное положение возможной циклотронной линии на энергии около 70 кэВ, однако значимость данной особенности не превышает 2. Таким образом, на настоящий момент можно заключить, что либо чувствительности и эффективной экспозиции современных приборов обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE не хватает для обнаружения циклотронной линии в спектре источника KS1947+300, либо она лежит за пределами диапазона энергий 5-100 кэВ. Если верно второе, то величина магнитного поля на поверхности нейтронной звезды должна быть либо < 5.6 1011 Гс, либо > 1013 Гс.

4.5.3 Эволюция периода пульсаций Во время вспышек у рентгеновских пульсаров происходит значительное увеличение темпа аккреции вещества на нейтронную звезду. В таком случае можно наблюдать ускорение вращения пульсара, что связано с увеличением количества вращательного момента, переданного аккрецируемым веществом нейтронной звезде; при этом важную роль играет величина магнитного поля нейтронной звезды.

Как было отмечено выше, во время одной из наблюдавшихся обсерваторией ИНТЕГРАЛ вспышек (апрель 2003 г.) была обнаружена общая для целого ряда рентгеновских пульсаров (см. Введение) зависимость между потоком излучения, регистрируемым от источника, и частотой его пульсаций, аналогичная наблюдавшейся обсерваторией RXTE во время вспышки 2000-2001 гг.

Исходя из наблюдаемых характеристик пульсара KS 1947+300 во время вспышек мы можем, основываясь на модели замагниченной нейтронной звезды (Гош, Лэмб, 1979), попытаться оценить величину ее магнитного поля и расстояние до двойной системы. В случае аккреции из диска должно выполняться следующее соотношение:

где µ – магнитный момент нейтронной звезды с магнитным полем B и радиусом R, n(s ) - безразмерная функция, зависящая от параметра быстроты s, d расстояние до системы и F - рентгеновский поток от нее.

Рис. 4.9. Зависимость темпа изменения частоты пульсаций источника KS1947+300 от его светимости по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ (треугольники) и RXTE (кружки). Сплошной линией показана модельная зависимость для значений расстояния до системы d 9.5 кпс и магнитного поля B 2.5 1013 Гс.

На рис. 4.9 показана зависимость темпа изменения частоты пульсаций от потока излучения, регистрируемого от KS 1947+300. Точки на графике соответствуют измеренным значениям ускорения и замедления пульсара в области максимума вспышки в апреле-мае 2003 г. по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ и ускорения пульсара во время вспышки 2000-2001 гг. по данным обсерватории RXTE. При аппроксимации этих данных функцией, заданной уравнением (4.1), были зафиксированы масса и радиус нейтронной звезды на значениях 1.4M и 106 см, соответственно. В результате были получены следующие величины:

расстояние до источника d = 9.5 ± 1.1 кпс и магнитное поле нейтронной звезды B = 2.51.1 1013 Гс, что соответствует положению циклотронной особенности в спектре излучения объекта на энергии около 220 кэВ. Полученные значения согласуются с оценкой расстояния до системы из оптических наблюдений (Негерела и др. 2003), и оценкой величины магнитного поля из анализа спектров источника (см. выше). Следует отметить, что для величины безразмерного углового момента n(s ) использовалось выражение из работы Ли, Вонга (1996) n(s ) = 1 + 20(11.94s ). При использовании в качестве аппроксимации n( s ) функции, предложенной Гошем, Лэмбом (1979), получаемое значение магнитНАБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАРА KS 1947+ ного поля оказывается несколько меньшим B 1.6 10 13 Гс, однако расстояние до системы значительно увеличивается d 14 кпс. Если зафиксировать последний параметр на значении 10 кпс, то значение поля на поверхности нейтронной звезды уменьшается до величины B 5 10 12 Гс, однако качество аппроксимации точек на рис. 4.9 значительно ухудшается.

Как отмечалось в параграфе 4.1, средний темп замедления пульсара KS 1947+300 достаточно мал, что дает возможность рассматривать его период пульсаций как близкий к равновесному. Тогда в случае дисковой аккреции этот период связан с параметрами нейтронной звезды следующим образом:

Peq 1.0 L37 µ30 сек (Липунов, 1987). Принимая светимость источника равэрг с1, период пульсаций 18.7 с, получаем величину магнитного ной поля 3 1013 Гс, что находится в хорошем согласии с приведенными выше оценками.

4.6 Заключение Представлены результаты анализа наблюдений рентгеновского пульсара KS 1947+300, выполненного по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE в широком рентгеновском диапазоне энергий 3-100 кэВ.

Обнаружена зависимость формы профиля импульса от светимости источника. Показано, что доля пульсирующего излучения существенно меняется с орбитальной фазой и достигает минимума на орбитальной фазе 0.5.

Основываясь на модели замагниченной нейтронной звезды, апробирован метод для исследования свойств пульсара по изменению темпа его ускорения/замедления во время вспышек. Используя данный метод, получены оценки на величину магнитного поля пульсара KS 1947+300 и расстояния до двойной системы. В результате были получены следующие величины: расстояние до источника d = 9.5 ± 1.1 кпс и магнитное поле нейтронной звезды B = 2.5 +0. Гс, что соответствует положению циклотронной особенности в спектре излучения объекта на энергии около 220 кэВ.

Глава V 0332+53 во время вспышки 2004-2005 гг.: зависимость циклотронной частоты и профиля импульса от светимости пульсара 5.1 Введение Транзиентный рентгеновский источник V 0332+53 был открыт обсерваторией Vela 5B в 1973 году (Террел, Предгорский, 1983), когда интенсивность его излучения достигла значения 1.4 Краб в диапазоне энергий 3 12 кэВ. Длительность вспышки составила около трех месяцев, по истечении которых источник полностью исчез из поля зрения обсерватории.

Во время более поздних наблюдений обсерваторией EXOSAT в ноябре – январе 1984 гг. были определены некоторые параметры пульсара и двойной системы: период собственных пульсаций 4.375 с, орбитальный период 34. дня, эксцентриситет орбиты 0.31, проекция полуоси релятивистского объекта ax sini 48 световых сек (Стелла и др., 1985). В той же работе было отмечено, что уменьшение интенсивности источника сопровождается изменением формы импульса от двухпиковой к однопиковой и существенным ужестчением его спектра. Позднее, при наблюдении исследуемого объекта обсерваторией Ginga, в его спектре была обнаружена особенность, ассоциируемая с резонансной линией циклотронного поглощения на энергии E cyc = 28.5 ± 0.5 кэВ, что соответствует величине магнитного поля на поверхности нейтронной звезды 3 10 12 Гс (Макишима и др., 1990). Позднее, в работе Михары и др. (1998) было показано, что положение основной гармоники в спектре возможно не является постоянным, а имеет разные значения для разных светимостей.

Очередная мощная вспышка излучения от источника началась в самом конце 2004 года (Свонк и др. 2004) и была предсказана по увеличению потока от звезды-компаньона в оптическом диапазоне, который достиг максимума 31 янV 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ варя 2004 г. (Горанский, Барсукова, 2004). Предварительный анализ данных обсерватории RXTE, полученных в период 24-26 декабря 2004 г., показал, что кроме линии поглощения на энергии 26.34 ± 0.03 кэВ в спектре источника присутствуют еще две подобных особенности в жесткой части спектра на энергиях 49.1 ± 0.2 и 74 ± 2 кэВ, которые были интерпретированы как высшие гармоники основной циклотронной частоты (Кобурн и др., 2005). Аналогичный результат был получен по данным первых 100 ксек наблюдений источника обсерваторией ИНТЕГРАЛ (Крейкенбом и др. 2005).

В работе Негерела и др. (1999) приведены результаты оптических наблюдений звезды BQ Cam – нормального компаньона рентгеновского источника V 0332+53, в которой уточнен спектральный класс звезды – O8-9Ve и получена оценка расстояния до двойной системы – порядка 7 кпс.

5.2 Наблюдения Для исследования источника нами были использованы данные наблюдений, проведенных во время мощной вспышки излучения в период с конца декабря 2004 г. по конец февраля 2005 г. орбитальными астрофизическими обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE. Обсерваторией ИНТЕГРАЛ за этот период было сделано около 130 наведений на источник в различных режимах (сканирование Галактической плоскости и ТОО наблюдения), при этом общая экспозиция составила около 400 тыс. сек. В проведенном анализе использовались данные телескопа IBIS (детектор ISGRI) и рентгеновского монитора JEM-X.

Наряду с данными обсерватории ИНТЕГРАЛ в работе были использованы данные научных приборов обсерватории RXTE: одновременные данные монитора всего неба ASM, спектрометров PCA и HEXTE (Obs. ID 90427).

В таблице 5.1 приведен журнал наблюдений рентгеновского пульсара V 0332+53 по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE. В первом столбце указана дата наблюдения, второй столбец показывает экспозицию, по которой осуществлялось усреднение, третий и четвертый столбцы – поток от источника и его светимость (вычислялась в предположении расстояния до источника 7 кпс) в диапазоне энергий 3 100 кэВ, соответственно. Указанная величина светимости объекта рассматривалась нами как близкая к болометрической в предположении, что основное энерговыделение происходит в диапазоне энергий кэВ.

5.3 Кривая блеска На рис. 5.1 (верхняя панель) представлена кривая блеска пульсара V 0332+53 по данным монитора всего неба ASM, построенная по усредненным за день наблюдениям. Как видно из рисунка нарастание интенсивности излучения источника происходило почти линейно в течении 30 дней, в максимуме интенсивности источник находился около 10 дней и затем в течение 50 дней Табл. 5.1. Наблюдения рентгеновского пульсара V0332+53 обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE в 2004–2005 гг.

а в энергетическом диапазоне 3-100 кэВ б в энергетическом диапазоне 3-100 кэВ, предполагая расстояние до системы 7 кпс 82 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ Рис. 5.1. Кривая блеска рентгеновского пульсара V0332+53, полученная во время вспышки: (a) по данным монитора ASM/RXTE; (b) по данным телескопа IBIS/INTEGRAL в жестком диапазоне энергий; (c) по данным телескопа IBIS/INTEGRAL с временным разрешением 300 сек в ярком состоянии. Сплошная линия показывает наилучшую аппроксимацию небольшого всплеска гауссианой с максимумом на MJD 53380.3 и длительностью 4.5 часа.

регистрируемый поток плавно уменьшался до предвсплескового значения. Последнее может быть описано экспоненциальным законом с характерным временем спада 17 дней. Сравнение вспышки 2004-2005 гг. с предыдущими показывает, что и по длительности и по рентгеновскому потоку в максимуме она является типичной для данного источника.

Ввиду ограничений по ориентации спутника относительно Солнца наблюдения обсерватории ИНТЕГРАЛ были начаты уже после прохождения источником максимума излучения. Кривая блеска пульсара по всем имеющимся в нашем распоряжении данным детектора ISGRI обсерватории ИНТЕГРАЛ в жестком диапазоне энергий 18 60 кэВ показана на средней панели рис. 5.1. Видно, что примерно за полтора месяца поток от источника в диапазоне энергий 18 60 кэВ уменьшился с 900 до 100 мКраб, причем форма кривой блеска в жестком диапазоне несколько отличается от описанной выше кривой блеска в диапазоне энергий 1.3 12.2 кэВ.

При анализе кривой блеска пульсара V 0332+53 в мягком диапазоне энергий по данным монитора всего неба ASM, было замечено, что его интенсивность подвержена переменности с амплитудой около 20% (вблизи максимума вспышки).

По мере уменьшения среднего потока от источника амплитуда переменности уменьшается и к концу вспышки практически исчезает. Переменность, приблизительно с той же амплитудой, была обнаружена и в жестком диапазоне энергий по данным детектора ISGRI. На рис. 5.1 (нижняя панель) представлена детальная кривая блеска пульсара с временным разрешением 300 секунд в диапазоне энергий 18 60 кэВ для периода времени, когда источник находился в ярком состоянии и где переменность просматривается наиболее явно. В правой части рисунка показан всплеск излучения с максимумом примерно на MJD 53380.3 и общей продолжительностью около 4.5 часов. Сплошной линией показана наилучшая аппроксимация профиля всплеска гауссианой.

5.4 Спектральный анализ Спектр источника V0332+53 заслуживает отдельного внимания. Это всего лишь второй аккрецирующий рентгеновский пульсар после 4U0115+63, в спектре которого обнаружена не только резонансная линия циклотронного поглощения на энергии 25 кэВ, но и две ее высшие гармоники с энергиями 47 и 75 кэВ (Кобурн и др. 2005, Крейкенбом и др. 2005). Континуум спектра пульсара хорошо описывается степенным законом с экспоненциальным завалом на высоких энергиях, что типично для объектов этого класса (формула (5)).

Большое количество наблюдений пульсара V0332+53, проведенных обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE, позволяют построить спектр источника в различных фазах вспышки и проследить эволюцию его параметров. Для описания спектра источника нами была использована модель степенного закона с экспоненциальным завалом (формула (6), модель cutoffpl в пакете XSPEC), модифицированная тремя линиями поглощения в форме профиля Лоренца (формула (9)).

Рассматриваемая модель аппроксимирует спектр источника также хорошо, как и стандартная пульсарная модель степенного закона с завалом на высоких энергиях, описанная выше (модель powerlaw*highecut в пакете XSPEC), однако имеет на один параметр меньше. Кроме того, получающаяся при аппроксимации моделью powerlaw*highecut энергия слома спектра E cut оказывается достаточно малой (5 6) кэВ, что, при ограниченности со стороны мягких энергий диапазона используемых приборов (3 кэВ для PCA и 4.5 кэВ для JEM-X), не позволяло хорошо определять и ограничивать наклон спектра. Также, при аппроксимации данных обсерватории RXTE, в модель была добавлена линия флуоресцентного железа с энергией 6.4 кэВ. Монитором JEM-X данная особенность уверенно не регистрировалась. Отчасти это связано с более низкой по сравнению со 84 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ Рис. 5.2. Энергетический спектр пульсара V0332+53 по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ для двух состояний (272 и 284 орбиты).

спектрометром PCA чувствительностью, отчасти с несовершенством матрицы отклика монитора на таких энергиях (более подробно см. комментарии в главе 7 и работе Филипповой и др. 2005).

Типичный вид энергетического спектра источника, полученного по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ в ярком состоянии в 272 орбите (см. Таблицу 5.1), показан на рис. 5.2. При его аппроксимации описанной выше моделью были получены следующие параметры:

Для сравнения спектр, полученный во время низкого состояния (284 орбита) показан на том же рисунке.

В приведенном спектре хорошо видна резонансная линия циклотронного поглощения и ее вторая гармоника. Несмотря на довольно быстрый спад интенсивности источника и слабость его излучения на высоких энергиях (> 65 кэВ), включение в модель третьей гармоники с энергией 75 80 кэВ позволяет существенно (2 = 18 для трех степеней свободы) улучшить качество аппроксимации. Данная гармоника регистрируется и нескольких последующих наблюдениях, однако ее параметры (глубина и ширина) разумно ограничиваются только в ярком состоянии (до 284 орбиты). Фиксирование этих параметров на определенных по яркому состоянию не позволяет существенно улучшать аппроксимацию спектров низкого состояния. Кроме того, из-за получающихся больших ширин третьей гармоники начинают существенно меняться параметры второй гармоники, т.е. задача определения их параметров получается сильно модельнозависимой. Необходимо отметить, что положение центра основной гармоники линии циклотронного поглощения и ее параметры не зависят от включения в применяемую модель третьей гармоники. Однако, параметры линии могут несколько зависеть от формы линии поглощения, так, например, используя профиль Гаусса, Поттсшмидт и др. (2005) получили несколько отличные от наших результаты.

Проведенный анализ показал, что применяемая модель хорошо описывает спектр источника в течение всей вспышки, как по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ так и по данным обсерватории RXTE. Наибольший интерес представляет поведение циклотронной линии поглощения, особенно ее основной гармоники, так как она хорошо регистрируется на протяжении всей вспышки. На рис. 5. темными треугольниками и квадратами показана зависимость энергии центра этой линии от светимости пульсара, определенная по данным обеих обсерваторий. Погрешность определения энергии по данным спектрометра HEXTE оказывается несколько выше, чем по данным детектора ISGRI из-за того, что экспозиция для первого оказывается меньшей. Видно, что результаты измерений хорошо согласуются между собой и ложатся практически на прямую линию, т.е.

энергия циклотронной линии линейно падает с уменьшением светимости источника. Формальная аппроксимация полученной зависимости линейным законом дает Ecycl,1 0.10L37 + 28.97 кэВ, где L37 – светимость в единицах 1037 эрг с1.

Последнее значение дает нам оценку величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды B = (1 + z)/11.6 E cycl 1012 3.0 1012 Гс.

Как было отмечено выше положение центра второй гармоники циклотронной линии уверенно определяется не во всех наблюдениях, а при уменьшении светимости источника становится модельнозависимым от включения в аппроксимирующую модель третьей гармоники. Чтобы избежать возможного влияния этой компоненты на определение параметров второй гармоники мы ограничили со стороны жестких каналов рассматриваемый диапазон энергий до 65 кэВ и аппроксимировали полученные спектры той же моделью, что и раньше, но только с двумя линиями поглощения. Динамика изменения центра второй гармоники 86 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ Рис. 5.3. Зависимость энергии циклотронной линии от светимости источника (3-100 кэВ). Треугольниками показаны результаты обсерватории ИНТЕГРАЛ, квадратами – RXTE.

со светимостью пульсара представлена на рис. 5.4 темными треугольниками и квадратами по аналогии с рис. 5.3. Видно, что хотя разброс значений оказывается несколько большим, чем в случае основной гармоники, общая тенденция возрастания энергии центра линии с уменьшением светимости сохраняется и в этом случае. Формальная аппроксимация полученной зависимости дает Ecycl,2 0.08L37. Для сравнения на том же рисунке открытыми треугольниками показаны результаты определения по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ центра второй гармоники в широкополосных (до 110 кэВ) спектрах сеансов, когда в модель была включалась третья гармоника и определялись ее параметры.

Видно, что получаемые обоими способами энергии центра второй гармоники отличаются друг от друга, особенно в сеансах с меньшей светимостью источника.

Кроме того, из рис. 5.4 видно, что результаты измерений детектором ISGRI лежат ниже близких им по датам измерений спектрометром HEXTE. Данное обстоятельство скорее всего связано с тем, что из-за более длинной экспозиции детектора ISGRI его данные в жестких каналах имеют лучшую значимость и третья гармоника циклотронной линии оказывает влияние на определение параметров второй гармоники даже в случае ограниченного до 65 кэВ диапазона Рис. 5.4. То же, что и на рис. 5.3, но для второй гармоники. Открытые треугольники показывают результаты анализа данных обсерватории ИНТЕГРАЛ в широком диапазоне энергий (до 110 кэВ) с включением в модель третьей гармоники (подробнее см. текст).

энергий. Если исключить из рассмотрения данные обсерватории ИНТЕГРАЛ, то формальная аппроксимация результатов измерения центра второй гармоники обсерваторией RXTE дает Ecycl,2 0.1L37, что совпадает с полученной ранее зависимостью для основной гармоники.

5.5 Профиль импульса Благодаря высокой интенсивности излучения пульсара V 0332+53 во время вспышки нам удалось подробно исследовать зависимость формы профиля импульса от энергетического диапазона и светимости объекта. Т.к. фон не влияет на форму профиля импульса, он не был вычтен в последующем анализе. Наиболее характерные профили импульса, полученные по данным научных приборов обсерватории ИНТЕГРАЛ в разных диапазонах энергий в зависимости от времени наблюдений (для 272 и 284 орбит), показаны на рис. 5.5 в относительных единицах. Наблюдательные особенности в форме профиля импульса могут быть разделены на две основные группы: асимметричная эволюция двухпикового профиля в относительно широких энергетических каналах и резкое изменение формы вблизи основной гармоники циклотронной линии. Ниже эти эффекV 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ Рис. 5.5. Профили импульса V0332+53, полученные по данным монитора JEMX и телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ в различных энергетических каналах и для разных светимостей источника. Нулевая фаза для каждого наблюдения выбиралась независимо.

ты будут рассмотрены более подробно.

В самом ярком состоянии (272 орбита) профиль импульса является двухпиковым синусоидальноподобным с незначительным преобладанием второго пика на самых низких энергиях (3-6 кэВ). По мере возрастания энергии фотонов относительный вклад первого пика увеличивается и уже в диапазоне энергий 10кэВ превосходит интенсивность второго. При дальнейшем увеличении энергии интенсивность первого пика продолжает увеличиваться и становится существенно больше второго в канале 30-50 кэВ. Заметного смещения пиков по фазе в зависимости от энергетического диапазона в пределах наблюдения не происходит.

По мере уменьшения интенсивности излучения пульсара происходят сущеПрофиль импульса

INTEGRAL/ISGRI + RXTE/HEXTE

V 0332+ Рис. 5.6. Изменение формы профиля импульса источника вблизи циклотронной энергии в зависимости от его светимости. Результате телескопа IBIS/ИНТЕГРАЛ показаны на верхней панеле, HEXTE/RXTE – на нижней.

Нулевая фаза для каждого наблюдения выбиралась независимо.

90 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ ственные изменения формы профиля импульса в мягких каналах (по данным монитора JEM-X). Так, например, в 274 орбите в диапазоне энергий 3-6 кэВ профиль является почти однопиковым, а в 278 и 284 орбитах в диапазонах энергий 3-6 и 6-10 кэВ относительная интенсивность первого пика очень мала. В жестких каналах (по данным телескопа IBIS) эволюция формы профиля импульса происходит аналогично тому, как было описано для 272 орбиты. В последующих наблюдениях (начиная с 284 орбиты, когда болометрическая светимость источника упала до 7.3 1037 эрг с1 ) основные описанные выше тенденции для низких энергий сохраняются, однако на энергиях порядка и выше циклотронной происходит резкое изменение формы профиля импульса: провал между пиками замывается и вместо четкого двухпикового профиль становится асимметричным однопиковым, а при увеличении энергии фаза основного минимума смещается на 0.5 (рис. 5.5). В последующих сеансах наблюдений, т.е на более низких светимостях, такая картина в широких диапазонах энергий сохраняется.

Более подробное исследование поведения профиля импульса было проведено в узких энергетических каналах в наиболее интересной области энергий – в районе основной гармоники циклотронной линии поглощения (рис. 5.6). Такое исследование было выполнено для четырех наблюдений телескопа IBIS (орбиты 272, 278, 284 и 286) и четырех наблюдений спектрометра HEXTE, близких по времени к наблюдениям ИНТЕГРАЛа (90427-01-02-03, 90427-01-03- 11+12, 90427-01-04-00 и 90427-01-04, соответственно). Последнее было сделано для получения независимого подтверждения результатов обсерватории ИНТЕГРАЛ и установления объективной картины происходящего. Энергетические каналы выбирались таким образом, что бы их ширина была примерно одинаковой и составляла порядка половины ширины циклотронной линии, а границы центральных каналов делили бы циклотронную линию пополам (т.е. два центральных канала соответствуют нижнему и верхнему крыльям циклотронной линии). При этом учитывалось, что положение центра циклотронной линии меняется с интенсивностью источника (см. Спектральный анализ).

Для самого яркого наблюдения (272 орбита) переход через центр циклотронной линии никак не отражается на изменении формы профиля импульса и сохраняются все описанные выше тенденции для более широких каналов. В последующих наблюдениях (273-278 орбиты) происходит изменение относительных интенсивностей пиков, однако профиль остается двухпиковым. При дальнейшем падении светимости до 7.3 1037 эрг с1 (284 орбита) профиль становится асимметричным однопиковым непосредственно до циклотронной частоты (в нижнем крыле линии) с резким переходом к двухпиковой форме после нее. При этом основной импульсы непосредственно за циклотронной частотой местами не меняются (как это было в 278 орбите), а смещение на половину периода импульса, выражающееся в смещении основного минимума, происходит в следующем канале. Подобная картина сохраняется и при уменьшении светимости пульсара до 4.9 1037 эрг с1 (286 орбита). При дальнейшем уменьшении светимости ( 3.4 1037 эрг с1, 287 орбита), профиль импульса в первом канале (до циклотронной линии) вновь становится двухпиковым как и при высоких светимостях, но в нижнем крыле циклотронной линии сохраняет однопиковую форму. Также сохраняется смещение профиля на половину периода в последнем канале (за верхним крылом циклотронной линии). Необходимо отметить, что из-за уменьшения светимости источника статистика в последних сеансах наблюдений недостаточна для подробного анализа структуры профиля импульса, поэтому можно говорить лишь об общих характеристиках.

Результаты подобного анализа по данным спектрометра RXTE/HEXTE полностью подтверждают сделанные выше заключения о поведении профиля импульса источника по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ (см. нижние панели рис.

5.6).

5.6 Обсуждение Транзиентный рентгеновский пульсар V 0332+53, демонстрирующий мощные вспышки излучения, во время которых интенсивность его излучения превышает 1 Краб, входит в состав двойной системы со звездой-компаньоном BQ Cam, которая принадлежит к классу Be звезд. Согласно современным представлениям (см., например, Коллинз 1987) такие объекты представляют из себя достаточно быстро вращающиеся звезды с плотным, но радиально медленным звездным ветром, который образует вокруг звезды так называемый экваториальный диск, в котором формируются эмиссионные линии, регистрируемые в спектрах таких объектов, причем размеры и сам факт существования экваториального диска не являются постоянными. Подавляющее большинство рентгеновских источников в двойных системах с Be звездами являются транзиентами и проявляют вспышечную активность. Ее причина, по-видимому, связана с эволюцией нормальной звезды, когда из вещества сформировавшегося экваториального диска происходит захват материи и формирование аккреционного диска вокруг релятивистского объекта. При накоплении в диске достаточного количества вещества начинается аккреция на нейтронную звезду и наблюдается вспышка рентгеновского излучения.

Система V 0332+53/BQ Cam является наглядным примером описанной выше картины. Как было показано Горанским (2001) предыдущим рентгеновским вспышкам, наблюдавшимся от данной системы, предшествовало значительное поярчение нормальной звезды в оптике. Последнее, как считается, связано с образованием и сбросом окружающей оболочки (экваториального диска). Начавшаяся в декабре 2004 г. вспышка не стала исключением и была предсказана по увеличению потока от оптической звезды в начале 2004 г. Такое большое (несколько сотен дней) запаздывание между оптикой и рентгеном типично для данного источника (Горанский, 2001) и, скорее всего, связано с необходимостью накопления в аккреционном диске достаточного для начала аккреции количества вещества. О том, что аккреция во время рентгеновских вспышек идет из аккреционного диска, а не из звездного ветра, свидетельствует высокая ( 5 1038 эрг/с) светимость источника, которая не может быть достигнута при 92 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ аккреции из звездного ветра. Кроме того, во время вспышки наблюдается высокий темп изменения периода пульсаций, что также характерно для систем с дисковой аккрецией и наблюдалось во время вспышек других транзиентных рентгеновских пульсаров с Be компаньонами (см., например, главу 4 для пульсара KS1947+300).

5.6.1 Циклотронная линия Как было показано Баско, Сюняевым (1976а) и Любарским, Сюняевым (1982) высота H, на которой встает ударная волна в аккреционной колонке (см.

Введение), зависит от светимости источника и может достигать в высоту нескольких радиусов нейтронной звезды:

где m – безразмерный темп аккреции в единицах 10 39 эрг/с, RNS – радиус нейтронной звезды, – функция, зависящая от магнитного поля B NS на поверхности нейтронной звезды и ширины канала аккреции. Видно, что функция высота H ведет себя практически линейно по m в широком диапазоне значений, т.е. с увеличением светимости источника высота ударной волны увеличивается приблизительно линейно.

Выше было показано, что энергия центра резонансной линии циклотронного поглощения, регистрируемой в спектре источника V 0332+53, линейно увеличивается с уменьшением его светимости. Относительное изменение энергии центра, а следовательно и соответствующего ей магнитного поля, составляет около 25%. В приближении дипольного поля нейтронной звезды, это будет соответствовать относительному изменению высоты h, на которой формируется данная особенность, 7.5%. В конце вспышки светимость источника падает до 1037 эрг с1, ударная волна опускается, высота колонки уменьшается, и мы регистрируем излучение, идущее практически с поверхности нейтронной звезды. Из-за малости относительного изменения h/R NS можно положить в первом приближении B(h) BNS h, где – коэффициент пропорциональности. Сравнивая с полученной выше из наблюдений зависимостью E cycl,1 от светимости L, получаем что h L. Таким образом, высота h, на которой формируется циклотронная особенность, ведет себя с ростом светимости источника качественно таким же образом, как и высота ударной волны H.

Непосредственно в самой ударной волне выделяется лишь малая доля запасенной в аккрецирующем веществе энергии (Баско и Сюняевым, 1976а); основная же часть поступает в расположенную под ударной волной зону оседания, в которой постепенно высвечивается через боковые стенки аккреционной колонки. Кроме того, аккреционный канал в разрезе имеет форму, близкую к треугольной, в котором собственно ударная волна занимает небольшую часть в его центральной зоне. В других областях торможение падающего вещества происходит Рис. 5.7. Зависимость отношения энергий второй и основной гармоник циклотронной линии от светимости источника (3-100 кэВ). Треугольники и квадраты показывают результаты, полученные обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE, соответственно.

за счет лучистого трения (Любарский, Сюняев 1988). Таким образом, наблюдаемое нами излучение представляет собой суперпозицию излучений с разных высот над поверхностью нейтронной звезды. Поэтому, высота h представляет собой некую усредненную или "эффективную" высоту формирования циклотронной особенности в спектре источника, не совпадающую с положением ударной волны.

Как следует из рис. 5.4, поведение энергии центра второй гармоники циклотронной линии качественно похоже на поведение основной частоты. Однако изза малой статистики данных на высоких энергиях ее точное определение оказывается модельнозависимым. Таким образом, на данный момент точно определить темп изменения положения второй гармоники с изменением светимости источника невозможно. Однако, интересно отметить, что отношение энергий основной и второй гармоник несколько уменьшается с падением светимости и становится приблизительно гармоническим (2:1) в районе светимости эрг с1 (рис. 5.7).

94 V 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ Рис. 5.8. Трехмерная эволюция профиля импульса для 272 (слева) и 284 (справа) орбит. Красные и синие полоски показывают нижнее и верхнее крылья циклотронной линии. На нижней панеле рисунка представлены двухмерные распределения интенсивности по энергии и фазе импульса. Сплошными линиями показаны уровни равной интенсивности. Положения циклотронных линий показаны пунктирными линиями.

5.6.2 Профиль импульса По мере накопления экспериментальной информации относительно формы профилей импульса рентгеновских пульсаров и их эволюции становится ясно, что простейшая модель, объясняющая наличие пульсирующей компоненты (излучение отдельных ярких пятен на поверхности нейтронной звезды), не способна обеспечить наблюдаемое их разнообразие. Из анализа результатов, полученных в этой главе, становится видно, что источник V 0332+53 не является исключением.

Как было показано выше, поток вещества из аккреционного диска образует в области магнитных полюсов нейтронной звезды колонки, вытянутые вдоль магнитных силовых линий. В таком случае, поскольку падающий поток непроОбсуждение зрачен, выходящее из колонки излучение увлекается падающей плазмой и, двигаясь вместе с ней вниз, диффундирует к краю канала аккреции и высвечивается вбок, таким образом, в самых ярких наблюдениях должна преобладать пропеллерная диаграмма направленности рентгеновского излучения (Баско и Сюняев 1976а), что может объяснить наблюдаемую двухпиковость профиля. Однако, Любарский и Сюняев (1988) показали, хотя излучение и успевает выйти из колонки, но из-за релятивистских эффектов оно оказывается направленным к поверхности нейтронной звезды и простые соображения направленности излучения могут быть неприменимы. Вероятно, наблюдаемая форма профиля импульса может быть объяснена комбинацией геометрических и физических эффектов, некоторые из которых описаны ниже.

Одной из возможностей хоть качественно все же описать существующую картину может быть модель механизма формирования импульсов при большой светимости нейтронной звезды (Баско, Сюняев 1976б), суть которой состоит в том, что при дисковой аккреции собственное магнитное поле нейтронной звезды заставляет газ стекать к магнитным воронкам вдоль альвеновской поверхности.

Поскольку магнитное поле в плоскости диска не обладает аксиальной симметрией, можно ожидать, что поток плазмы покрывает лишь часть альвеновской поверхности (см., например, рис 1). Слой вещества на альвеновской поверхности вращается с той же угловой скоростью, что и сама нейтронная звезда, и периодически закрывает от наблюдателя источник рентгеновского излучения вблизи магнитных полюсов. При определенной ориентации системы относительно наблюдателя, воспользовавшись описанной теорией, можно ожидать разной относительной интенсивности пиков в профиле импульса в зависимости от энергетического диапазона. Также в формирование наблюдаемого импульса может вносить свой вклад отражение от внутренней поверхности газового слоя, текущего к нижнему магнитному полюсу. При снижении светимости источника оптическая толща экранирующего слоя по рассеянию уменьшается и становятся видны более глубокие излучающие области вблизи нейтронной звезды, что приводит к большей амплитуде асимметрии в профиле импульса и появлению некоторых новых особенностей в нем.

Наиболее интересным и трудно объяснимым выглядит набор эффектов, происходящих вблизи основной гармоники циклотронной частоты на светимостях ниже 7.3 1037 эрг с1. В рамках существующих моделей такое поведение профиля импульса описать очень сложно. В частности, оно может быть связано, например, с особенностями в направленности излучения вблизи циклотронной частоты (см., например, Гнедин, Сюняев, 1973, 1974). Так, например, Месзарос и Нагел (1985) показали, что форма циклотронной линии обладает сильной угловой зависимостью, и вблизи 90 она становится очень узкой, а на энергиях выше и ниже резонанса плазма более прозрачна на больших углах чем на малых и фотоны будут выходить главным образом в этих направлениях. То есть в различных энергетических каналах вблизи циклотронной частоты диаграмма направленности излучения может иметь сильно различную форму. Дополнительно, движение вещества в направлении нейтронной звезды приводит к допплеровV 0332+53: ИЗМЕНЕНИЕ ЦИКЛОТРОННОЙ ЧАСТОТЫ скому сдвигу, который должен приводить к зависимости циклотронной энергии от угла наблюдения, что так же может вносить вклад в наблюдаемые особенности (Браинед, Месзарос, 1991).

Для лучшей визуализации и понимания описанного выше были построены трехмерные профили импульса (относительные интенсивности в зависимости от фазы импульса и энергетического диапазона). Для получения более-менее гладкой картины было выбрано энергетическое окно (энергетический диапазон для каждого профиля импульса) размером в 4 кэВ и шаг – 1 кэВ. Такие профили были построены в диапазоне от 6 до 45 кэВ. На рис. 5.8 (верхняя панель) показаны трехмерные профили для 272 и 284 орбит. Видны все особенности, описанные выше, для обоих наблюдений. На нижней панеле рис. 5.8 разными цветами и линиями равного уровня показаны двухмерные распределения интенсивности профиля импульса. Интересно проследить изменения максимальной интенсивности в обоих случаях: в высоком состоянии оба пика практически не меняют своего положения с энергией; в низком состоянии наблюдается резкое изменение положения максимума профиля особенно вблизи циклотронной энергии. В последнем случае явно видны одно и двухпиковые формы профиля импульса в нижнем и верхнем крыльях циклотронной линии, соответственно.

Особый интерес для будущих исследований представляет случай малых светимостей, когда излучающая плазма имеет заметную оптическую толщу только в районе циклотронной линии и профиль импульса источника отражает физические свойства потока плазмы в магнитном поле, т.е. определяется анизотропией излучения и рассеяния в плазме.

5.7 Заключение В главе представлены результаты анализа данных обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE во время мощной вспышки излучения от рентгеновского пульсара V0332+53. Наиболее важными являются:

– Впервые подробно исследована эволюция циклотронной энергии от светимости источника и показано, что циклотронная частота линейно растет с уменьшением собственной светимости пульсара аналогично изменению высоты ударной волны в аккреционной колонке. Относительное изменение энергии центра составляет около 25%. В приближении дипольного поля нейтронной звезды, это соответствует относительному изменению высоты h, на которой формируется данная особенность, 7.5% или 750 м.

– Поведение второй гармоники качественно совпадает с основной, однако, более подробные наблюдения необходимы для окончательного заключения.

– Обнаружены значительные изменения формы профиля импульса от светимости источника и энергетического диапазона, особенно вблизи циклотронной линии.

Глава 4U 0115+63 по данным обсерваторий RXTE и ИНТЕГРАЛ: вариации циклотронной частоты и формы профиля импульса 6.1 Введение Источник 4U 0115+63 был открыт обсерваторией UHURU более 30-ти лет назад (Джиаккони и др., 1972; Форман и др., 1978). Во время наблюдений обсерваторией SAS-3 в 1978 г. Раппапорт и др. (1978), основываясь на известном периоде собственных пульсаций 3.6 с (Комински и др., 1978), определили основные параметры двойной системы: орбитальный период 24.3 дня, эксцентриситет орбиты 0.34, проекцию полуоси релятивистского объекта a x sini 140 световых сек (см. также Тамура и др. 1992, Лутовинов и др. 1994 для последующего уточнения параметров). Оптические наблюдения звезды V635 Cassiopeiae (Хатчингс, Крамптон, 1981, Холопов и др., 1981) – нормального компаньона рентгеновского источника 4U0115+63, проведенные Негуруела, Оказаки (2001), позволили уточнить спектральный класс звезды – B0.2Ve и получить оценку расстояния до двойной системы – 7-8 кпс.

Кроме своей транзиентности (что обеспечивает широкий динамический диапазон наблюдаемых светимостей объекта) рентгеновский пульсар 4U0115+ уникален по своим спектральным характеристикам. Впервые резонансная линия циклотронного поглощения в спектре его излучения была обнаружена почти 30 лет назад и в настоящее время он является единственным объектом, в спектре которого зафиксировано пять гармоник циклотронной линии. Свойства циклотронной особенности у исследуемого источника подробно изучались по данным многих обсерваторий (Вейтон и др. 1979, Вайт и др. 1983, Михара и др.

98 4U 0115+63: ФОРМА ПРОФИЛЯ ИМПУЛЬСА 1998, Хайндл и др. 1999, Сантангело и др. 1999, Лутовинов и др. 2000, Михара и др., 2004). Так, было показано, что спектр источника подвержен значительным вариациям на масштабе времени меньше периода собственного вращения нейтронной звезды, а разные гармоники циклотронной частоты ведут себя по разному в зависимости от фазы импульса; в частности, третья гармоника присутствует только на спаде второго (меньшего) пика профиля импульса (Хайндл и др., 1999). Михара и др. (1998) обнаружили, что во время наблюдений источника в 1991 г. в его спектре была зарегистрирована только одна гармоника циклотронного поглощения на 16 кэВ, вместо наблюдавшихся в 1990г. двух линий с энергиями 12 и 22 кэВ. Используя данные, полученные обсерваторией RXTE во время очередной мощной вспышки излучения в марте-апреле 1999 г., Накаджима и др. (2006) подтвердили тот факт, что положение циклотронной линии в спектре источника зависит от светимости пульсара, а одиночная линия на 16 кэВ, скорее всего, является сместившейся “вверх” основной гармоникой.

Несмотря на большое количество наблюдений и работ, посвященных исследованию рентгеновского пульсара 4U0115+63, остается целый ряд слабо изученных вопросов, связанных с изменением профиля импульса источника и его спектральных характеристик в зависимости от интенсивности излучения источника и энергетического диапазона.

Данная глава диссертации посвящена временному анализу излучения пульсара на масштабе периода пульсаций, а также исследованию его спектральных свойств в зависимости от собственной светимости, используя для этой цели данные, полученные обсерваториями RXTE и ИНТЕГРАЛ во время вспышки г., а также данные обсерватории RXTE для более ранней вспышки 1999 г.

Наблюдения Были использованы данные наблюдений исследуемого объекта во время мощных вспышек излучения в марте-апреле 1999 г. и сентябре-октябре 2004 г.

научными приборами орбитальной астрофизической обсерватории RXTE: спектрометрами PCA и HEXTE (Obs. ID 40051-05-XX-XX, 40070-01-XX-00, 40411XX-00, 90014-02-ХХ-ХХ и 90089-01-ХХ-ХХ).

Также для подробного исследования свойств излучения пульсара в жестком рентгеновском диапазоне энергий были использованы данные телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ. Для проведенного анализа использовались открытые данные (орбита 238) наблюдений пульсара во время вспышки излучения, начавшейся в конце августа 2004г. (Лутовинов и др., 2004).

В таблицах 6.1 и 6.2 приведен список наблюдений рентгеновского пульсара 4U0115+63 по данным обсерваторий RXTE и ИНТЕГРАЛ в 1999 и 2004 гг. В первом столбце указана дата наблюдения, второй и третий столбцы показывают поток от источника и его светимость (вычислялась в предположении расстояния до источника 7 кпс) в диапазоне энергий 3 100 кэВ, соответственно.

Табл. 6.1. Наблюдения пульсара 4U0115+63 обсерваторией RXTE в 1999 г.

а в диапазоне энергий 3-100 кэВ.

б в диапазоне энергий 3-100 кэВ в предположении расстояния до источника d = 7 кпк.

100 4U 0115+63: ФОРМА ПРОФИЛЯ ИМПУЛЬСА Табл. 6.2. Наблюдения пульсара 4U0115+63 обсерваториями RXTE и ИНТЕГРАЛ в 2004 г.

По данным обсерватории RXTE (спектрометры PCA и HEXTE) По данным обсерватории ИНТЕГРАЛ (телескопы JEM-X и IBIS) а в диапазоне энергий 3-100 кэВ.

б в диапазоне энергий 3-100 кэВ в предположении расстояния до источника d = 7 кпк.