WWW.DISS.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА
(Авторефераты, диссертации, методички, учебные программы, монографии)

 

Pages:     || 2 | 3 |

«АНАЛИЗ И ИНТЕРПРЕТАЦИЯ ВРЕМЕННЫХ И СПЕКТРАЛЬНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КАНДИДАТОВ В ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ ...»

-- [ Страница 1 ] --

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

Сергей Павлович Трудолюбов

АНАЛИЗ И ИНТЕРПРЕТАЦИЯ ВРЕМЕННЫХ И СПЕКТРАЛЬНЫХ

ХАРАКТЕРИСТИК РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

ГАЛАКТИЧЕСКИХ КАНДИДАТОВ В ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

01.03.02 Астрофизика и радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физ.-мат. наук М.Р. Гильфанов Москва Хочется сказать огромное спасибо Марату Гильфанову и Евгению Чуразову, под руководством и в тесном сотрудничестве с которыми была выполнена большая часть работы. Большую помощь в моих исследованиях оказало продуктивное общение с товарищами по отделу Астрофизики высоких энергий Константином Бороздиным, Алексеем Финогеновым и Сергеем Сазоновым.

Хотелось бы выразить особую благодарность Рашиду Алиевичу Сюняеву за постоянное внимание и поддержку в моей научной работе.

Автор благодарит за гостеприимство коллектив Астрофизического Института общества им. Макса Планка (Германия) и группу NIS–2 Лос–Аламосской Национальной Лаборатории (США), где была получена часть результатов, представленных в диссертации.

Во время работы над диссертацией автор получал поддержку от Российского Фонда фундаментальных исследований, INTAS и Соросовской программы образования в области точных наук.

Часть результатов, представленных в диссертационной работе, получена с использованием данных, предоставленных службой электронного архива Годдардовского Центра космических полетов (США).

Оглавление Введение I Инструменты и наблюдения 1.1 Телескоп СИГМА обсерватории “Гранат”..................... 1.2 Телескоп ТТМ обсерватории МИР – КВАНТ................... 1.3 Обсерватория RXTE................................ 1.3.1 Прибор PCA................................. 1.3.2 Прибор HEXTE............................... II Наблюдения GX 339–4 1.4 Введение....................................... 1.5 Наблюдения телескопом СИГМА в 1990–1994 гг................ 1.5.1 Наблюдения 1990 года........................... 1.5.2 Вспышка 1991 года............................ 1.5.3 Вспышка 1992 года............................ 1.6 Эволюция спектра источника во время вспышек................ 1.7 Связь между жесткостью спектра и уровнем флуктуаций жесткого рентгеновского потока.................................... 1.8 Механизм возникновения вспышек........................ III Наблюдения GRS 1915+105 2 GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью 2.1 Введение....................................... 2.2 Наблюдения.................................... 2.2.1 Эволюция параметров энергетического спектра............. 2.3 Эволюция характера переменности........................ 2.3.1 Аналитическая аппроксимация спектров мощности........... 2.4 Корреляция спектральных и временных параметров.............. 2.5 Корреляции между спектральными и временными свойствами......... 2.6 Обсуждение..................................... 3 GRS 1915+105 во вспышечном состоянии 3.1 Наблюдения..................................... 3.1.1 Спектральный анализ............................ 6 ОГЛАВЛЕНИЕ 3.1.2 Временной анализ.............................. 3.2 Классификация состояний............................. 3.2.1 Переходы между состояниями....................... 3.3 Корреляция свойств спектральной и временной эволюции в период “жестких” 3.4 Корреляция между длительностью “жестких” состояний и соответствующей 3.5 QPO и “жесткие” состояния, как возможные проявления динамической и вязкой эволюции аккреционного диска........................ 4.4 Пространственное распределение галактических рентгеновских Новых.... 6.1 Эволюция GRS 1739–278 в период вспышки 1996 г............... 7.1 Открытие и локализация источника........................ 7.2 Кривые блеска источника в стандартном и жестком рентгеновском диапазонах. 8.2 Кривая блеска и эволюция широкополосного энергетического спектра..... 8.3 Эволюция характера короткопериодической переменности рентгеновского 8.4 Связь между эволюцией спектральных и временных параметров........ 8 ОГЛАВЛЕНИЕ Список иллюстраций 1.1 Общий вид обсерватории RXTE. Стрелками показаны три научных прибора 1.2 Схема отдельного пропорционального счетчика PCU. Показаны коллиматор, пропановый “вето”–слой, три слоя, снимающих электронный каскад, и ксеноново–метановый “вето”–слой (активная защита, основаная на методе антисовпадений). Снизу встроен искуственный источник рентгеновского излучения Am241................................ 1.3 Схема отдельного детектора HEXTE. Показаны коллиматор, калибровочный источник ренгеновского излучения Am241, сцинтилляционный кристалл NaI(Tl), кристалл CsI(Na), фотоумножитель, магнитная защита....... 1.4 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 1.5 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 1.6 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 1.7 Эволюция параметров спектра GX 339-4 в диапазоне 40 400 кэВ во время 1.8 Широкополосные (2 300 кэВ) спектры GX 339-4 в различных спектральных состояниях............................... 1.9 Зависимость жесткости спектра GX 339-4 в диапазоне 40 150 кэВ от уровня флуктуаций потока в том же диапазоне в полосе частот 2.1 Кривая блеска GRS 1915+105 в диапазоне 2 12 кэВ по данным наблюдений монитора всего неба (ASM) орбитальной рентгеновской обсерватории RXTE. Даты наблюдений источника приборами PCA и HEXTE отмечены треугольниками. Эти наблюдения были выбраны с целью исследования поведения источника во время состояния с низкой светимостью и переходов

10 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ



2.2 Характерные широкополосные энергетические спектры GRS 1915+105 в единицах F(E)E2 во вспышечном состоянии с высокой светимостью (а) и в состоянии с низкой светимостью (б) по данным приборов PCA и HEXTE. Закрашенные и открытые кружки на рис. (а) представляют спектры источника во “вспышке” и в “выключенном” состоянии соответственно......... 2.3 Эволюция параметров энергетического спектра GRS 1915+105 во время наблюдения PCA 7 ноября 1996 г. (для аналитической аппроксимации спектра использовались модели излучения “многоцветного” аккреционного диска с характерной температурой Tsoft (см. текст) и степенной закон (f (E) E, E – энергия фотона, – фотонный индекс), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении NH L = см 2 ). Каждая точка соответствует усреднению данных за 16–секундные интервалы. Вклад мягкой компоненты равен отношению светимости мягкой спектральной компоненты излучения к полной светимости в диапазоне энергий 3 20 кэВ, скорректированных на межзвездное поглощение....... 2.4 Эволюция параметров энергетического спектра GRS 1915+105 в диапазоне 3 20 кэВ по данным PCA (для аналитической аппроксимации спектра использовались модели излучения “многоцветного” аккреционного диска с характерной температурой Tsoft (см. текст) и степенной закон (f (E) E ), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении NH L = 5 1022 см 2 ). Вклад мягкой компоненты равен отношению светимости мягкой спектральной компоненты излучения к полной светимости в диапазоне энергий 3 20 кэВ, скорректированных на межзвездное поглощение. Данные наблюдений 7 и 23 октября, а также 7 и 19 ноября г. представлены несколькими точками по причине сильной переменности источника в этих наблюдениях.......................... 2.5 Эволюция параметров высокоэнергичной части спектра источника GRS 1915+105 в диапазоне 20 150 кэВ по данным прибора HEXTE; (а) – аппроксимация степенным законом f (E) E, E – энергия фотона, – фотонный индекс; (б, в) – аппроксимация степенным законом с экспоненциальным завалом f (E) E exp( E=Ecut), E – энергия фотона, – фотонный индекс, Ecut – энергия завала). Треугольниками показана верхняя граница рабочего диапазона HEXTE в случаях наблюдений, когда завал в спектре источника не детектировался прибором............... 2.6 Зависимость наклона высокоэнергичной части спектра источника GRS 1915+105 от уровня рентгеновской светимости в диапазоне 3 50 кэВ Заштрихованные и открытые кружки отражают результаты аппроксимации данных степенным законом и степенным законом с экспоненциальным завалом соответственно.............................

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

2.7 Спектры мощности GRS 1915+105 по данным наблюдений PCA: (а) – во вспышечном состоянии с высокой светимостью; (б) – при переходе между состояниями (вклад мягкой компоненты в общую светимость довольно мал);

(в) – при переходе между состояниями (вклад мягкой компоненты в общую светимость достаточно велик); (г) – номинальное состояние с низкой светимостью................................... 2.8 Зависимость между центральной частотой QPO–пика в спектре мощности GRS 1915+105 и уровнем рентгеновского потока от источника в диапазоне 3 20 кэВ и болометрического потока в мягкой компоненте энергетического спектра, скорректированных на Галактическое межзвездное поглощение для наблюдений 7 (открытые кружки) и 28 (закрашенные кружки) ноября г. Каждая точка представляет данные, усредненные за 16 48 сек интервалы..................................... 2.9 Схематическое представление модели, использовавшейся для аналитической аппроксимации широкополосного спектра мощности излучения GRS 1915+105 в диапазоне 0.05 50 Гц в единицах f (rms=mean)2 /Гц, где f – частота, на примере наблюдения 19 декабря 1996 г. Вклады частотно– ограниченных компонент (BLN) и Лоренцевых компонент, аппроксимирующих QPO–пики, изображены с помощью точечных и штриховых линий 2.10 Параметры аппроксимации спектров мощности источника GRS 1915+ как функции центральной частоты основного пика QPO (диапазон энергий 2 13 кэВ). Открытые кружки соответствуют наблюдениям, покрывающим период переходов между состояниями (до 28 ноября 1996 г.); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью........... 2.11 То же самое, что и рис. 2.10, но для диапазона энергий 13 60 кэВ...... 2.12 Полная относительная среднеквадратичная амплитуда флуктуаций потока (rms) и относительная rms частотно– ограниченной компоненты (BLN) спектра мощности источника (диапазоны энергий 2 13 и 13 60 кэВ) как функции рентгеновского потока в диапазоне 3 20 кэВ. Открытые кружки соответствуют наблюдениям в период перехода между состояниями (23.10.1996 – 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью 2.13 Полная относительная среднеквадратичная амплитуда флуктуаций потока (rms) и относительная rms частотно–ограниченной компоненты (BLN) спектра мощности источника (диапазон энергий 13 60 кэВ) как функция потока в жесткой спектральной компоненте в диапазоне 3 20 кэВ. Открытые кружки соответствуют наблюдениям в период перехода между состояниями (23.10.1996 – 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 – 25.04.1997)......................

12 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

2.14 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности GRS 1915+105 и болометрическим потоком в мягкой спектральной компоненте, полученным по результатам аппроксимации энергетического спектра (см. текст) для наблюдений в ноябре 1996 г. – апреле 1997 г. Открытые кружки соответствуют наблюдениям, в период перехода между состояниями (23.10.1996 – 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 – 25.04.1997). Большие кружки отражают данные, усредненные за целое наблюдение, маленькие кружки – данные, 3.1 Временные истории рентгеновского потока GRS 1915+105 в период вспышечного состояния в диапазоне энергий 2 – 30 кэВ (верхние панели рисунка), соответствующие коэффициенты жесткости спектра, равные соотношению потоков в энергетических диапазонах 13 30 и 2 13 кэВ ( keV)/(2 13 keV) (средние панели рисунка) и динамические спектры мощности (нижние панели рисунка) для наблюдений 7 октября 1996 г. (левая часть рисунка) и 30 октября 1997 г. (правая часть рисунка). Пик QPO в спектре мощности источника выглядит как ’U’– образная черная полоса на изображении динамического спектра мощности................ 3.2 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+105 при переходе из “жесткого” в “мягкое” состояние во время наблюдения 7 октября 1996 г. Толстыми линиями и буквами “A” и “B” в верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “A” и “B”–интервалы обозначают “жесткое” и “мягкое” состояния соответственно............................. 3.3 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+105 при переходе из “жесткого” в “мягкое” состояние во время наблюдения 19 июня 1996 г. Толстыми линиями и буквами “A” и “B” в верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “A” и “B”–интервалы обозначают “жесткое” и “мягкое” состояния соответственно............................. 3.4 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+105 при переходе из “жесткого” в “мягкое” состояние во время наблюдения 30 октября 1997 г. Толстыми линиями и буквами “A” и “B” в верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “A” и “B”–интервалы обозначают “жесткое” и “мягкое” состояния соответственно.............................

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

3.5 Левая часть рисунка: Эволюция параметров аппроксимации энергетического спектра GRS 1915+105 (см. описание модели в тексте) в наблюдении 7 октября 1997 г. (яркое вспышечное состояние, временное разрешение сек). Первые 600 сек наблюдения соответствуют “жесткому” состоянию, которое сменяется “мягким” состоянием (переход 2 типа). На верхней панели рисунка изображено изменение потока в мягкой компоненте, на средней панели – изменение наклона жесткой спектральной компоненты и на нижней панели – изменение характеристической цветовой температуры мягкой спектральной компоненты. Правая часть рисунка: То же самое, но с 3.6 Зависимость параметров аналитической аппроксимации энергетического спектра для нескольких наблюдений GRS 1915+105 во вспышечном состоянии (’Total flux’ – полная светимость в диапазоне энергий 3 20 кэВ; ’Soft component flux’ – болометрический поток в мягкой спектральной компоненте; ’Soft ratio’ – вклад мягкой компоненты в полную светимость в диапазоне энергий 3 20 кэВ; ’kTsoft ’ – цветовая температура мягкой компоненты ) от соответствующего значения центральной частоты QPO–пика (’QPO 3.7 Связь между длительностью “жесткого” состояния и соответствующей минимальной частотой QPO для набора наблюденй GRS 1915+105 в ярком вспышечном состоянии (Табл. 3.1) (данные для первой группы наблюдений (см. объяснение в тексте) представлены в левой части рисунка;

данные для второй группы изображены в правой части рисунка). Зависимости tvisc / fK границы радиационно–доминированного диска от кеплеровской частоты на этой границе при темпах аккреции m 0.11( =0.1) 1=2 (m=33) 2=3 и m 0.17( =0.1) 1=2 (m=33) 2=3 показаны с помощью штриховой и точечной 3.8 Динамические спектры мощности GRS 1915+105, соответствующие первой (18/06/1997, верхняя часть рисунка) и второй группам наблюдений (30/10/1997, нижняя часть рисунка). Ожидаемая зависимость центральной частоты QPO от времени, полученная в рамках модели вязкой эволюции положения внутренней границы радиационно–доминированного аккреционного диска приведена в виде белых линий, наложенных на наблюдаемый 4.1 Схема двухкомпонентной модели аккреционного потока в вблизи компактного объекта в системе GRS 1915+105...................

14 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

4.2 Поверхностная плотность звездной массы в Галактике в модели Бакалла и Сонейры (Bahcall 1986) как функция расстояния до земного наблюдателя для различных условий наблюдения. Толстая линия соответствует наблюдению всей небесной сферы, тонкая линия – наблюдению прямоугольной площадки неба размером 10 10, центрированной в направлении на Центр Галактики, точечная линия – наблюдению прямоугольной площадки неба размером 10 10, центрированной в направлении на точку с Ожидаемое соотношение числа источников NSIGMA =Nall, открытых телескопом СИГМА в области Центра Галактики 10 10 и рентгеновскими мониторами всего неба (WATCH, BATSE), как функция положения центра и характерной ширины Гауссовой функции светимости транзиентных источников. Чувствительность на детектирование новых источников принята равной 100 мКраб и 300 мКраб для прибора СИГМА и мониторов всего неба соответственно.................................. 4.4 Широкополосные спектры галактических кандидатов в черные дыры в “высоком”/”сверхвысоком” спектральном состоянии по данным орбитальных обсерваторий RXTE и EXOSAT. Сплошные линии представляют собой аналитическую аппроксимацию данных моделью комптонизации низкоэнергичного излучения на сходящемся потоке аккрецируемого вещества вблизи черной дыры................................... 5.1 Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35 150 кэВ 26 сентября 1994 г. Контуры соответствуют уровню значимости в 3,5,7...

5.2 Рентгеновские кривые блеска KS/GRS 1730-312 в диапазонах 2 10 (а), 10 27 (б) и 35 150 (в) кэВ, полученные телескопами ТТМ и СИГМА в сентябре 1994 г. (данные ТТМ взяты из работы Бороздина и др., 1995).... 5.3 Широкополосные (2 300 кэВ) спектры KS/GRS 1730-312 (по данным телескопов ТТМ и СИГМА) (данные ТТМ взяты из работы Бороздина и др.

1995), полученные в сентябре 1994 г.: 22 23 сентября (а), 24 25 сентября (б), 26 27 сентября (в) 1994 г. Сплошные линии соответствуют моделям, наилучшим образом аппроксимирующим данные: комптонизированное излучение (Сюняев, Титарчук, 1980)(а, б); двухкомпонентная модель, состоящая из излучения оптически непрозрачного аккреционного диска и степенного закона (в). Штриховые линии приведены для сравнения и отображают аппроксимацию данных 22 23 сентября (kTe 26 кэВ, 5.4 Кривые блеска KS/GRS 1730-312 (а, б) и рентгеновской Новой 1991 г. в созвездии Мухи (в, г) в стандартном (а, в) и жестком (б, г) рентгеновских диапазонах. Данные прибора ТТМ по KS/GRS 1730-312 взяты из работы Бороздина и др. (1995), данные телескопа СИГМА и обсерватории ГИНГА по Новой 1991 г. в созвездии Мухи заимствованы из работ Гильфанова и др. (1991) и Китамото и др. (1992) (Новая в созвездии Мухи была впервые

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

5.5 Спектры KS/GRS 1730-312 (а, в) и рентгеновской Новой 1991 г. в созвездии Мухи (б, г) (в единицах E2 F(E)) в момент появления источников ( а, в) и вблизи максимума рентгеновской светимости источников несколько дней спустя (б, г). Поведение спектра Новой в созвездии Мухи 9 10 января 1991 г. в стандартном рентгеновском диапазоне (штриховая линия на рис.

6б) показано по данным обсерватории ГИНГА из работы Китамото и др., (1992). Данные телескопов ТТМ и АРТ-П в мягком рентгеновском диапазоне (2 30 кэВ) взяты из работ Бороздина и др. (1995) и Гребенева и др.

6.1 Кривая блеска GRS 1739–278 в стандартном рентгеновском диапазоне ( – 12 кэВ), полученная по данным монитора всего неба (ASM) орбитальной обсерватории RXTE. По оси времен отложены усеченные Юлианские даты:

TJD = JD 2450000, поток от источника приведен в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности. Даты наблюдений источника приборами PCA и HEXTE обсерватории RXTE отмечены штрихами в верхней части рисунка..................................... 6.2 Примеры широкополосных энергетических спектров и спектров мощности GRS 1739–278 в период “сверхвысокого” (левая часть) и “высокого” (правая часть) состояний по данным приборов PCA и HEXTE....... 7.1 Изображение области Центра Галактики в диапазоне 35 75 кэВ марта 1997 г. по данным телескопа СИГМА. Контуры соответствуют уровню значимости рентгеновского потока в 3, 4, 5,... стандартных отклонений, координатная сетка соответствует эпохе 1950 г................ 7.2 Временные истории рентгеновкого потока источника GRS 1737–31 в диапазонах энергии 35 75, 75 150 и 35 150 кэВ в марте 1997 г. по данным 7.3 Кривая блеска GRS 1737–31 в стандартном рентгеновском диапазоне ( 12 кэВ) по данным прибора PCA и рентгеновского монитора ASM орбитальной обсерватории RXTE (Cui et al. 1997б).................. 7.4 Энергетические спектры источников GRS 1737–31 (закрашенные кружки), 1E 1740-292 (открытые кружки) и GRO J1744-28 (открытые квадраты) в единицах F(E) E2, полученные в результате наблюдений телескопом СИГМА в марте 1997 г. Данные, соответствующие 7.5 Широкополосные энергетические спектры источников GRS 1737–31 (закрашенные кружки – данные телескопа СИГМА; закрашенные квадраты – данные RXTE/PCA (Marshall et al. 1997)), Лебедь X–1 (открытые кружки – данные телескопа СИГМА и обсерватории ASCA) и GRO J1744–28 (открытые квадраты – данные приборов СИГМА и ТТМ).

Данные прибора ТТМ взяты из работы Александровича и др. 1997......

16 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

8.1 Слева:Временные истории рентгеновского потока (в единицах потока от Крабовидной туманности) от XTE J1748–288 во время вспышки 1998 г.

Открытые кружки в верхней части рисунка соответствуют данным монитора всего неба (ASM) в диапазоне энергий 1.3 12 кэВ, заштрихованные кружки в верхней и нижней частях рисунка соответствуют результатам измерений прибора PCA орбитальной обсерватории RXTE в диапазонах энергий 3 15 и 15 30 кэВ. Вдоль оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = JD 2440000. Справа: Широкополосные энергетические спектры XTE J1748–288, соответствующие различным спектрально– временным состояниям, наблюдавшимся в процессе вспышки 1998 г..... 8.2 Широкополосные спектры мощности XTE J1748–288, соответствующие различным спектрально–временным состояниям, наблюдавшимся в процессе вспышки 1998 г............................. 8.3 Схематическое представление модели, использовавшейся для аппроксимации широкополосных спектров мощности XTE J1748–288 (в единицах f (rms=mean)2 /Hz) в “сверхвысоком” спектральном состоянии на примере наблюдения 10 июня 1998 г. Вклады частотно–ограниченной компоненты и Лоренцевых компонент, аппроксимирующих QPO–пики, изображены с помощью штриховой и точечных линиий соответственно. Врезка в левом верхнем углу демонстрирует отличие профиля QPO–пиков от профиля Лоренца................................. 8.4 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности источника (полная амплитуда переменности и характеристическая частота слома частотно–ограниченной компоненты – левая часть рисунка; относительная среднеквадратическая амплитуда частотно–ограниченной шумовой компоненты и основного QPO–пика в диапазоне частот 0.02 150 Гц – правая часть рисунка) XTE J1748–288 в “сверхвысоком” состоянии как функции 8.5 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности XTE J1748–288 и интегральной относительной среднеквадратической амплитудой переменности в этом QPO, полученная по результатам аналитической аппроксимации спектров мощности и энергетических спектров источника, аккумулированных за 256–с временные интервалы..... 8.6 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности XTE J1748–288 в “сверхвысоком” состоянии и потоком в мягкой компоненте энергетического спектра в диапазоне энергий 3 25 кэВ, полученная по результатам аналитической аппроксимации спектров мощности и энергетических спектров источника, аккумулированных за 256–сек временные интервалы..............................

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

9.1 Долговременная кривая блеска 4U 1630–47 в стандартном рентгеновском диапазоне (2 – 12 кэВ), полученная по данным монитора всего неба (ASM) орбитальной обсерватории RXTE. По оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = JD 2450000., поток от источника приведен в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности.......... 9.2 Временные истории рентгеновского потока от 4U 1630–47 во время вспышки 1998 г. в стандартном рентгеновском диапазоне (две верхние панели, данные монитора всего неба (ASM) и прибора PCA орбитальной обсерватории RXTE) и в диапазоне энергий 12 30 кэВ (нижняя панель, данные прибора PCA). По оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = JD 2450000., поток от источника приведен в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности. Границы последовательных спектрально–временных состояний источника отмечены с помощью точечных линий................................... 9.3 Характерные примеры широкополосных энергетических спектров 4U 1630–47 в период начального нарастания и максимума вспышки 1998 г.

Закрашенные и открытые кружки отражают данные приборов PCA и 9.4 Эволюция параметров аппроксимации энергетического спектра 4U 1630– 47 в период вспышки 1998 г. ’Soft fraction’ обозначает вклад мягкой спектральной компоненты в полный поток в диапазоне энергий 3 20 кэВ, а ’Flux’ – полный поток от источника в том же диапазоне энергий, скорректированный на эффекты межзвездного поглощения (в единицах 10 8 эрг 9.5 Характерные примеры широкополосных спектров мощности 4U 1630–47 в единицах f (rms=mean)2 /Гц в период вспышки 1998 г........... 9.6 Эволюция основных параметров спектра мощности 4U 1630–47 в период вспышки 1998 г., совмещенная с эволюцией рентгеновского потока (верхняя часть рисунка). Закрашенные и открытые кружки в верхней части рисунка соответствуют полному потоку в диапазоне энергий 3 20 кэВ и болометрическому потоку в мягкой спектральной компоненте. ’Total rms’ – обозначает полную среднеквадратическую амплитуду переменности в диапазоне частот 0.01 128 Гц. Нижние панели рисунка демонстрируют эволюцию центральной частоты и амплитуды переменности нескольких QPO– компонент спектра мощности источника................... 9.7 Сходство свойств энергетического спектра и спектра переменности 4U 1630–47 на начальном этапе вспышки 1998 г. (левая половина рисунка) и GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью (правая половина рисунка). Энергетические спектры и спектры мощности источников представлены в верхней и нижней частях рисунка.............. 9.8 Сходный характер переменности рентгеновского потока 4U 1630–47 (верхняя панель), GRO J1655–40 (средняя панель) и GRS 1915+105 (нижняя

18 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

9.9 Спектры мощности 4U 1630–47, GRO J1655–40 и GRS 1915+105 для насек.. блюдений со сходным характером переменности на масштабах 9.10 Различие свойств энергетического спектра 4U 1630–47 при низком (закрашенные кружки) и высоком (открытые кружки) уровнях потока для наблюдения 18 февраля (#24). Точки отражают отношение спектров к степенному спектру с наклоном = 2.5..................... 9.11 Слева: Сравнение спектров мощности источника (в единицах f (rms=mean)2 /Гц), соответствующих низкому (закрашенные кружки, сплошные линии) и высокому (открытые кружки, точечные линии) уровням рентгеновского потока в наблюдении 18 февраля (#24). Примечательно, что QPO на частоте 13 Гц доминирует в первом случае и исчезает во втором случае. Справа: Зависимость частот QPO–пиков в спектре мощности от рентгеновского потока 4U 1630–47 в диапазоне 2 13 кэВ в том же наблюдении. QPO на частоте 13 Гц не детектируется для потоков более 4200 отсч/с. Центральная частота второго QPO–пика испытывает 9.12 Кривые блеска GRS 1739–278, XTE J1748–288 и 4U 1630–47 в стандартном рентгеновском диапазоне (1.3 – 12 кэВ), полученные по данным монитора всего неба (ASM) орбитальной обсерватории RXTE. По оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = JD 2450000., потоки от источников приведены в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности................................... Список таблиц 1.1 Наблюдения GX 339-4 телескопом СИГМА................. 1.2 Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА в октябре 1992 г............... 1.3 Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА весной 1994 г................ 2.1 Наблюдения GRS 1915+105 приборами орбитальной обсерватории RXTE в 2.2 Параметры аналитической аппроксимации спектра мощности источника GRS 1915+105 в диапазоне энергий 2 13 кэВ в период состояния с низкой рентгеновской светимостью и переходов между состояниями. Ошибки и верхние пределы на значения параметров соответствуют уровню в 1 и 2. f1, f2, f3 и 1, 2, 3 – характеристические частоты слома и показатели степени спадающей части частотно-ограниченных шумовых компонент (см. описание модели в тексте), rmsBLN представляет собой сумму rms всех частотно-ограниченных шумовых компонент (BLN) в диапазоне частот 0.05 50 Гц. Наблюдения с сильной переменностью были разбиты на отдельные части, соответствующие различным диапазонам наблюдаемого потока излучения от источника......................... 2.3 То же, что и в Табл. 2, но для энергетического диапазона 13 60 кэВ..... 2.4 Параметры аппроксимации спектра мощности источника GRS 1915+105 в период состояния с низкой рентгеновской светимостью и переходов между состояниями, не включенные в Табл. 2 и 3. fQPO, FWHM – центральная частота и ширина основного пика QPO, rmsQPO – интегральная относиn тельная среднеквадратическая амплитуда флуктуаций в QPO–гармонике с номером n, соответствующим отношению ее центральной частоты к центральной частоте основного QPO-пика.................... 2.5 То же, что и в Табл. 4, но для энергетического диапазона 13 60 кэВ..... 3.1 Наблюдения GRS 1915+105 прибором PCA орбитальной обсерватории 5.1 Наблюдения KS/GRS 1730-312 телескопом СИГМА в сентябре 1994 г... 5.2 Параметры аппроксимации спектров GRS/KS 1730-312 в диапазоне 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА 22-27 сентября 1994 г....... 5.3 Параметры аппроксимации широкополосных спектров GRS/KS 1730- в диапазоне 2 300 кэВ, полученных телескопами ТТМ и СИГМА в ходе 6.1 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности GRS 1739– 278 в “сверхвысоком” (наблюдение 30/03/1996, сумма модели частотно– ограниченной компоненты,двух лоненциан, представляющих QPO, и степенного закона) и “высоком” (наблюдение 25/05/1996, степенной закон) 7.1 Наблюдения GRS 1737–31 телескопом СИГМА в марте 1997 г....... 7.2 Параметры аналитической аппроксимации спектров источника GRS 1737– 31, полученных телескопом СИГМА 14–28 марта 1997 г. в диапазоне 8.1 Наблюдения XTE J1748–288 прибором PCA орбитальной обсерватории 8.2 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности XTE J1748– 288 в диапазоне энергий 2 13 кэВ и интервале частот 0.02 150 Гц.

Ошибки на значения параметров соответствуют уровню в 1. rmstotal и rmsBLN представляют собой полную относительную среднеквадратическую амплитуду переменности и относительную среднеквадратическую амплитуду частотно–ограниченной компоненты, проинтегрированные в диапазоне частот 0.02 150 Гц, а fbr, fQPO и fQPO – характеристическую частоту слома частотно– ограниченной компоненты и центральные частоты фундаментальной гармоники QPO и дополнительной Лоренцевой компоненты.

rms1, rmsQPO и rms2 QPO представляют собой относительные среднекваQPO дратические амплитуды переменности фундаментальной гармоники QPO, ее 9.1 Наблюдения 4U 1630–47 приборами орбитальной обсерватории RXTE в 9.2 Параметры аналитической аппроксимации спектра 4U 1630-47 в диапазоне 3 20 кэВ моделью, состоящей из суммы модели оптически толстого “многотемпературного” аккреционного диска (Mitsuda et al. 1984) и степенного закона с коррекцией на эффекты межзвездного поглощения. Ошибки на параметры соответствуют уровню значимости в 1 для принятой дополнительной систематической ошибки в 1%. Для описания данных прибора HEXTE использовалась модель степенного закона. В целях повышения значимости данные HEXTE были усреднены в соответствии с датой наблюдений..... 9.3 Характеристики спектра мощности 4U 1630–47 в период вспышки г. Ошибки на параметры соответствуют уровню значимости в 1. rmstotal представляет собой полную среднеквадратическую амплитуду переменности в диапазоне частот 0.02 100 Гц, fQPO и rmsQPO – центральную частоту и амплитуду переменности фундаментальных QPO–пиков........... 9.4 Свойства различных состояний 4U 1630–47 в период вспышки 1998 г.... 9.5 Основные параметры энергетического спектра 4U 1630–47 в диапазоне энергий 3 20 кэВ при максимально низком и высоком уровнях потока для наблюдения 18 февраля (#24), полученные в результате его аппроксимации суммой модели излучения оптически толстого “многоцветного” аккреционного диска и простого степенного закона с коррекцией на межзвездное поглощение, зафиксированное на значении 8 1022 cm 2 (данные прибора PCA). Ошибки на параметры соответствуют уровню значимости в 1.... 22 СПИСОК ТАБЛИЦ Введение:

рентгеновская астрономия галактических кандидатов в черные дыры Рентгеновское излучение, возникающее при аккреции вещества на белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, является уникальным источником информации о физических процессах, протекающих в непосредственной близости от компактного объекта, где вещество находится в экстремальных состояниях, недостижимых в современных лабораторных условиях. В свете этого детальный анализ свойств рентгеновского излучения компактных объектов приобретает особое значение.

Галактические транзиентные источники (рентгеновские Новые) представляют собой, пожалуй, самый удобный объект исследования, поскольку они демонстрируют сразу целый ряд состояний, соответствующих различным режимам аккреции на компактный объект. Одновременный анализ свойств энергетического спектра и характера короткопериодической переменности рентгеновского излучения таких систем и их эволюции позволяет получить наиболее полную информацию о физических параметрах и геометрии аккреционного потока, а также о возможных причинах, вызывающих их изменение.

Одновременные наблюдения галактических транзиентных источников приборами орбитальных обсерваторий МИР–КВАНТ и ГРАНАТ впервые позволили проследить эволюцию свойств спектра нескольких рентгеновских Новых в период вспышки в широком энергетическом диапазоне от нескольких кэВ до сотен кэВ, продемонстрировав общность ее характера для разных объектов, относящихся у этому классу.

Запуск орбитальной рентеновской обсерватории RXTE открыл новый этап в исследовании свойств излучения компактных объектов. Рекордная чувствительность, высокое временное разрешение и широкий энергетический диапазон приборов, установленных на борту спутника, позволяет исследовать процессы, происходящие во внутренней части аккреционного потока, на расстояниях порядка нескольких гравитационных радиусов от центрального объекта. Наблюдения прибора PCA открыли возможность изучения эволюции временных и спектральных параметров источников рентгеновского излучения на временных масштабах вплоть до нескольких секунд.

Подробный анализ свойств нескольких рентгеновских Новых позволил установить общность процесса изменения спектра и характера переменности вне зависимости от временного масштаба. Особенно интересна корреляция между спектральными и временными свойствами, в частности, между параметрами мягкой спектральной компоненты и характерными частотами спектра мощности. Наблюдаемая взаимосвязь спектральных параметров и свойств короткопериодической переменности может быть успешно использована для проверки современных теоретических моделей аккреционного потока, включающих взаимодействующие внутреннюю область и окружающий оптически непрозрачный аккреционный диск, в предположении того, что мягкая спектральная компонента возникает в оптически толстом диске, а характерные временные масштабы переменности соответствуют положению границы между вышеупомянутыми областями аккреционного потока.

Наблюдения галактического “микроквазара” GRS 1915+105 в различных спектральных состояниях позволяют исследовать особенности свойств процесса аккреции в системах, демонстрирующих сколлимированные релятивистские выбросы вещества (джеты). Широкий диапазон изменения спектральных и временных свойств источника позволяет проверять современные модели, описывающие геометрические и физические свойства аккреционного потока вблизи черной дыры.

Инструменты и наблюдения.

1.1 Телескоп СИГМА обсерватории “Гранат”.

Телескоп СИГМА (Paul et al. 1991) является одним из двух основных рентгеновских телескопов на борту орбитальной обсерватории “Гранат”.

В основу работы телескопа СИГМА положен принцип кодированной апертуры для построения изображений в жестком рентгеновском и мягком гамма – диапазонах. Основными элементами прибора являются кодирующая маска и расположенный на расстоянии 2.5 м от нее позиционно – чувствительный детектор на основе кристалла NaI(Tl), построенный на принципе гамма – камеры Оже (Anger). Положение и энергия каждого регистрируемого фотона определяются при помощи фотоумножителей, расположенных с нижней стороны детектора и находящихся в оптическом контакте с ним. Блок детектора помещен в оболочку из кристаллов CsI, составляющих систему активной защиты детектора. Телескоп позволяет получать изображения в диапазоне от 35 до 1300 кэВ с номинальным угловым разрешением (соответствующем размеру элемента маски) 13 угловых минут. Точность локализации точечных источников варьируется от от яркости источника и количества наблюдений. Поле зрения телескопа состоит из центральной области размером 4. 7 4. 3 — области полного кодирования, в которой чувствительность прибора максимальна и постоянна, окруженной широким полем спадающей чувствительности. Размер поля зрения на половине чувствительности составляет 11. 5 10. 9. Энергетическое разрешение детектора составляет 9% на энергии 500 кэВ.

1.2 Телескоп ТТМ обсерватории МИР – КВАНТ.

Обсерватория МИР – КВАНТ (модуль КВАНТ орбитального комплекса МИР) функционирует на орбите с апреля 1987 г. Телескоп с кодированной апертурой ТТМ — один из основных ее инструментов — позволяет строить изображения в поле зрения 15 15 с угловым разрешением 2 угловых минут в диапазоне от 2 до кэВ.

1.3 Обсерватория RXTE Значительная часть результатов, представленных в диссертационной работе получена на основе наблюдений галактических рентгеновских источников приборами орбитальной обсерватории RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, Bradt et al. 1993), позволяющими исследовать свойства этих объектов с беспрецедентной чувствительностью и временным разрешением.

Основными приборами обсерватории RXTE являются: система пропорциональных счетчиков PCA (Proportional Counter Array) и комплекс твердотельных (phoswich) детекторов HEXTE (High Energy Timing Experiment), а также рентгеновский монитор всего неба ASM (All Sky Monitor) (см Рис.1.1).

HEXTE PCA

1.3.1 Прибор PCA.

PCA представляет собой набор 5 коллимированных пропорциональных счетчиков, заполненных ксеноном (Xe). Диапазон чувствительности детекторов: кэВ. Сотовый коллиматор ограничивает поле зрения 1 1. Несмотря на то, что спектрометр не имеет пространственного (углового) разрешения, он может использоваться для локализации ярких источников, работая в сканирующем режиме.

Серия сканирующих наблюдений в отдельных случаях позволяет определять положение ярких источников с точностью 1 2 угл. мин.

Передний слой каждого детектора заполнен пропаном, прозрачным для рентгеновских фотонов с энергией > 3 кэВ и используется для частичной фильтрации фоновых частиц (вето–слой). Основной объем детекторов занимает ксенон с малой примесью метана при давлении 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 рентгеновских фотонов Am241 (схема строения отдельного PCU (Proportional Counter Unit) показана на Рис. 1.2). Полная эффективная площадь детекторов PCA составляет 6500 см2 на энергии 6 кэВ, а энергетическое разрешение на той же энергии – E=E 12%.

Shielding 3.6 cm 111111111111111111111111 111111111 Xenon/Methane chambers Рис. 1.2. Схема отдельного пропорционального счетчика PCU. Показаны коллиматор, пропановый “вето”–слой, три слоя, снимающих электронный каскад, и ксеноново–метановый “вето”–слой (активная защита, основаная на методе антисовпадений). Снизу встроен искуственный источник рентгеновского излучения Am Результаты счета детекторов PCA обрабатываются бортовой системой EDS (Experiment Data System), которая позволяет записывать время прихода фотонов с разрешением 1 мксек (более точно - 2 20 сек) в 256 каналах. Мертвое время прибора составляет 10 мксек для каждого регистрируемого фотона (эта величина несколько растет с энергией фотона) и 150 мксек на каждую высокоэнергичную частицу. Поток от Крабовидной туманности в диапазоне PCA составляет отсч/сек. При очень больших потоках ( 2 3 Краб) существенным становится так называемый “эффект переполнения”(“pile–up effect”). Бортовой компьютер, обрабатывающий пришедший от детектора импульс, не успевает надлежащим образом записать всю информацию о событии как приходит новый импульс. Такое наложение двух импульсов приводит к тому, что компьютер записывает одно событие, но с энергией, соответствующей сложенной энергии двух пришедших событий.

При обработке данных спектрометра PCA использовался стандартный пакет програм FTOOLS 4.2 XTE. Приборный фон моделировался при помощи программы pcabackest (Stark 1999). Для того, чтобы учесть эволюцию параметров пропорционального счетчика PCA, для каждого наблюдения PCA строилась своя матрица отклика (Jahoda 1999а, Jahoda 1999б). Все спектры корректировались на мертвое Gain control NaI(Tl) Photomultiplier время по методу, описанному в работе Zhang & Jahoda (1996).

1.3.2 Прибор HEXTE.

Система из 8 детекторов HEXTE (Rotschild et al. 1998) объединена в две группы/”кластера” (A и B, или 0 и 1) по 4 детектора, работающих в качающемся режиме, что позволяет эффективно измерять поток и спектр фонового излучения параллельно с наблюдением источника. Кластеры HEXTE поочередно отклоняют свои оптические оси на 3 или 1.5 от источника (величина задается командами с Земли). Полный цикл занимает 32 или 64 сек, в зависимости от заданной программы наблюдения. Поскольку переменность приборного фона HEXTE имеет значительно большее характерное время, линейная или ступенчатая интерполяция фонового потока очень эффективна. К сожалению, в густонаселенных областях неба описанный способ наталкивается на большие сложности, связанные с тем, что во время наблюдения фоновых площадок неба помимо собственно фона в поле зрения детекторов HEXTE попадает также и излучение других рентгеновских источников.

Детекторы HEXTE состоят из сцинтиляционных кристаллов NaI(Tl) и CsI(Na), которые находятся в контакте с фотоумножителями. Для удаления низкоэнергичных фотонов перед кристаллом NaI(Tl) находится бериллиевая пластина (berillium window). Структура детектора HEXTE показана на Рис. 1.3. Рабочий энергетический диапазон детекторов HEXTE 15 250 кэВ, а их общая эффективная площадь составляет 1400 см2 на энергии 50 кэВ. Поле зрения прибора ограничено сотовым гистрируемого фотона равно 1 2 мксек и 2.5 мсек для высокоэнергичной частицы. Поток Крабовидной туманности, регистрируемый детекторами HEXTE составляет 150 отсч/сек (величина не скорректирована на мертвое время прибора).

Средний поток высокоэнергичных частиц составляет 150 200 частиц/сек, что приводит к высокой доле мертвого времени прибора ( 40 50%).

Литература Bradt et al. 1993//Bradt H., Rotshild R., Swank J., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1993, 97, Zhang & Jahoda 1996//Zhang W., Jahoda K. http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/deadtime/deadtime.htm Paul et al. 1991// Paul J. et. al. 1991, Advances In Space Research, 11, Rotschild et al. 1998// Rothschild R., Blanco P., Gruber D., Heindl W., Macdonald D., Marsden D., Pelling M., Wayne L., Hink P., 1998, ApJ, 496, Stark 1999// Stark, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/ stark/pca/pcabackest.html Jahoda 1999а// Jahoda, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/pcarmf.html Jahoda 1999б// Jahoda, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/pcarmf ft41.erratum Источник GX 339-4:

долговременные наблюдения в жестком рентгеновском диапазоне.

1.4 Введение.

Согласно данным рентгеновских наблюдений GX 339-4 (4U 1658-486), можно выделить по меньшей мере три состояния этого источника: “выключенное” (off state), “низкое” или “жесткое” (low/hard state) и “мягкое” или “высокое” (soft/high state), в зависимости от временных и спектральных характеристик его излучения. Рентгеновское излучение системы в “низком” состоянии характеризуется жестким комптонизационным спектром и высоким уровнем хаотических вариаций потока (Grebenev et al., 1993; Harmon et al., 1994; Grabelsky et al., 1995). Спектр источника в “высоком” состоянии, обычно наблюдаемом сразу после “низкого” состояния, представляет собой совокупность доминирующей мягкой, хорошо описываемой моделью излучения абсолютно черного тела c температурой 0.5 1.0 кэВ, и относительно слабой жесткой степенной компонент. “Выключенное” состояние характеризуется низким уровнем рентгеновского потока от источника (< 30 мКраб в диапазоне энергий 2 10 кэВ (Markert et al., 1973)) и спектром, схожим по форме со спектром в “низком” состоянии. В добавление к вышеперечисленным состояниям, наблюдения рентгеновской обсерватории GINGA (Miyamoto et al., 1991) выявили наличие так называемого “сверхвысокого” состояния (very high state) системы с нетипично высокими для “мягкого” состояния светимостью и уровнем вариаций рентгеновского потока.

Принимая во внимание схожесть поведения GX 339-4 с поведением систем (Лебедь X-1, некоторые рентгеновские Новые), присутствие черной дыры в которых подтверждено динамически, было высказано предположение, что компактным объектом здесь также является черная дыра. С другой стороны, оценки массы, основанные на наблюдениях в оптическом диапазоне (Cowley et al., 1987; Callanan et al., 1992), лежат в пределах от 1M до 2M, свидетельствуя в пользу того, что компактный объект - нейтронная звезда.

1.5 Наблюдения телескопом СИГМА в 1990–1994 гг.

В 1990-1994 годах телескопом СИГМА орбитальной обсерватории ГРАНАТ было проведено пять серий наблюдений GX 339-4. В четырех сериях источник детектировался со средним уровнем потока 200 400 мКраб в диапазоне энергий 35 150 кэВ (Табл. 1.1).

Согласно данным прибора BATSE обсерватории гамма-лучей им. А. Комптона (CGRO), за период с 1991 по 1994 год произошло три последовательных жестких рентгеновских вспышки GX 339-4 с промежутками 440 30 дней и длительностью 110 120 дней каждая (Fishman et al., 1991; Harmon et al., 1992; Harmon et al.

, 1994a). Было установлено, что временные и спектральные характеристики жесткого рентгеновского излучения системы сходны для этих вспышек (Harmon et al., 1994), что находится в хорошем согласии с результатами, полученными с помощью телескопа СИГМА.

1.5.1 Наблюдения 1990 года Во время наблюдений 27 28 марта 1990 года GX 339-4 находился в “низком” состоянии со средним потоком 210 мКраб в диапазоне 35 150 кэВ (Табл.

1.1)(Bouchet et al., 1993). Спектр источника в интервале энергий 40 300 кэВ хорошо аппроксимируется моделью комптонизированного излучения (Sunyaev & Titarchuk, 1980) с электронной температурой kTe 31 7 кэВ и оптической толщей по томсоновскому рассеянию 3.95 1.86 (здесь и далее предполагается сферическая геометрия задачи).

В течение следующей серии наблюдений телескопом СИГМА в августе 1990 года не было обнаружено статистически значимого потока от источника. В то же время, согласно данным телескопа АРТ-П в диапазоне 3 30 кэВ (Grebenev et al., 1993), GX 339-4 находился в типичном “высоком” состоянии, что согласуется с отсутсвием детектирования излучения системы в жестком рентгеновском диапазоне.

1.5.2 Вспышка 1991 года По данным CGRO/BATSE, начало вспышки GX 339-4 в жестком рентгеновском диапазоне приходится на июль 1991 года (Fishman et al., 1991). В середине августа поток от источника в интервале энергий 20 100 кэВ достиг значения 400 мКраб и продолжал оставаться на этом уровне вплоть до середины сентября (Harmon et al.

, 1994). С 21 августа по 5 октября 1991 года с помощью телескопа СИГМА было проведено пять наблюдений GX 339-4 ( Табл. 1.1)(Bouchet et al., 1993).

Эволюция спектра GX 339-4 в жестком рентгеновском диапазоне за этот период характеризуется постепенным укручением спектра, сопровождающимся падением его интенсивности (Bouchet et al., 1993; Harmon et al., 1994). Противоположно поведению потока в жестком диапазоне, поток в стандартном рентгеновском диапазоне монотонно возрастал, что может рассматриваться как свидетельство перехода источника из “низкого” в “высокое” спектральное состояние (Рис. 1.4) (Grebenev et al., 1993).

1.5.3 Вспышка 1992 года Результаты, полученные CGRO/BATSE, демонстрируют поразительное сходство характера временной эволюции параметров жесткого рентгеновского излучения источника во время вспышек 1991 и 1992 годов (Harmon et al., 1994). В момент наблюдений телескопа СИГМА, проводившихся в октябре 1992 года и приходящихся на начало вспышки, GX 339-4 находился в типичном “низком” состоянии со средним потоком 220 мКраб в диапазоне 35 150 кэВ (Табл. 1.2). Необходимо отметить, что спектр источника был несколько жестче, чем типичный спектр в “низком” состоянии (аппроксимация моделью комптонизированного излучения дает значения kTe 40 кэВ и 3.1) (Табл. 1.2, Рис. 1.5).

1.6 Эволюция спектра источника во время вспышек В средней части рисунка 1.7 изображена зависимость жесткости спектра GX 339-4, характеризующейся температурой наилучшим образом аппроксимирующей его модели теплового тормозного излучения оптически тонкой плазмы, от времени, прошедшего с момента начала соответствующей вспышки (даты начала вспышек взяты из работ Harmon et al., 1994a, 1994b). Верхняя часть рисунка 1.7 отображает временную эволюцию потока от источника в диапазоне 40 300 кэВ. Приведенные данные демонстрируют схожесть спектральной эволюции жесткого рентгеновского излучения GX 339-4 во время вспышек 1991, 1992 и 1994 годов, выражающейся в постепенном падении жесткости спектра со временем, независимо от величины светимости источника.

Как показали исследования свойств рентгеновского излучения некоторых галактических кандидатов в черные дыры, в частности, “мягких” рентгеновских Новых (GRS/GS 1124-684, KS/GRS 1730-312), жесткость спектра на высоких энергиях антикоррелирована с полной рентгеновской светимостью и, как следствие, с темпом аккреции вещества на компактный обьект. Предполагая сходство механизма генерации рентгеновского излучения в “мягких” рентгеновских Новых и GX 339-4, мы можем заключить, что постепенное уменьшение жесткости спектра во время вспышек этого источника свидетельствует о монотонном возрастании темпа аккреции.

Сопоставление данных, полученных приборами CGRO/BATSE (Хармон и др., 1994), СИГМА и АРТ-П (Grebenev et al., 1993; Bouchet et al., 1993) во время вспышки 1991 года показывает, что максимум потока от GX 339-4 в жестком рентгеновском диапазоне совпадает по времени с началом перехода источника из “низкого” §1.7 Связь между жесткостью спектра и уровнем флуктуаций в “высокое” спектральное состояние. С другой стороны, установлено, что “высокое” состояние кандидатов в черные дыры соответствует более высокому темпу аккреции на компактный обьект в сравнении с “низким” состоянием (Трудолюбов и др., 1996).

Следовательно, максимум темпа аккреции наступает заметно позже максимума светимости в жестком рентгеновском диапазоне, и падение жесткого потока не должно рассматриваться как свидетельство уменьшения темпа аккреции в системе.

Согласно данным EXOSAT/ME (Ilovaisky et al., 1986) и GINGA (Ueda et al., 1994), спектр GX 339-4 в “выключенном” состоянии в диапазоне 2 20 кэВ характеризуется высокой жесткостью (наклон спектра по числу фотонов 1.7) (Рис. 1.8).

Примечателен тот факт, что спектр GX 339-4 в “низком” спектральном состоянии имеет сходную форму (Grebenev et al., 1993), в то время как светимость источника в > 100 раз выше, чем в “выключенном” состоянии, что говорит о необычно слабой зависимости наклона комптонизационного спектра от светимости (Gilfanov et al., 1995).

1.7 Связь между жесткостью спектра и уровнем флуктуаций жесткого рентгеновского потока Данные наблюдений GX 339-4, полученные телескопом СИГМА позволили провести анализ временных характеристик жесткого рентгеновского излучения источника. Зависимость среднеквадратической амплитуды хаотических вариаций (RMS) потока в диапазоне 40 150 кэВ от температуры для модели тормозного излучения оптически тонкой плазмы, характеризующей жесткость спектра, изображена на рисунках 1.7 и 1.9. Легко видеть, что падение жесткости спектра GX 339-4 сопровождается уменьшением уровня вариаций жесткого рентгеновского потока, что напоминает поведение хорошо известных кандидатов в черные дыры, таких как Лебедь XKuznetsov et al., 1996) и Новая в созвездии Персея 1992 года (GRO J0422+32).

Этот факт может рассматриваться как еще одно свидетельство схожести процесса генерации жесткого рентгеновского излучения в подобных системах.

1.8 Механизм возникновения вспышек Как показывают оптические наблюдения, GX 339-4 является двойной системой с 14.8-часовым периодом обращения, состоящей из компактного объекта массы 1M Mc 2M и, вероятно, маломассивной нормальной звезды на поздней стадии эволюции со светимостью Ls L (Cowley et al., 1987; Callanan et al., 1992).

Кривые блеска GX 339-4 в жестком рентгеновском диапазоне ( 20 кэВ), полученные с помощью CGRO/BATSE во время его вспышек в 1991-1994 г., демонстрируют начальное возрастание интенсивности источника на масштабе времени месяца, сменяющееся более пологим подъемом до максимального значения в течение последующих 2 месяцев, и относительно быстрым 20 - дневным спадом до предвспышечного значения (Harmon et al., 1993; Harmon et al., 1994). Характер эволюции рентгеновского спектра источника свидетельствует о том, что максимум темпа аккреции в системе достигается через некоторое время после пика светимости в жестком диапазоне, т. е. через 3 месяца после начала вспышки. Такое поведение противоположно поведению рентгеновских Новых во время главной вспышки c быстрым нарастанием потока (в течение нескольких дней), обычно объясняемым действием тепловой неустойчивости аккреционного диска.

Причиной вспышек рентгеновского излучения в маломассивных двойных системах традиционно считается увеличение темпа аккреции вещества на компактный объект. Основываясь на различных физических механизмах, объясняющих это явление, были построены две основные наиболее реалистичные модели. Первая из них базируется на неустойчивости процесса переноса массы в двойной системе (MTI) (Hameury, King & Lasota, 1986; 1988; 1990) и предполагает, что вспышки высокоэнергичного излучения вызваны увеличением темпа переноса вещества на компактный объект через внутреннюю точку Лагранжа из-за расширения оболочки звезды-компаньона, нагреваемой жестким рентгеновским излучением, генерируемым вблизи компактного объекта. Вторая модель, основанная на действии тепловой неустойчивости аккреционного диска (DTI) (Lin & Taam, 1984; Huang & Wheeler, 1989; Mineshige & Wheeler, 1989), объясняет явление вспышек увеличением скорости переноса массы через диск в связи с увеличением поверхностной плотности вещества диска, вызванной изменением температуры и степени ионизации вещества.

В MTI - модели время развития процесса вспышки определяется характерным временем расширения оболочки звезды-компаньона (Gontikakis & Hameury, 1993) и временем диффузии вещества через аккреционный диск вокруг компактного объекта: diff (R=vR ) (1= )(R=H)2 несколько месяцев (Lightman, 1974), где R, H,, - радиус, толщина, параметр вязкости и угловая скорость вращения аккреционного диска соответственно (Shakura & Sunyaev, 1973; 1976). С другой стороны, измеренная средняя светимость GX 339-4 перед вспышками ( 1035 D2 4kpc эрг/с) (Ilovaisky et al., 1986; Ueda et al., 1994; Tanaka, 1994) в целом выше, чем требуемая для активизации расширения внешних слоев атмосферы звезды-компаньона 1034 M2 эрг/с (Hameury, King & Lasota, 1986; Chen, Livio & Gehrels, 1993), где M2 - масса звезды-компаньона в солнечных массах. Характерный временной масштаб развития тепловой неустойчивости аккреционного диска определяется временем распространения волны нагрева: heat (R= cs ) (1= )(R=H) несколько дней (Meyer, 1984), где cs - скорость звука. Вышеперечисленные факты позволяют предположить, что наиболее вероятной причиной вспышек жесткого рентгеновского излучения GX 339-4 является развитие неустойчивости процесса переноса вещества на компактный объект в маломассивной двойной системе.

Предполагая, что вспышки GX 339-4 вызваны усилением процесса перетекания вещества через внутреннюю точку Лагранжа (L1 ), оценим степень переполнения R нормальной компонентой своей полости Роша, зная темп аккреции в системе.

В случае нормальной звезды с глубокой конвективной оболочкой уравнение состояния газа может быть аппроксимировано законом p = 5=3, и связь темпа переноса массы M со степенью переполнения полости Роша R принимает следующий вид (см. Приложение):

где PB - период обращения двойной системы. Приближенное значение темпа аккреции в “низком” состоянии равно 3 10 9 (0.1/ ) M /год ( -зффективность аккреции) при полной рентгеновской светимости 2 1037 D2 эрг/с (Grebenev et al., 1993), откуда R=R 10 4, принимая во внимание неточность в определении параметров двойной системы. Может ли подобный эффект вызываться другими причинами, например, собственными колебаниями радиуса звезды? Как показывают наблюдения, в маломассивных двойных системах, таких как взрывные переменные и карликовые Новые, действительно происходят колебания радиуса нормальных компонент, что, возможно, связано с циклами магнитной активности. В дополнение следует заметить, что наблюдения Солнца также выявили наличие изменений его радиуса ( R =R 10 4 ) в пределах циклов солнечной активности (Gilliland, 1981).

Характерная длительность циклов магнитной активности нормальных звезд исчисляется годами, поэтому вряд ли их можно считать ответственными за возникновение вспышек GX 339-4, хотя нельзя полностью исключить возможность их влияния на эволюцию источника на сравнительно больших временных масштабах.

Предлагаемый механизм возникновения вспышек жесткого рентгеновского излучения GX 339-4 связывает увеличение темпа аккреции вещества с расширением внешних слоев атмосферы звезды-компаньона под действием нагрева высокоэнергичным излучением, приходящим из окрестности компактного объекта. В момент, когда темп аккреции достигает определенного значения, происходит переход источника из “низкого” в “высокое” спектральное состояние. Облучение поверхностных слоев нормального компонента продолжается до тех пор, пока разросшийся аккреционный диск не заслонит окрестность внутренней точки Лагранжа, тем самым подавляя их расширение. Следующее за этим сжатие атмосферы звезды приводит к уменьшению темпа переноса массы на компактный объект и падению светимости источника.

Данный механизм не предполагает существования строгой периодичности во вспышках GX 339-4. Более того, возможные дополнительные факторы, подобные обсуждавшимся выше внутренним флуктуациям радиуса нормального компонента, могут накладываться на основной цикл, вызывая сильное увеличение темпа аккреции, приводящее к переходу источника в “сверхвысокое” состояние или возникновению внеочередной вспышки.

Литература Bouchet et al. 1993//Bouchet, L., et al. 1993 ApJ, 407, Callanan et al. 1992//Callanan, P.J., et al. 1992 MNRAS, 259, Chen et al. 1993//Chen, W., Livio, M., Gehrels, N., 1993 ApJ, 408, L Cowley et al. 1987//Cowley, A.P., Crampton, D., & Hutchings, J.B., 1987 AJ, 92, Fishman et al. 1991//Fishman, G. J., et al. 1991 IAU Circ. N Hameury, King & Lasota 1986//Hameury, J.M., King, A.R., Lasota, J.P., 1986 A&A, 162, Hameury, King & Lasota 1988//Hameury, J.M., King, A.R., Lasota, J.P., 1988 A&A, 192, Hameury, King & Lasota 1990//Hameury, J.M., King, A.R., Lasota, J.P., 1990 ApJ, 353, Harmon et al. 1992//Harmon, B.A., et al. 1992 IAU Circ. N Harmon et al. 1993//Harmon, B. A., et al. 1993 Proc. 304 The Second Compton Symposium, eds. C. E. Fichtel, N. Gehrels, J. P. Norris (New York: AIP), Harmon et al. 1994//Harmon, B. A., et al. 1994 IAU Circ. N Harmon et al. 1994//Harmon, B. A., et al. 1994 ApJ, 425, L Huang & Wheeler 1989//Huang, M., & Wheeler, J. C. 1989, 343, Ilovaisky et al. 1986//Ilovaisky, S. A., et al. 1986 A&A, 164, Gil’fanov et al. 1991//Gilfanov, M. R., et al. 1991 Soviet. Astron. Lett., 17, Gilfanov et al. 1995//Gilfanov, M., et al. 1995 in The Lives of the Neutron Stars, NATO ASI C450, Kluwer, Dordrecht, Gilliland 1981//Gilliland, R. L., 1981 ApJ, 248, Gontikakis & Hameury 1993//Gontikakis, C., Hameury, J. M., 1993 A&A, 271, Grabelsky et al. 1995//Grabelsky, D.A., et al. 1995, ApJ, 441, Grebenev et al. 1993//Grebenev, S. A. et al. 1993 A&ASS, 97, Lightman 1974//Lightman, A.P., 1974 ApJ, 194, Livio 1992//Livio, M. 1992 in 22d Saas Fee Advanced Course, Interacting Binaries, ed. H.

Nussbaumer Lubow & Shu 1975//Lubow, S.H., Shu, F.H. 1975 ApJ, 198, Makishima, K., Maejima, Y., Mitsuda, K., Bradt, H. V., Remillard, R. A., Tuohy, I. R., Hoshi, R., & Nakagawa, M.

Astrophys. J., 1986, V. 308, P. 635.

Markert et al. 1973//Markert, T.H., et al. 1973 ApJ, 184, L Meyer 1984//Meyer, F., 1984 A&A, 131, Mineshige & Wheeler 1989//Mineshige, S., & Wheeler, J. C., 1989 ApJ, 343, Paczynski 1971//Paczynski, B., 1971 ARA&A, 9, Revnivtsev et al. 1998//Revnivtsev M., et al. A&A. 1998, 331, Shakura & Sunyaev 1973//Shakura N., & Sunyaev R., 1973 A&A, 24, Sunyaev & Titarchuk 1980//Sunyaev R., & Titarchuk L. 1980 A&A, 86, Sunyaev & Titarchuk 1989//Sunyaev, R. A., Titarchuk, L. G., 1989 in Proc. of the 23rd ESLAB Symposium, ESA SP-296, Bologna, Italy, eds. J. Hunt & B. Battrick, Trudoyubov et al. 1996//Трудолюбов С.П. и др. 1996 Письма в Астрономический Журнал, Soviet. Astron. Letters, 1996, V. 22, P. 664.

Ueda et al. 1994//Ueda, Y., Ebisawa, K., & Done, C., 1994 PASJ, 46, Табл. 1.1. Наблюдения GX 339-4 телескопом СИГМА a длительность экспозиции без коррекции на мертвое время прибора.

пазонах 35 75, 75 150 и 35 150 кэВ соответственно.

Табл. 1.2. Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА в октябре 1992 г.

Спектр тормозного излучения оптически тонкой плазмы Модель комптонизированного излучения (Сюняев и Титарчук, 1980) Табл. 1.3. Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА весной 1994 г.

Поток на 60 кэВ, F60 5.78 0.42 5.14 0.33 6.67 0.31 7.04 0. Спектр тормозного излучения оптически тонкой плазмы Модель комптонизированного излучения (Сюняев и Титарчук, 1980) Поток на 60 кэВ, F60 5.93 0.40 5.42 0.32 6.91 0.31 7.16 0. Свойства рентгеновского излучения галактического микроквазара GRS 1915+105 (по данным приборов обсерватории Введение Рентгеновский источник GRS 1915+105, один из наиболее известных Галактических объектов, демонстрирующих релятивистские выбросы вещества (джеты), был открыт в 1992 г. прибором ВОТЧ (WATCH) орбитальной обсерватории “ГРАНАТ” (Кастро-Тирадо и др. 1992). Последующие наблюдения GRS 1915+105 в радиодиапазоне позволили определить расстояние до источника ( 12.5 кпк) и наклонение системы к лучу зрения ( 70o ) (Мирабель, Родригез, 1994).

На основании того, что светимость источника заведомо превышает эддингтоновский предел для нейтронной звезды (Сазонов и др., 1994), а также сходства его спектральных и временных свойств со свойствами системы GRO J1655-40 (Жанг и др., 1995), динамические измерения массы которой предполагают наличие в ней черной дыры (Ороц, Байлин, 1997), GRS 1915+105 был причислен к классу кандидатов в черные дыры.

GRS 1915+105 демонстрирует чрезвычайно сложную систему долгопериодической переменности рентгеновского потока: с момента открытия в 1992 г. наблюдалось большое количество вспышек и эпизодов падения светимости источника (Сазонов и др., 1996; Пачейсас и др., 1997). Регулярные наблюдения GRS 1915+ приборами обсерватории RXTE, начавшиеся в апреле 1996 г., выявили сложнейший характер переменности источника на сравнительно коротких временных масштабах (0.01 с – 1 час): были зарегистрированы резкие переходы источника между состояниями с низкой и высокой светимостью, чередующиеся со спокойными периодами, открыты квазипериодические осцилляции рентгеновского потока с характерными частотами 0.01 67 Гц (Морган и др., 1997; Чен и др., 1997; Таам и др., 1997; Беллони и др., 1997а, б).

Глава GRS 1915+105 в период состояния с низкой светимостью и переходов между состояниями.

2.1 Введение.

Мы провели анализ особенностей эволюции временных и спектральных характеристик излучения источника во время состояния с низкой светимостью и переходов между состояниями в октябре 1996 – апреле 1997 г., используя общедоступные (public domain) архивные данные наблюдений приборов PCA и HEXTE орбитальной обсерватории RXTE (Bradt, Swank & Rothschild 1993). Основными целями проведенного исследования являлись:

– выявление взаимосвязи временных и спектральных характеристик рентгеновского излучения GRS 1915+105;

– установление связи между вышеуказанными состояниями GRS 1915+105 и канонической системой спектральных состояний, принятой для Галактических кандидатов в черные дыры (Танака, Льюин, 1995).

2.2 Наблюдения Данные наблюдений источника GRS 1915+105, использовавшиеся для анализа, получены с помощью приборов PCA (Proportional Counter Array) и HEXTE (High Energy X-ray Timing Experiment) в период с октября 1996 г. по апрель 1997 г. Список наблюдений, содержащий дату и эффективное время экспозиции с коррекцией на эффекты мертвого времени приборов, приведен в табл. 2.1.

Для обработки данных прибора PCA использовался набор стандартных программ пакета FTOOLS версии 4.1. При оценке фона учитывались вклады диффузного рентгеновского фона и фона заряженных частиц (Штарк, 1997).

Спектральный анализ данных PCA проводился с использованием матрицы отклика прибора версии 3.2.1 (Ягода, 1997). Для учета неточностей в ее определеGRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ нии мы добавили 1% систематическую ошибку к статистическим ошибкам данных при аппроксимации энергетических спектров источника аналитическими моделями.

В связи с быстрым падением чувствительности прибора в области энергий ниже кэВ и выше 20 кэВ, для спектрального анализа использовались только данные в диапазоне 3 – 20 кэВ. Полученные значения спектральных потоков от источника были откорректированы с учетом эффектов мертвого времени (Жанг, Ягода, 1996).

При обработке данных прибора HEXTE также использовались стандартные программы пакета FTOOLS версии 4.1. Измерение рентгеновского фона производилось на основе наблюдения площадок неба, непосредственно примыкающих к источнику. Для спектрального анализа была использована версия матрицы отклика инструмента от 3 апреля 1997 г. Для того, чтобы избежать ошибок, связанных с неточностями в определении функции отклика прибора и инструментального фона, данные ниже 20 и выше 150 кэВ были исключены из рассмотрения.

Рис. 2.1. Кривая блеска GRS 1915+105 в диапазоне 2 12 кэВ по данным наблюдений монитора всего неба (ASM) орбитальной рентгеновской обсерватории RXTE. Даты наблюдений источника приборами PCA и HEXTE отмечены треугольниками. Эти наблюдения были выбраны с целью исследования поведения источника во время состояния с низкой светимостью и переходов между состояниями.

На Рис. 2.1 изображена кривая блеска источника GRS 1915+105 в диапазоне 2 – 12 кэВ, полученная по данным монитора всего неба (ASM) обсерватории RXTE. До конца октября 1996 г. (MJD 50386) источник находился в ярком “вспышечном” состоянии (ВС), характеризовавшимся высоким уровнем переменности, со средним значением потока 1 Краб. В последующий период произошел постепенный переход GRS 1915+105 в состояние с низкой рентгеновской светимостью (здесь и далее НС), продолжавшееся в течение 200 дней. Вышеупомянутый точника с 1039 эрг/с до 2 1038 эрг/с (предполагая расстояние до источника равным 12.5 кпс). Согласно данным приборов обсерватории RXTE, начиная с апреля 1997 г. (MJD = 50564 1 ) GRS 1915+105 перешел обратно в состояние с высокой светимостью.

Далее приведено подробное описание результатов систематического анализа спектральных и временных характеристик излучения источника GRS 1915+105 в период НС и переходов между состояниями.

2.2.1 Эволюция параметров энергетического спектра.

Для аналитической аппроксимации широкополосного спектра источника в диапазоне 3 150 кэВ были использованы максимально упрощенные модели (вариант модели излучения оптически толстого “многоцветного” аккреционного диска (Шакура, Сюняев, 1973), предложенный в работах Мицуды и др., 1984 и Макишимы и др., 1986 2 и степенной закон с экспоненциальным завалом 3 ), поскольку основную цель исследования составляло выяснение общего характера спектральной эволюции GRS 1915+105. Все спектры источника демонстрируют значимое отклонение от используемой модели в области 6 8 кэВ ( 2 3% от интенсивности континуума), что объясняется присутствием комплекса спектральных особенностей, связанных с процессами поглощения и испускания излучения атомами и ионами элементов группы железа (в связи с довольно низким энергетическим разрешением прибора PCA в диапазоне 6 8 кэВ ( E 1 кэВ), детальный анализ этой области спектра не представляется возможным). Наличие таких особенностей может рассматриваться как дополнительное свидетельство существования в спектре GRS 1915+ дополнительной компоненты, возникающей в результате взаимодействия жесткого излучения центрального источника со сравнительно плотным нейтральным или ионизированным веществом, однако ее аналитическая аппроксимациа определенной моделью требует четкого физического обоснования. 4 По этой причине мы решили не включать эту компоненту в спектральную модель.

В связи с заметной неопределенностью в матрице отклика PCA в области низких MJD – модифицированная Юлианская дата (JD): MJD = JD - В модели спектр диска представляется в виде:

спектр, соответствующий энергии фотона E и температуре T, i – угол наклона плоскости аккреционного диска к лучу зрения, Tsoft – максимальная температура вo внутренней зоне диска, Tout – температура на внешней границе диска, D – расстояние до источника. Поскольку этот спектр отличается от точного решения (см. Гребенев, 1996), значения rin и Tsoft, получаемые в рамках данной аппроксимации, не следует интерпретировать как радиус и температуру вещества на внутренней границе аккреционного диска. Следует также отметить, что при попытке связать эти наблюдаемые параметры с реальными физическими характеристиками диска требуется принимать во внимание тот факт, что в модели не учитывается видоизменение спектра излучения из-за эффектов электронного рассеяния и эффектов общей теории относительности (Шакура и Сюняев, 1973; Шимура и Такахара, 1995) f (E) E exp( E=Ecut ), где – фотонный индекс, Ecut – энергия завала Результаты аппроксимации спектров GRS 1915+105 с использованием модели Комптоновского отражения от нейтральной и ионизованной среды приведены в работе Грейнера и др., 1998.

54 GRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ энергий, величина Галактического межзвездного поглощения в направлении на источник была зафиксирована на уровне NH L = 5 1022 см 2, определенном из наблюдений рентгеновской обсерватории ASCA (Эбисава и др., 1995). Значения потока от источника в широком энергетическом диапазоне вычислялись по результатам одновременной аппроксимации данных приборов PCA (3 20 кэВ) и HEXTE ( кэВ) и перенормировки в соответствии с нормализацией данных PCA.

Для получения общей картины спектральной эволюции источника GRS 1915+105 мы исследовали его спектры, усредненные за каждый сеанс наблюдений. Для определения характера эволюции спектральных параметров в отдельных наблюдениях с относительно высоким уровнем переменности рентгеновского потока был проведен анализ спектров источника, накопленных в течение 16 80 секундных интервалов. 5 Подобная методика обработки данных наблюдений предоставляет уникальную возможность исследовать спектральную переменность GRS 1915+105 на масштабах времени от нескольких десятков секунд до нескольких месяцев.

Для сравнения с состоянием с низкой светимостью (НС) мы провели анализ данных наблюдений GRS 1915+105 во вспышечном состоянии с высокой светимостью (ВС) (7, 13, 15 октября 1996 г.), непосредственно предшествовавшем переходу в НС. Характерные широкополосные спектры источника в ВС представлены на рис.

2.2а. Находясь в этом состоянии, источник демонстрирует чрезвычайно сложный характер спектральной переменности на различных временных масштабах (Беллони и др., 1997а, б; Таам и др., 1997), причем наиболее интересной чертой является существование двух отдельных типов широкополосного спектра, соответствующих высокому (“вспышка”) и низкому (“выключенное” состояние) уровням светимости.

Для этой части спектрального анализа использовались только данные прибора PCA, ввиду недостаточной статистической значимости данных HEXTE, аккумулированных за столь короткие временные интервалы.

В целом спектр GRS 1915+105 в ВС может быть представлен в виде суммы мягкой и жесткой спектральных компонент. Форма высокоэнергичной части спектра в “выключенном” состоянии довольно хорошо аппроксимируется степенным законом с наклоном по числу фотонов 2.0 2.6, укручающимся до 3.0 3.5, начиная с энергии 25 30 кэВ, в то время как во “вспышке” жесткая компонента представляется степенным законом с наклоном 3.0 3.5. Характерная цветовая температура мягкой спектральной компоненты Tsoft составляет 1 кэВ и 2 кэВ в “выключенном” состоянии и “вспышке” соответственно (см. Беллони и др., 1997б).

Согласно данным приборов RXTE, начиная с 23 октября 1996 г. GRS 1915+ начал переход из состояния с высокой в состояние с низкой светимостью, продолжавшийся до 28 ноября. В это время источник демонстрирует сильную переменность рентгеновского потока и спектральных свойств, чередуя вспышечную активность со сравнительно спокойными периодами. На рис. 3 показан пример короткопериодической переменности спектральных параметров рентгеновского излучения GRS 1915+105 во время наблюдения, проведенного 7 ноября 1996 г. Как явствует из рис. 2.3, изменения рентгеновского потока от источника тесно связаны со значительными вариациями параметров жесткой и мягкой спектральных компонент. При 56 GRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ переходе к масштабам нескольких дней также выявляется корреляция между спектральными параметрами, в частности, жесткостью высокоэнергичной части спектра и полной рентгеновской светимостью источника (рис. 2.4, 2.5, 2.6). Следует отметить, что по мере того, как рентгеновский поток от источника падает с переходом в НС, становится заметным завал жесткой спектральной компоненты, приходящийся на область энергий 70 120 кэВ (рис. 5).

Широкополосный спектр GRS 1915+105 в состоянии с низкой рентгеновской светимостью также удовлетворительно описывается двухкомпонентной моделью, состоящей из относительно слабой мягкой компоненты с характерной цветовой температурой Tsoft 1.0 1.7 кэВ и доминирующей жесткой компоненты, аппроксимируемой степенным законом с фотонным индексом 1.8 2.4 и экспоненциальным завалом с энергией 60 120 кэВ (рис. 2.2 б).

Результаты аппроксимации данных наблюдений GRS 1915+105 приборами PCA и HEXTE в период с 7 октября 1996 г. по 25 апреля 1997 г. приведены на рис. 2. и 2.5 (данные HEXTE в диапазоне 20 150 кэВ описывались степенным законом с экспоненциальным завалом, данные PCA в диапазоне 3 20 кэВ аппроксимировались суммой модели излучения оптически толстого “многоцветного” диска и степенного закона).

2.3 Эволюция характера короткопериодической переменности.

Для количественного анализа короткомасштабных вариаций рентгеновского потока от GRS 1915+105, были получены кривые блеска в энергетических диапазонах 2 13 и 13 60 кэВ с временным разрешением 0.01 с, и на их основе произведены спектры мощности источника в интервале частот 0.01 50 Гц. В случае наблюдений с высокой относительной амплитудой изменения потока на масштабах с, спектры мощности производились для отдельных частей наблюдения, выделенных в соответствии со средним уровнем рентгеновской светимости. Частотные интервалы в спектрах мощности сгруппированы логарифмически, чтобы уменьшить разброс данных в области высоких частот. После вычитания фона, связанного с пуассоновской статистикой, откорректированного на эффекты мертвого времени, спектры мощности источника представлены в единицах квадрата относительной среднеквадратичной амплитуды флуктуаций рентгеновского потока (rms=mean)2.

В целях исследования эволюции основных временных параметров излучения GRS 1915+105 внутри отдельных наблюдений с относительно высоким уровнем переменности, в соответствии с вышеописанной процедурой были произведены спектры мощности источника, накопленные за 16 80 с интервалы.

На рис. 2.7 приведены характерные примеры спектров мощности GRS 1915+105, соответствующие состоянию с высокой светимостью (ВС), переходу между состояниями и состоянию с низкой светимостью. Для вспышечного состояния с высокой светимостью изображены два разных типа спектра мощности во “вспышке” и “выключенном” состоянии (рис. 2.7а).

Анализ спектров мощности GRS 1915+105 в период перехода между состояниями с 23 октября по 28 ноября 1996 г. выявил чрезвычайно сложный характер эволюции основных временных характеристик. В частности, наблюдалась корреляция изменения параметров спектра мощности источника с изменениями рентгеновского потока и параметров энергетического спектра в широком диапазоне временных масштабов от нескольких часов до нескольких недель (рис. 2.7б,в). Несмотря на значительные отличия в форме континуума, для всех наблюдений, представляющих данный период, неотъемлемой частью спектра мощности источника является относительно узкий пик квазипериодических осцилляций (QPO) с центральной частотой 2 10 Гц. Детальный анализ эволюции параметров спектра мощности на коротких временных масштабах по данным наблюдений с высоким уровнем переменности источника позволил выявить корреляцию между центральной частотой QPO и уровнем полного рентгеновского потока и потока энергии в мягкой спектральной компоненте (рис. 2.8).

Начиная с 28 ноября 1996 г., когда источник перешел в состояние с низкой светимостью, его спектр мощности в диапазоне 0.1 1 Гц имеет почти плоскую форму, 58 GRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ после чего спадает по степенному закону с показателем 1.0 1.5 между 1 и 15 Гц и показателем 2 3 в области выше 15 Гц (рис. 2.7г). Для некоторых наблюдений в спектре мощности присутствует дополнительная компонента (имеющая форму плато c завалом в сторону высоких частот или степенную форму) в районе 0.1 1 Гц. Наиболее выразительной особенностью спектра мощности GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью являются мощные, относительно узкие ( f =f 0.1 0.3, где f, f – частота и характерная ширина пика QPO) пики квазипериодических осцилляций, расположенные вблизи слома в непрерывном спектре. Наряду с основным (наиболее мощным) пиком QPO наблюдается также система пиков–сателлитов, частота и ширина которых связаны с соответствующими параметрами основного пика гармоническим соотношением 6, причем интенсивность сопутствующих пиков уменьшается по мере увеличения центральной частоты основного пика.

Для количественного описания эволюции временных характеристик GRS 1915+105 в период состояния с низкой светимостью и переходов между состояниями, мы аппроксимировали спектры мощности в диапазоне частот 0.05 50 Гц с помощью аналитической модели, описанной ниже. Данные наблюдений 7, 10, 13, 15, 25 октября и 19 ноября 1996 г. были исключены из анализа по причине чрезвычайно сложной формы результирующего спектра, являющегося суперпозицией нескольких типов спектра мощности, соответствующих принципиально разным состояниям источника.

Центральные частоты и ширина QPO–пиков–сателлитов равны 1/2, 2, 3, 4 и т.д. от частоты и ширины основного пика QPO 2.3.1 Аналитическая аппроксимация спектров Для аналитической аппроксимации широкополосного спектра мощности GRS 1915+105 использовалась модель, включающая в себя до трех частотно– ограниченных шумовых компонент (band–limited noise BLN), представляющих собой постоянную функцию вплоть до некоторой характеристической частоты, далее спадающую по степенному закону где f br – характеристическая частота слома; а также в некоторых случаях дополнительную степенную функцию, отражающую вклад низкочастотного шума P(f ) = Bf, где A и B – нормировки в единицах квадрата среднеквадратичной относительной амплитуды флуктуаций потока источника (rms=mean)2. Пики квазипериодических осцилляций (QPO) моделировались профилем Лоренца с нормировкой, выраженной в тех же единицах. Общий вид модели в применении к данным одного из наблюдений 19 декабря 1996 г. приведен на Рис. 2.9. Исследование формы и параметров QPO пиков показало, что их центральные частоты и ширина связаны гармоническим соотношением. Учитывая этот факт и пытаясь минимизировать число независимых 60 GRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ параметров модели, необходимых для описания спектра мощности источника, мы решили связать центральные частоты и ширину сопутствующих QPO–пиков с соответствующими характеристиками основного пика гармонической зависимостью, оставив свободными параметрами только нормировки компонент, аппроксимирующих QPO.

Значения параметров модели, при которых согласно критерию 2 она наилучшим образом описывает спектр мощности источника, приведены в табл. 2.2, 2.3, 2. и 2.5. Ошибки и верхние пределы на значения параметров соответствуют уровню в 1 и 2. Как следует из получаемых значений 2, принятая нами модель в целом удовлетворительно описывает совокупность имеющихся экспериментальных данных.

2.4 Корреляция между параметрами короткопериодической переменности рентгеновского излучения источника.

С целью обобщения результатов анализа временных свойств рентгеновского излучения GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью и в переходах между состояниями, на рис. 2.10 и 2.11 приведены основные параметры аналитической аппроксимации спектров мощности источника (для диапазонов энергий 2 13 и кэВ), как функции центральной частоты основного пика QPO. Открытые кружки на этом рисунке соответствуют наблюдениям, покрывающим период переходов между состояниями, а закрашенные кружки состоянию с низкой светимостью).

Диапазон энергий 2 13 кэВ. Как явствует из рис. 2.10, центральная частота QPO сильно антикоррелирует со значением среднеквадратичной относительной амплитуды флуктуаций потока в диапазоне частот 0.05 50 Гц и с относительной rms частотно–ограниченной компоненты (BLN) в спектре мощности. Исключение составляют наблюдения 7 ноября 1996 г., 2, 10 и 25 апреля 1997 г., когда вклад низкочастотной шумовой компоненты в переменность становится заметным, что, вероятно, связано с присутствием довольно сильной мягкой компоненты в энергетическом спектре. Та же самая тенденция сохраняется и для мощности основного пика QPO: чем выше частота QPO, тем ниже его относительная rms. Центральная чаbr br br стота QPO однозначно связана с частотами сломов в континууме (f1, f2, f3 ) (рис.

2.10, 2.11), что является дополнительным указанием на общность процессов генерации QPO и частотно–ограниченных компонент спектра мощности источника.

Диапазон энергий 13 60 кэВ. Большинство корреляций между временными параметрами, найденных для диапазона мягких энергий, сохраняется и для интервала 13 60 кэВ, за исключением полной rms и rms частотно–ограниченной компоненты (BLN), которые не демонстрируют однозначной связи с центральной частотой QPO.

§2.5 Корреляции между спектральными и временными свойствами.

2.5 Корреляции между спектральными и временными Анализ связи между спектральными и временными свойствами GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью и в переходах между состояниями показал, что изменение некоторых параметров спектра мощности источника, таких как, например, центральная частота QPO, скоррелировано с изменением параметров энергетического спектра, полученных при его аппроксимации принятой нами упрощенной моделью. На рис. 2.12 отображена зависимость между среднеквадратической амплитудой флуктуаций потока (rms) в диапазонах 2 13 и 13 60 кэВ и энергетическим потоком от GRS 1915+105 в диапазоне 3 20 кэВ.

Поскольку вклад мягкой спектральной компоненты в полный поток излучения в интервале энергий 13 60 кэВ мал, выбирая этот диапазон, мы получаем возможность изучать временные характеристики излучения жесткой спектральной компоненты. Как видно из рис. 2.12 и 2.13, уровень среднеквадратической амплитуды флуктуаций в этом диапазоне сильно коррелирует с полным рентгеновским потоком и в особенности, с потоком в жесткой спектральной компоненте, которая вносит основной вклад в наблюдаемую светимость источника.

Наибольший интерес представляет корреляция между центральной частотой основного пика QPO и болометрической светимостью мягкой спектральной компоненты излучения источника (рис. 2.14). Основными свойствами обнаруженной корреляции являются:

1) близкая к линейной зависимость центральной частоты QPO от потока в мягкой спектральной компоненте в диапазоне потоков (1.5 8.0) 10 8 эрг/с/см2 ;

2) изменение характера зависимости в области потоков ниже 1.5 эрг/с/см2 ;

3) существование двух различных ветвей зависимости, соответствующих переходу из состояния с высокой светимостью в состояние с низкой светимостью (23.10.1996 – 28.11.1996) (Рис. 14, открытые кружки) и состоянию с низкой светимостью с последующим переходом в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 – 25.04.1997) (рис. 14, закрашенные кружки);

4) независимость характера корреляции от временного масштаба (от нескольких секунд до нескольких месяцев).

2.6 Обсуждение.

В работе представлены результаты систематического анализа данных наблюдений GRS 1915+105 приборами орбитальной рентгеновской обсерватории RXTE с ноября 1996 г. по апрель 1997 г., – в период, когда источник находился в состоянии 62 GRS 1915+105 В СОСТОЯНИИ С НИЗКОЙ СВЕТИМОСТЬЮ с низкой светимостью и совершал переходы между состояниями.

Переход GRS 1915+105 из состояния с высокой в состояние с низкой светимостью характеризуется почти пятикратным падением потока от источника в стандартном рентгеновском диапазоне (2 12 кэВ) (рис. 2.1). В отличие от состояния с высокой светимостью с чрезвычайно высоким уровнем вариаций потока, эволюция потока при переходе в низкое состояние и обратно может быть охарактеризована как относительно плавный спад до минимального значения за время 100 дней, сменившийся похожим во всех отношениях подъемом до прежнего уровня.

Широкополосный энергетический спектр излучения GRS 1915+105 в целом удовлетворительно описывается двухкомпонентными моделями, включающими мягкую и жесткую компоненты, с коррекцией на Галактическое межзвездное поглощение (рис. 2.2). Для количественного описания общего характера спектральной эволюции источника мы использовали аппроксимацию спектра совокупностю модели оптически толстого “многоцветного” аккреционного диска (см. замечание в тексте) и степенного закона с экспоненциальным завалом в области высоких энергий.

Переход источника из состояния с высокой в состояние с низкой светимостью ознаменовался сильным уменьшением (до 15 25%) вклада мягкой спектральной компоненты в рентгеновскую светимость в диапазоне 3 20 кэВ (рис. 2.4). В целом эволюция широкополосного спектра GRS 1915+105 может быть охарактеризована как спад светимости мягкой спектральной компоненты, сопровождающийся постепенным ужестчением высокоэнергичной компоненты спектра по мере уменьшения полной светимости источника, сменившийся ростом потока в мягкой компоненте и укручением жесткой компоненты при обратном увеличении полной светимости (рис.

2.4 и 2.5).

Временные свойства GRS 1915+105 также претерпели сильные изменения при переходе в состояние с низкой светимостью. Общая форма спектра мощности в диапазоне частот 0.01 50 Гц может быть представлена в виде суммы частотно– ограниченной (представляющей собой плато со степенным спадом в сторону высоких частот начиная с некоторой характерной частоты излома) и степенной низкочастотной шумовой компонент (рис. 2.7). Неотъемлемой частью спектров мощности источника являются мощные, сравнительно узкие ( f =f 0.1 0.3) пики квазипериодических осцилляций потока (QPO) с центральными частотами 2 10 Гц, расположенные вблизи характеристических изломов в континууме и сопровождаемые серией дополнительных пиков–гармоник. Сильная взаимозависимость основных временных параметров (таких как, например, центральная частота QPO, характерная частота слома в континууме, относительная среднеквадратичная амплитуда флуктуаций потока) может рассматриваться в качестве указания на общность характера генерации внешне различных компонент спектра мощности.

Наиболее интересным результатом является обнаружение тесной связи между эволюцией спектральных и временных характеристик рентгеновского излучения источника GRS 1915+105. В частности, было показано, что изменение центральной частоты QPO скоррелировано с изменением основных параметров энергетического спектра. Особенно важен тот факт, что рост центральной частоты QPO тесно связан с ростом потока энергии в мягкой спектральной компоненте излучения (рис. 2.14), причем эта зависимость справедлива в широком интервале временных масштабов от нескольких секунд до нескольких месяцев.

Спектральные и временные свойства GRS 1915+105 и их эволюция в период, упомянутый в данной работе, близки к соответсвующим характеристикам других Галактических кандидатов в черные дыры в так называемом “промежуточном” состоянии при переходах из “низкого” в “высокое/сверхвысокое” состояния и обратно:

Лебедь X-1 (Беллони и др., 1996, Цуи и др., 1997), GX 339-4 (Гребенев и др., 1993;

Мендез, Ван дер Клис, 1996), GS 1124-68 (Миямото и др., 1994; Такизава и др., 1997), GRO J1655-40 (Мендез и др., 1998)). Более того, было выявлено несколько характерных черт поведения GRS 1915+105, демонстрирующих, что состояние источника, наблюдавшееся в октябре 1996 г. – апреле 1997 г., отличается как от канонического “низкого”, так и “высокого/сверхвысокого” состояний и, вероятно, соответствует переходу между этими состояниями:

1) полная рентгеновская светимость источника в этом состоянии составляла 2 1038 эрг/с, что значительно ниже уровня светимости в предшествовавшем ему состоянии (> 1039 эрг/с), имевшем характерные свойства, близкие к свойствам канонического “высокого /сверхвысокого” состояния;

2) в отличие от типичного ’низкого’ состояния, спектр источника демонстрирует наличие заметной мягкой спектральной компоненты, но ее вклад в общую светимость (> 30%) достаточно мал в сравнении со вкладом мягкой компоненты в случае “высокого/сверхвысокого” состояния ( 70 90%);

3) спектр мощности GRS 1915+105 также заметно отличается от спектров в “низком” и “высоком/сверхвысоком” состояниях: в отличие от канонического “высокого” состояния он демонстрирует наличие мощной частотно–ограниченной компоненты (BLN), но в то же время характеристичекий слом в континууме приходится на область частот 2 10 Гц, что на порядок превышает частоту слома, наблюдаемую в спектрах мощности Галактических кандидатов в черные дыры в “низком” состоянии (см., например, Беллони, Хазингер, 1990).

4) еще одним отличием от канонического “высокого/сверхвысокого” состояния (Гребенев и др., 1993; Гров и др., 1998) является явное присутствие завала высокоэнергичной компоненты спектра излучения GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимости на энергиях 60 120 кэВ.



Pages:     || 2 | 3 |


Похожие работы:

«МОИСЕЕВА ЕКАТЕРИНА НИКОЛАЕВНА ЭКОНОМИКО-СОЦИОЛОГИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ РЫНКА РИТУАЛЬНЫХ УСЛУГ В РОССИИ 22.00.03 – Экономическая социология и демография (социологические наук и) диссертация на соискание ученой степени кандидата социологических наук Научный руководитель – доктор социологических...»

«ИЗ ФОНДОВ РОССИЙСКОЙ ГОСУДАРСТВЕННОЙ БИБЛИОТЕКИ Шпякина, Ольга Александровна Структура языкового концепта оценки в современном английском языке Москва Российская государственная библиотека diss.rsl.ru 2006 Шпякина, Ольга Александровна Структура языкового концепта оценки в современном английском языке : [Электронный ресурс] : На материале оценочных глаголов : Дис. . канд. филол. наук  : 10.02.04. ­ Архангельск: РГБ, 2005 (Из фондов Российской Государственной Библиотеки) Германские языки...»

«Перикова Мария Григорьевна КЛИНИКО-ЛАБОРАТОРНОЕ ОБОСНОВАНИЕ ПРИМЕНЕНИЯ ВИНТОВЫХ ДЕНТАЛЬНЫХ ИМПЛАНТАТОВ С РАЗВИТОЙ ТОПОГРАФИЕЙ И БИОАКТИВНЫМИ СВОЙСТВАМИ ПОВЕРХНОСТИ 14.01.14 – стоматология Диссертация на соискание ученой степени кандидата медицинских наук Научный руководитель : доктор...»

«АГИЕВИЧ Вадим Анатольевич МАТЕМАТИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ И МНОГОКРИТЕРИАЛЬНАЯ ОПТИМИЗАЦИЯ АРХИТЕКТУРНОЙ ДОРОЖНОЙ КАРТЫ КРУПНОЙ КОМПАНИИ Специальность 05.13.18 Математическое моделирование, численные методы и комплексы программ Диссертация на соискание ученой степени кандидата...»

«СОКОЛОВА Ольга Владимировна БЫТИЕ ПОЛА В СОЦИАЛЬНОЙ ДИСКУРСИВНОСТИ 09.00.11 – социальная философия Диссертация на соискание ученой степени кандидата философских наук Научный руководитель : доктор философских наук, профессор О.Н. Бушмакина Ижевск-2009 г. Содержание Введение.. Глава I. Онтология предела в дискурсе пола. §1...»

«ТЕРЕЩЕНКО АЛЕКСАНДР ВЛАДИМИРОВИЧ СОВРЕМЕННАЯ СИСТЕМА ДИАГНОСТИКИ, ЛЕЧЕНИЯ И ОРГАНИЗАЦИИ ВЫСОКОТЕХНОЛОГИЧНОЙ ОФТАЛЬМОЛОГИЧЕСКОЙ ПОМОЩИ ДЕТЯМ С АКТИВНЫМИ СТАДИЯМИ РЕТИНОПАТИИ НЕДОНОШЕННЫХ 14.01.07. – глазные болезни Диссертация на соискание ученой степени доктора медицинских наук Научный...»

«ИЗ ФОНДОВ РОССИЙСКОЙ ГОСУДАРСТВЕННОЙ БИБЛИОТЕКИ Щербакова, Оксана Викторовна Структурно­семантическая и этимологическая характеристика словообразовательного поля существительных­неологизмов в современном английском языке Москва Российская государственная библиотека diss.rsl.ru 2006 Щербакова, Оксана Викторовна Структурно­семантическая и этимологическая характеристика словообразовательного поля существительных­неологизмов в современном английском языке : [Электронный ресурс] : Дис. . канд....»

«ЧЕЛНОКОВ АНДРЕЙ АЛЕКСЕЕВИЧ ЗАКОНОМЕРНОСТИ ФОРМИРОВАНИЯ СПИНАЛЬНОГО ТОРМОЖЕНИЯ У ЧЕЛОВЕКА Специальность 03.03.01 – Физиология Диссертация на соискание учёной степени доктора биологических наук Научный консультант – доктор биологических наук, профессор Р.М. Городничев Великие Луки - ОГЛАВЛЕНИЕ ВВЕДЕНИЕ ГЛАВА...»

«ИЗ ФОНДОВ РОССИЙСКОЙ ГОСУДАРСТВЕННОЙ БИБЛИОТЕКИ Смолин, Андрей Геннадьевич Особый порядок судебного разбирательства, предусмотренный главой 40 УПК РФ: проблемы нормативного регулирования и дальнейшего развития Москва Российская государственная библиотека diss.rsl.ru 2006 Смолин, Андрей Геннадьевич Особый порядок судебного разбирательства, предусмотренный главой 40 УПК РФ: проблемы нормативного регулирования и дальнейшего развития : [Электронный ресурс] : Дис. . канд. юрид. наук  : 12.00.09. ­...»

«из ФОНДОВ РОССИЙСКОЙ ГОСУДАРСТВЕННОЙ БИБЛИОТЕКИ Максимов, Павел Леонидович 1. Универсальные текнические средства для уБорки корнеклдБнеплодов 1.1. Российская государственная Библиотека diss.rsl.ru 2003 Максимов, Павел Леонидович Универсальные текнические средства для уБорки корнеклуБнеплодов [Электронный ресурс]: Дис.. д-ра теки. наук : 05.20.01.-М.: РГБ, 2003 (Из фондов Российской Государственной Библиотеки) Сельское козяйство — Меканизация и электрификация сельского козяйства — Тракторы,...»

«Бузская Ольга Маратовна СОВРЕМЕННЫЕ СОЦИОКУЛЬТУРНЫЕ КОММУНИКАЦИИ: ЭКОЛОГО-АКСИОЛОГИЧЕСКОЕ ИЗМЕРЕНИЕ 09.00.13 – философская антропология, философия культуры ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата философских наук Научный руководитель – Ивлева Марина Ивановна...»

«МЕЩЕРЯКОВ ИЛЬЯ ГЕОРГИЕВИЧ УПРАВЛЕНИЕ ОРГАНИЗАЦИОННЫМИ НОВОВВЕДЕНИЯМИ В ИННОВАЦИОННООРИЕНТИРОВАННЫХ КОМПАНИЯХ Специальность 08.00.05 – Экономика и управление народным хозяйством (управление инновациями) диссертация на соискание ученой степени кандидата экономических наук Научный руководитель д-р экон....»

«Просянюк Дарья Вячеславовна МЕТОДЫ ТЕМАТИЧЕСКОЙ КЛАССИФИКАЦИИ ТЕКСТА (НА ПРИМЕРЕ ОБРАЗА РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ В NEW YORK TIMES) Специальность: 22.00.01 – Теория, методология и история социологии Диссертация на соискание ученой степени кандидата социологических наук Научный руководитель : кандидат...»

«Веселкова Евгения Евгеньевна Правовое обеспечение иностранного инвестирования в международном частном праве Диссертация на соискание ученой степени доктора юридических наук Специальность 12.00.03 – гражданское право; предпринимательское право; семейное...»

«Бушмелев Петр Евгеньевич Беспроводная сенсорная телекоммуникационная система контроля утечек метана из магистралей газотранспортной...»

«АЛЕКСЕЕВ Тимофей Владимирович Разработка и производство промышленностью Петрограда-Ленинграда средств связи для РККА в 20-30-е годы ХХ века Специальность 07. 00. 02 - Отечественная история Диссертация на соискание ученой степени кандидата исторических наук Научный руководитель : доктор исторических наук, профессор Щерба Александр Николаевич г. Санкт-Петербург 2007 г. Оглавление Оглавление Введение Глава I.Ленинград – основной...»

«Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования Глазовский государственный педагогический институт им. В.Г. Короленко Ульянова Наталия Сергеевна Формирование эмоциональной культуры младших школьников на занятиях по изобразительному искусству 13.00.01- Общая педагогика, история педагогики и образования Диссертация на соискание учёной степени кандидата педагогических наук Научный руководитель доктор педагогических наук, профессор А.С. Казаринов...»

«Абрамов Александр Геннадьевич БИОЛОГО-ТЕХНОЛОГИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ ФОРМИРОВАНИЯ МАТОЧНЫХ КОРНЕПЛОДОВ И СЕМЯН СТОЛОВОЙ СВЕКЛЫ В УСЛОВИЯХ ПРЕДКАМЬЯ РЕСПУБЛИКИ ТАТАРСТАН 06.01.05 – селекция и семеноводство сельскохозяйственных растений Диссертация на соискание ученой степени кандидата сельскохозяйственных наук Научный руководитель доктор сельскохозяйственных наук профессор Таланов Иван Павлович Научный консультант доктор...»

«НАЗАРОВА Инна Таджиддиновна ВОЛОКОННО-ОПТИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ ИЗМЕРЕНИЯ УРОВНЯ ПОЖАРООПАСНЫХ ЖИДКОСТЕЙ Специальность 05.11.16 – Информационно-измерительные и управляющие системы (приборостроение) Специальность 05.11.14 – Технология приборостроения ДИССЕРТАЦИЯ НА СОИСКАНИЕ УЧЕНОЙ СТЕПЕНИ КАНДИДАТА ТЕХНИЧЕСКИХ НАУК Научный руководитель : доктор технических наук, профессор Мурашкина Т.И. Научный консультант : кандидат технических наук, доцент...»

«ТЮТРИНА Лариса Николаевна АНАЛИЗ И СОВЕРШЕНСТВОВАНИЕ ИМПУЛЬСНЫХ РЫЧАЖНОРЕЕЧНЫХ МЕХАНИЗМОВ ДЛЯ МУСКУЛЬНЫХ ПРИВОДОВ Специальность 05.02.02. - Машиноведение, системы приводов и детали машин Диссертация на соискание ученой степени кандидата технических наук Научный руководитель кандидат...»






 
2014 www.av.disus.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, Диссертации, Монографии, Программы»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.