«обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE: природа рентгеновского фона Галактики и переменности излучения черных дыр и нейтронных звезд Михаил Геннадьевич Ревнивцев ...»

Обзоры неба с обсерваторий

ИНТЕГРАЛ и RXTE:

природа рентгеновского фона Галактики

и переменности излучения черных дыр

и нейтронных звезд

М.Г.Ревнивцев

Российская академия наук

Институт космических исследований

На правах рукописи

Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и

RXTE: природа рентгеновского фона Галактики

и переменности излучения черных дыр и нейтронных звезд Михаил Геннадьевич Ревнивцев 01.03.02 Астрофизика и радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Москва, 2006 Эта работа – результат исследований, проведенных в Отделе астрофизики высоких энергий Института Космических Исследований РАН под руководством Р.А. Сюняева. Огромный научный кругозор и поистине энциклопедические знания Рашида Алиевича не раз подталкивали меня к исследованиям в новых направлениях.

Я глубоко благодарен своим первым научным руководителям Марату Равильевичу Гильфанову и Евгению Михайловичу Чуразову. Их научная школа – это неоценимый вклад во все мои работы.

Часть представляемой работы была бы не возможной без плодотворного сотрудничества с Сергеем Сазоновым.

Тесный и дружный коллектив Отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН всегда создавал творческую и плодотворную атмосферу, в связи с чем нельзя не поблагодарить А. Вихлинина, А.Лутовинова, Р.Буренина, С.Молькова, В.Арефьева, М. Маркевича, С.А.Гребенева, М.Н.Павлинского, С.Трудолюбова, К.Бороздина. Я также много почерпнул из общения с А.Белобородовым, Ю.Путаненым, Ф.Майером, Х.Риттером, М.Муно. Большое спасибо хотелось бы сказать моим родителям Римме Федоровне и Геннадию Михайловичу за то, что они привили мне любовь к науке и познанию.

Научная работа с полной отдачей стала возможна лишь благодаря постоянной поддержке моей жены Ани.

Оглавление Введение 1 Природа рентгеновского фона Галактики 1.1 Методы: обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE 1.1.1 Яркие и поглощенные источники: обзоры обсерватории ИНТЕГРАЛ................. 1.1.2 Обзор неба обсерватории RXTE – инструмент для исследования слабых галактических источников 1.1.3 Покрытие неба.................... 1.1.4 Измерение потоков и проблема наложения источников....................... 1.1.5 Каталог........................ 1.1.6 Определение природы источников......... 1.1.7 Измерение внегалактического фона при помощи обзора неба RXTE/PCA............... 1.2 Функция светимости галактических рентгеновских источников........................... 1.2.1 Введение....................... 1.2.2 Малые светимости: обзор неба обсерватории RXTE 1.2.3 Сверхмалые светимости: обзор RASS....... 1.2.4 Функция светимости галактических источников в диапазоне 1027.5 1034 эрг/сек.......... 1.2.5 Кумулятивная излучательная способность..... 1.2.6 Большие светимости: LMXB............ 1.2.7 Заключение...................... 1.3 Карта фонового излучения Галактики............ 1.3.1 Поверхностная яркость ГРФ в континууме 3-20 кэВ 1.3.2Поверхностная яркость ГРФ в эмиссионной линии 6.7 кэВ...................... 1.4 ГРФ как суперпозиция излучения точечных источников.. 1.4.1 Светимость единичной звездной массы в ГРФ... 1.4.2 Широкополосный спектр ГРФ........... 1.4.3 Вклад различных классов источников в ГРФ.... 1.5.1 Разрешение потока ГРФ на точечные источники 2 Хаотическая переменность аккрецирующих источников 2.1.3 “Мертвое время” и окна “перегрузки”....... 2.1.4 Кросс-спектры: когеррентность и фазовые сдвиги 2.1.5 Фурье-частотно-разрешенная спектроскопия... 2.2 Природа хаотических вариаций излучения аккреционного диска............................ 2.2.1 Где возникают вариации рентгеновского потока?. 2.2.2 Самоподобные вариации в аккреционном диске.. 2.2.3 Многозонная модель аккреционного потока.... 2.3 Предельно быстрая переменность рентгеновского потока компактных объектов................... 2.3.1 Аккрецирующая черная дыра Лебедь X-1..... 2.3.2 Аккрецирующие черные дыры и нейтронные звезды 2.4 Параметры аккрецирующих нейтронных звезд....... 2.4.1 Энергетические спектры аккрецирующих нейтронных звезд на разных фурье-частотах...... 2.4.2 Ограничения на возможную структуру переменности потока аккрецирующих нейтронных звезд.. 2.4.3 Разделение спектров излучения аккреционного 2.4.4 Переменность излучения аккреционного диска.. 2.4.5 Измерение масс и радиусов аккрецирующих нейтронных звезд.................... Актуальность темы Рентгеновский фон Галактики Одним из важнейших вопросов рентгеновской астрофизики является проблема происхождения фонового рентгеновского излучения Галактики. Первые же систематические исследования излучения Галактики на высоких энергиях (в рентгеновском и гамма– диапазонах) показали, что наряду с яркими компактными источниками – аккрецирующими черными дырами и нейтронными звездами – вдоль галактической плоскости присутствует некое протяженное излучение. Исследования этого излучения в гамма диапазоне показали, что оно формируется в результате взаимодействия частиц космических лучей высоких энергий с веществом межзвездной среды. Однако, эта модель не позволяла объяснить фоновое излучение Галактики в рентгеновском диапазоне энергий.

Исследования рентгеновского фона Галактики, проводившиеся при помощи практически всех рентгеновских обсерваторий, начиная с 80х годов, так и не решили вопрос о его природе.

Спектр излучения рентгеновского фона Галактики очень похож на спектр излучения оптически тонкой плазмы и содержит большой набор эмиссионных линий, характерных для излучения сильно ионизированных тяжелых элементов, что указывет на то, что температура излучающей плазмы не менее, чем 5-10 кэВ. Различные оценки полной светимости Галактики в фоновой (распределенной) компоненте сходятся на значениях 1–21038 эрг/сек.

Сразу после открытия излучения галактического рентгеновского фона (ГРФ) была предложена модель его формирования в результате сложения излучения большого числа слабых галактических источников, таких как катаклизмические переменные (CV), коронально активные звезды (AB), двойные системы с нейтронными звездами и черными дырами в выключенном состоянии и т.д. Однако, ввиду отсутствия информации хотя бы ограниченной полноты о свойствах популяций этих галактических источников, сделать оценку их вклада в излучение рентгеновского фона Галактики было невозможно.

Если рентгеновский фон Галактики состоит из точечных источников, то при наличии приборов необходимой чувствительности и с достаточным угловым разрешением весь поток галактического фонового излучения можно разрешить на конечное (возможно, большое) число отдельных источников. По мере улучшения чувствительности рентгеновских телескопов действительно все большая часть фонового излучения оказывалась разрешенной на точечные источники, однако, даже рентгеновские телескопы обсерваторий последнего поколения ЧАНДРА и XMM-Ньютон, достигшие предела детектирования точечных источников на уровне Fx > 3 1015 эрг/сек/см2 в энергетическом диапазоне 2-8 кэВ, не позволили разрешить более 10–15% фонового излучения в области галактической плоскости. Результаты этих измерений были использованы в качестве свидетельства того, что фоновое рентгеновское излучение Галактики нельзя разрешить на точечные источники, и оно представляет собой диффузное излучение, возникающее в межзвездной среде Галактики.

Однако, гипотеза о диффузном/межзвездном происхождении ГРФ наталкивается на значительные теоретические трудности. Основная проблема связана с тем, что температура плазмы, которая, по всей видимости, создает излучение ГРФ, настолько высока ( 5 10 кэВ), что гравитационный потенциал Галактики не может ее удержать вблизи галактической плоскости и такая плазма доlжна формировать постоянный отток вещества. Для того, чтобы восполнить резервуар горячей плазмы в Галактике необходимо очень большое количество энергии – порядка 1043 эрг/сек.

Из-за небольшой поверхностной яркости ГРФ в области плоскости Галактики для качественных исследований требуются большие времена наблюдений даже рентгеновскими обсерваториями последнего поколения. Проведенные исследования показали, что на достигнутом пределе детектирования точечных источнников ( 1015 эрг/сек/см2 ) внегалактические объекты (в основном – активные ядра галактик), как правило, представляют гораздо более многочисленную популяцию источников, чем галактические. Поскольку на масштабах полей зрения современных рентгеновских телескопов ( 0.1 0.2 ) поверхностная плотность внегалактических объектов может сильно варьироваться, то очень сложно предсказать их число в конкретном обзоре. Определение природы всех объектов в обзорах галактической плоскости также представляет довольно трудную задачу из-за сложностей наблюдений объектов в оптическом диапазоне. Таким образом, определить кривую подсчетов собственно галактических объектов малой светимости, а также их вклад в излучение рентгеновского фона Галактики в области галактической плоскости практически невозможно.

Единственная область в нашей Галактике, в которой поверхностная плотность галактических объектов гораздо выше, чем поверхностная плотность внегалактических источников – это ближайшие 10 угловых минут вокруг сверхмассивной черной дыры Стрелец А в центре Галактики (так называемая область центрального звездного кластера).

Наблюдения этой области также еще ценны тем, что здесь объемная плотность галактических источников настолько велика, что практически все источники, регистрируемые в этом направлении, являются галактическими и расположены в одном месте, в области центра Галактики. В этом случае исчезает проблема определения расстояния до источников и пересчета их потоков в светимость. При помощи наблюдений рентгеновского телескопа обсерватории ЧАНДРА этой области было показано, что кривая подсчетов слабых рентгеновских источников вплоть до светимостей 1032 эрг/сек не имеет уплощения в сторону слабых потоков (светимостей), что означает, что еще большую долю фонового излучения можно будет разрешить на точечные источники при возможном дальнейшием увеличении чувствительности наблюдений.

Однако, ввиду того, что общее время наблюдений области галактического центра обсерваторией ЧАНДРА (имеющей в настоящее время самую высокую чувствительность детектирования точечных источников) уже сейчас составляет порядка миллиона секунд, трудно надеяться на значительный прогресс в этом направлении в ближайшее время.

Таким образом, очевидна необходимость изыскать другие, альтернативные, способы решения проблемы галактического фонового излучения, что и является одной из основных задач данной диссертации.

Хаотическая переменность рентгеновских источников Большая часть ярких источников рентгеновского излучения в Галактике является аккрецирующими системами. Это является результатом того, что именно в процессе аккреции (падения вещества на гравитирующий объект) достигается практически максимально возможная (если не считать аннигиляцию вещества) эффективность выделения энергии – при падении на нейтронную звезду или черную дыру вещество выделяет из гравитационного поля компактного объекта энергию, эквивалентную большой доле его энергии покоя: 0.1 0.5 mc 2. Нагреваясь, аккрецирующее вещество достигает температур десятки миллионов градусов и излучает рентгеновские фотоны.

Выходящее из таких областей рентгеновское излучение несет в себе “отпечаток” сильного гравитационного поля компактного объекта, и, следовательно, представляет собой природный инструмент для измерения параметров таких экзотических объектов во Вселенной, как черные дыры и нейтронные звезды, а также, для изучения поведения вещества при экстремальных условиях, реализующихся вблизи компактных объектов (температуры десятки миллионов градусов, магнитные поля 106 1013 Гаусс, большое давление излучения и т.д.) Важность исследований переменности потока излучения на коротких временных масштабах для изучения поведения вещества при экстремальных условиях и измерения параметров компактных объектов была подчеркнута теоретиками еще в начале 70х годов. Было отмечено, что из-за черезвычайно малого размера галактических черных дыр и нейтронных звезд (менее 10-15 км) временной масштаб переменности излучения аккреционных потоков, существующих вблизи этих объектов, может достигать миллисекунд и менее. Именно на таких временных масштабах можно ожидать проявление фундаментального отличия черных дыр от любых других объектов во Вселенной – отсутствия твердой поверхности.

Первые же исследования компактных объектов в рентгеновском энергетическом диапазоне, где аккрецирующие компактные источники излучают основную энергию, показали, что переменность потока излучения большей части источников является не периодической, а хаотической и распределена по очень большому диапазону временных масштабов. Причины возникновения такого рода переменности долгое время оставались не ясными.

Хаотическая переменность рентгеновского излучения различных частей аккреционного потока вокруг компактного объекта (например, аккреционного диска, оптически тонкой короны над аккреционным диском, пограничного слоя между аккреционным диском и поверхностью нейтронной звезеды и т.д.) может иметь различные характеристики. Например, переменность может иметь выделенные временные масштабы, или, напротив, быть распределена по большому диапазону фурьечастот. Предложенное в данной работе использование этой информации позволяет выделять из полного потока рентгеновского излучения источников спектральные компоненты, возникающие именно в интересующих исследователя областях, что в ряде случае невозможно сделать другими способами. Таким образом можно проводить “томографические” (послойные) исследования аккреционных потоков вокруг компактных объектов, и получать информацию о его структуре, о поведении в нем вещества и о параметрах компактных объектов.

Цель работы Целью работы является решение вопроса о природе рентгеновского фона Галактики путем комплексного исследования обзоров всего неба с различных орбитальных обсерваторий, а именно: 1) изучения морфологии фонового рентгеновского излучения Галактики и 2) получения суммарной светимости всех рентгеновских источников звездного типа в Галактике. Второй целью работы, достигнутой при помощи обзоров (наблюдений большого числа) ярких рентгеновских источников в Галактике, является объяснение природы хаотической переменности аккрецирующих компактных объектов и измерение с ее помощью параметров компактных объектов.

Краткое содержание работы В первой части диссертации приведены результаты исследования природы фонового рентгеновского излучения Галактики.

Основными “инструментами”, использовавшимися при решении этой задачи являлись обзоры всего неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE. В главе 1.1 описаны основные результаты полученных обзоров.

В частности, описаны основные свойства нового класса “поглощенных” источников, обнаруженных ИНТЕГРАЛом в плоскости Галактики и показано, что такие источники не могут давать значительный вклад в излучение галактического рентгеновского фона. Приведены основные свойства обзора всего неба обсерватории RXTE, описаны технические детали, связанные с детектированием источников и с точностью измерения их потоков, описана проблема наложения источников. Приведен каталог источников, обнаруженных на галактических широтах более |b| > 10. В случае, где это было возможно, для каждого источника из каталога был определен его тип. Приведены результаты идентификации нескольких источников из обзора неба при помощи наблюдений обсерваторий ИНТЕГРАЛ, ЧАНДРА и SWIFT.

Приведен еще один важный результат полученного обзора неба – измерение спектра внегалактического рентгеновского фона. Измерения были проведены при помощи сравнения потоков, регистрируемых детекторами RXTE/PCA, при наблюдении темной стороны Земли и открытого неба. Полученное значение отличается от величины интенсивности рентгеновского фона, полученной ранее по измерениям обсерватории HEAO1. Для выяснения причины этого расхождения был проведен повторный анализ данных этой обсерватории. Показано, что расхождения, скорее всего, связаны с неточностями взаимных калибровок приборов обсерваторий RXTE и HEAO1.

Во главе 1.2 получена функция светимости слабых галактических источников в широком диапазоне светимостей от 10 27 эрг/сек до 1034 эрг/сек. Представлен каталог из 30 галактических источников, обнаруженных в обзоре неба обсерватории RXTE на галактических широтах |b| > 10. С использованием этого набора источников получены оценки объемных плотностей галактических источников различных классов (карликовых новых, поляров, промежуточных поляров, коронально активных звезд) в окрестностях Солнца, имеющих светимости в интервале Lx 1030 1034 эрг/сек (энергетический диапазон 3– кэВ). Особое внимание уделено анализу полноты используемой подборки. Для продолжения функции светимости галактических источников в диапазон Lx < 1030 эрг/сек (в основном – коронально активные и молодые звезды), не покрытый обзором неба RXTE, использовались результаты обзора всего неба обсерватории РОСАТ, в частности, каталоги ближайших и ярчайших (в рентгеновском диапазоне) звезд. Показано, что фукнция светимости галактических источников имеет широкий пик в интервале 1030 1033 эрг/сек, возникающий из-за вклада аккрецирующих белых карликов (карликовых новых, поляров, промежуточных поляров) и коронально активных звезд. Получены кумулятивные излучательные способности различных классов объектов. Кумулятивная излучательная способность объектов, составляющих старое звездное население Галактики в окрестности Солнца, со светимостями менее 1034 эрг/сек равна L320 кэВ /М = 5.3 ± 1.5 1027 эрг/сек/M. Если учесть также вклад молодых звезд, то значение кумулятивной излучательной способности будет равно L320 кэВ /М = 6.2 ± 1. эрг/сек/M.

В главе 1.3 исследуется распределение поверхностной яркости рентгеновского фона Галактики в энергетическом диапазоне 3–20 кэВ. Для того, чтобы избежать искажения получаемого распределения поверхностной яркости ГРФ из-за ярких точечных источников были использованы два метода. В рамках первого метода области, “засвеченные” яркими источниками, отфильтровывались. Во втором методе при построении карты ГРФ использовался лишь поток в эмиссионной линии 6. кэВ, которая является характерной для излучения ГРФ, но практически отсутствует в спектрах ярких точечных источников. Результаты, полученные этими двумя методами, хорошо согласуются друг с другом. Показано, что поверхностная яркость галактического рентгеновского фона формирует две области – балдж и диск. Распределение поверхностной яркости в области балджа хорошо описывается моделью трехосного эллипсоида, с размерами полуосей 3.4, 1.2 и 1.12 кпк, лежащего в галактической плоскости и составляющего с лучем зрения угол 29 ± 6.

Профили поверхностной яркости, полученные в области галактического диска, описываются моделью экспоненциального диска с харакерным размером Rдиск 2.5 кпк и характерной толщиной zдиск 130пк.

Показно, что распределение поверхностной яркости ГРФ хорошо согласуется с распределением поверхностной яркости Галактики в ближнем инфракрасном дизпазоне, основной вклад в который дают обычные звезды. Сделан вывод, что объемная излучательная способность Галактики в излучении ГРФ пропорциональна объемной плотности звезд. Получено значение излучательной способности единичной звездной массы Галактики в излучении ГРФ: L320 кэВ /М = 3.5 ± 0. эрг/сек/М. Сравнение этого значения со значением кумулятивной излучательной способности, полученным в главе 1.2, позволяет заключить, что основной вклад в фоновое рентгеновское излучение Галактики вносится излучением галактических точечных источников малой светимости, а именно, аккрецирующими белыми карликами и коронально активными звездами.

Во второй части диссертации исследуется хаотическая переменность ярких рентгеновских источников – аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд.

В главе 2.1 описываются методы исследования переменности рентгеновского потока, которые будут использоваться в этой части: метод спектров мощности, метод кросс-спектров и метод фурье-частотной спектроскопии. При описании метода спектров мощности специальное внимание уделено анализу влияния эффектов “мертвого” времени и “окон перегрузки” при анализе данных спектрометра PCA обсерватории RXTE на получаемые значения мощности переменности.

В главе 2.2 предложена модель возникновения хаотических вариаций рентгеновского потока аккрецирующих черных дыр, наиболее полно объясняющая весь массив наблюдательных данных о рентгеновской переменности аккрецирующих черных дыр – модель самоподобных вариаций темпа аккреции вещества в оптически тонких областях аккреционного потока на различных расстояниях от компактного объекта. Показано, что излучение оптически толстого аккреционного диска практически не переменно на коротких временных масштабах.

В главе 2.3 исследуются самые мелкомасштабные вариации рентгеновского потока аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр по результатам наблюдений большого числа источников обсерваторией RXTE. Получен спектр мощности вариаций рентгеновского потока аккрецирующей черной дыры Лебедь X-1 в состоянии с низкой светимостью (так называемом “низком” состоянии, в котором амплитуда переменности его потока максимальна) с рекордной чувствительностью до фурье-частот 1 кГц. Показано, в спектре мощности вариаций потока источника Лебедь X-1 происходит обрыв на частотах порядка 100- Гц, что указывает на то, что этот временной масштаб является минимальным, на котором еще могут развиться сильные неустойчивости в аккреционном течении.

Проведено сравнение спектров мощности вариаций рентгеновского потока 9 аккрецирующих черных дыр и 9 аккрецирующих нейтронных звезд в “низком” спектральном состоянии. Показано, что переменность потока излучения аккрецирующих нейтронных звезд продолжается до гораздо больших фурье-частот, т.е. до гораздо меньших временных масштабов. Учет разницы в массах компактных объектов не меняет этого вывода. Наблюдаемую разницу в характере переменности рентгеновского излучения этих объектов можно объяснить отсутствием твердой поверхности у аккрецирующих черных дыр, на которой в случае аккрецирующих нейтронных звезд происходит дополнительное энерговыделение и дополнительная модуляция рентгеновского потока на малых временных масштабах.

В главе 2.4 получены ограничения на параметры аккрецирующих нейтронных звезд в Галактике, используя спектр излучения пограничного слоя/слоя растекания на поверхности нейтронной звезды. Такой метод невозможно было использовать в предыдущих исследованиях изза сложности разделения спектральных компонент излучения аккреционного диска и пограничного слоя. С использованием предложенного метода фурье-частотной спектроскопии показан практический способ отделить эти две компоненты. Полученные свойства излучения пограничного слоя на поверхности нейтронной звезды согласуются с гипотезой, что в этой области давление излучения во много раз превосходит тепловое давление плазмы, следовательно, поток энергии излучения с единичной поверхности пограничного слоя должен определяться лишь гравитационным полем нейтронной звезды. Используя измеренные параметры спектра излучения поверхности аккрецирующих нейтронных звезд, получены ограничения на их массы и радиусы.

Основные положения, выносимые на защиту 1. Выполнены обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE в рентгеновском и жестком рентгеновском диапазонах.

2. Измерен спектр внегалактического рентгеновского фона в энергетическом диапазоне 3–20 кэВ, полученный усреднением по большой части неба.

3. Построена функция рентгеновской светимости слабых галактических источников (диапазон светимостей 1027 1034 эрг/сек).

4. Решен вопрос о природе фонового рентгеновского излучения Галактики. Показано, что он в основном состоит из суммарного излучения большого количества аккрецирующих белых карликов и коронально активных звезд.

5. Предложена модель возникновения хаотических вариаций рентгеновского потока аккрецирующих нейтронных звезд и черных дыр.

Показано, что эти вариации на различных временн ых масштабах возникают в результате самоподобных модуляций темпа аккреции вещества в аккреционном потоке на различных расстояниях от компактного объекта.

6. Исследована переменность рентгеновского потока аккрецирующих компактных объектов на самых коротких временн ых масштабах. Показано, что рентгеновский поток от аккрецирующих нейтронных звезд варьируется на меньших временных масштабах, чем рентгеновский поток от аккрецирующих черных дыр. Это можно интерпретировать как указание на отсутствие твердой поверхности у черных дыр в отличие от нейтронных звезд.

7. Предложен новый метод исследования характеристик излучения рентгеновских источников – фурье-частотная спектроскопия.

Этот метод дал принципиально новую возможность отделять излучение геометрически различных областей аккреционных потоков на основании информации об их временной переменности. С помощью предложенного метода показано кардинальное различие в структуре переменности оптически толстых и оптически тонких аккреционных течений.

8. Получены ограничения на величины масс и радиусов аккрецирующих нейтронных звезд по измерениям энергетических спектров пограничных слоев/слоев растекания на их поверхностях.

Природа рентгеновского фона Галактики Рентгеновское небо не является черным. Кроме ярких точечных источников, являющихся, в основном, аккрецирующими черными дырами и нейтронными звездами, на рентгеновском небе присутствуют две крупномасштабные структуры: внегалактический рентгеновский фон (ВРФ, см. например [99]) имеющий, практически, одинаковую поверхностную яркость в любом направлении на небе, и рентгеновский фон нашей Галактики (ГРФ, см. например [57, 44, 312]), сконцентрированный вдоль галактической плоскости1.

Исследования внегалактического рентгеновского фона, проведенные в течении последних десятилетий при помощи различных астрофизических обсерваторий, позволили уверенно заключить, что ВРФ возникает в результате сложения излучения большого количества аккрецирующих сверхмассивных черных дыр во Вселенной [100]. Однако, происхождение галактического рентгеновского фона до последнего времени представляло собой загадку.

Рентгеновский фон Галактики простирается на несколько десятков градусов вдоль галактической плоскости и имеет ширину несколько градусов поперек галактической плоскости [57, 312, 302, 303, 143, 315] (см. рис. 1.1). В некоторых работах было отмечено возможное утолщение ГРФ в центральной части Галактики [316, 221]. Спектр излучения 1 Рентгеновским фоном Галактики, следуя установившейся традиции, мы будем условно называть излучение, концентрирующееся к галактической плоскости, которое нельзя разрешить на точечные источники с потоком более, чем 10 эрг/сек/см2. Измерения различных обсерваторий показали, что вычитание из галактического фона вклада точечных источников с потоками вплоть до 10 1414. эрг/сек/см2, практически никак не влияет на значение поверхностной яркости оставшегося излучения [259, 121, 79] 20 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики ГРФ похож на спектр излучения оптически тонкой плазмы и содержит большой набор эмиссионных линий, характерных для излучения сильно ионизированных тяжелых элементов (см., например, рис. 1.2), что указывет на то, что температура излучающей плазмы не менее, чем 5- кэВ [142, 143, 144, 193, 268, 187]. Различные оценки полной светимости Галактики в компоненте ГРФ сходятся на значениях 1– эрг/сек [316, 286].

Рис. 1.1: Карта центральной части Галактической плоскости, полученная по данным сканирующих наблюдений спектрометра PCA обсерватории имени Росси (энергетический диапазон 3-20 кэВ). На карте яркие пятна – точечные источники (в основном – аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры).

Галактический рентгеновский фон (ГРФ) хорошо виден как горизонтальная полоса повышенной поверхностной яркости вдоль Галактической плоскости.

Наблюдения показали наличие фонового рентгеновского излучения Галактики вплоть до энергий 20-25 кэВ [286, 221]. На б ольших энергиях наблюдения ГРФ сильно затруднены из-за практической сложности учесть вклад ярких галактических и внегалактических источников в полный поток, измеряемый детектором. Возможно, это явилось причиной того, что поток, измеренный по данным наблюдений спектрометра OSSE обсерватории имени Комптона (CGRO) на энергиях выше 40 кэВ на галактической долготе l 95, был приписан Галактическому фону [253, 286]. Последние исследования этой области телескопами, работающими в жестких рентгеновских лучах (20-200 кэВ), и имеющими возможность разрешать точечные источники показали, что в этой области основной вклад в жесткое рентгеновское излучение дает активное ядро галактики – аккрецирующая сверхмассивная черная дыра IGR J21247+5058 [171]. Измерения, проведенные при помощи телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ, имеющего возможность вычитать вклад ярких точечных источников из полного потока, регистрируемого детектором, не показали наличия большой яркости ГРФ на энергиях выше 40-60 кэВ [152, 271].

Рис. 1.2: Типичный спектр излучения ГРФ по результатам измерений твердотельного спектрометра SIS обсерватории АСКА (из работы [136]). Стрелками показаны эмиссионные линии различных элементов, характерные для излучения горячей оптически тонкой плазмы.

Сразу после открытия излучения ГРФ была предложена модель его формирования в результате сложения излучения большого числа слабых точечных галактических источников, таких как катаклизмические переменные (CV), коронально активные звезды (AB), двойные системы с нейтронными звездами и черными дырами в выключенном состоянии и т.д. [312, 313, 142, 198, 185]. Однако, ввиду отсутствия информации хотя бы ограниченной полноты о свойствах популяций этих галактических источников, сделать оценку их вклада в излучение рентгеновского фона Галактики было невозможно. В дальнейшем эта гипотеза имела все меньшую популярность.

Если ГРФ действительно состоит из излучения точечных источниЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики Рис. 1.3: Схематичное изображение части диска Галактики в двух моделях ГРФ. Слева: В этой модели предполагается, что Галактика заполнена горячей (kT > 5 10 кэВ согласно измерениям спектра континуума и эмиссионных линий ГРФ) плазмой. Однако, гравитационный потенциал Галактики не способен удержать такую горячую плазму, и должен формироваться отток вещества (показан стрелками). Справа: В этой модели предполагается, что в Галактике существует большое количество объектов звездного типа, каждый из которых имеет достаточно малую рентгеновскую светимость. Поскольку гравитационный потенциал на поверхности компактных звезд (например - белых карликов) больше, чем гравитационной потенциал Галактики, то проблема удержания горячей плазмы не возникает ков, то это означает, что при наличии приборов необходимой чувствительности и с достаточным угловым разрешением весь поток ГРФ можно разрешить на конечное число отдельных точечных источников. По мере улучшения чувствительности рентгеновских телескопов действительно все большая часть ГРФ оказывалась разрешенной на точечные источники [312, 302, 259]. Однако, даже рентгеновские телескопы последнего поколения ЧАНДРА и XMM-Newton, имеющие предел детектирования точечных источников на уровне Fx > 3 1015 эрг/сек/см в энергетическом диапазоне 2-8 кэВ [78, 121, 79], не позволили разрешить более, чем 10–15% ГРФ в области галактической плоскости.

Результаты этих измерений были использованы в качестве свидетельства того, что излучение ГРФ в принципе нельзя разрешить на точечные источники, и ГРФ представляет собой истинно диффузное излучение, возникающее в межзвездной среде Галактики.

Однако, гипотеза о диффузном/межзвездном происхождении ГРФ наталкивается на значительные теоретические трудности (см., например, обзоры в работах [142, 265, 267, 268]). Основная проблема связана с тем, что температура плазмы, которая, по всей видимости, создает излучение ГРФ, настолько высока ( 5 10 кэВ), что гравитационный потенциал Галактики не может удерживать ее вблизи Галактической плоскости и такая плазма должна формировать постоянный отток вещества. Для того, чтобы восполнить резервуар горячей плазмы в Галактике, необходимо очень большое количество энергии – порядка 1043 эрг/сек.

Усилия увидеть вклад точечных галактических источников в излучении ГРФ наталкиваются на дополнительные трудности. Для того, чтобы оценить вклад собственно галактических источников в излучение ГРФ в области галактической плоскости необходимо избавится от вклада внегалактических источников (в основном – активных ядер галактик), которые, как показали наблюдения, представляют более многочисленную популяцию при достигнутых чувствительностях (см. например [79]). Поскольку на масштабах полей зрения современных рентгеновских телескопов ( 0.1 0.2 ) поверхностная плотность внегалактических объектов может сильно варьироваться, то очень сложно предсказать их число в конкретном обзоре. Определение же природы всех объектов в обзорах галактической плоскости представляет собой практически нерешаемую задачу из-за сложностей наблюдений объектов в этой области в оптическом диапазоне. Таким образом, определить кривую подсчетов галактических объектов малой светимости, и, следовательно, их вклад в излучение рентгеновского фона Галактики в области галактической плоскости в настоящее время практически невозможно.

Единственная область в нашей Галактике, где поверхностная плотность галактических объектов значительно выше, чем поверхностная плотность внегалактических источников – это ближайшие 10 угловых минут вокруг центра Галактики, сверхмассивной черной дыры Стрелец А [186]. Наблюдения рентгеновского телескопа обсерватории ЧАНДРА этой области позволили разрешить до 30% “диффузного”(фонового) излучения Галактики (область “Close” в работе [187]).

Более того, было показано, что кривая подсчетов слабых рентгеновских источников в этой области не имеет уплощения в сторону слабых 24 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики потоков, а значит еще большая доля фонового излучения будет разрешена на точечные источники при возможном дальнейшем увеличении чувствительности.

Однако, ввиду того, что общее время наблюдений области Галактического Центра обсерваторией ЧАНДРА (имеющей в настоящее время самую высокую чувствительность для детектирования точечных источников) уже сейчас составляет порядка миллиона секунд, трудно надеяться на значительный прогресс в этом направлении в ближайшее время. Таким образом, очевидна необходимость изыскать другие, альтернативные, способы решения проблемы фонового излучения Галактики.

Целью этой части работы является решение проблемы происхождения рентгеновского фона Галактики. Основу подхода, обеспечившего успешное решение поставленной задачи, составили разносторонние исследования рентгеновского излучения Галактики – исследование морфологии фонового излучения, а также составление “переписи” галактических рентгеновских источников малой светимости, позволившей впервые сделать количественную оценку объемных и удельных плотностей различных классов рентгеновских источников. Сопоставление результатов, полученных в этих исследованиях, позволило сделать вывод, что основной вклад в фоновое рентгеновское излучение Галактики вносят многочисленные галактические источники малой светимости.

1.1 Методы: обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и Для того, чтобы оценить вклад галактических рентгеновских источников различных классов в излучение ГРФ, необходимо изучить свойства этих объектов, получить их фунцию светимости, распределение их объемной плотности в Галактике и т.д. Необходимыми инструментами для такого рода исследований являются обзоры неба, дающие своего рода “переписи” источников. Именно анализируя результаты таких “переписей” можно делать репрезентативные выборки объектов с интересующими нас свойствами, изучать как одни параметры объектов влияют на другие, как объемная плотность объектов зависит от их светимости и места в Галактике и т.д. Первый обзор неба в рентгеновском диапазоне энергий был результатом работы первой орбитальной рентгеновской §1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE обсерватории УХУРУ/SAS A [89].

Для исследования различных популяций галактических рентгеновских источников и их вклада в полное рентгеновское излучение Галактики необходимо получить как можно большую подборку галактических объектов, имеющих различные светимости в рентгеновском диапазоне. Действительно, галактические объекты различной природы могут иметь рентгеновские светимости в диапазоне от 10 2627 эрг/сек (обычные звезды типа нашего Солнца) до 1039 эрг/сек (аккрецирующие черные дыры с массной порядка 10M, излучающие на Эддингтоновском пределе), иметь различные объемные плотности в разных частях Галактики, и, следовательно, давать различные вклады в ее полную рентгеновскую светимость.

Для того, чтобы изучать яркие объекты, такие как аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры со светимостями 10 35 эрг/сек и более, оптимальной стратегией наблюдений является проведение обзоров областей галактической плоскости и галактического центра, ввиду того, что чувствительность современных приборов позволяет “видеть” такие объекты вплоть до расстояний порядка 10-15 кпк, т.е. практически до противоположного края Галактики, а объемная плотность таких объектов в галактическом центре и галактической плоскости максимальна (см., например, [254, 115, 116]). Такие обзоры действительно проводились различными рентгеновскими обсерваториями, например УХУРУ [139], обсерваторией имени Эйнштейна [304], СПАРТАН-1 [138], КВАНТ [264], ГРАНАТ [21, 53, 115, 14], РОСАТ [300], АСКА [233].

Анализ рентгеновских обзоров неба показал, что суммарное излучение аккрецирующих маломассивных рентгеновских двойных систем, которыми являются большинство ярких рентгеновских источников в Галактике, дает большую часть рентгеновского излучения всей Галактики (см. например [116, 107]). Однако, в отличие от ситуации с яркими рентгеновскими источниками, количественные оценки вклада более слабых источников рентгеновского излучения, таких как аккрецирующие белые карлики и коронально активные звезды, в суммарное излучение Галактики довольно скудны.

Для исследования популяций слабых рентгеновских источников со светимостями менее, чем 1034 эрг/сек наблюдения областей галактической плоскости и галактического центра не являются оптимальными.

Действительно, объекты малых светимостей могут быть хорошо изуЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики чены современными обсерваториями лишь на небольших расстояниях, менее нескольких кпк, а значит, распределение поверхностной плотности таких близких источников на небе не имеет концентрации в области галактической плоскости и галактического центра. Слабые рентгеновские источники, доступные для наблюдений, распределяются по большой части неба, и, следовательно, для изучения их популяций необходимы обзоры, максимально покрывающие все небо.

HEXTE PCA

OMC Рис. 1.4: Слева: Обсерватория ИНТЕГРАЛ. Справа: Обсерватория XTE имени Росси (RXTE).

Самым чувствительным обзором всего неба в рентгеновском диапазоне на сегодняшний день является обзор обсерватории РОСАТ [300], однако его рабочий диапазон ограничен полосой мягких энергий 0. 2.4 кэВ, в которой свойства галактических и внегалактических объектов часто искажены влиянием различных эффектов. В стандартном рентгеновском диапазоне 2–10 кэВ самым чувствительным обзором всего неба, с помощью которого можно было изучать популяции близких галактических или внегалактических объектов, до недавнего времени являлся обзор обсерватории HEAO1 [205, 311], но его характеристики не достаточны для решения поставленной задачи. Для улучшения этой ситуации в данной работе получены новые обзоры неба.

В данной главе кратко представлены результаты обзора части неба обсерваторией ИНТЕГРАЛ в жестких рентгеновских лучах, позволившего исследовать статистические свойства ярких галактических рентгеновских источников, а также приведены основные характеристики и §1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE результаты обзора всего неба на основе данных обсерватории XTE им.

Росси (RXTE), которые позволили получить функцию светимости слабых рентгеновских источников в Галактике.

1.1.1 Яркие и поглощенные источники: обзоры обсерватории ИНТЕГРАЛ Яркие рентгеновские источники, в большинстве своем являющиеся аккрецирующими нейтронными звездами или черными дырами в двойных системах с маломассивными и массивными звездами, были открыты в самом начале эры рентгеновской астрономии [99] и с тех пор пристально изучаются при помощи различных орбитальных обсерваторий. В настоящее время известно более сотни таких объектов в нашей Галактике [156, 157].

Исследования, проведенные в последнее время, позволили достичь большого прогресса в понимании распределения таких источников в Галактике и их функции светимости. В частности, было показано, что объемная плотность маломассивных двойных рентгеновских систем пропорциональна объемной плотности обычных звезд [116, 118], а распределение рентгеновских двойных систем с массивными звездами в Галактике дополнительно отслеживает темп звездообразования [116, 108].

Для наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ [310] с типичной чувствительностью порядка 1 мКраб в диапазоне энергий 17-60 кэВ (что соответствует энергетичекому потоку 1011 эрг/сек/см2 ), т.е. имеющих возможность увидеть источники не слабее 1035 эрг/сек на расстоянии центра Галактики, это означает, что большинство галактических источников, обнаруженных в ходе проведенных обзоров, должны сильно концентрироваться к галактической плоскости и галактическому центру. Такое поведение галактических источников было действительно обнаружено.

В качестве примера одного из обзоров, проведенных обсерваторией ИНТЕГРАЛ (телескоп IBIS, [280]), на рис. 1.5 представлена карта области галактического центра и карта поверхностной плотности обнаруженных источников.

Практически все источники, обнаруженные в ходе обзоров обсерватории ИНТЕГРАЛ, являются представителями известных классов объектов и их характеристики подтверждают сделанные ранее выводы о Галактическая широта Рис. 1.5: Сверху: Карта области Галактического Центра по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ в энергетическом диапазоне 17-60 кэВ. Карта получена усреднением результатов наблюдений, полученных за период 2003-2005 гг.

Снизу: Поверхностная плотность источников (показана контурами и оттенками серого цвета), обнаруженных обсерваторией ИНТЕГРАЛ в той же области. Поверхностная плотность считалась в скользящем окне размером 5 5.

Значительное увеличение поверхностной плотности источников в области Галактического Центра возникает из-за влияния Галактического балджа – компоненты Галактики размером 10 5 и содержащем примерно треть звездной массы Галактики Поток, фот. кэВ2/сек/см2/кэВ

ИНТЕГРАЛ/IBIS/ISGRI

Рис. 1.6: Слева: Широкополосный (3–100 кэВ) спектр типичного представителя “поглощенных источников”, открытых обсерваторией ИНТЕГРАЛ, IGR J16318–4848. Справа: Спектр этого источника, полученный по измерениям обсерватории АСКА в интервале энергий 5–9 кэВ. Хорошо выден вклад двух мощный флюоресцентных линии железа. Модели излучения источника с одной и двумя эмиссионными линиями показны сплошной и штриховой кривой).

На нижних панелях показаны отклонения наблюдаемых спектральных точек от значений, предсказываемых в этих моделях.

свойствах ярких галактических рентгеновских двойных систем.

Единственным классом объектов, неожиданно большая популяция которых была обнаружена обсерваторией ИНТЕГРАЛ, стали так называемые “поглощенные источники”.

Первый и типичный представитель этого класса объектов – IGR J16318–4848 – был открыт обсерваторией ИНТЕГРАЛ в 2003 году [59]. С тех пор было обнаружено более десятка представителей этого класса источников (см., например, [160]). Их отличительной особенностью является обрыв яркости излучения на энергиях меньше 10 кэВ, возникающий из-за сильного фотопоглощения излучения, и появление мощных флюоресцентных линий железа на энергии 6.4 кэВ (см., например [173, 11, 10, 229, 160]). Широкополосный спектр в энергетическом диапазоне 3–100 кэВ и спектр в области флюоресцентных линии железа, на примере источника IGR J16318–4848 показан на рис. 1. Фотометрические [90, 11], а затем и спектроскопические исследования этого источника [85] позволили предложить модель излучения таЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики ких объектов [11]. Звезда-компаньон в двойной системе “поглощенных источников” является массивной звездой с мощным звездным ветром.

Вещество звездного ветра формирует аккреционный поток на компактный объект, который генерирует рентгеновское излучение, однако в то же время создает вокруг компактного объекта оболочку достаточно толстую, чтобы обеспечить поглощение рентгеновского излучения вплоть до энергий порядка 5-10 кэВ (колонка вещества на луче зрения порядка NH 102324 атомов/см2).

Как показали наблюдения обсерватории ИНТЕГРАЛ, такие объекты могли быть упущены в предыдущих исследованиях популяций галактических источников, и, следовательно, они могут дать дополнительный (неучтенный ранее) вклад в суммарное излучение Галактики.

Рис. 1.7: Схематичное изображение “поглощеного” рентгеновского источника, компактным объектом в котором является нейтронная звезда. Мощный звездный ветер оптической звезды питает аккрецию на нейтронную звезду и в то же время создает оболочку, в которой поглощается мягкое рентгеновское излучение, исходящее со звезды.

Однако, более подробное рассмотрение возможного вклада таких источников в суммарное излучение Галактики показывает, что они не §1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE могут обеспечить большую долю наблюдаемого ГРФ. Во-первых, характерной особенностью излучения ГРФ является наличие мощной эмиссионной линии на энергии 6.7 кэВ (излучение ионов гелиеподобного железа), в то время, как в поглощенных источниках линия находится на энергии 6.4 кэВ (флюоресценция на атомах нейтрального железа). Во-вторых, исходя из информации об оптической звезде в двойных системах поглощенных источников, можно оценить их полное число в Галактике. Источники такого типа – компактный объект в двойной системе с молодым сверхгигантом, имеющим мощный звездный ветер (такие, как хорошо изученные системы GX 301-2 и Паруса X-1/Vela X-1 [37, 188, 81]) – по всей видимости, возникают в результате эволюции очень массивных звезд (с массами более М > 20 40M ), следовательно их число в нашей Галактике не может быть большим, а их вклад в ГРФ - значительным. По различным оценкам полное число таких систем в Галактике должно быть не более нескольких десятков [22, 23, 9, 189, 190]. Фактически, наблюдения ИНТЕГРАЛа позволили увидеть такие системы на больших расстояниях (возможно - все такие системы в Галактике), в то время, как обзоры неба предыдущих обсерваторий позволяли находить такие объекты лишь в небольшой окрестности Солнца (1-2 кпк).

Таким образом, можно сделать вывод, что вклад ярких рентгеновских источников со светимостями более 1035 эрг/сек в суммарное излучение Галактики удовлетворительно описывается формулами, приведенными в работах [116, 107].

Для определения вклада более слабых источников в суммарное излучение Галактики необходимо использовать обзор всего неба в диапазоне энергий >2 кэВ, который представлен в следующей главе.

1.1.2 Обзор неба обсерватории RXTE – инструмент для исследования слабых галактических источников Основной задачей обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE,[47], см. рис. 1.4) является исследование переменности рентгеновских источников на различных временн ых масштабах. Поэтому, для того, чтобы обеспечить высокую чувствительность к вариациям рентгеновского потока источников, основные детекторы обсерватории имеют большую собирающую площадь. В сумме 5 детекторов (PCU) 32 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики Рис. 1.8: Карта экспозиции (в галактических координатах), накопленной спектрометром RXTE/PCA за период перенаведений и во время сканирования различных областей неба (апрель 1996– июль 2002). Контуры обозначают области неба с экспозицией 100, 300, 1000, 3000, 10000 и сек/кв.градус.

спектрометра PCA, работающего в диапазоне энергий 3–20 кэВ имеют эффективную собирающую площадь 6500 см 2. Благодаря большой собирающей площади детекторов даже данные, накопленые за период перенаведения спутника с одного объекта на другой (обычно 100 сек, за которые центр поля зрения спектрометра перемещается на 60-90 ), содержат большое число фотонов, что позволяет использовать эти данные для научного анализа.

Для построения карты неба были использованы данные RXTE/PCA, полученные во время перенаведений и сканирующих наблюдений обсерватории в период с апреля 1996 года до 16 июля 2002 года 2. Количество включенных детекторов в разные периоды наблюдений разное, поДля анализа, результаты которого представлены в §1.3.2, дополнительно использовались данные сканирования галактического центра и центральной части галактической плоскости, полученные в период 2003-2005 гг.

§1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE этому в качестве эффективной экспозиции удобнее использовать время экспозиции, пересчитанное на один детектор (т.е. времена экспозиции разных детекторов складываются). Общая экспозиция наблюдений, полученная таким образом, составила 26 миллионов секунд. Карта экспозиции приведена на рис. 1.8.

Для получения карты неба использовались данные PCA в формате Standard2, имеющем временное разрешение 16 секунд. При скорости сканирования или перенаведения, типичной для использованных наблюдений – 0.05-0.1 градус за секунду – за 16 секунд центр поля зрения PCA смещается на 0.8-1.6 градусов, что фактически ограничивает достижимую точность локализации обнаруженных источников. Однако, в случае, если источник наблюдался в ходе многих перенаведений, т.е.

время экспозиции в направлении на источник и рядом с ним более, чем 100 150 секунд, точность его локализации значительно улучшается.

Рис. 1.9: Область локализации (в галактических координатах) слабого источника из обзора всего неба обсерватории RXTE XSS J05054-2348. Замкнутыми кривыми показны доверительные области локализации источника с вероятностями 1,2 и 3. Точное положение источника по результатам наблюдений телескопом SWIFT/XRT [226] показано заштрихованным кружком В качестве примера определения положения новых слабых источников в обзоре XSS на рис. 1.9 показны 1, 2 и 3 доверительные области 34 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики локализации источника по данным сканирующих наблюдений. Видно, что точность определения положения в этом случае составляет порядка 6 угловых минут. В принципе, при специально проведенных наблюдениях, сканирующих положение не сильно переменного источника с достаточно малой скоростью (например 0.01 градус за секунду), точность определения его положения может достичь одной минуты и менее [133].

1.1.3 Покрытие неба Ввиду хорошего качества моделирования инструментального фона детектора PCA статистическое качество полученной карты неба очень высокое. Для демонстрации этого на рис. 1.10(слева) представлено распределение полученных значений сигнал/шум в областях неба размером 1 1. Нужно отметить, что при моделировании фона детектора PCA также учитывался вклад квазиоднородного внегалактического рентгеновского фона, поэтому среднее значение полученных отношений сигнал/шум по построению модели фона PCA должно быть близко к нулю. Если бы вклад внегалактического рентгеновского фона не был бы вычтен из скорости счета детектора, то среднее значение потока на всем небе в диапазоне энергий 3–20 кэВ было бы равно приблизительно ICXB 3.2 1011 эрг/сек/см2 /кв.градус [222] (см. также §1.1.7).

В случае отсутствия каких либо систематических неопределенностей в вычитании инструментального фона детектора следует ожидать, что распределение величин сигнал/шум должно описываться гауссовым распределением с нулевым средним значением и единичной дисперсией. Из рис. 1.10(слева) видно, что это действительно так. Хорошее согласие наблюдаемого распределения с теоретическми предсказаниями позволяет поставить предел детектирования в обзоре на уровне сигнал/шум= 4, что соответствует тому, что математическое ожидание количества ложных источников на всем небе равно примерно единице.

На рис. 1.10(справа) показано покрытие неба в обзоре XSS как функция его чувствительности для нескольких энергетических диапазонов. Видно, что обзор 80% (90%) полон на галактических широтах |b| > 10 в диапазонах 3–20 кэВ, 3–8 кэВ и 8–20 кэВ на потоках 1. (2.5), 1.2 (1.6) и 1.3 (1.8) отсч./сек соответственно. Для источников с энергетическим спектром, описываемым степенным законом с фотоОбзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE нным индексом = 2, это соответствует потокам: 2.3 (3.3), 1.2 (1.6) и 2.5 (3.4) 1011 эрг/сек/см2. Таким образом, видно, что чувствительность полученного обзора неба обсерватории RXTE на энергиях 2кэВ лучше, чем чувствительность лучших существующих в настоящее время обзоров неба (инструменты А1/А2 обсерватории HEAO [205, 311]).

Карта всего неба, полученная в обзоре, приведе на на рис. 1.11.

Количество точек Рис. 1.10: Слева: Распределение отношения сигнал/шум, полученное для 34, 000 точек неба размером 1 1, составляющих карту неба в диапазоне 3-20 кэВ на галактических широтах |b| > 10. Штриховой кривой показано распределение, которому должны подчиняться измеренные величины сигнал/шум в случае, если измерения не подвержены систематическим неопределенностям – гауссово распределение с нулевым средним значением и единичной дисперсией. Граница детектирования источников, равная 4 (отношение сигнал/шум равно 4), соответствует математическому ожиданию появления одного ложного источника на всем небе. Справа: Покрытие неба на галактических широтах |b| > 10 как функция чувствительности обзора в единицах отсчетов детекторов RXTE/PCA (снизу) и в единицах потока в различных энергетических диапазона (сверху).

1.1.4 Измерение потоков и проблема наложения источников Кроме статистических неопределенностей измерения потоков источников, возникающих в результате пуассоновских вариаций скорости счета Galactic latitude Рис. 1.11: Карта всего неба, полученная в обзоре XSS (энергетический диапазон 3–20 кэВ) фотонов на детекторе, в обзоре XSS существует ряд систематических Прежде всего, можно упомянуть систематическую неопределенность вычитания инструментального фона детекторов спектрометра составляет порядка 0.02 0.03 отсч./сек/детектор в диапазоне 2- кэВ, что соответствует потоку примерно 2 1013 эрг/сек/см2 [133].

Для измерения потоков в эмиссионной линии 6.7 кэВ, характерной для ГРФ (см. §1.3.2), неопределенность за счет неточностей модели фона равна приблизительно dFline 5 8 106 фотонов/сек/см2. Эти числа достаточно малы, и практически никогда не влияют на результат (большого размера поля зрения спектрометра PCA) – 1 – возможное наложение источников представляет собой значительную проблему.

При большой поверхностной плотности слабых источников становится возможной ситуация, когда статистически значимое отличие региОбзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE стрируемого потока от нулевого уровня (среднего по всему небу уровня внегалактического рентгеновского фона) является не результатом наличия одного источника в исследуемом направлении на небе, а результатом сложения потоков нескольких более слабых источников. В такой ситуации и измерения положений источников и измерения их потоков дадут систематически неверные результаты. Используя кривую подсчетов слабых рентгеновских источников, полученную обсерваториями HEAO1 [205], АСКА[281] и BeppoSAX[110], либо кривую подсчетов, полученную в рассматриваемом обзоре XSS, а также, учитывая распределение чувствительности обзора XSS (рис. 1.10), можно оценить, что примерно 10 объектов в обзоре должны представлять собой неразрешимые пары, тройки и т.д. источников. Анализ каталога действительно обнаружил сходное число наложенных источников (см. §1.1.5).

Неопределенность измерения потоков источников, возникающая в результате наложения с исследуемым источником более слабых объектов, может быть выражена аналитически. В случае степенного вида кривой подсчетов источников N(> f ) = Cf, неопределенность измерения потока из-за наложения слабых источников дается формулой:

где – эффективный телесный угол разрешаемого элемента (см., например, [120]). Для типичных параметров кривой подсчета рентгеновских источников = 1.5 можно получить, что значение потока, при котором отношение сигнал/шум(за счет наложения источников) становится равным 4 : F = 4conf 0.5 отсч./сек. в диапазоне 3–20 кэВ, что соответствует потоку примерно 7 1012 эрг/сек/см2.

Таким образом, для обзора XSS потоком, ниже которого начинается подавляющее влияние проблемы наложения источников, является поток 0.5 отсч./сек. или 7 1012 эрг/сек/см2 (в диапазоне 3–20 кэВ).

Еще один фактор, который необходимо учитывать при работе на уровне малых потоков, это флуктуации поверхностной яркости внегалактического рентгеновского фона, возникающие не за счет пуассоновских вариаций количества внегалактических источников в поле зрения прибора (эта проблема сводится к проблеме наложения источников, см.

выше), а за счет изначально различной поверхностной яркости ВРФ в различных направлениях на небе – проблема “cosmic variance”. ИзЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики мерения внегалактического рентгеновского фона, проведенные спектрометром PCA (см. [222]) показали, что 1 амплитуда вариаций ВРФ на угловом масштабе 1 кв.градус не превышают значения 1.5 эрг/сек/см2 (3–20 кэВ), т.е. скорее всего, наблюдаемые вариации поверхностной яркости ВРФ в различных направлениях на небе на угловом масштабе 1 градус обусловлены именно фактором наложения источников, описанным выше.

Для того, чтобы убедиться в хорошей точности определения потоков источников, обнаруженных в обзоре, было проведено их систематическое сравнение с потоками, измеренными другими обсерваториями. Для этого были выбраны только источники, не имеющие внутренней временной переменности – скопления галактик. Потоки скоплений галактик в диапазоне 3-8 кэВ были вычислены по результатам измерений их потоков и спектральных параметров (температур), проведенных обсерваториями РОСАТ и АСКА [167, 74, 128]. Неточечность скоплений галактик практически не сказывается на измерениях потоков, проведенных при помощи спектрометра PCA, имеющего поле зрения радиусом градус.

Результаты приведены на рис. 1.12. Из рисунка видно хорошее согласие измерений потоков обзора XSS с измерениями других обсерваторий.

1.1.5 Каталог Всего в проанализированной части неба обзора XSS (на галактических широтах |b| > 10 ) было статистически значимо обнаружено 294 источника. Каталог этих источников представлен в таблице 1.1.

В колонке (1) приведен идентификатор источника в каталоге XSS (от английского ‘XTE Slew Survey”). Идентификатор образован из экваториальных координат источника в эпохе J2000.

Колонки (2,3) – галактические координаты источника.

Колонка (4) – радиус области локализации.

Колонки (5,6) – поток и его 1 статистическая неопределенность (в единицах отсч./сек./детектор) в диапазоне энергий 3-8 кэВ.

Колонки (7,8) – то же, для диапазона 8–20 кэВ.

Колонки (9,10) – эффективный наклон спектра (фотонный индекс, §1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE Рис. 1.12: Потоки 45 скоплений галактик, полученные в обзоре XSS, как функция потоков, предсказанных с использованием измерений обсерваторий ROSAT и АСКА. Сплошными кружками показаны измерения [167], открытыми кружками - [128], открытыми квадратами - [74]. Штриховая прямая показывает 1:1 соответствие потоков, измеренных различными обсерваториями.

который получился бы, если бы спектр источника был аппроксимирован степенным законом) и его 1 неопределенность. Оценка наклона спектра основана на отношении потоков источника в диапазонах 8– кэВ и 3–8 кэВ. Нижний (верхний) предел на значение наклона приведен в случае, если в верхнием (нижнем) энергетическом канале статистическая значимость детектирования сигнала от источника составляет менее 2.

Колонка (11) – общепринятое название источника, с которым объект XSS может быть уверенно ассоциирован. В некоторых случаях несколько таких объектов может быть приведено из-за проблемы наложения источников.

Колонка (12) – общий тип источника. L – локальный (источник в нашей Галактике, в Большом или Малом Магеллановом Облаках), A – активное ядро галактики (АЯГ), C – скопление галактик, G – галактика без активного ядра, O – другой (other) – послесвечение гаммаЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики всплеска (эти источники попали в каталог ввиду специально проведенных сканирующих наблюдений определенных площадок неба; если бы проведенный обзор неба состоял из полностью случайных наблюдений различных площадок неба, то такие источники в приведенном каталоге бы отсутствовали).

Колонка (13) – более детальный тип источников. Для АЯГ (A): Q – квазар, RQQ – “радио-тихий” квазар, RLQ – “радио-громкий” квазар, BL – блазар, S1 – Сейфертовская галактика первого типа (иногда типы 1, 1.2 и 1.5), NLS1 – Сейфертовская галактика первого типа с явными узкими линиями (narrow-line Seyfert 1), S2 – Сейфертовская галактика второго типа (иногда типы 1.8, 1.9 и 2), RG – радиогалактика, BLRG – радиогалактика с широкими эмиссионными линиями (broad-line radio galaxy), NLRG – радиогалактика с узкими эмиссионными линиями (narrow-line radio galaxy), LLAGN – АЯГ малой светимости (low luminosity AGN). Для большей части источников классификация АЯГ взята из каталога NED (NASA/IPAC Extragalactic Database, http://nedwww.ipac.caltech.edu/), для отдельных случаев классификация взята из указанной литературы. Для “локальных” источников (L):

XB – рентгеновская двойная (X-ray binary), P – поляр, IP – промежуточный поляр, DN – карликовая новая типов SU, UG или ZC, NL – новоподобная система типа VY, S – звезда, RS CVn – переменная звезда типа RS CVn, SS – симбиотическая звезда.

Колонка (14) – красное смещение z для внегалактических объектов.

Колонка (15) – комментарии, литература В таблице 1.2 приведены коэффициенты пересчета потоков из таблицы 1.1 в потоки в единицах эрг/сек/см2 для нескольких значений фотонного индекса энергетического спектра источника.

XSS J00564+4548 123.85 -17.05 38 0.71 0.04 0.37 0.04 1.77 0.23 1RXS J005528.0+ XSS J01023-4731 297.67 -69.48 60 0.39 0.07 0.33 0.11 1.02 0.66 1H 0102- XSS J14101-2936 322.74 30.22 60 0.25 0.07 0.31 0.09 0.42 0. XSS J14138-4022 319.49 19.83 47 0.52 0.09 0.24 0.11 1.95 0. XSS J14239-3800 322.35 21.35 60 0.77 0.12 0.38 0.14 1.84 0.66 1RXS J142149.8- XSS J14353-3557 325.47 22.32 60 0.34 0.07 0.20 0.09 >1. XSS J14408-3815 325.47 19.77 60 0.73 0.07 0.28 0.08 2.26 0.47 1RXS J144037.4- XSS J14495-4005 326.19 17.38 47 0.42 0.04 0.18 0.05 2.06 0. XSS J15076-4257 327.82 13.23 60 0.73 0.05 0.24 0.05 2.47 0. XSS J17413-5354 338.00 -12.15 60 0.43 0.08 0.17 0.10 >1. XSS J18381-5653 338.60 -20.72 60 0.33 0.12 0.36 0.15 >0. XSS J21354-2720 20.88 -46.73 60 0.40 0.11 0.32 0.13 1.11 0.87 1RXS J213445.2-272551, 1H 1 – Исследование изображений, полученных обсерваторией РОСАТ показало наличие яркого источника, совпадающего с АЯГ.

§1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE Табл. 1.2: Коэффициент пересчета (A) из скоростей счета детекторов (CR) в энергетические потоки источников (F) для нескольких значений фотонного индекса спектра (): F (1011 эрг/сек/см2 )=A CR (отсч. сек1 ).

8–20 кэВ 2.71 2.89 2.87 2.45 1.92 1. 3–20 кэВ 2.29 2.39 2.27 1.75 1.33 1. 1.1.6 Определение природы источников Для определения природы каждого источника из обзора проводился анализ астрономических баз данных, таких как NED, SIMBAD и VizieR.

Процесс идентификации был существенно облегчен наличием обзора всего неба обсерватории РОСАТ (RBSC, [300]), который позволял уточнять координаты обнаруженных источников. Для источников с обычными спектральными свойствами, например, без сильного внутреннего фотопоглощения в спектре, обзор обсерватории РОСАТ приблизительно в 10 раз более чувствителен, чем обзор обсерватории RXTE. Следовательно, по крайней мере для части источников, можно однозначно ассоциировать яркий (обычно с потоком >0.2 отсч./сек.) и жесткий (HR1 > 0.5) источник из обзора РОСАТ с источником из каталога XSS. В дальнейшем, с уточненной информацией о положении источника, искались другие параметры объекта, такие как тип, красное смещение и т.д. Для части источников работа по идентификации была значительно облегчена обзором части неба обсерватории АСКА (см., например, [282]; также были использованы все доступные данные обсерватории АСКА из архива данных в Центре космических полетов имени Годдарда http://heasarc.gsfc.nasa.gov/). 14 источников из каталога XSS были ассоциированы со скоплениями галактик, недавно обнаруженными в работах [75, 76] В тех случаях, в которых источник XSS можно было однозначно связать с источником из каталога RBSC, однако природа этого источника оставалась неясна, в колонке идентификации указаны имена из каталога RBSC. Несколько источников XSS были открыты ранее в обзоре HEAO1/A1 [311], имена источников из этого каталога так же приведены в колонке идентификации.

52 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики После опубликования каталога XSS [223] природа некоторого набора новых неидентифицированных источников была определена при помощи наблюдений обсерваторий ИНТЕГРАЛ, ЧАНДРА и SWIFT [237, 226], а также при помощи оптических наблюдений [171, 1, 2, 172] В качестве примера идентификации источников при помощи уточненного положения источников XSS по данным наблюдений обсерваторий ИНТЕГРАЛ и SWIFT на рис. 1.13 приводятся оптические изображения областей неба, в которых были обнаружены 4 источника из обзора XSS. Положения рентгеновских источников, уточненные по результатам наблюдений обсерваторий ИНТЕГРАЛ и SWIFT, показаны кружками. В каждом из показанных случаев источник XSS ассоциируется с активным ядром (аккрецирующей сверхмассивной черной дырой) в близких галактиках.

1.1.7 Измерение внегалактического фона при помощи обзора неба Одним из важнейших результатов полученного обзора неба обсерватории RXTE стало измерение поверхностной яркости внегалактического рентгеновского фона.

Фоновое рентгеновское излучение неба, открытое в начале 60х годов с началом эры внеатмосферной астрономии [99], практически сразу же было связано с излучением далеких областей Вселенной (см., например, обзоры [243, 7, 46]). Многочисленные исследования рентгеновского фонового излучения позволили определить его природу и показать, что большая его часть образуется в результате сложения излучения большого количества активных ядер галактик во Вселенной (см, например, [244, 100]).

Измерения поверхностной яркости рентгеновского фонового излучения, проведенные различными инструментами – HEAO1 [169], обсерватория имени Эйнштейна [314], АСКА [97, 183, 147], BeppoSAX [295], XMM имени Ньютона [159], ЧАНДРА [125] – дают различные значения, не всегда согласующиеся между собой. Объяснить полученные расхождения флуктуациями значения поверхностной яркости на малых угловых масштабах также не удается [33].

Наиболее точные измерения средней поверхностной яркости внегалактического рентгеновского фона можно получить лишь избежав влиОбзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE Рис. 1.13: Оптические изображения (архив DSS) областей неба вокруг положений источников из обзора XSS по данным рентгеновского телескопа SWIFT/XRT и ИНТЕГРАЛ/IBIS (показны кружками). В каждом случае источник был идентифицирован как активное ядро близких галактик на красных смещениях z = 0.017 0.098 [226].

яния флуктуаций его значения на малых угловых масштабах, т.е. проведя измерения по большой части неба. Самым лучшим, до недавнего времени, таким измерением было измерение обсерватории HEAO1, один из приборов которой был специально сконструирован для решения данной задачи [169, 117]. Значение, полученное при помощи наблюдений HEAO1 (инструмент А2), так же не всегда согласуется с результатами измерений других инструментов, более того, является практически самым низким из всех. Таким образом, новое измерение поверхностной яркости внегалактического рентгеновского фона на большой части неба весьма ценно.

54 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики Основная сложность в получении значения поверхностной яркости внегалактического фона заключается в точном учете инструментального фона регистрирующего инструмента. Эта задача на инструментах обсерватории HEAO1 решалась при помощи специальной конструкции приборов – либо возможностью изменять поле зрения регистрирующего анода, и, следовательно, поток космического фона, при неизменном инструментальном фоне (прибор А2, см. немного подробнее об этом ниже), либо механическим блокированием поля зрения прибора непрозрачной крышкой (прибор А4). В случае наблюдений спектрометра RXTE/PCA можно воспользоваться возможностью закрывать поле зрения прибора непрозрачным предметом - Землей. Сторона Земли, засвеченная Солнцем, является ярким источником рентгеновского излучения за счет отражения излучения Солнца, поэтому для решения поставленной задачи нужно использовать наблюдения лишь темной (незасвеченной Солнцем) стороны Земли. Необходимо отметить, что незасвеченная Солнцем сторона Земли (земной атмосферы) тем не менее засвечивается внегалактическим рентгеновским фоном, а также (в зависимости от ориентации) яркими галактическими рентгеновскими источниками, поэтому использование приближения “черной” Земли оправдано лишь до определенного предела, особенно на высоких энергиях. Оценки показывают, что вплоть до энергий 15-20 кэВ эффекты отражения излучения рентгеновских источников от атмосферы Земли не дают вклада более, чем 5-10% от амплитуды искомого сигнала [56]. Для иллюстрации эффекта затмения рентгеновского неба “темной” Землей на рис. 1.14 показана часть кривой измерений скорости счета спектрометра RXTE/PCA в период прохожения поля зрения PCA через темную сторону Земли.

Эффективное поле зрения спектрометра PCA = 2.97 · 10 4 стер.

Для получения этого значения, а также для калибровки эффективной площади детекторов PCA использовались многочисленные сканирующие наблюдения постоянного источника рентгеновского излучения Крабовидная туманность. Точное описание функции пропускания коллиматора PCA можно найти в работе [133]. Форма спектра излучения Крабовидной туманности была принята равной dN/dE = 10E 2.05 [321].

При измерении средней поверхностной яркости внегалактического фонового излучения были отброшены все области неба, засвеченные яркими источниками (см. каталог в таблице 1.1).

§1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE Скорость счета, отсч./сек./3дет. (3-6 кэВ) Рентгеновский Рис. 1.14: Кривая измерений скорости счета детекторов RXTE/PCA в период прохожения направления поля зрения PCA через темную сторону Земли.

Хорошо видно влияние эффекта затмения рентгеновского неба Землей.

Полученный спектр внегалактического фона приведен на рис. 1.15.

Аналитическая аппроксимация полученного спектра степенной моделью dN(E)/dE = NE дает следующие значения: фотонный индекс = 1.42 ± 0.02, нормировка на энергии 1 кэВ N = 9.8 ± 0. фот./сек./см2 /кэВ/стер. При фиксированном значении наклона = 1. получаемая нормировка равна N = 9.5 ± 0.3 фот./сек./см 2 /кэВ/стер.

Полный поток в диапазоне 3–10 кэВ F 3-10 кэВ = (5.17 ± 0.05) · эрг/сек/см2 /стер.

Большие времена наблюдений “пустых” площадок на небе, которые были использованы для разработки и калибровки модели инструментального фона RXTE/PCA, позволяют также измерить значение “cosЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики фот. кэВ2/см2/сек/стер/кэВ Пов.яркость, I x E2, Рис. 1.15: Слева: Спектр внегалактического рентгеновского фона по результатам измерений спектрометра PCA обсерватории RXTE. Верхняя сплошная кривая показывает значение инструментального фона спектрометра PCA.

Штриховой областью показаны статистические ошибки измерения, штриховыми кривыми - диапазон 1 возможных значений поверхностной яркости внегалактического фона, измеренного на угловом масштабе 1 кв.градус за счет влияния проблемы “cosmic variance”. Справа: Значения поверхностной яркости внегалактического фона в энергетическом диапазоне 2–10 кэВ, полученные в различных работах.

mic variance” на угловых масштабах 1 градус. Измерения потоков внегалактического фона в шести направлениях на небе (см. подробности в работе [222]) дали значение среднеквадратического отклонения потока фона от среднего значения порядка 7 ± 1%.

Проверка измерения поверхностной яркости внегалактического фона: пересчет измерений HEAO1/A2 Значение поверхностной яркости внегалактического фона, полученное выше, превышает примерно на 20% значение, приведенное в работе [169], полученное при помощи наблюдений обсерватории HEAO1. Однако, это не позволяет утверждать, что измерения этих двух обсерваторий (HEAO1 и RXTE) не согласуются друг с другом. Главной проблемой точного сравнения значений, полученных различными обсерваториями, является проблема точной взаимной калибровки различных инструментов. В частности, важОбзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE ным вопросом является - имеют ли два разных инструмента одинаковую шкалу потоков. Иначе говоря – будет ли поток одного и того же источника, наблюдающегося двумя инструментами в одно и тоже время, иметь одно и то же значение. Оказывается, что это не всегда так. Например, рентгеновский поток Крабовидной туманности, считающийся постоянной величиной, по измерениям различных инструментов имеет различные значения в одном и том же энергетическом диапазоне (см., например, [141]). Для того, чтобы провести точное сравнение полученного значения поверхностной яркости внегалактического фона по данным RXTE и HEAO1, необходимо убедиться в идентичности шкал потоков.

Рис. 1.16: Обсерватория HEAO1. Инструмент А2 этой обсерватории был сконструирован специально для высокоточного измерения излучения внегалактического рентгеновского фона Однако, оказывается, что сделать это, используя лишь опубликованную информацию, практически невозможно. В работе [169] нет упоминания потоков постоянных небесных источников, которые бы можно было использовать для взаимной калибровки инструментов. Поэтому, для того, чтобы провести более точное сравнение значения поверхностЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики ной яркости ВРФ по данным наблюдений HEAO1 со значением, полученным по данным RXTE/PCA, был проведен повторный анализ данных инструмента A2 обсерватории HEAO1 (время работы на орбите августа 1977 – 9 января 1979, общий вид обсерватории приведен на рис. 1.16).

Инструмент А2 обсерватории HEAO1 был специально сконструирован для точного измерения внегалактического рентгеновского фона, поэтому в нем особое внимание уделяется максимально точному учету вклада инструментального фона в скорость счета детекторов. Это достигается тем, что над идентичными анодными проволоками регистрирующего объема детектора помещены коллиматоры, создающие для этих анодов различные поля зрения (см. иллюстрацию на рис. 1.17).

Подробное описание инструмента можно найти в работе [232] Поле зрения 3.0оx3. Рис. 1.17: Иллюстрация комплекса коллиматоров над регистрирующим объемом в детекторах HEAO1/A2. Засветка одной половины всех анодов детектора производится через поле зрения в два раза большее, чем другой половины.

Ввиду практически идеальной идентичности анодов и общего регистрирующего объема газового счетчика инструментальный фон, возникающий на соседних анодах, практически одинаков, а засветка, создаваемая однородным фоном рентгеновского неба отличается в 2 раза.

Инструмент А2 имел 3 типа детекторов: LED (рабочий диапазон 0.15–3 кэВ), MED (1.5–20 кэВ) и HED (2–60 кэВ). Для дальнейшего анализа использовались только детекторы MED и HED, как работающие в интересующем нас диапазоне энергий. Поля зрения разных половин детекторов: 3 3, 1.5 3 или 6 3. Ввиду §1.1 Обзоры неба с обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE высокой однородности потока внегалактического фона поток неба, засвечивающий регистрирующие аноды, растет с размером поля зрения, в то время как инструментальный фон детектора (не связанный с рентгеновским излучением неба) не зависит от того, через какое поле зрения данный анод “смотрит” на небо. Таким образом можно записать, что CL = Cbkg + CCXB,L, CS = Cbkg + CCXB,S. Здеь Cbkg – скорость счета инструментального фона, CCXB – скорость счета детектора за счет облучения фотонами рентгеновского фона, буквы (L) и (S) обозначают большое и малое поле зрения коллиматора для данного детектора.

Следовательно, можно определить скорость счета, создаваемую рентгеновским внегалактическим фоном:

здесь A – произведение эффективной площади детекторов (L) и (S) на эффективный телесный угол их полей зрения.

Одним из ключевых моментов в проделанном повторном анализе данных наблюдений HEAO1/A2 является определение самосогласованным образом эффективных площадей детекторов, или, иначе говоря, определение шкалы потоков. Для этого одним и тем же способом (сканирующими наблюдениями) были измерены значения потоков внегалактического фона и Крабовидной туманности. Предполагалось, что спектр Крабовидной туманности описывается формулой dN(E)/dE = 10E2.05 фот./сек./см2 /кэВ, форма спектра внегалактического фона дается формулой из работы [169]. Анализировались данные в широком диапазоне энергий (discovery scalers), которые в настоящее время хранятся в электронном архиве Центра космических полетов имени Годдарда (Гринбелт, США, http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heao1/data/a2).

В таблице 1.3 значение, полученное при повторном анализе данных HEAO1/A2, приведено вместе со значениями, полученными другими инструментами. При наличии информации о потоке Крабовидной туманности, полученном различными инструментами, это значение было использовано для пересчета поверхностной яркости внегалактического фона в одну шкалу потоков.

Видно, что измерения поверхностной яркости, сделанные при помощи данных RXTE/PCA и HEAO1/A2, хорошо совместимы друг с другом.

Новое значение поверхностной яркости внегалактического рентгеновЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики Табл. 1.3: Значения поверхностной яркости внегалактического рентгеновского фона по результатам измерений рзличних обсерваторий. Приведены значения из упомянутых работ, а также значения, приведенные к одной “шкале потоков”, т.е. пересчитанные так, чтобы потоки Крабовидной туманности, измеренные рзличными инструментами, совпадали.

- Поверхностная яркость внегалактического фона дана в единицах эрг/сек/см2 /кв.градус, поток Крабовидной туманности – в единицах 108 эрг/сек/см2. Энергетический диапазон 2–10 кэВ.

a- взаимная калибровка проводилась не при помощи наблюдений Крабовидной туманности, а при помощи одновременных наблюдений квазара 3C273 (подробнее смотри [224]) ского фона HEAO1/A2 примерно на 20% больше, чем значение, приведенное в работе [169]. Стоит отметить, что наиболее вероятной причиной этого отличия является другая “шкала потоков” или другое значение потока Крабовидной туманности, использованное в работе [169] 1.2 Функция светимости галактических рентгеновских источников 1.2.1 Введение Излучение в рентгеновском (> 2 кэВ) диапазоне является часто встречающиейся особенностью галактических объектов совершенно различной природы, от различных звезд с хромосферной/корональной активностью, как, например, наше Солнце (см. например, рис. 1.18), и акФункция светимости галактических источников крецирующих белых карликов до двойных звездных системам с нейтронными звездами и черными дырами. Несмотря на то, что объекты всех этих классов изучаются астрофизиками в течении довольно большого времени, и достигнут большой прогресс в понимании вклада ярких рентгеновских источников в суммарное рентгеновское излучение Галактики (см., например, [116, 107]), до сих пор существует значительная неопределенность в вопросе о функции светимости слабых рентгеновских источников, а также об их вкладе в суммарное излучение Галактики.

Рис. 1.18: Изображение Солнца в мягком рентгеновском диапазоне (результаты обсерватории SOHO). Излучение коронально активных звезд возникает в результате процессов, аналогичных показанным на рисунке.

В данной главе получена функция светимости галактических рентгеновских источников различной природы, покрывающей широкий диапазон светимостей – от Lx 1027.5 до 1039 эрг/сек (здесь Lx – светимость в диапазоне энергий 2–10 кэВ). Основное внимание уделено звездам с хромосферной активностью, аккрецирующим белым карликам и маломассивным двойным рентгеновским системам (двойным системам с маломассивной звездой компаньоном и компактным объектом). Поскольку эти звездные системы представляют собой долгоживущее население Галактики (возраст – более миллиарда лет), то следует ожидать, что функция светимости этих объектов, пересчитанная на 62 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики единичную звездную массу, будет практически одинакова для различных областей в нашей Галактике, а также и в других галактиках, имеющих похожее звездное население (для случая ярких маломассивных двойных рентгеновских систем это было продемонстрировано в работе Гильфанова [107]). Следовательно, функцию светимости слабых рентгеновских источников такого типа, полученную для окрестностей Солнца, можно будет применить для любых областей Галактики, лишь перемасштабировав на массу рассматриваемого звездного населения.

В случае молодых звездных систем, таких как молодые корональные звезды (см. например обзор [118]) или двойные рентгеновские системы с массивными звездами компаньонами, напротив, можно ожидать, что их распределение в Галактике будет сильно зависеть от истории звездообразования в данной конкретной области, а значит, функцию светимости, полученную при помощи исследований таких объектов в окрестностях Солнца, нельзя будет приложить к другим областям Галактики простым перемасштабированием на массу изучаемого звездного населения. Необходимо будет учесть нужным образом историю звездообразования. Однако, ввиду того, что темп звездообразования в нашей Галактике не очень большой (0.2-0.3 M /год), то можно ожидать, что вклад молодых источников в суммарную светимость нашей Галактики будет небольшой. Для ярких галактических источников (L x > эрг/сек) это было показано в работе [116].

Полученные в данной главе плотности объектов со светимостями Lx < 1034 эрг/сек/см2 основаны на измерениях обзоров всего неба обсерватории XTE имени Росси [223] и РОСАТ (http://www.xray.mpe.mpg.de/cgi-bin/rosat/rosat-survey; [300]). В последнем случае для того, чтобы перевести светимости объектов из рабочего диапазона энергий обсерватории РОСАТ 0.2-2.4 кэВ в диапазон энергий 2-10 кэВ, были использованы результаты измерений спектров некоторых объектов различными обсерваториями (АСКА, ЧАНДРА). Часть функции светимости в области Lx > 1035 эрг/сек взята из работы [107].

1.2.2 Малые светимости: обзор неба обсерватории RXTE Обзор неба в диапазоне энергий 3–20 кэВ, полученный при помощи наблюдений обсерватории XTE имени Росси (RXTE Slew Survey, или §1.2 Функция светимости галактических источников XSS), имеет предел детектирования точечных источников 2.5 эрг/сек/см2 или лучше на более чем 90% неба (каталог составлен только для области неба с галактическими широтами более |b| > 10 ).

Природа большей части из 294 обнаруженных источников обзора XSS была определена. Из них более 100 источников являются активными ядрами галактик – аккрецирующими сверхмассивными черными дырами, 60 источников имеют галактическую природу, природа 21 источника остается невыясненной. Из набора галактических источников 14 объектов являются двойными системами с черными дырами или нейтронными звездами большой рентгеновской светимости. Функция светимости таких объектов в нашей Галактике была получена ранее в работах [116, 107] с использованием гораздо большей подборки источников, поэтому в данной главе не будут рассматриваться источники этого типа из обзора XSS. Из рассмотрения так же были исключены 4 области интенсивного звездообразования с большим количеством слабых рентгеновских источников (облака Туманность Ориона, Хамелеон 1, Хамелеон 2 и Змееносца), горячая звезда сверхгигант Ориона, остаток вспышки сверхновой SN 1006 ввиду того, что эти источники являются представителями молодого населения Галактики. Также, из дальнейшего расмотрения было исключено шаровое скопление NGC 6397, которое детектируется в обзоре XSS только благодаря тому, что из-за плохого углового разрешения инструментов обсерватории RXTE все рентгеновские источники скопления суммируются, формируя яркий объект.

Однако, если бы угловое разрешение RXTE/PCA было бы лучше, то ни один из объектов шарового скопления NGC 6397 не был бы задетектирован при данной чувствительности.

Оставшиеся 40 источников, представляющие собой либо аккрецирующие белые карлики (катаклизмические переменные, CV), либо коронально активные звезды (AB), были дополнительно отобраны согласно следующим критериям: 1) источник должен быть задетектирован на усредненной карте обзора XSS, т.е. он не должен быть транзиентным и 2) детектирование источника не связано с тем, что он специально наблюдался обсерваторией RXTE.

Полученный набор источников из 30 звезд с активными коронами и катаклизмических переменных (см. таблицу 1.4) является практически статистически “чистым” набором и хорошо подходит для поставленной задачи – определения плотностей рентгеновских источников малой 64 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики Табл. 1.4: Источники из обзора неба обсерватории RXTE (XSS) – катаклизмические переменные либо звезды с активными коронами a Типы источников: RS – двойная система типа RS CVn, AL – Algol, DN – карликовая Новая, P – поляр, IP – промежуточный поля, SS – симбиотическая звезда Список литератыры, содержащей определение расстояния: 1 – [242], 2 – [155], 3 – каталог Hipparcos, 4 – [203], 5 – [174], 6 – [301], 7 – [272], 8 – [277], 9 – предположено, 10 – [80], 11 – [29], 12 – каталог Tycho, 13 – основано на работе [96], см. текст, 14 – [250], 15 – [124], 16 – [42], 17 – [256], 18 – нижний предел (Интернет страница, посвященная полярам MSSL, http://www.mssl.ucl.ac.uk/www astro/gal/polar.html) c Логарифм светимости в диапазоне 3–20 кэВ d Логарифм светимости в диапазоне 2–10 кэВ Яркая звезда (V=8.5) класса F7/8V связанная с ярким источником из обзора неба обсерватории ROSAT 1RXS J142148. f Яркая звезда (V=8.2) класса G6V связанная с ярким источником из обзора неба обсерватории ROSAT 1RXS J145017.6242558=RBS 1436 [241] §1.2 Функция светимости галактических источников светимости в окрестностях Солнца.

Для каждого источника каталог XSS предоставляет информацию о его потоке в диапазонах 3–8 кэВ и 8–20 кэВ. Расстояния до всех источников были взяты из опубликованных работ (см. комментарии к таблице 1.4), за исключением 1) промежуточного поляра V1025 Центавра, для которого было предположено расстояние 400 пк, типичное значиение для промежуточных поляров в исследуемом наборе, 2) поляра CD Индейца, для которого был использован нижний предел на расстояние, и 3) источника XSS J173090552, который будет более подробно рассмотрен далее. В случае, если для системы существуют определения параллакса, например по каталогам Hipparcos или Tycho, то расстояние до системы было определено по этим измерениям. Для промежуточного поляра XSS J173090552/RXS J173021.5055933, природа которого была лишь недавно определена [96], расстояние было оценено на основе измерений параметров звезды компаньона в работе [96]. А именно, использовалась информация, что звезда класса GV вносит вклад 15% в поток от двойной системы в спектральном диапазоне R. Принимая во внимание видимую величину двойной системы (mV = 15.4), межзвездное покраснение [E(B V) 0.45], и предполагая, что звезда компаньон является звездой главной последовательности, расстояние до системы получается равным 2300–3100 пк. Однако, отмечая, что орбитальный период двойной системы достаточно велик (15.4 часа), можно сказать, что, скорее всего, звезда компаньон, заполняющая свою полость Роша, уже сошла с главной последовательности (см. например [255]), и, следовательно, имеет радиус больше, чем соответствующая звезда главной последовательности, значит, более правильной оценкой расстояния будет 3300 пк, которое и будет использоваться в дальнейшем.

Используя значения расстояний до источников, а также их потоков в диапазонах 3–8 кэВ и 3–20 кэВ, были определены светимости источников в диапазонах 2–10 кэВ (Lx ) и 3–20 кэВ (Lh ). Для дальнейшей работы нужны именно два спектральных диапазона для того, чтобы 1) проводить более естественные сравнения с результатами измерений приборов, работающих в стандартном рентгеновском диапазоне (2- кэВ), и 2) чтобы получить результат, непосредственно следующий из измерений спектрометра PCA обсерватории RXTE (3-20 кэВ).

Стоит отметить, что полученные светимости являются наблюдаемыЧасть 1. Природа рентгеновского фона Галактики ми величинами, т.е. они не были поправлены ни на какое поглощение, которое могло бы быть внутренней особенностью источников. Предполагается, что поправка на межзвездное поглощение в направлении на исследуемые источники (все источники расположены далеко от галактической плоскости) не влияет на определение потоков в диапазоне выше 3 кэВ. Это предположение в нашем случае верно для всех источников, включая даже источник XY Овна, который, как полагается, расположен за молекулярным облаком. Величина межзвездного поглощения в направлении на XY Овна NH 2 1022 см2, оцененная, исходя из величины межзвездного покраснения AV 11.5 [155], не меняет величину рентгеновского потока в нашем диапазоне более чем на 6%.

Жесткость, (8-20 кэВ)/(3-8 кэВ) Рис. 1.19: Жесткость источников обзора XSS по данным RXTE/PCA как функция их светимости в диапазоне 3–20 кэВ. Открытыми звездами показаны коронально активные звезды, сплошными кружками – карликовые новые, сплошными квадратами – поляры, открытыми квадратами – промежуточные поляры, крестом показана симбиотическая звезда.

Используемый набор источников из обзора XSS включает 6 коронально активных звезд и 24 катаклизмических переменных. Из короФункция светимости галактических источников нально активных звезд в нашем наборе 3 источника являются двойными системамы типа RS CVn, один источник – Алгол ( Персея) – является прототипом своего класса источников, и 2 источника являются звездами позднего спектрального класса главной последовательности (HD125599 и HD130693), которые можно отнести к классу коронально активных звезд на основании их рентгеновских светимостей, их малой рентгеновской жесткости и их спектрального класса. Из набора катаклизмических переменных 4 источника содержат белый карлик со слабым магнитным полем (карликовые Новые), 19 источников содержат белые карлики с сильным магнитным полем (6 поляров и 13 промежуточных поляров) и одна система является симбиотической звездой.

На рис. 1.19 показана жесткость рентгеновского спектра источников из использующегося набора как фукция их светимости. Как и ожидалось, спектры коронально активных звезд существенно мягче, чем спектры катаклизмических переменных. Среди катаклизмических переменных промежуточные поляры и симбиотическая звезда имеют наиболее жесткие спектры.

Несмотря на то, что число источников в вышеописанной подборке невелико, подборка получена из статистически “чистого” обзора неба и может быть использована для построения функции светимости галактических источников в пределе светимостей от 10 30 до 1034 эрг/сек.

При определении пространственных плотностей источников необходимо учитывать, что чувствительность обзора XSS зависит от направления на небе. Обычно это делается так называемым “методом 1/V m “ [239].

Для применения этого метода была использована карта чувствительности обзора XSS, приведенная в работе [223].

Для того, чтобы учесть, что рентгеновские источники изучаемых классов концентрируются к галактической плоскости, было использовано предположение, что объемная плотность источников падает с высотой над галактической плоскостью по закону exp(z/h), где характерная высота h была принята h = 150 пк. Это значение характерной высоты спада плотности согласуется с величиной, измеренной для катаклизмических переменных (см., например, [201]). Для коронально активных звезд величина высоты харатерного спада плотности практически не влияет на результаты расчетов, поскольку все такие источники в использующемся наборе расположены на очень малых расстояниях от галактической плоскости (не более 100 пк). Зависимость объемной 68 Часть 1. Природа рентгеновского фона Галактики плотности источников от расстояния до центра галактики не играет роли, поскольку практически все изучаемые объекты находятся на почти одинаковом расстоянии от галактического центра. Таким образом, каждый стандартный объем Vm, полученный для каждого телесного угла (на галактической широте b) взвешивался с объемной плотностью источников, посчитанной в телесном угле и в пределах расстояний от 0 до dmax, максимального расстояния, на котором источник мог бы быть зарегистрирован в обзоре XSS [273, 242]:

где = dmax sin b/h. Каждый источник из набора вносит вклад 1/ Vgen в оценку плотности источников и 1/( Vgen )2 в дисперсию этой величины. Суммы взяты по полному телесному углу обзора.

На рис. 1.20 приведена полученная дифференциальная функция светимости коронально активных звезд и катаклизмических переменных в энергетическом диапазоне 3–20 кэВ, покрывающая диапазон светимостей 1030 –1034 эрг/сек. Функция светимости нормирована на плотность звезд в локальной окрестности Солнца 0.04M пк3 [134, 228].

Величины 1/Vgen для каждого источника XSS приведены в таблице 1.4.