«СВОЙСТВА РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ АККРЕЦИРУЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД СО СЛАБЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ ПО ДАННЫМ ОРБИТАЛЬНЫХ ОБСЕРВАТОРИЙ ГРАНАТ, RXTE И ИНТЕГРАЛ ...»

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

Человеков Иван Васильевич

СВОЙСТВА РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ АККРЕЦИРУЮЩИХ

НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД СО СЛАБЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ ПО

ДАННЫМ ОРБИТАЛЬНЫХ ОБСЕРВАТОРИЙ ГРАНАТ, RXTE И

ИНТЕГРАЛ

01.03.02 Астрофизика и радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель д.ф.-м.н. Гребенев С.А.

Москва В первую очередь я хочу выразить глубокую благодарность своим учителям:

Гордюнину Сергею Алексеевичу, Бега Рудольфу Карловичу и Парфеновой Людмиле Сергеевне. Именно эти люди помогли мне встать на научную стезю.

Деятельность, а тем более формирование современного ученого невозможны без научного коллектива. Мне посчастливилось работать в лучшем, на мой взгляд, - коллективе отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН. Огромное спасибо Александру Лутовинову, Сергею Молькову, Михаилу Ревнивцеву, Алексею Вихлинину, Роману Кривоносу и многим другим за вашу помощь и плодотворное сотрудничество.

И, конечно же, особую благодарность я хочу выразить моему научному руководителю Сергею Андреевичу Гребеневу. С самых первых моих шагов в астрофизике он чутко и неустанно поддерживал меня и передавал все лучшее, чем гордится российская астрофизическая школа.

Посвящается моим родителям Содержание Введение

I ОРБИТАЛЬНЫЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ

1 ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

1.1 ГРАНАТ.................................... 1.1.1 Телескоп АРТ-П.......................... 1.2 RXTE..................................... 1.2.1 Детектор PCA............................ 1.2.2 Детектор HEXTE.......................... 1.2.3 Монитор всего неба ASM..................... 1.3 ИНТЕГРАЛ.................................. 1.3.1 Телескоп IBIS............................ 1.3.2 Рентгеновский монитор JEM-X.................

II МОДЕЛИРОВАНИЕ СПЕКТРОВ ЯРКИХ МАЛОМАССИВНЫХ ДВОЙНЫХ

2 СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE

2.1 Введение................................... 2.2 Спектр погранслоя............................. 2.3 Модель с чернотельным диском..................... 2.4 Спектр центральной области диска................... 2.5 Наблюдения................................. 2.6 Обсуждение.................................

III РЕНТГЕНОВСКИЕ БАРСТЕРЫ

3 MX 0836-42 3.1 Введение................................... 3.2 Наблюдения и анализ данных....................... 3.3 Спектр постоянного излучения...................... 3.4 Рентгеновские всплески.......................... 3.5 Обсуждение................................. 4 KS 1731-260 4.1 Введение................................... 4.2 Наблюдения................................. 4.3 Спектр постоянного излучения...................... 4 СОДЕРЖАНИЕ 4.4 Рентгеновские всплески..........................

IV КАТАЛОГ РЕНТГЕНОВСКИХ ВСПЛЕСКОВ ПО ДАННЫМ

6 КАТАЛОГ РЕНТГЕНОВСКИХ ВСПЛЕСКОВ

ВВЕДЕНИЕ

Еще в 30-х годах XX века, вскоре после открытия нейтрона, было предсказано существование нейтронных звезд c радиусом 10 км и плотностью, близкой к ядерной. Мощные гравитационные и магнитные поля, сверхвысокие плотности вещества и излучения, достижимые вблизи нейтронных звезд, делают их уникальными естественными лабораториями для исследования физических процессов в экстремальных условиях и проверки современных теорий.

Многие нейтронные звезды входят в состав двойных систем и излучают в рентгеновском и гамма-диапазонах за счет аккреции вещества звезды-спутника.

Такие рентгеновские системы можно подразделить на два класса: массивные и маломассивные (в англоязычной литературе приняты аббревиатуры HMXB и LMXB соответственно). Маломассивные двойные рентгеновские системы, т.е. системы, состоящие из аккрецирующей нейтронной звезды и оптической звезды-спутника, принадлежащей к позднему спектральному классу и имеющей массу порядка солнечной, образуют достаточно многочисленную группу среди рентгеновских источников Галактики. В качестве компактного объекта в такой системе может выступать либо нейтронная звезда, либо черная дыра звездной массы. Далее мы рассматриваем LMXB-системы, компактным объектом в которых является нейтронная звезда. Свойства таких систем сильнейшим образом зависят от величины магнитного поля нейтронной звезды. Можно выделить два типа источников: молодые системы с сильным магнитным полем (B 1012 Гс) и сравнительно старые системы со слабым полем (B 109 Гс). Первые в подавляющем большинстве являются пульсарами, т.е. рентгеновскими источниками, от которых регистрируются периодически повторяющиеся импульсы излучения.

Нас будут интересовать системы со слабым полем. Этот тип объектов очень разнообразен в своих проявлениях. Излучение, регистрируемое от таких объектов, может характеризоваться рентгеновскими всплесками (длительностью от нескольких секунд до десятков минут), мощными продолжительными вспышками (длящимися дни и даже месяцы), дипами (резкими провалами на кривой блеска), наконец, квазипериодическими осцилляциями потока излучения. От нескольких таких объектов были обнаружены килогерцевые квазипериодические и когерентные пульсации, свидетельствующие о том, что нейтронные звезды в этих системах вращаются со скоростью несколько сот оборотов в секунду.

Большинство "слабых" LMXB, светимость которых составляет L 10 эрг/с, являются барстерами, т.е. источниками, демонстрирующими всплески рентгеновского излучения. Величина постоянного потока излучения от них, как правило, в несколько раз меньше, чем от "ярких" источников.

Теоретические модели рентгеновских всплесков основываются на рассмотрении процесса аккреции вещества на нейтронную звезду. Предложено два сценария всплеска. В одном энергия для вспышки черпается из ядерной энергии, запасенной в аккрецирующем веществе, выпавшем на поверхность нейтронной звезды. Во втором - высвобождается гравитационная потенциальная энергия паВВЕДЕНИЕ дающего вещества. Существуют весомые доказательства того, что рентгеновские всплески I рода, характеризующиеся быстрым подъемом и медленным экспоненциальным спадом потока излучения, происходят за счет термоядерной неустойчивости оболочки нейтронной звезды. Неустойчивость аккреционного потока, вероятно, является причиной всплесков II рода, наблюдаемых, например, от известного источника “Быстрый барстер” (4U 1730-335).

В простой физической картине потенциальное ядерное топливо в виде водорода и гелия аккрецирует на нейтронную звезду с оптического компаньона. По мере накопления аккреционного вещества на поверхности звезды оказываемое им высокое давление приводит к возникновению ядерных реакций, конечным результатом которых является образование ядер железа с плотностью 10 11 г см3. Переход в железо при широком диапазоне внешних условий носит взрывной характер. Из-за температурной зависимости скорости ядерных реакций эти слои подвержены термической неустойчивости, возникающей в результате экзотермических реакций. Высвобожденная ядерная энергия выносится на поверхность и становится причиной непродолжительных (порядка десятков секунд) рентгеновских вспышек - всплесков.

Термоядерная модель успешно описывает основные черты рентгеновских всплесков, в частности, малое время возрастания интенсивности излучения до максимума ( 1 с), долгое время квазиэкспоненциального спада ( c), периоды повторения вспышек (несколько часов), энерговыделение ( 10 1040 эрг), отношение энергии, выделяемой между всплесками, к энергии, выделяемой во время всплеска, 100 1000, и смягчение спектра по мере спада интенсивности излучения. Сравнение экспериментальных данных с предсказаниями теории позволяет определить параметры, характеризующие область взрыва, — поверхность нейтронной звезды.

Постоянное излучение аккрецирующих нейтронных звезд со слабым магнитным полем формируется в двух геометрически разделенных областях вблизи звезды. Во-первых, это пограничный слой, который образуется в месте соприкосновения аккреционного диска и поверхности нейтронной звезды. Энерговыделение в погранслое связано с резким уменьшением скорости аккрецирующего вещества с кеплеровской скорости на внутренней границе диска K = (GM/R3 )1/2 до значительно меньшей скорости вращения самой звезды. На единицу массы вещества энерговыделение составляет 0.5R 2 K 2 = 0.5MG/R. Вовторых, это собственно аккреционный диск, излучающий за счет гравитационной энергии падающего вещества. Здесь выделяется тоже 0.5MG/R (в пределе ньютоновской гравитации), т.е. светимости погранслоя и аккреционного диска должны совпадать.

Разделение двух спектральных компонент и определение физических параметров системы стало важнейшей проблемой при исследовании постоянного рентгеновского излучения маломассивных рентгеновских двойных. Недавно было предложено выделять излучение погранслоя из общего спектра излучения системы с помощью частотно-разрешенной рентгеновской фурьеспектроскопии ([21]). Предполагалось, что излучение аккреционного диска должно характеризоваться меньшей степенью хаотической перемен-ности по сравнению с излучением погранслоя в диапазоне фурье-частот f 0.5 1 Гц и может вносить свой вклад в общую переменность потока излучения лишь в области малых фурье-частот. Считая спектр излучения погранслоя равным перенормированному частотно-разрешенному спектру, что верно с заранее неизвестной точностью, можно разделить две компоненты спектра.

Во второй главе диссертации предлагается способ решения данной задачи.

Структура диссертации Диссертация состоит из четырех частей.

Первая часть диссертации состоит из одной главы, посвященной краткому описанию орбитальных обсерваторий ГРАНАТ, RXTE и ИНТЕГРАЛ и технических характеристик приборов в составе этих обсерваторий, данные с которых были использованы в работе.

Вторая часть диссертации состоит из одной главы, посвященной описанию спектральной модели BDLE, предложенной для аппроксимации спектров рентгеновского излучения ярких маломассивных рентгеновских двойных систем, содержащих нейтронную звезду со слабым магнитным полем в качестве компактного объекта. Модель учитывает две спектральные компоненты, связанные с излучением пограничного слоя, образующегося в месте соприкосновения аккреционного диска и поверхности нейтронной звезды, и излучением собственно диска. Компоненты связаны между собой соотношением светимостей (в ньютоновском случае — просто равенством, отсюда название модели: Boundary layer — Disk Luminosity Equality). Поэтому форма и нормировка формирующихся интегральных спектров полностью определяются лишь четырьмя параметрами:

темпом аккреции, наклонением диска, температурой внешних слоев погранслоя и радиусом нейтронной звезды. Спектр погранслоя полагается комптонизованным - виновским либо тепловым, модифицированным рассеянием в экспоненциальной атмосфере. Существенно, что при рассматриваемых значениях темпа аккреции излучение центральных областей диска также является виновским, с температурой, заметно большей его эффективной температуры.

Модель BDLE была адаптирована для использования с известным пакетом HEAsoft и успешно применена к аппроксимации спектров, измеренных у реальных рентгеновских источников.

Третья часть диссертации состоит из одной главы, посвященной изучению отдельных барстеров, т.е. маломассивных двойных систем, содержащих нейтронную звезду со слабым магнитным полем в качестве компактного объекта, в потоке рентгеновского излучения от которых наблюдаются всплески. Рассмотрены временное и спектральное поведение барстеров MX0836-42, KS1731- и GX354-0 в спокойном состоянии и во время всплеска.

Четвертая часть диссертации состоит из одной главы, которая посвящена поиску всплесков от рентгеновских барстеров по данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ, а также исследованию их свойств. Проанализировано более 25 тысяч временных историй наблюдений, проведенных детектором ISGRI/IBIS в диапазоне энергий 15-25 кэВ. Обнаружено более 1900 всплесков, 390 из которых удалось отождествить с известными источниками рентгеновского излучения. Открыт один ранее неизвестный рентгеновский источник - барстер. Проведен подробный анализ более 60 всплесков, зарегистрированных от рентгеновского барстера GX354-0: исследованы статистические распределения числа всплесков по их длительности, уровню максимального потока и периоду рекуррентности.

8 ВВЕДЕНИЕ

ОРБИТАЛЬНЫЕ

РЕНТГЕНОВСКИЕ

ОБСЕРВАТОРИИ

Глава

ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ

РЕНТГЕНОВСКИХ

ОБСЕРВАТОРИЙ

ГРАНАТ

1. 1.1.1 Телескоп АРТ-П Астрономический рентгеновский телескоп АРТ-П (рис. 1.1) с кодирующей апертурой, созданный совместными усилиями отдела Астрофизики Высоких Энергий ИКИ РАН и бывшего Особого Конструкторского Бюро ИКИ РАН (г. Бишкек), является одним из двух основных телескопов обсерватории ГРАНАТ, которая работала на высокоапогейной орбите (начальная высота апогея 200000 км, перигея – 2000 км) с 1 декабря 1989 г. по 1998 г. Телескоп состоит из четырех идентичных модулей, каждый из которых в свою очередь состоит из позиционно-чувствительного детектора, кодирующей маски и коллиматора. В табл.1.1 приведены основные технические параметры телескопа. Конструкция телескопа АРТ-П основана на геометрии с полным кодированием. Используется многомотивная URA маска (4x4 мотива), при этом на входном окне детектора помещается 3x3 мотива. Оригинальная конструкция телескопа обеспечивала полное кодирование во всем поле зрения, позволяя при этом компенсировать искажения, связанные с затенением стенками коллиматора.В качестве позиционно-чувствительного детектора используется многопроволочная пропорциональная камера. Более подробное описание телескопа АРТ-П, его конструкции и принципов работы можно найти в работе [45].

Полезное время наблюдения телескопом АРТ-П определялось размером выделяемой бортовой памяти на данный сеанс (максимальный объем 14 Мбайт, обычно использовалось 7 Мбайт) и интенсивностью источника (источников) в поле зрения. При наблюдении фиксировались координаты прихода каждого фотона на детектор, его энергия и момент прихода. Это позволяло проводить точную локализацию, тайминг и спектрометрию источников, а также восстанавливать рентгеновское изображение участка неба, оказавшегося в поле зрения. По накоплении 104 событий (5 байт/событие) наблюдение прерывалось на 25 с для передачи информации в бортовую память. В среднем прерывание происходит примерно раз в 150-170 с. в зависимости от яркости наблюдаемого источника. При совместной работе с телескопом СИГМА наблюдения прерывались каждый час на 12 мин для передачи информации из телескопа СИГМА в долговременную память. "Мертвое" время детектора АРТ-П составляет 580 мкс

12 ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

при регистрации полезного события и 50 мкс при регистрации заряженной частицы. Как говорилось выше, телескоп АРТ-П состоит из четырех модулей, идентичных по составу аппаратуры, однако, физические свойства и параметры модулей заметно отличаются. Данные наблюдений, пусть даже одного и того же источника, полученные с помощью разных модулей отличаются по своему качеству. В частности, в 1990 г. наблюдения проводились в основном 1-м и 4-м модулями телескопа, имеющими достаточно высокую чувствительность на энергиях от 2.5 до 25 кэВ. В 1991-92 гг. наблюдения проводились 3-м модулем, эффективным лишь на энергиях выше 6 кэВ. Поэтому по данным этого модуля был крайне затруднен качественный спектральный анализ.

Табл. 1.1. Технические характеристики телескопа АРТ-П.

a максимум чувствительности приходится на диапазон 2.5 30.0 кэВ с учетом затенения маской 1. Орбитальная обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) (рис. 1.2) была выведена на низкую круговую орбиту Земли (высота: 580 км, наклонение: 23 ) 30 декабря 1995 г. Период обращения обсерватории составляет 90 мин. Научные приборы обсерватории позволяют проводить исследования излучения в диапазоне энергий от 2 до 250 кэВ и во временном диапазоне от микросекунд до месяцев. В процессе работы над дисертацией были использованы данные, полученные детекторами PCA и HEXTE и монитором всего неба ASM обсерватории RXTE.

1.2.1 Детектор PCA Детектор PCA (Proportional Counter Array) предсталяет из себя массив из пяти коллимированных пропорциональных счетчиков заполненных ксеноном. Энергитический диапазон чувствительности детекторов составляет 3 40 кэВ. Сотовый коллиматор ограничивает поле зрения прибора: 1 1. Несмотря на то, что спектрометр не имеет пространственного (углового) разрешения, он может использоваться для локализации ярких источников, работая в режиме сканирования. Такой режим нередко используется в наблюдениях обсерватории и, в отдельных случаях, позволяет локализовать яркие источники с точностью лучше 2 угл. мин.

Передний слой каждого детектора заполнен пропаном, прозрачным для рентгеновских фотонов с энергией выше 3 кэВ, и используется для частичной фильПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ трации фоновых частиц 1. Основной объем детекторов занимает ксенон с малой примесью метана под давлением 1.1 атм. Система, снимающая ток с каждого детектора, состоит из трех слоев катодов, каждый из которых подразделен на две части - “правую” (R) и “левую” (L). В каждый из детекторов встроен калибровочный источник рентгеновского излучения Am 241 (схема счетчика приведена на рис. 1.3). Полная эффективная площадь детекторов PCA составляет см2 на энергии 6 кэВ, а энергитическое разрешение на той же энергии составляет 18 %. Основные технические характеристики прибора представлены в табл.

1.2.

Табл. 1.2. Технические характеристики спектрометра PCA.

Эффективная площадь каждого детектора 1250 см Сигнал с детекторов PCA обрабатывается бортовой системой EDS (Experiment Data System), которая позволяет записывать время прихода фотонов с разрешением 1 мкс (220 сек.) в 256 энергитических каналах. Мертвое время прибора составляет 10 мкс для каждого регистрируемого фотона (эта величина несколько растет с ростом энергии фотона) и 150 мкс на каждую высокоэнергичную частицу. Поток Крабовидной туманности в диапазоне PCA составляет 2500 отсчетов в секунду в одном детекторе.

1.2.2 Детектор HEXTE Спектрометр HEXTE (High Energy X-ray Timing Experiment) состоит из двух кластеров, каждый из которых в свою очередь состоит из четырех сцинциляционных счетчиков. Кластеры могут перенаводиться, поворачиваясь на 1.5 или 3.0 вокруг взаимноперпендикулярных осей каждые 16-128 сек. Это сделано для того, чтобы измерять уровени фонового излучения во время наблюдений. В поле зрения каждого из кластеров смонтирован радиоактивный источник Am 241, который используется для автоматической калибровки. В табл. 1.3 приведены основные технические характеристики прибора.

Зарегистрированные детекторами события обрабатываются встроенной системой обработки данных и затем помещаются в общий поток телеметрии спутника. Средняя скорость обработки данных при этом составляет 5 кбит/c.

1.2.3 Монитор всего неба ASM Монитор всего неба ASM (рис. 1.4) состоит из трех широкоугольных теневых камер, каждая из которых оборудована ксеноновым пропорциональным счетчиком. Суммарная эффективная площадь прибора составляет 90 см2. В табл. 1. приведены основные технические характеристики прибора.

так называемый вето-слой Рис. 1.3. Схема отдельного пропорционального счетчика.

Табл. 1.3. Технические характеристики спектрометра HEXTE.

Эффективная площадь каждого детектора 800 см События, зарегистрированные прибором, обрабатываются вышеупомянутой системой EDS, а затем вставляются в поток телеметрии спутника.

ИНТЕГРАЛ

1. Международная астрофизическая обсерватория ИНТЕГРАЛ (рис. 1.5) была выведена на высокоапогейную орбиту (перигей 9300 км, апогей 153000 км) с периодом 72 часа российской ракетой-носителем ПРОТОН 17 октября 2002 г. Столь вытянутая орбита и большая высота перигея позволяют проводить практически непрерывные наблюдения со спутника (85% времени) в условиях постоянного фона вне радиационных поясов Земли. В состав научной аппаратуры обсерватории входят: рентгеновский и гамма телескоп IBIS, гамма спектрометр SPI, рентгеновский телескоп JEM-X и оптический монитор OMC.

16 ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

Рис. 1.4. Схема работы монитора всего неба ASM.

Табл. 1.4. Технические характеристики монитора всего неба ASM.

Пространственное разрешение (FWHM) Эффективная площадь прибора 1.3.1 Телескоп IBIS Обзор технических характеристик прибора Телескоп гамма лучей IBIS ( [116]) на борту орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ предназначен для наблюдения всех известных классов источников гамма излучения от самых компактных галактических объектов до внегалактических объектов. Прибор обладает широкими возможностями в области построения изображений участков неба в его поле зрения и идентификации источников, а также высокой спектральной чувствительностью как в узких линиях, так и в континууме. Следует отметить возможности прибора по локализации слабых источников с точностью до нескольких минут дуги, в диапазоне энергии от нескольких десятков кэВ до нескольких МэВ. В таблице 1.5 приведен обзор технических характеристик телескопа IBIS.

Рис. 1.5. Общая схема орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ.

Общее устройство IBIS представляет собой детектор гамма лучей с возможностью построения изображений участков неба в поле зрения прибора. За кодирующей аппертурой расположены два различных работающих одновременно детектора, что позволяет обеспечить широкий энергетический диапазон работы прибора - от 20 кэВ до МэВ.

Кодирующая аппертура оптимизирована для получения изображений с высоким угловым разрешением. Угловое разрешение телескопа определяется, в основном, пространственным разрешением массива детекторов, т.к. дифракцией в этом диапазоне длин волн можно пренебречь. Угловое разрешение телескопа с кодирующей аппертурой d определяется соотношением между размером элемента маски кодирующей аппертуры C (11.2 мм) и расстоянием между аппертурой и массивом детекторов H (3133 мм).

Детекторы IBIS состоят из большого числа маленьких полностью независимых чувствительных элементов.

Детекторный массив IBIS состоит из двух слоев, ISGRI и PICsIT: первый из них состоит из 128128 твердотельных полупроводниковых кадмиевотеллуриевых (CdTe) детекторов, а второй из сцинциляционных кристаллов цезий-йод (CsI). Такое устройство прибора позволяет обеспечить высокую энергетическую чувствительность как в линиях так и в континууме в широком рабочем энергетическом диапазоне IBIS. В том случае, когда событие задействует чувствительные элементы как ISGRI так и PICsIT, такое устройство прибора позволяет определять трехмерные траектории фотонов. Использование алгоритмов Комптона для восстановления данных позволяет с хорошей степенью

18 ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

Табл. 1.5. Технические характеристики телескопа IBIS.

Энергетическое разрешение (FWHM) 7% на 100 кэВ Эффективная площадь Точность локализации точечного источника 30 на 100 кэВ Чувствительность в континууме 3.8 107 на 100 кэВ (значимость детектирования 3, E = E /2, период накопления сигнала 106 с) (3, период накопления сигнала 106 с) Абсолютная временная точность (3 ) ISGRI: 61 µс точности отфильтровать и отбросить те фотоны, которые не связаны с излучением исследуемых источников в поле зрения прибора, и, тем самым, улучшить соотношение полезного и шумового сигнала (S/N).

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

1.3.2 Рентгеновский монитор JEM-X Обзор научных характеристик Европейский рентгеновский монитор (JEM-X) ([62]) на борту орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ используется для решения трех основных научных задач:

• Получение данных, дополняющих наблюдения основных приборов обсерватории (IBIS и SPI) в области более низких энергий. Если источник достаточно яркий для детектирования в гамма диапазоне, его яркости в рентгеновском диапазоне, обычно, бывает достаточной для его регистрации и идентификации с помощью JEM-X. Дополнительная информация об изменении потока излучения от источника или его спектральной переменности может оказаться важной для интерпретации данных, полученных в гамма диапазоне. К тому же, JEM-X обладает более высоким, в сравнении с основными приборами обсерватории, угловым разрешением, что помогает при идентификации источников, находящихся в густонаселенных областях неба.

• В ходе периодического сканирования области галактической плоскости JEM-X способен быстро выдавать предупреждения о возникновении новых переменных источников или регистрации необычного поведения ранее известных источников. Излучение от некоторых из этих источников может быть зарегистрировано лишь с помощью JEM-X.

• Получение независимых научных результатов, касающихся регистрации новых источников, обладающих мягким спектром, попавших в поле зрения прибора в ходе плановых наблюдений.

Наблюдения при помощи приборов JEM-X, IBIS и SPI проводятся одновременно. Как и основные приборы обсерватории, JEM-X представляет собой телескоп с кодирующей апертурой. Обзор технических характеристик JEM-X приведен в таблице 1.6.

Табл. 1.6. Технические характеристики телескопа JEM-X Энергетический диапазон 3-35 кэВ Первичный диапазон Энергетическое разрешение E /E = 0.40 (E /1 кэВ)1/ Эффективная площадь Относительная ошибка локализации (для источников со степенью значимости детектирования 10) Чувствительность в энергетическом 1.3 105 фот. см2 с1 @ 6 кэВ континууме (изолированный) 8.0 106 фот. см2 с1 @ 30 кэВ источник на оси прибора) для наблюдения длительностью Чувствительность в узкой линии 1.7 105 фот. см2 с1 @ 6 кэВ (изолированный источник на 5.0 105 фот. см2 с1 @ 30 кэВ a Чувствительность для фотонов, приходящих в таком направлении падает в два раза по сравнению с таковой для фотонов, приходящих точно по оси прибора.

Общее устройство JEM-X состоит из двух идентичных телескопов с кодирующей апертурой, оси которых параллельны осям других приборов обсерватории. Детекторная сиПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ стема построена на основе массива микрополосковых детекторов (MSGC), заполненных газом, находящимся под высоким давлением. Она расположена на расстоянии 3.4 м от кодирующей маски. На рис. 1.6 схематически изображено устройство одного из модулей JEM-X. Каждый из двух модулей включает в себя: детектор, блок вспомогательной электроники и кодирующую маску.

Рис. 1.6. Слева: Общее устройство JEM-X. Показаны два модуля и одна из кодирующих масок. Справа: Функциональная диаграмма одного из модулей Каждый из детекторов JEM-X представляет собой заполненную газом блиноподобную микрополосковую камеру, площадь которой составляет 500 см 2.

Газ, заполняющий каждую из камер, представляет собой смесь ксенона (90%) и метана (10%), находящуюся под давлением в 1.5 бар. Входящие фотоны претерпивают фото-электронное 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.

Коллиматор, состоящий из квадратных ячеек, закреплен сверху на входном окне детектора. Материалы, из которых изготовлен коллиматор (молибден, медь, алюминий), подобраны из соображений ослабления фоновой Кфлуорисценции. Для построения матриц отклика приборов на орбите, в каждый из детекторов встроены четыре радиоактивных источника: 2 источника 55 Fe и источника 109 Cd в JEM-X1, и 4 источника 109 Cd в JEM-X2. Каждый из источников облучает определенный участок микрополосковой пластины. 109 Cd излучает фотоны на энергиях 22 кэВ и 88 кэВ, 55 Fe излучает неразрешимый дуплет на энергии 6 кэВ. Также фотоны на энергиях 7.5 и 8.2 кэВ излучаются никилиевой рамой, на которую крепятся источники 109 Cd. Состояние газа в детекторе постоянно проверяется с помощью этих источников.

МОДЕЛИРОВАНИЕ

СПЕКТРОВ ЯРКИХ

МАЛОМАССИВНЫХ

ДВОЙНЫХ

Глава

СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ

BDLE 2.1 Введение Спектры излучения ярких L X > 1037 эрг с1 маломассивных рентгеновских двойных, содержащих аккрецирующую нейтронную звезду со слабым магнитным полем, в диапазоне h > 2 кэВ имеют достаточно простой вид и могут быть успешно аппроксимированы гладкой экспоненциально обрывающейся функцией, подобной закону тормозного излучения оптически тонкой плазмы с kTe 5 10 кэВ. Такой закон, однако, трудно увязать с ожидаемой картиной аккреции в системе (например, [135]; [46]; [95]), предполагающей присутствие в спектре, по крайней мере, двух компонент: одной, связанной с излучением оптически толстого холодного kT 1 2 кэВ аккреционного диска, и второй, - с излучением тоже оптически непрозрачной, но более горячей kT 2 3 кэВ радиационнодоминированной плазмы в пограничном слое, образующемся в месте соприкосновения диска с поверхностью нейтронной звезды. Энерговыделение в этом слое происходит из-за торможения аккрецирующего вещества от кеплеровской скорости vK = GM /R = K R, которую оно имеет в аккреционном диске, до значительно меньшей скорости вращения нейтронной звезды v s = s R. Здесь и далее M и R — масса и радиус нейтронной звезды.

Хотя попытки учесть обе компоненты при описании спектров реальных источников предпринимались, например, Митсуда и др. ([79]) использовал в анализе суперпозицию спектра излучения многоцветного диска и чернотельного спектра, Вайт и др. ([13]) — суперпозицию комптонизованного (т.е. искаженного из-за рассеяния на высокотемпературных электронах) спектра диска и чернотельного спектра, Гильфанов и др. ([21]) и Ревнивцев, Гильфанов ([98]) — спектра многоцветного диска и комптонизованного спектра, их нельзя назвать успешными, т.к. в большинстве случаев надежно отделить одну компоненту излучения от другой не удавалось, а в результате аппроксимации определялся большой набор плохо связанных между собой, сильно закоррелированных параметров, не позволяющий сделать какие-либо физически ясные выводы.

Митсуда и др. ([79]) отметили, что жесткая компонента излучения таких источников характеризуется намного большей степенью быстрой хаотической переменности, чем мягкая компонента, связанная с излучением диска. Они предложили использовать это свойство для разделения компонент и добились на этом пути заметных успехов. Новую жизнь в эту идею вдохнули Гильфанов и др. ([21]), воспользовавшись для разделения переменной и постоянной компонент спектра излучения ярких маломассивных рентгеновских двойных методаСПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE ми дискретного фурье-анализа. Однозначное отождествление выявленной таким образом переменной компоненты излучения с пограничным слоем на поверхности нейтронной звзеды представляется нам не вполне корректным, поскольку при характерных для таких источников высоких светимостях внутренние зоны диска становятся радиационно-доминированными и подверженными сильной неустойчивости ([134]), а потому — подобно погранслою, но с несколько отличным спектром —- должны давать заметный вклад в переменную составляющую полного рентгеновского излучения системы.

В настоящей работе предлагается простая, физически разумная, самосогласованная модель, которая может быть широко использована для аппроксимации и анализа наблюдаемых ренгеновских спектров излучения маломассивных двойных, аккрецирующих с достаточно высоким темпом M > 109 M /год. В основе модели лежит известный факт равенства энерговыделения в диске и в погранслое (в ньютоновском пределе, либо более сложное их соотношение в общерелятивистском случае, например, [103]; [112]). Отсюда название модели: Boundary layer - Disc Luminosity Equality (BDLE). Модель зависит лишь от четырех параметров: темпа аккреции M, радиуса нейтронной звезды R, который считается большим или равным радиусу ее предельной устойчивой орбиты R0 = 3R g = 6GM /c2, средней температуры поверхности погранслоя kTb и угла наклонения аккреционного диска относительно наблюдателя. Вообще говоря, модель зависит также от массы нейтронной звезды M, но мы всюду полагаем ее фиксированной и равной 1.4M.

2.2 Спектр погранслоя Жесткая компонента спектра, связанная с излучением горячего пограничного слоя в общем случае с трудом поддается простому моделированию. Однако, при больших светимостях, характерных для обсуждаемых источников L X > 1037 эрг с1, она может быть аппроксимирована виновским законом излучения ([27]; [114]). При таких светимостях плазма в “погранслое” становится оптически толстой и разреженной в силу давления излучения. Наблюдаемый спектр формируется при комптонизации низкочастотных тормозных фотонов, испущенных в глубине слоя плазмы, подобно тому, как формируется спектр рентгеновских всплесков с признаками фотосферного расширения (например, [59];

[61]; [140]; [3]; [139]; [47]), либо спектр микроволнового излучения в ранней Вселенной ([44]).

Наблюдаемый спектр формируется в разных участках погранслоя (или слоя растекания) и, вообще говоря, должен представлять собой интеграл от потока излучения по всей излучающей поверхности. Насколько оправдано аппроксимировать такой спектр однотемературной функцией? Ответ заключается в том, что с одной стороны, и в чисто пограничном слое, и в слое растекания поток с единицы поверхности очень близок к эддингтоновскому, а спектральная температура излучения определяется лишь абсолютной величиной потока. С другой стороны, плазма растекается по поверхности нейтронной звезды, стремясь уравнять радиационное давление в разных областях и, соответственно, выравнивает поток излучения по всей излучающей поверхности. Поэтому температура поверхности погранслоя должна быть приблизительно одинаковой по всей области излучения.

Предположив, что поверхность “погранслоя” перпендикулярна аккреционному диску и излучает изотропно, что диск плоский и поэтому перехватывает половину всего испущенным погранслоем рентгеновского излучения и что пеМодель с чернотельным диском рехваченное излучение отражается зеркально (под углом падения), спектр виновской компоненты излучения можно выразить через светимость “погранслоя” в виде (Гребенев и др., 2002) где Tb и L b — температура внешних слоев “погранслоя” и его светимость, B — постоянная Стефана-Больцмана, i — угол наклонения диска и 0.4 — альбедо его поверхности.

При понижении светимости до L X < 1037 эрг с1 плазма в “погранслое” становится более прозрачной. Параметр комптонизации y = 4(kTb /m e c2 )T падает до единицы и спектр перестает быть виновским. Рассеяние фотонов на электронах (без изменения частоты) все еще играет определяющую роль в его формировании, приводя к так называемому “модифицированному спектру излучения экспоненциальной атмосферы” ([43]). Модель с таким спектром использовалась нами при аппроксимации спектров непрерывного излучения рентгеновского барстера KS 1731-260.

2.3 Модель с чернотельным диском Как уже отмечалась, реалистичная модель спектра обсуждаемых источников должна содержать также вторую более мягкую компоненту, связанную со спектром излучения аккреционного диска. В начальном приближении эта компонента может быть аппроксимирована спектром излучения “многоцветного” чернотельного диска ([133]).

Прямое использование двухкомпонентной модели, состоящей из виновского спектра и спектра “многоцветного” диска, приводит к неразумно большому числу независимых параметров для описания относительно простых наблюдаемых спектров аккрецирующих нейтронных звезд. Для уменьшения числа параметров мы использовали условие равенства внутренних светимостей двух спектральных компонент верное в случае невращающейся нейтронной звезды со слабым магнитным полем в пределе ньютоновской гравитации1. Здесь L d — светимость диска, M и R — масса и радиус нейтронной звезды и M — темп аккреции. Предполагается, что радиус звезды R > R0, где R0 = 6 GM /c2 — радиус ее предельной устойчивой орбиты, так что внутренний край аккреционного диска подходит почти к самой поверхности звезды. В простейшем случае приблизительного равенства R R0 светимость компонент L d = L b 1/12 M c2.

Спектр излучения чернотельной области диска можно выразить в виде ([133]) Учет вращения звезды (с частотой ) лишь слегка искажает это равенство L b /L d ( 2 /K )2 0.9, где K = (GM /R3 )1/2 — кеплеровская угловая скорость вещества на внутреннем крае диска. В общей теории относительности L b может заметно превышать L d, в частности, в шварцшильдовской метрике L b /L d 2.2, если радиус звезды равен радиусу ее предельной устойчивой орбиты R = R0, и L b /L d 1 + 0.5R0 /R, если R R0 ([103]; [112]).

СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE

где B (Ts ) — функция Планка и Ts — температура поверхности диска на расстоянии R = r R от его центра Отметим, что значения L b и L d соответствуют светимостям погранслоя и всего диска, до учета эффектов отражения и поглощения.

При известном расстоянии до системы d полный спектральный поток излучения в этой модели Ft = Fd + Fb зависит от четырех параметров: L d, Td, Tb и i. Зная L d и Td и используя соотношение (2.4), можно определить радиус нейтронной звезды R (3L d /4B Td4 )1/2, а используя соотношение (2.2) и полагая массу нейтронной звезды M = 1.4M, — темп аккреции M.

2.4 Спектр центральной области диска При характерных для ярких LMXB светимостях в центральной области диска радиационное давление превышает газовое, комптоновское рассеяние доминирует в непрозрачности и поэтому — спектр ее излучения сильно отличается от чернотельного.

В этой области полутолщина диска ([133]) где T — сечение томсоновского рассеяния и f = 1 r 1/2 + (1 )/6, r = R/R, а m = M/108 M год1. Оптическая полутолщина диска по томсоновскому рассеянию где — параметр вязкости, r = R /10 км и m = M/1.4 M. Плотность плазмы внутри диска не зависит от z и равна При аккреции на нейтронную звезду оптическая полутолщина диска составляет в наиболее внутренней области диска (области основного выделения энергии) 0 5 10, соответственно параметр комптонизации y = 4kTe /m e c2 T < и комптоновское рассеяние не успевает переместить низкочастотные фотоны в более жесткую область спектра, а лишь модифицирует чернотельный спектр за счет удлинения траекторий фотонов ([102]). Здесь x = h/kTe. Поток излучения с единицы поверхности диска Рис. 2.1. Моделирование спектра яркого рентгеновского источника моделью BDLE.

Сравнение с законом энерговыделения в диске позволяет определить температуру его поверхности и рассчитать интегральный спектр излучения внутренней зоны по формуле, аналогичной (2.3).

В более внешних областях диска y > 1 и становится важной комптонизация, а спектр вновь принимает виновскую форму. Чтобы рассчитать формирующийся в этой зоне на данном радиусе спектр, включая его нормировку, мы искали решение уравнения Компанейца (1956) методом, предложенным Павловым и др. ([94]) (см. также [115]) для расчета спектров рентгеновских всплесков (т.е.

формирующихся в экспоненциальной атмосфере). Нас интересовал случай однородного распределения плотности и температуры. Опуская промежуточные выкладки, приведем выражения для локального потока излучения где а значение x можно найти из выражения Для сравнения, поток чернотельного излучения в таком виде равен

СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE

Сравнение Q с энерговыделением в диске Q + позволяет определить локальную температуру поверхности диска в этой зоне и рассчитать интегральный спектр по формулам, аналогичным (2.1) и (2.3). Вне радиационно-доминированной области диска спектр его излучения полагался чернотельным и рассчитывался по формуле, аналогичной (2.3), в которой интегрирование проводилось от границы зоны R1 R.

На рис. 2.1 приведен модельный спектр излучения маломассивной рентгеновской двойной для случая kTd = 1.7 кэВ и kTb = 2.2 кэВ и наклонения cos i = 0.5 (показан красной линий). Приведены также спектры отдельных компонент модели: погранслоя (синия линия), радиационно-доминированной зоны диска (зеленая линия) и чернотельной области диска (циановая линия). Пунктиром показан спектр полностью чернотельного диска, соотоветствующего тем же параметрам (темпу аккреции и наклонению). Любопытно, что в результирующем спектре излучение аккреционного диска доминирует не только на низких энергиях, но и на самых высоких, тогда как излучение погранслоя отвечает за центральную область спектра. Сумма компонент неплохо воспроизводит гладкие спектры излучения реальных источников в их спокойном состоянии.

Программа адаптирована для использования в стандартном пакете XSPEC/HEASOFT, что позволит широко применять ее для аппроксимации наблюдаемых спектров у ярких маломассивных систем.

2.5 Наблюдения Табл. 2.1. Результаты аппроксимации спектров исследуемых источников модельюBDLE.

Название - фотопоглощение в направлении на систему (1022 ат. см2 ) - температура внешних слоев пограничного слоя - температура, характеризующая внутреннюю область аккреционного диска - наклонение аккреционного диска - болометрическая светимость системы (эрг с 1 ) - значение 2 приведенного на число степеней свободы N= Для проверки состоятельности модели BDLE спектра постоянного рентгеновского излучения двойной системы с дисковой аккрецией вещества на нейтронную звезду со слабым магнитным полем были использованы данные наОбсуждение Рис. 2.2. Аппроксимация спектров излучения ярких рентгеновских источников моделью BDLE.

блюдений рентгеновским детектором PCA орбитальной обсерватории RXTE семи рентгеновских источников: 4U1608-52, CygX-2 (2142+380)), GX17+2 (1813GX340+0 (1642-455), GX349+2 (1702-363), GX5-1 (1758-250) и ScoX- (1617-155). Все они относятся к классу двойных маломассивных рентгеновских систем (LMXB). Первые три из них известны как рентгеновские барстеры.

4U1608-52 - это транзиентный атолл источник, а остальные 6 относятся к классу Z источников ([121]). В табл. 2.1 приведены значения параметров спектральной модели BDLE, полученные при аппроксимации спектров исследуемых источников. Соответствующие спектры приведены на рис. 2.2. Приведенные значения 2 указывают на то, что модель хорошо аппроксимирует данные. В табл. 2. также приведены значения уровня фотопоглащения в направлении на каждый из этих источников, полученные различными авторами на основе данных различных рентгеновских обсерваторий. В процессе аппроксимации исследуемых в данной работе спектров значения фотопоглащения в направлении на каждый из источников были зафиксированы нами на уровне приведенном в этой таблице.

2.6 Обсуждение В данной работе представлена модель спектра излучения двойной системы с дисковой аккрецией вещества на нейтронную звезду со слабым магнитным полем - BDLE. Среди моделей, которые применяются для описания спектров подобных систем, явным приимуществом BDLE является ее физичность: различные компоненты излучения в системе связаны в рамках физически обоснованной модели. Несомненным минусом модели является ее упрощенный характер.

Это наиболее простая модель подобной излучающей системы, которая предполагает равенство светимостей аккреционного диска и пограничного слоя. Такое предположение верно лишь в ньютоновском приближении и применимо к реальным системам лишь с некоторой точностью. Учитывая условия, существующие вблизи такого гравитирующего объекта, как нейтронная звезда, несомненно необходимо учитывать эффекты теории относительности, такие как красное смещение, увеличение видимого потока излучения за счет искривления лучей (blending) и т.д. Эти эффекты мы планируем учесть при создании следующей

СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE

версии модели BDLE. Следующим шагом в улучшении модели будет учет вращения нейтронной звезды, как в рассмотрении эффектов теории относительности (использование метрики Керра вместо метрики Шварцшильда), так и в гидродинамическом рассмотрении процесса торможения аккрецирующего вещества в пограничном слое. Большинство подобных эффектов вносит вклад в наблюдаемую светимость в виде поправок на уровне 10%, поэтому их учет требует все более и более качественных наблюдательных данных.

РЕНТГЕНОВСКИЕ БАРСТЕРЫ

Глава MX 0836- 3.1 Введение Транзиентный рентгеновский источник MX 0836-42 был открыт в 1971 г. спутником OSO-7 ([75]). Его положение почти совпало с вероятным положением точечного источника, зарегистрированного в декабре 1970 г. и феврале 1971 г.

обсерваторией Uhuru ([49]). Интенсивность излучения последнего оказалась слишком низкой, так что он не вошел в официальный каталог источников Uhuru ([76]; [51]). В 1990 г. рентгеновским монитором всего неба WATCH на борту орбитальной обсерватории ГРАНАТ вблизи MX 0836-42 был зарегистрирован яркий транзиентный источник ( [106] ). Поток излучения от него в диапазоне 5-15 кэВ во время этих наблюдений достиг уровня, сравнимого с потоком излучения от Крабовидной туманности. Точность локализации источника составила лишь 1. Анализ данных обсерватории ROSAT показал, что в этой области имеются два точечных источника, расположенные на расстоянии 24 мин. дуги друг от друга ([120]). Наличие двух источников было позднее подтверждено по данным талескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ [106]. От северного из этих источников были обнаружены рентгеновские всплески I рода, что позволяет отнести MX 0836-42 к классу маломассивных двойных рентгеновских систем, содержащих нейтронную звезду со слабым магнитным полем, а от южного GRS 0834- - рентреновские пульсации с периодом 12 с, что характеризует его как рентгеновский пульсар ( [24]). Исследования излучения источника MX 0836-42 показали, что его спектр можно описать моделью степенной зависимости потока фотонов от энергии со значением фотонного индекса 1.5 ([2]). В данной работе, основываясь на данных, полученных в 2003-2004 гг. приборами орбитальных обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE, впервые построен и исследован широкополосный спектр излучения источника в спокойном состоянии в диапазоне энергий 3-120 кэВ и спектр его излучения во время рентгеновских всплесков. Обсуждаются свойства рентгеновских всплесков, зарегистрированных от источника.

3.2 Наблюдения и анализ данных Анализ данных монитора JEM-X и телескопа IBIS проводился при помощи пакета программ обработки данных OSA 4.1, распространяемого Центром научных данных обсерватории ИНТЕГРАЛ (ISDC). Для построения кривых блеска и спектров излучения источника MX 0836-42 были использованы значения потоков излучения, полученные в результате восстановления изображения участка неба в поле зрения прибора и идентификации наблюдаемых источников. ВосMX 0836- Табл. 3.1. Наблюдения источника MX 0836-42 телескопами JEM-X и IBIS орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ Начало Завершение Экспозиция Экспозиция Примечание: Здесь экспозиция - суммарная длительность всех наведений, в течение которых удалось разрешить источник а - поток в диапазоне энергии 20-120 кэВ б - 3 верхний предел на поток энергии излучения от источника Рис. 3.1. Кривые блеска источника MX 0836-42: (a) по данным детектора IBIS/ISGRI обсерватории ИНТЕГРАЛ; (б) по данным монитора всего неба ASM/RXTE; (в) по данным детектора PCA/RXTE и телескопа JEMX/ИНТЕГРАЛ (область II). Верхние пределы на поток излучения приведены на уровне 3.

становление фотонного спектра источника происходило с использованием 50ти канальной матрицы отклика прибора, построенной по данным наблюдений источника в Крабовидной туманности и позволяющей восстанавливать форму спектра источника с точностью до 4 %, а нормировку - с точностью до 7 %.

Данные наблюдений исследуемого источника обсерваторией RXTE были предоставлены архивом NASA (HEASARC). Для обработки данных детекторов PCA/RXTE и HEXTE/RXTE и анализа спектров источника мы использовали пакет программ LHEASOFT 5.3.1 и программу XSPEC 11.3.1.

Рентгеновский транзиент MX 0836-42 несколько раз попадал в поле зрения гамма-телескопа IBIS/ISGRI в период с марта 2003 г. по май 2004 г. (табл. 3.2), как в рамках Основной, так и в рамках Общей программы наблюдений ([19]).

При этом суммарная экспозиция наблюдений этого источника составила более 2.5 Мс. Использовались данные, полученные при сканировании галактической плоскости, а также при глубоком наблюдении области вблизи источника Vela X-1.

Табл. 3.2. Наблюдения источника MX 0836-42 приборами PCA и HEXTE орбитальной обсерватории RXTE Примечание: Нижний индекс в дате указывает на порядковый номер наблюдения в течение соответствующего дня - суммарная экспозиция в секундах b - темп аккреции - период рекуррентности всплесков, рассчитанный в случае покрытия аккрецируемым веществом 1/3 поверхности нейтронной звезды - период рекуррентности всплесков, рассчитанный в случае полного покрытия поверхности нейтронной звезды аккрецируемым веществом Рис. 3.2. Кривая блеска источника MX 0836-42 в диапазоне энергий 2-12 кэВ, построенная по данным монитора всего неба ASM обсерватории RXTE.

Последние наблюдения проводились в периоды с 12 июня по 6 июля и с ноября по 11 декабря 2003 г. Суммарные экспозиции наблюдений источника MX 0836-42 монитором JEM-X и телескопом IBIS составили 0.73 Мс и 1. Мс для первого и 0.45 Мс и 1.0 Мс для второго периода, соответственно.

В работе были использованы лишь те наведения, в ходе которых исследуемый источник находился в области полного кодирования прибора. Это было сделано для того, чтобы максимально избежать неточностей в процессе восстановления потока энергии излучения от исследуемого источника. Разница в экспозиции для двух приборов связана с тем, что область полного кодирования монитора JEM-X меньше, чем область полного кодирования телескопа IBIS (см. раздел 1.3).

На рис. 3.1 представлены кривые блеска источника за период 52650- MJD, построенные по данным телескопов IBIS/ISGRI (20-60 кэВ), JEM-X (3кэВ) обсерватории ИНТЕГРАЛ и приборов ASM (2-12 кэВ) и PCA (3- кэВ) обсерватории RXTE. На рис. 3.2 представлена кривая блеска источника, построенная по всем доступным данным монитора всего неба ASM/RXTE.

Приведенные значения потоков представляют собой отношения потоков, зарегистрированных от источника MX 0836-42, к потоку, зарегистрированному от Крабовидной туманности в соответствующем диапазоне энергий.

На рис. 3.1 а присутствуют 2 группы измерений, состоящие из 9 (52773- MJD) и 6 (53186-53261 MJD) наблюдений соответственно, в течение которых поток излучения, зарегистрированный от исследуемого источника, находился ниже порога чувствительности детектора ISGRI. Верхние пределы на поток излучения от MX 0836-42 для каждого из этих наведений приведены на уровне На рис. 3.1 б и 3.2 приведена кривая блеска источника MX 0836-42 в диапазоне энергий 2-12 кэВ, построенная по данным монитора всего неба ASM на борту обсерватории RXTE. Каждая точка на рисунке соответствует усредненному за период длительностью 36 кс потоку излучения от источника.

В табл. 3.2 представлена информация об использованных нами наведениях орбитальной обсерватории RXTE в 2003-2004 гг., в ходе которых в поле зрения ее приборов PCA и HEXTE попадал источник MX 0836-42. На рис. 3.3б приведены значения потока излучения от этого источника в диапазоне 3-120 кэВ, полученные в результате обработки данных наблюдений, проведенных приборами обсерватории RXTE (PCA+HEXTE). В данной работе мы использовали лишь сеансы стабильного наведения приборов на источник.

3.3 Спектр постоянного излучения По данным обсерватории ИНТЕГРАЛ нам удалось построить спектр излучения исследуемого источника в диапазоне 3-120 кэВ (рис. 3.4, штрихи). Для этого были использованы данные наблюдений, полученные монитором рентгеновских лучей JEM-X (3-20 кэВ; рис. 3.1в, область II) и телескопом IBIS/ISGRI (20кэВ; рис. 3.1a, область II) в течение 137-141 орбитальных циклов (табл. 3.2, 27 ноября - 9 декабря 2003 г.), когда источник находился в высоком состоянии и поток излучения от него в этих диапазонах энергий составлял 50 70 мКраб. В процессе аппроксимации спектр, построенный по данным телескопа JEMX был перенормирован для соответствия нормировке спектра, построенного по данным телескопа IBIS/ISGRI, причем значение нормировочного коэффициента составило 1.15. Особенности в спектре в областях 6-8 кэВ, 12-15 кэВ и 20- кэВ на данный момент мы относим к систематическим ошибкам измерений.

Спектральный анализ излучения MX 0836-42 по данным, усредненным по каждому из вышеупомянутых орбитальных циклов обсерватории ИНТЕГРАЛ, показал, что значительных изменений форма спектра излучения источника за это время не претерпела. Поэтому для построения и исследования широкополосного спектра были использованы усредненные данные этих шести орбитальных циклов (рис. 3.1a, область II). Аппроксимация полученного спектра источника степенной моделью с экспоненциальным завалом на высоких энергиях дает значение фотонного индекса = 1.46 ± 0.08 и энергии степенного завала E cut = 51.1 ± 1.4 кэВ, поток излучения от источника в диапазоне энергий 3- кэВ составил F = (2.29 ± 0.10) 109 эрг см2 с.

По данным телескопа IBIS/ISGRI, усредненным по 55-58 (рис. 3.1a, область I) и 149-194 (рис. 3.1a, область III) орбитальным циклам, были построены спектры источника лишь в диапазоне энергий 20-60 кэВ, так как суммарная экспозиция наблюдений в этих областях составила лишь 20 и 50 кс, что значительно меньше экспозиции в области II ( 1 Мс). Статистическая значимость регистрации источника в диапазоне энергий выше 60 кэВ в ходе этих наблюдений оказалась недостаточной для построения качественного спектра излучения.

Аппроксимация этих спектров степенной моделью с экспоненциальным заваСпектр постоянного излучения Рис. 3.3. Зависимости от времени фотонного индекса, потока излучения в диапазоне 3-120 кэВ и межзвездного поглощения, полученные по данным наблюдений источника MX0836-42 приборами обсерватории RXTE (PCA+HEXTE) в 2003-2004 гг.

лом на высоких энергиях дает значения фотонного индекса = 1.29 ± 0.17 для первого и = 1.31 ± 0.14 для второго из них (значение E cut в процессе этих аппроксимаций было зафиксировано на величине 50 кэВ).

На рис. 3.4 (сплошные линии) представлены примеры спектров излучения MX 0836-42, полученных по данным детекторов PCA (3-20 кэВ) и HEXTE (20кэВ), усредненным по нескольким последовательным наведениям (суммарная экспозиция 2.9 10.5 кс). Все полученные спектры были аппроксимированы в диапазоне энергий 3-60 кэВ степенным законом с экспоненциальным завалом в области высоких энергий. К этой модели были также добавлены эффект отражения излучения от аккреционного диска ([70]), фотопоглощение, в предположении солнечного обилия тяжелых элементов в межзвездной среде, и флуоресцентная линия железа E Fe = 6.4 кэВ, что позволило значительно улучшить качество аппроксимации (значение 2, нормированное на степень свободы, уменьшилось от (8 10) до (1 2)). В силу неопределенности в нормировке спектров, построенных по данным детектора HEXTE, все они были приведены к уровню спектров, построенных по данным детектора PCA, полученных в ходе того же наблюдения, путем домножения на константу.

В табл. 3.3 представлены результаты аппроксимации и значения модельного потока излучения, скорректированные с учетом “мертвого” времени детекMX 0836- Табл. 3.3. Результаты аппроксимации спектров излучения источника MX 0836-42, построенных по данным орбитальной обсерватории RXTE (приборы PCA+HEXTE), степенной моделью с экспоненциальным завалом в области высоких энергий, и с учетом межзвездного поглощения и эмиссионной линии железа E Fe = 6.4 кэВ и отражения излучения от аккреционного диска 302.01 1.52 ± 0.10 50.0( fixed) 1.88 ± 0.11 2.94 ± 0.30 1.12 1.05(53) - фотонный индекс - значение энергии экспоненциального завала - поток излучения (3-120 кэВ) источника в спокойном состоянии (10 9 эрг - полученное при аппроксимации спектра значение поверхностной плотности водорода - коэффициент масштабирования спектра, построенного по данным спектрометра HEXTE - величина 2 наилучшей аппроксимации спектра, нормированная на число степеней свободы N Рис. 3.4. Спектры постоянного излучения источника MX 0836-42, построенные по данным телескопов JEM-X и IBIS/ISGRI обсерватории ИНТЕГРАЛ (штрихованая линия) и детекторов PCA (3-20 кэВ) и HEXTE (20-60 кэВ) обсерватории RXTE (сплошные линии). Для удобства восприятия рисунка значения данных и модели в спектре за 14.03.2003 домножены на коэффициент 1/3.

тора, а также значения вышеупомянутых нормировочных констант. На рис. 3. представлены полученные при аппроксимации зависимости фотонного индекса, модельного потока излучения источника в спокойном состоянии и величины поверхностной плотности водорода (N H ) от времени. Пунктирной линией на этом рисунке выделены значения параметров, полученные по данным 29 1 и 312 января (нижний индекс указывает на порядковый номер данного наведения среди наведений на источник в этот день), и 2 февраля 2003 г. Относительно высокие значения величины N H и низкие значения фотонного индекса и потока излучения, полученные в процессе аппроксимации этих данных, позволяют выделить их в отдельную группу наблюдений с сильным поглощением. Полученные среднее значение фотонного индекса степенного спектра излучения источника (1.4 1.5) и величина межзвездного поглощения 3 1022 атомов см (рис. 3.3, без учета наблюдений из вышеупомянутой группы с сильным поглощением) сравнимы с результатами, полученными ранее при исследовании этого источника ([2]; [10]).

Во всех спектрах, полученных по данным спектрометра PCA, была обнаружена эмиссионная линия железа E Fe = 6.4 кэВ. Спектрального разрешения этого прибора не достаточно для подробного изучения профиля линии, поэтому в процессе аппроксимации спектров параметры линии были зафиксированы на уровне EFe = 6.4 кэВ, E Fe = 0.1 кэВ. Эквивалентная ширина линии в рассмотренных спектрах составила 100-310 эВ.

3.4 Рентгеновские всплески При анализе кривых блеска источника MX 0836-42, полученных монитором JEM-X в энергетическом диапазоне 3-20 кэВ, нам удалось обнаружить 24 рентгеновских всплеска (табл. 3.4). Кривые блеска этого источника были построены лишь для периода его уверенной регистрации над уровнем фона - по данным, полученным в ходе 137-141 и 146 орбитальных циклов наблюдений (рис. 3. область III; табл. 3.2, 27 ноября - 24 декабря 2003 г.).

Ни в одном из использованых наведений не было зарегистрировано более одного всплеска. Расстояние между ближайшими из соседних всплесков составило 2 ч, что находится в хорошем соответствии со значением периода рекуррентности всплесков для этого источника, полученным ранее ([2]).

Табл. 3.4. Рентгеновские всплески, зарегистрированные от источника MX 0836-42 прибором JEM-X орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ 52971.95485 0.83 ± 0.20 52975.55951 0.75 ± 0.20 52980.95400 0.72 ± 0. 52972.05406 0.62 ± 0.15 52977.29326 0.85 ± 0.21 52981.04892 0.74 ± 0. 52972.15876 0.93 ± 0.22 52977.46570 0.69 ± 0.17 52981.14650 0.63 ± 0. 52973.40382 0.87 ± 0.21 52978.79890 0.85 ± 0.26 52981.24224 0.56 ± 0. 52974.63970 0.76 ± 0.21 52979.84089 1.12 ± 0.24 52982.42890 0.51 ± 0. 52974.73381 0.69 ± 0.19 52979.93089 0.77 ± 0.17 52983.50758 0.57 ± 0. 52975.37225 0.72 ± 0.24 52980.03784 0.84 ± 0.21 52983.71036 0.70 ± 0. 52975.38617 0.55 ± 0.23 52980.12455 0.73 ± 0.18 52984.44236 0.85 ± 0. - момент достижения максимального значения потока излучения - значение потока излучения в максимуме всплеска, усредненное за 1 с.

Для проведения детального анализа всплесков от исследуемого источника в диапазоне энергий 3-20 кэВ были использованы данные 25 наблюдений MX 0836-42, выполненные детектором PCA орбитальной обсерватории RXTE в период с 24 января по 20 марта 2003 г. и с 18 по 26 января 2004 г. (табл. 3.2). На кривых блеска, построенных по этим данным, было обнаружено 15 рентгеновских всплесков. Температура излучения источника во время спада интенсивности в ходе этих всплесков уменьшалась (рис. 3.5б), что характерно для рентгеновских всплесков I-го рода ([66]). Анализ экспозиций, во время которых производилось перенаведение обсерватории, не выявил ни одного нового всплеска излучения.

Поток излучения от источника во время всплеска достигал своего максимального значения в среднем за 6 8 с (рис. 3.5б) и затем в течение 3 4 с во время некоторых из всплесков оставался на одном уровне (рис. 3.5в). В табл. 3.5 приведены длительности всплесков и времена экспоненциального спада потока во время всплеска. Длительность всплеска была определена как отношение суммарной энергии, выделившейся во всплесковой компоненте излучения от момента начала всплеска до момента спада потока излучения до уровня 10 % от максимального, к среднему значению потока энергии излучения всплесковой компоненты за этот период времени. Для вычисления времени экспоненциального спада потока во время всплеска, профиль последнего был аппроксимирован экспоненциальной зависимостью потока излучения от времени.

Отличительной чертой 80% из рентгеновских всплесков, зарегистрированных спектрометром PCA в излучении источника MX 0836-42, является наличие более или менее выраженной двухпиковой структуры. Пример такого всплеска приведен на рис. 3.5а. Считается, что мультипиковая форма всплеска может возникать в результате: а) расширения фотосферы под давлением околоэддингтоновского потока излучения и б) особенностей термоядерного горения. Значимого увеличения значения цветового радиуса излучающего объекта в момент провала между пиками (поток излучения в диапазоне 3-20 кэВ упал на 15%) зарегистрировано не было и это позволяет предположить, что наличие двухпиковой структуры всплеска в данном случае не связано с расширением фотосферы, а может быть результатом особенностей термоядерного горения в источнике во время всплеска.

Интерестно отметить, что уровень максимального потока излучения от источника в диапазоне энергий 3-20 кэВ во время рентгеновских всплесков, обнаруженных спектрометром PCA, принимал значения от F 1.5 108 эрг см с 1 (рис. 3.5в) до F 0.5 108 эрг см2 с 1 (рис. 3.5г). Это позволяет проследить зависимость этой величены от суммарной энергии, выделившейся во время всплеска (рис. 3.6a). Видно, что с ростом суммарной энергии, выделившейся во время всплеска, уровень максимального потока излучения во время всплеска растет. Аналогичная зависимость была зарегистрирована для других источников рентгеновских всплесков, таких как 1608-522 ([85]), 1728-337 ([4]), 1735- ([65]) и 1837+049 ([137]).

Ни в одном из исследованных всплесков не было достоверно зарегистрировано расширение фотосферы нейтронной звезды, поэтому для оценки расстояния до источника MX 0836-42 мы использовали значение потока излучения в максимуме самого яркого из вышеупомянутых рентгеновских всплесков (1.12 ± 0.24 Краб), предполагая, что светимость источника в этот момент близка к эддингтоновской светимости для нейтронной звезды с массой 1.4 M. Полученное значение верхнего предела на расстояние до источника составляет D кпк. Этот результат близок к нижней границе оценки расстояния до источника D 10 20 кпк, полученной ранее Аоки и др. ([2]) в предположении о том, что во время рентгеновского всплеска цветовой радиус излучающего объекта должен соответствовать радиусу нейтронной звезды - 10 км.

На рис. 3.5 в,г представлены зависимости от времени значений модельного потока излучения и цветовых температуры и радиуса излучающего объекта, полученные в процессе аппроксимации спектров источника моделью излучения черного тела во время наиболее и наименее ярких всплесков, зарегистрированных спектрометром PCA/RXTE. Все исследуемые спектры были скорректированы на уровень фоновой скорости счета детектора и излучения исследуемого источника в спокойном состоянии. Значение цветовой температуры излучающей области в среднем поднималось в начале всплеска в течение 1-4 с до уровня 2-2.5 кэВ и постепенно спадало в течение всплеска до уровня 1.5-2.0 кэВ.

Рис. 3.5. На панелях а и б приведены временные истории всплеска, зарегистрированного 24 января 2003 г. в излучении источника MX 0835-42 спектрометром PCA/RXTE в различных энергетических диапазонах. Ясно видна характерная особенность всплеска: двухпиковая структура в области максимума. На панелях в и г изображены зависимости от времени потока излучения в диапазоне 3- кэВ и значений температуры и радиуса излучающего объекта, полученных в результате аппроксимации моделью излучения черного тела спектров излучения источника MX 0836-42 во время всплесков, зарегистрированных в 2003-2004 гг.

детектором PCA/RXTE. Время на панелях в и г отсчитывается от момента начала всплеска, а на панелях а и б начало всплеска соответствует 30 с по оси времени.

Значение цветового радиуса R c излучающей области в среднем поднималось в начале всплеска в течение 3-5 с от уровня 1-3 км до уровня 4-6 км и незначительно снижалось к концу всплеска (на 10 15%). Такое поведение R c может свидетельствовать об изменении размера области, охваченной взрывом, а также о заметной роли комптонизации в формировании спектра. Средние значения максимальной температуры kTbb 2.5 кэВ и радиуса R (4 6) (D/8 кпк) км находятся в хорошем соответствии со значениями этих параметров, полученными Аоки и др. ([2]).

На рис. 3.6б представлена построенная на основе 15 рентгеновских всплесков, зарегистрированных детектором PCA/RXTE, зависимость потока излучения источника в спокойном состоянии от суммарной энергии, выделившейся во время всплеска. Из рисунка видно, что между этими величинами существует прямая зависимость. Этот факт может служить прямым аргументом в пользу современного представления о феномене барстеров. За время между всплесками аккрецирующее вещество падает на поверхность нейтронной звезды, выделяя часть своей гравитационной энергии в виде излучения, которое мы наблюдаем как излучение системы в спокойном состоянии. Впоследствии, это вещество становится топливом для стабильных и взрывных термоядерных реакций, последние из которых мы наблюдаем как рентгеновский всплеск. В этом случае, если предположить, что за время всплеска используется весь накопленный запас топлива, то с ростом потока излучения системы в спокойном состоянии, а значит с ростом темпа аккреции вещества, растет и суммарная энергия, выделяющаяся во время всплеска.

Детектор PCA не является телескопом, т.е. по его данным нельзя строить изображения области неба в поле зрения прибора, поэтому нельзя достоверно утверждать, что источником зарегистрированных всплесков является именно MX 0836-42. Отметим, однако, что в момент регистрации каждого из всплесков в поле зрения PCA находился лишь один известный барстер - MX 0836-42.

Обсерватория RXTE находится на низкой околоземной орбите, что позволяет ее приборам вести непрерывное наблюдение за источником лишь в течение 65% его 90 мин. орбиты. Ни в одном из использованных нами сеансов наблюдений приборами PCA не произошло более одного рентгеновского всплеска, поэтому по этим данным мы не можем достоверно определить значение периода рекурентности всплесков R для источника MX 0836-42. Однако в двух последовательных сеансах 31 января 2003 г. спектрометром PCA было зарегистрировано два рентгеновских всплеска, промежуток между которыми составил с, что соответствует периоду рекуррентности всплесков, определенному для данного источника Аоки и др. ([2]). Непрерывные наблюдения источника проводились в течение 2850 с после первого из этих всплесков, затем наблюдения были прерваны на 2610 c и затем продолжены вновь. Усредненное по второму из всплесков значение потока излучения в диапазоне энергий 3-20 кэВ составило F = (3.50 ± 0.81) 109 эрг см 2 с 1, а среднее значение болометрического потока излучения источника между этими всплесками F = (1.61 ± 0.06) 109 эрг см2 с 1. Мы считаем, что большая часть энергии излучения во время всплеска выделяется в диапазоне 3-20 кэВ.

В соответствии с современным пониманием процессов, происходящих в барстерах, между всплесками рентгеновского излучения от такой системы выделяется гравитационная энергия E g аккрецируемого нейтронной звездой вещества, а во время всплеска - энергия E b его термоядерного горения. Если предположить, что за время между наведениями, содержащими первый и второй всплески, в течение которого наблюдение за системой не проводилось, других всплеMX 0836- Табл. 3.5. Рентгеновские всплески, зарегистрированные от источника MX 0836детектором PCA орбитальной обсерватории RXTE.

Примечание: Нижний индекс в дате указывает на порядковый номер всплеска в течение соответствующего дня - момент начала всплеска - индексом указано экспоненциальное время затухания всплеска в секундах c - эффективная длительность всплеска - поток излучения в максимуме всплеска в диапазоне энергий 3-20 кэВ ( эрг см 2 с 1 ) - поток излучения в спокойном состоянии в диапазоне энергий 3-120 кэВ (109 эрг см 2 с 1 ) - энергия, выделившаяся во время всплеска ((D/8 кПк )2 1039 ) - период рекуррентности всплесков (при = 140) сков не произошло, мы можем определить параметр режима термоядерного гоE рения (отношение = Eg ) из следующего соотношения:

где LP = 1.24 1037 (D/8 кпк)2 эрг с 1 и LB = 5.04 1037 (D/8 кпк)2 эрг с 1 — средние значения светимости системы в спокойном состоянии и во время всплеска, а B = 12.3 с и R = 7205 с — длительности всплеска и периода между всплесками соответственно. Формула (3.1) в данном случае дает значение 144, что характерно для всплеска, произошедшего в результате взрывного горения гелия ([11]).

Рис. 3.6. Зависимости максимального значения потока излучения во время всплеска от суммарной энергии, выделившейся во время всплеска (a), и потока излучения источника в спокойном состоянии от суммарной энергии, выделившейся во время всплеска (б). Зависимости построены для 15-и рентгеновских всплесков, зарегистрированных от источника MX 0836-42 по данным спектрометра PCA/RXTE.

Если предположить, что режим термоядерного горения не изменялся от всплеска к всплеску, то, используя полученное выше значение, можно оценить периоды рекуррентности всплесков в других сеансах. В табл. 3.5 приведены значения времени рекуррентности всплесков от исследуемого источника, полученные при помощи формулы (3.1) в предположении о том, что параметр = 140. Учитывая соотношение периодов рекурентности и средней длительMX 0836- ности периода непрерывного наблюдения источника обсерваторией, нетрудно объяснить факт наблюдения в каждом из сеансов только одного всплеска. Стоит отметить, что полученные таким методом оценки в 2-3 раза превышают значение периода рекуррентности всплесков от источника MX 0836-42, полученного Аоки и др. ([2]): R 2 часа. Если предположить, что R 2 часа, то с помощью формулы (3.1) можно определить среднее по всем наблюдавшимся всплескам значение параметра 80, что характерно для смешанных водородно-гелиевых всплесков ([11]). Эта модель лучше описывает форму наблюдаемых всплесков, в частности, относительно длительный (6-8 с) период подъема интенсивности во время всплеска до максимального уровня.

В табл. 3.2 приведены значения темпа аккреции, соответствующего полному зарегистрированному потоку излучения от исследуемого источника в спокойном состоянии (предпологается, что большая часть излучаемой энергии приходится на рассматриваемый диапазон энергий), и соответствующих периодов рекуррентности водородно-гелиевых всплесков от него, вычисленных в предположении о том, что аккрецированное вещество занимает 1/3 поверхности ( 1 ) и всю поверхность (2 ) нейтронной звезды. Из этой таблицы видно, что если всплески в MX 0836-42 водородно-гелиевые, то аккрецируемое вещество, участвующее во взрыве во время всплеска, занимает лишь часть поверхности нейтронной звезды.

3.5 Обсуждение На рис. 3.2 приведена кривая блеска источника MX 0836-42 по всем доступным данным монитора ASM/RXTE, на которой ясно видно повышение уровня потока излучения от источника на масштабе 600 дней. Ясно, что даже если этот феномен и имеет циклический характер, то период таких вспышек составляет более 7 лет. Причиной подобных вспышек может являться, например, неравномерность в процессе аккреции.

Из рис. 3.3 следует, что среди наблюдений источника приборами обсерватории RXTE существует группа из трех наблюдений с аномально высоким уровнем поглощения (табл. 3.3). Можно предположить, что во время этих наблюдений в системе появляется дополнительное поглощение, возможно связанное с внешними областями аккреционного диска. В пользу этого объяснения свидетельствует тот факт, что чем более “жестким“ (поглощенным) является спектр, тем более сильна эмиссионная линия железа в нем. Например, эквивалентная ширина линии в спектре, построенном по данным наблюдений 26 января, составила 120 эВ, в то время как для наблюдений 291 января эта величина составила 310 эВ. Отметим, что данное объяснение предполагает большое наклонение аккреционного диска в исследуемой системе. Такой процесс может быть периодическим и связанным с орбитальным движением в двойной системе, т.е.

источник может быть диппером. Для проверки этого предположения был произведен анализ кривой блеска источника в диапазоне энергий 1.3-3.0 кэВ - наиболее подверженном поглощению, построенной по данным монитора всего неба ASM/RXTE за период с 5 января 1996 г. по 7 апреля 2005 г., на предмет наличия периодических вариаций в диапазоне частот (5 300) 106 Гц, характерном для орбитального движения маломассивной двойной системы. В результате этого анализа не удалось обнаружить значимого периода вариаций сигнала.

В непосредственной близости от исследуемого источника (24 мин. дуги) находится транзиентный рентгеновский пульсар GRS 0834-43. Детекторы PCA и HEXTE не обладают способностью пространственно разделять источники региОбсуждение стрируемого излучения, поэтому вышеупомянутый пульсар, попадая в поле зрения этих приборов, мог вносить искажения в наблюдаемый спектр источника MX 0836-42. Для проверки этой гипотезы мы провели поиск пульсаций с периодом 12 с, характерным для пульсара GRS 0834-43, по всем использованым данным наблюдений MX 0836-42 спектрометром PCA. В результате этих исследований ни в одном из наблюдений нам не удалось обнаружить пульсирующую компоненту, статистическая значимость которой превышала бы 3. Стоит отметить, что по данным монитора всего неба ASM/RXTE вспышечной активности в излучении источника GRS 0834-43 в течение данного периода зарегистрировано не было, а по данным телескопа IBIS/ISGRI в период с января 2003 г. по март 2004 г. статистическая значимость регистрации этого источника в диапазоне 20-60 кэВ не превышала 3, причем верхний предел на поток излучения от источника за весь этот период равен 1 мКраб, а за время одного наблюдения ( кс) - 10 мКраб. Таким образом, спектры постоянного излучения, построенные по имеющимся данным детекторов PCA и HEXTE, действительно относятся к излучению источника MX 0836-42.

В течение некоторых из 15 рентгеновских всплесков, зарегистрированных спектрометром PCA во время наведений на исследуемый источник, среднее значение “цветового” радиуса излучающего объекта составило 4-7 км (рис. 3.5 в,г), что меньше значения радиуса, получаемого в рамках стандартных моделей строения нейтронной звезды для ее радиуса. Причиной такого несоответствия может быть модификация спектра излучения источника за счет рассеяния, которое приводит к завышению значений “цветовой” температуры и занижению значений “цветового” радиуса ([61]; [107]; [3]).

Из табл. 3.5 видно, что значение суммарной энергии, выделившейся за время всплеска 312 января 2003 г. в 2-3 раза меньше, чем эта величина для остальных всплесков, а сам всплеск произошел в 2 раза раньше, чем могло произойти накопление достаточной для детонации поверхностной плотности вещества (в том случае, если детонация охватывает всю поверхность нейтронной звезды)(табл.

3.2). Аналогичная ситуация наблюдалась в излучении от этого источника 18 февраля 1991 г. ([2]), за тем исключением, что расстояние между всплесками в том случае составило лишь 10 минут. Такие феномены можно объяснить следующим образом.

1) Источником всплеска является другой барстер. Хотя морфологически этот всплеск похож на другие всплески данного источника, учитывая тот факт, что детектор PCA не обладает возможностью построения изображения наблюдаемого участка неба, опровержение этого предположения при помощи имеющихся данных не представляется возможным. Такое предположение может также объяснить и различные уровни максимального потока энергии излучения от источника во время всплесков;

2) Термоядерное горение во время всплеска происходит в отличном от остальных случаев режиме. Это возможно, если, например, некоторое количество топлива не было использовано в ходе предыдущего всплеска. В случаях 1 и 2 мы ничего не можем сказать о величинах параметра и периода рекуррентности всплесков в других сеансах;

3) Процесс аккреции охватил меньшую часть поверхности нейтронной звезды, что привело к более быстрому накоплению вещества до уровня поверхностной плотности, необходимого для детонации. Об этом могут свидетельствовать более заметные, по сравнению с другими всплесками, увеличение цветового радиуса в начале и его уменьшение в конце этого всплеска (рис. 3.5г).

50 MX 0836- Глава KS 1731- В данной главе представлены результаты наблюдений телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ транзиентного рентгеновского барстера KS 1731-260. Наблюдения были выполнены в 1990–1991 гг. на начальном этапе 12-летнего периода активности источника, в то время, когда исследования другими рентгеновскими обсерваторями не проводились. Показано, что поток излучения KS 1731- систематически падал, формируя отдельную начальную “минивспышку” источника длительностью 2.5 года. Падение потока сопровождалось увеличением жесткости спектра излучения KS 1731-260 и усилением его всплесковой активности — в последних сеансах наблюдений, когда поток упал на 40-60%, были зарегистрированны два рентгеновских всплеска. Их анализ показал, что они произошли в среде с заметным содержанием водорода, т.е. эффективность обогащения вещества в нижних слоях атмосферы нейтронной звезды в процессе квазистационарного горения водорода была невысокой.

Для исследования спектра непрерывного излучения источника была применена модель BDLE, предложенная нами ранее для описания спектров излучения аккрецирующих нейтронных звезд со слабым магнитным полем. Модель учитывает две спектральных компоненты, связанные с излучением “пограничного слоя”, образующегося в месте соприкосновения аккреционного диска и поверхности нейтронной звезды, и излучением собственно аккреционного диска.

Модель достаточно хорошо аппроксимировала наблюдаемые спектры излучения источника и позволила оценить такие параметры системы, как наклонение аккреционного диска, болометрическую светимость (темп аккреции), температуру внешних слоев погранслоя. Было показано, что в случае KS 1731-260 излучение “погранслоя” формировалось в экспоненциальной атмосфере умеренной оптической толщи по томсоновскому рассеянию, в условиях, когда комптонизация не успевала сформировать виновский спектр, а лишь модифицировала тепловой спектр излучения плазмы.

4.1 Введение Рентгеновский транзиент KS 1731-260 был открыт в 1989 г. в ходе обзора области галактического центра телескопом TTM обсерватории “Рентген” на модуле КВАНТ орбитальной станции “Мир” ([104]). После обнаружения от KS 1731-260 рентгеновских всплесков ([105]) стало ясно, что наблюдается двойная система, содержащая аккрецирующую нейтронную звезду со слабым магнитным полем. В 1996 г. при исследовании рентгеновских всплесков обсерваторией RXTE были обнаружены когерентные осцилляции потока излучения источника на частоте 524 Гц, вероятно, связанные с вращением нейтронной звезKS 1731- ды ([101]). В спокойном состоянии (между всплесками) в излучении источника были выявлены квазипериодические осцилляции потока на частотах Гц и 1150 Гц ([17]). Обсерватории RXTE посчастливилось зарегистрировать несколько мощных рентгеновских всплесков, сопровождавшихся расширением фотосферы нейтронной звезды, что позволило оценить расстояние до системы d 7 кпк ([84]). Еще более интересный всплеск был зарегистрирован спутником BeppoSAX – он стал своеобразным рекордсменом по длительности ( 12 ч) среди всех всплесков, когда-либо наблюдавшихся от барстеров ([58]).

Источник KS 1731-260 расположен в густонаселенной области неба и наблюдается сквозь галактический диск. Хотя попытки его оптического (точнее — ИК) отождествления предпринимались неоднократно (например, [97]), определенного прогресса в этом удалось добиться лишь недавно ([78]). ИК-спутником является звезда с видимой величиной J m 4 ± 0. 4 — сильно проэволюционировавшая, либо звезда главной последоваm тельности раннего спектрального класса F или G. Отметим, что Ревнивцев и Сюняев ([97]), используя данные обсерватории RXTE, показали, что поток от KS1731-260 меняется с периодом 38 дней, орбитальным или прецессионным.

Источник относится к группе долгопериодических транзиентов с характерным временем рентгеновской активности от одного-двух до десятка лет и с очень большим периодом рекуррентности ([1]). KS 1731-260 находился в состоянии с высоким уровнем светимости на протяжении 12 лет (рис. 4.1). В течение первых 7-8 лет поток излучения в стандартном рентгеновском диапазоне в среднем увеличивался (с 40 мКраб на момент обнаружения до 200250 мКраб в максимуме блеска), а затем начал падать (в последних успешных наблюдениях он был зафиксирован на уровне 20 мКраб). На масштабе недель и месяцев изучение источника характеризовалось сильной переменностью — большей в периоды относительно низкого среднего потока. Хотя в основном источник имел типичный для маломассивных рентгеновских систем тепловой спектр излучения с температурой kT 5 7 кэВ (при аппроксимации моделью тормозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы), в отдельных наблюдениях был зафиксирован очень жесткий спектр с температурой kT 40 кэВ ( [1]).

До момента обнаружения KS 1731-260 в 1989 г. рентгеновские обсерватории неоднократно наводились в этом направлении, но никаких признаков присутствия источника не обнаруживали. Через несколько месяцев после “выключения” источника в 2001 г. было проведено наблюдение этой области обсерваторией CHANDRA ([18]), выявившее на месте KS 1731-260 слабый объект с рентгеновской светимостью 1033 эрг с1 в диапазоне 0.5-10 кэВ (при d = 7 кпк). Полученное значение хорошо согласуется со светимостями других подобных транзиентов (аккрецирующих нейтронных звезд в маломассивных системах), наблюдаемых во время их “выключенного” состояния. Оценки ([83]) показывают, что светимость на этом уровне может обеспечиваться остаточной аккрецией, связанной с естественной эволюцией двойной системы (потерей углового момента изза гравитационного излучения и эволюционным расширением звезды-донора).

В 1990-1991 гг., на начальном этапе вспышки, источник KS 1731-260 несколько раз попадал в поле зрения телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ. Телескоп АРТ-П в это время был единственным инструментом на орбите, проводившим наблюдения в стандартном рентгеновском диапазоне. Некоторые предварительные результаты этих наблюдений были включены в обзор Лутовинова и др. ([63]). В настоящей работе результаты наблюдений KS 1731-260 представлены в полном объеме.

4.2 Наблюдения Одной из наиболее приоритетных задач обсерватории ГРАНАТ был глубокий обзор области галактического центра в рентгеновском и мягком гаммадиапазоне. Наблюдения проводились каждый раз, когда позволяли технические условия. К сожалению, в большинстве случаев обсерватория наводилась непосредственно на центр Галактики (источник Sgr A ), при этом KS 1731-260 оказывался вне поля зрения телескопа АРТ-П. Случаи, когда источник все же удавалось наблюдать, приведены в табл. 4.2. Во всех этих случаях был включен лишь один из модулей телескопа. Отметим, что телескоп СИГМА на борту обсерватории ГРАНАТ, чувствительный к жестким h 35 кэВ фотонам, имел более широкое поле зрения и мог наблюдать источник KS 1731-260 в течение практически всего времени обзора.

Табл. 4.1. Наблюдения источника KS 1731-260 телескопом АРТ-П а Экспозиция после коррекции на “мертвое” время б Поток фотонов в диапазоне 3-20 кэВ в Светимость в диапазоне 3-20 кэВ на расстоянии d = 7 кпк г 3 верхний предел Мишенью для наблюдений, приведенных в табл. 4.2, как правило, был рентгеновский пульсар GX 1+4. На рис. 4.2 показано изображение в диапазоне 3- кэВ, полученное телескопом АРТ-П 15 сентября 1990 г., во время 4 сеанса. На изображении хорошо видны оба источника. Отмечено также положение транзиентного источника IGR J17331-2406, открытого недавно в этом поле в от GX 1+4 обсерваторией ИНТЕГРАЛ ([64]). Телескопом АРТ-П излучение источника IGR J17331-2406 зарегистрировно не было (3 верхний предел на поток фотонов в диапазоне 3–20 кэВ был равен 16 мКраб в этом и до 4 мКраб в других сеансах). Поток фотонов и светимость, измеренные в разных сеансах наблюдений от источника KS 1731-260 приведены в табл. 4.2. Видно, что в 3 и 6 сеансах поток был определен с большими статистическими ошибками, что связано в первом случае с малой длительностью сеанса, во втором — с неудачным наведением (KS 1731-260 оказался на самом краю поля зрения). Ситуацию в последнем случае ухудшило и то, что наблюдения проводились 3 модулем телескопа АРТ-П с пониженной чувствительностью на мягких энергиях.

На кривой блеска источника KS 1731-260, представленной на рис. 4.1, результаты измерения рентгеновского потока телескопом АРТ-П показаны заштрихованными кружками, результаты измерения обсерваториями RXTE и “Рентген” — незаштрихованными кружками и квадратами соответственно. ПоKS 1731- Рис. 4.1. Кривая блеска источника KS 1731-260 по данным приборов ТТМ/КВАНТ (2-27 кэВ), ASM/RXTE (2-12 кэВ) и АРТ-П/ГРАНАТ (3-20 кэВ).

Результаты наблюдений приборами ТТМ/КВАНТ и ASM/RXTE усреднены на масштабе 2 суток (предоставлены Александровичем и др. [1]).

следние данные были взяты из работы Александровча и др. ([1]) и для удобства восприятия усреднены на масштабе 2 суток. Видно, что во время наблюдений источника телескопом АРТ-П поток излучения от него в среднем падал. Периоду падения предшествовал наблюдавшийся с момента открытия KS 1731-260 период роста потока, так что можно говорить о существовании отдельной начальной вспышки источника длительностью 2.5–3 года. С определенной степенью уверенности можно даже утверждать, что после первой вспышки и до достижения основного максимума блеска источник испытал еще одну вспышку приблизительно той же длительности, но большей амплитуды.

4.3 Спектр постоянного излучения Для исследования спектра рентгеновского излучения источника KS1731-260 и его эволюции в условиях наблюдаемого падения потока были использованы данные 1, 2, 4 и 5 сеансов наблюдений. Соответствующие спектры приведены на рис. 4.3. На первом этапе их анализа проверялись три простые модели:

степенной закон с экспоненциальным завалом на высоких энергиях (cuto f f в стандартном пакете XSPEC), спектр тормозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы (bremss) и спектр, формирующийся при комптонизации низкочастотного излучения в облаке высокотемпературной электронной плазмы (com pst, Сюняев, Титарчук, 1980). Параметры наилучшей аппроксимации данных этими моделями в диапазоне 3–20 кэВ приведены в табл. 4.3, а соответствующие спектры, полученные в рамках модели bremss, показаны на рис. 4. сплошными кривыми. При аппроксимации спектров была введена поправка на фотопоглощение в межзвездном газе на уровне, соответствующем поверхностСпектр постоянного излучения Рис. 4.2. Рентгеновское изображение области неба вблизи источника KS 1731-260, полученное телескопом АРТ-П 15 сентября 1990 г. (сеанс 4, экспозиция 2790 с). Контуры показывают область достоверной регистрации источников в диапазоне энергий 3-20 кэВ и даны на уровне отношения сигнала к шуму 3, 3.9, 5.1, 6.6,..., 32 (используется логарифмическая шкала).

ной плотности водорода NH Значения 2, приведенные в табл. 4.3, свидетельствуют о том, что наблюдаемые спектры излучения источника достаточно хорошо аппроксимируются указанными однокомпонентными моделями. К сожалению, все они имеют слабое отношение к описанию реальных физических условий в области, где формируется рентгеновское излучение. Реалистичная модель должна содержать две компоненты: мягкую, описывающую спектр излучения внутренних областей аккреционного диска, и жесткую, описывающую излучение горячего “пограничного слоя”, формирующегося в месте соприкосновения диска и поверхности нейтронной звезды. Первая компонента может в начальном приближении быть аппроксимирована спектром излучения “многоцветного” чернотельного диска ([133];

[79]). Вторая, которая в общем случае с трудом поддается простому моделированию, при больших светимостях L X 5 1037 эрг с1 может быть аппроксимирована виновским законом излучения ([27]). При таких светимостях плазма в “погранслое” становится оптически толстой и разреженной в силу давления излучения. Наблюдаемый спектр формируется при комптонизации низкочастотных тормозных фотонов, испущенных в глубине “погранслоя”. При понижении светимости до L X 1 1037 эрг с1 плазма в “погранслое” становится более прозрачной. Параметр комптонизации y = (kTb /m e c2 )T падает до единицы и спектр перестает быть виновским. Рассеяние фотонов на электронах (без изменения Рис. 4.3. Спектры постоянного излучения источника KS1731-260, полученные телескопом АРТ-П в 1990 г. — во время 1, 2, 4 и 5 сеансов наблюдений. Сплошными линиями показан результат аппроксимации спектров моделью тормозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы. Для спектров 2–5 пунктирной линией показан также результат аппроксимации спектра 1 (для сравнения).

Табл. 4.2. Параметры наилучшей аппроксимации спектров излучения источника KS 1731-260, полученных в ходе его наблюдений телескопом АРТ-П в 1990 г.

а Используемая спектральная модель: bremss — тормозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы; com pst — комптонизации Сюняева, Титарчука (1980); cuto f f — степенной закон с экспоненциальным завалом E exp(E /kT ).

б Фотонный индекс.

в Радиальная томсоновская толща облака электронной плазмы.

г Значение 2, нормированное на N (N — число степеней свободы).

д Параметр зафиксирован на значении, полученном в сеансе 1.

частоты) все еще играет определяющую роль в его формировании, приводя к так называемому “модифицированному спектру излучения экспоненциальной атмосферы” ([43]).

Прямое использование двухкомпонентной модели, состоящей из виновского спектра (или спектра экспоненциальной атмосферы) и спектра “многоцветного” диска, приводит к неразумно большому числу независимых параметров для описания относительно простых наблюдаемых спектров аккрецирующих нейтронных звезд. Поэтому для описания спектров источника мы использовали предложенную нами в главе II спектральную модель BDLE. Результат аппроксимации моделью BDLE спектра излучения источника, наблюдавшегося 7 октября 1990 г.

(сеанс 5), показан на рис. 4.4. Сплошная и штриховая линия на рис. 4.4а соответствуют предположениям о виновском спектре излучения “погранслоя” и спектре излучения экспоненциальной атмосферы, пунктирной линией для сравнения показан спектр тромозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы.

Сплошная, штриховая и пунктирная линии на рис. 4.4б соответствуют полному спектру излучения в модели BDLE (вариант с экспоненциальной атмосферой) и спектрам излучения “погранслоя” и аккреционного диска по отдельности. Видно, что на низких энергиях в спектре источника доминирует излучение аккреционного диска, на высоких - излучение “погранслоя”. Сумма этих двух компонент неплохо описывает спектр рентгеновского излучения системы в спокойном состоянии.

Рис. 4.4. Аппроксимация моделью BDLE спектра постоянного излучения источника KS 1731-260, измеренного 7 октября 1990 г. (сеанс 5). Сплошная и штриховая линия на рисунке (a) получены в предположении о двух видах спектра излучения “погранслоя”: виновском и экспоненциальной атмосферы, пунктирной линией показан спектр тромозного излучения оптически тонкой тепловой плазмы. Сплошная, штриховая и пунктирная линии на рисунке (b) соответствуют полному спектру излучения в варианте модели BDLE с экспоненциальной атмосферой и спектрам излучения “погранслоя” и аккреционного диска по отдельности.