«ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ОТ АККРЕЦИРУЮЩИХ ЧЕРНЫХ ДЫР И НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД ...»

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

Михаил Геннадьевич Ревнивцев

ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

ОТ АККРЕЦИРУЮЩИХ ЧЕРНЫХ ДЫР

И НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД

01.03.02 Астрофизика и радиоастрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физ.-мат. наук М.Р. Гильфанов Москва 1999 2 Огромное спасибо моему научному руководителю Марату Равильевичу Гильфанову за отличную научную школу.

Также хотелось бы поблагодарить Евгения Михайловича Чуразова, Алексея Вихлинина, Константина Бороздина и Сергея Сазонова, общение с которыми очень часто помогало в работе.

Отдельную благодарность хотелось бы выразить моей жене Ане за неизменную поддержку.

Диссертация является результатом работы в Отделе Астрофизики высоких Энергий Института Космических Исследований РАН. Автор благодарен коллективу отдела и его руководителю, академику РАН Рашиду Алиевичу Сюняеву, за плодотворное сотрудничество. Часть работ, вошедших в диссертацию, была сделана в Астрофизическом Институте общества им. Макса Планка (Германия).

Автор благодарен им за гостеприимство во время своих визитов. Автор также благодарит за гостеприимство группу NIS-2 Лос Аламосской Национальной Лаборатории (Нью Мексико, США).

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

Значительная часть диссертации была сделана на основе данных, полученных из электронного архива Центра Аэро-Космических полетов им. Годдарда.

Оглавление Введение I Рентгеновские обсерватории RXTE, «Гранат» и Мир-Квант 1.1 Обсерватория RXTE................................ 1.1.1 PCA..................................... 1.1.2 HEXTE................................... 1.2 Обсерватория Гранат. Телескоп SIGMA..................... 1.3 Научный комплекс «Квант» орбитальной станции «Мир».Телескоп TTM... II Рентгеновские Новые 2 GRS 1739–278 2.1 Введение...................................... 2.2 Наблюдения и обработка данных......................... 2.3 Локализация.................................... 2.4 Кривая блеска источника............................. 2.5 Энергетический спектр.............................. 2.6 Обсуждение..................................... 2.7 Заключение..................................... 2.8 Литература..................................... 3 XTE J1755–324 3.1 Введение...................................... 3.2 Наблюдения обсерватории “Гранат”....................... 3.3 Эволюция по данным обсерватории RXTE.................... 3.4 Дальнейшая эволюция источника......................... 3.5 Обсуждение..................................... 3.6 Литература..................................... 4 GS 1354–644 4.1 Введение...................................... 4.2 Переменность................................... 4.2.1 Кривая блеска источника......................... 4.2.2 Быстрая переменность........................... 4.2.3 Модель “вспышечного шума” – Shot noise............... 4.2.4 Фазовые задержки в кривых блеска GS1354-644............ 6 ОГЛАВЛЕНИЕ Список иллюстраций 1.1 Общий вид обсерватории RXTE. Стрелками показаны три научных прибора 1.2 Схема отдельного пропорционального счетчика PCU. Показаны коллиматор, пропановый «вето» слой, три слоя, снимающих электронный каскад, и ксеноново-метановый «вето» слой (активная защита, основаная на методе антисовпадений). Снизу встроен искуственный источник рентгеновского излучения Am241................................ 1.3 Схема отдельного детектора HEXTE. Показаны коллиматор, калибровочный источник радио излучения Am241, сцинтилляционный кристалл NaI(Tl), кристалл CsI(Na), фотоумножитель, магнитная защита............ 2.1 Кривая блеска GRS1739-278 в диапазоне 2–10 кэВ по данным ASM/RXTE и ТТМ. Данные ТТМ помечены звездочками, данные ASM – ромбами. Приведены ошибки измерения потока для всех точек ТТМ и типичные ошибки для некоторых точек ASM. Сплошная линия показывает аппроксимацию кривой блеска после максимума квазиэкспоненциальным законом с характерным временем 34 дня (первые 30 дней после максимума), константой (30–43 дни после максимума) и квазиэкспоненциальным законом с характерным временем 48 дней (44–68 дни после максимума)........... 2.2 Спектры GRS1739-278, полученные ТТМ 6–7 февраля (кресты с квадратиками), 28 февраля (ромбы) и 5 марта (кресты) 1996 г. Прослеживается опережающий рост мягкой части спектра................... 2.3 Спектры GRS1739-278, полученные во время вспышки 1996 г.: ТТМ 1– 5 марта (вверху); RXTE 31 марта (средний спектр); РСА/RXTE 12 мая (внизу). Сплошные линии показывают аппроксимацию спектров степенным законом с поглощением для ТТМ (см. таблицу 2.3), двухкомпонентой моделью для RXTE (см.табл.2.4)..........................

8 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

2.4 Эволюция спектра GRS 1739–278. На 5 панелях представлены зависимости от времени следующих параметров аппроксимации спектров, полученных приборами RXTE (сверху вниз): а) модельная температура на внутренней границе чернотельной зоны аккреционного диска (кэВ); б) внутренний радиус чернотельной области диска (км); в) поток энергии от источника в диапазоне 3–25 кэВ (эрг/с/см2 ); г) относительная доля светимости степенной компоненты к полной светимости источника (в процентах), д) поток от источника по данным обзорного монитора ASM/RXTE (в милликрабах)... 2.5 Зависимость внутреннего радиуса чернотельной области диска от модельной температуры на внутренней границе чернотельной зоны диска. Сплошной кривой показан вид теоретической зависимости приведенных параметров в модели чернотельного аккреционного диска при постоянном темпе аккреции (Шакура и Сюняев, 1973). Учет изменения темпа аккреции приведет к еще более сильному отклонению точек от кривой................. 3.1 Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35–75 кэВ ( 10.0 10.0 ) по данным телескопа СИГМА 16–18 сентября 1997 г. Контуры (отношение амплитуды сигнала к амплитуде шума) нарисованы с 3 с 3.2 Верхняя панель: Кривая блеска источника XTE J1755–324 по данным прибора RXTE/ASM в диапазоне 1.3–12.2 кэВ. Вертикальные стрелки показывают даты наблюдений спектрометров RXTE, сплошная горизонтальная линия показывает время наблюдений обсерватории “Гранат”. Пунктирные линии показывают аппроксимацию кривой блеска экспоненциальной зависимостью (см. текст). Нижняя панель: параметр жесткости (5.0–12. кэВ)/(1.3–3.0 кэВ) по данным прибора RXTE/ASM. Параметр жесткости 1.0 примерно соответствует спектру Крабовидной туманности........ 3.3 Спектры излучения источника XTE J1755–324 в различном состоянии.

Спeктры на левом и правом рисунках получены по данным спектрометров PCA и HEXTE обсерватории RXTE, на среднем рисунке - по данным RXTE/ASM (1.3–12.2 кэВ) и “Гранат”/СИГМА (35–150 keV). Открытые кружки на среднем рисунке показывают приблизительный спектр XTE J1755–324 перед и после всплеска жесткости (см. текст). Штриховая линия на среднем рисунке показывет модельный спектр мягкой компоненты источника с радиусом Rin, зафиксированным на значении 1 августа 1997 г., и температурой, нормированной в соответствии с уменьшением потока XTE J1755–324 в диапазоне прибора ASM (1.3–12.2 кэВ). Штриховая линия на правом показывает спектр источника Cyg X-1 в низком состоянии. Сплошные линии на каждом рисунке показывают спектры моделей, использовавшихся для аппроксимации данных....................... 3.4 Спектр мощности источника XTE J1755–324 в двух послених наблюдениям

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

4.1 Кривая блеска GS 1354–644 во время вспышки 1997-1998 гг. Время отложено в Truncated Julian Dates (TJD=JD-2440000.5). Кресты показывают данные ASM (1.3–12.2 кэВ), треугольники –PCA data (3–20 кэВ), квадраты - HEXTE (20–100 кэВ)........................ 4.2 Спектры мощности потока GS1354–644 в двух наблюдениях. Сверху – спектр мощности наблюдения #3; снизу – #9. Три компоненты модели (см.

таблицу 4.2 и текст) показаны пунктирной, штриховой и штрих-пунктирной линиями соответственно. Спектр мощности наблюдения #9 был домножен 4.3 Плотность вероятности рентгеновского потока GS 1354–644, интегрированного за 16 сек (наблюдение #3). Зависимость величины функции максимального правдоподобия от скорости чередования вспышек показана в правом верхнем углу. Полученная скорость чередования длинных вспышек 4.4 Сверху(a): зависимость относительной амплитуды переменности (% rms) рентгеновского потока GS1354–644, интегрированной в частотном диапазоне 10 3 –40 Hz от энергии (наблюдение #3). Для сравнения показаны аналогичные завимости для источников Cyg X-1, 4U1728-34 и Terzan (Olive et al., 1998a). Снизу (b): зависимость от энергии относительной амплитуды переменности потока источников в разных частотных диапазонах (интегрированных до и после слома в спектре мощности). Показаны зависимости для потоков GS 1354–644 и Cyg X-1................. 4.5 Фазовые задержки между кривыми блеска в диапазонах 2–5 кэВ и 5– 4.6 Энергетический спектр GS 1354-644 вблизи максимума кривой блеска во вспышке 1997–1998 гг. Сплошной линией показана модель спектра – комптонизированное излучение с отражением от нейтральной среды + флуоресцентная линия железа на энергии 6.4 кэВ. Нижний спектр – спектр источника в выключенном состоянии (ноябрь 1998 г.)............ 4.7 Зависимость наклона “спектра отношений” от времени (см. текст). Спектр #4 был выбран за эталон. Штрих-пунктирная линия показывает аппроксимацию тренда изменения показателя степени за счет изменения параметров детектора на основе анализа наблюдений Крабовидной туманности...... 4.8 Отношение спектров GS1354–644 (наблюдение #4) с большим потоком к спектрам с маленьким потоком (см. текст). Для сравнения приведен также аналогичный спектр для наблюдения Cyg X-1. В обоих случаях более яркому спектру соответствует более мягкий спектр.................. 5.1 Кривая блеска XTE J1748–288 во время его вспышки в 1998 г. Сверху – данные RXTE/ASM (белые кружки, энергетический диапазон 1.3–12. кэВ) и PCA (черные кружки, диапазон 3–15 кэВ). Снизу – данные PCA в

10 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

5.2 Слева: типичные энергетические спектры XTE J1748–288 в на разных этапах эволюции вспышки. В качестве спектра в сверхвысоком состоянии (VHS) взят спектр наблюдения #4, в высоком (HS) – наблюдения #10 и в низком (LS) – наблюдения #20. Белые и черные кружки обозначают данные PCA и HEXTE соответственно. Справа: Эволюция параметров спектральной аппроксимации наблюдений XTE J1748–288. Доля мягкой компоненты (soft fraction) означает отношение потока мягкой компоненты к полному потоку источника в диапазоне 3–25 кэВ. Пунктирные линии показывают приблизительные времена переходов между спектральными состояниями.... 6.1 Изображение области неба вокруг XTE J0421+560 в радиодиапазоне (на длине волны 2см) через 3.5 дня после максимума кривой блеска в рентгеновском диапазоне (приблизительно соответствует наблюдению #6 в нашем наборе). По осям отложены угловые миллисекунды. Изображение любезно 6.2 Кривая блеска XTE J0421+560 по данным обсерватории RXTE. На панелях (а), (б) приведены кривые блеска источника по результатам наблюдений монитора ASM, на (в) – жесткость спектра источника вычисленная как отношение отсчетов в разных энeргeтических каналах. На панелях (г), (д) – кривые блеска XTE J0421+560 по результатам наблюдений PCA и HEXTE, на (ж) – мягкость, вычисленная как отношение потоков от источника в разных диапазонах PCA............................. 6.3 Кривая блеска XTE J0421+560 во время первого сеанса наблюдений.

здесь 0.56 дня, за to взята точка 31.6 марта 1998. Видно, что источник не демонстрирует значимой переменности на масштабах 20–1000 с. Величина 2, посчитанная по используемой модели для 162 точек PCA (низний 6.4 Отношение данных к модели, в которой учитывалась только одна линия на энергии 6.6 кэВ. В величины ошибок на рисунке уже внесена дополнительная составляющая, равная 1% от потока в каждом канале........ 6.5 Спектр XTE J0421+560 по данным обсерватории RXTE на разных стадиях его эволюции. Самый яркий спектр приведен по данным наблюдения 1 апреля, средний – 3 апреля, самый слабый – 9 апреля 1998 г. На нижней панели приведена кривая 2 для самого яркого спектра. Для остальных спектров вид кривой сильно не меняется, но амплитуда 2 слегка падает... 6.6 Слева — Отношение данных к модели, в которой не учитывалась линия 6.6–6.7 кэВ. Справа — Зависимость положения линии Fe от времени.

Зависимость меры эмиссии (EM = N 2 V) для двух компонент спектра – излучения облака оптически тонкой плазмы с двумя различными температурами. Сплошными линиями показана зависимость вида EM (t 50903.6) (см. текст). Мера эмиссии приведена в единицах 1058 (d/1кпк) 6.8 Зависимость меры эмиссии двух спектральных компонент от их температур.

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

6.9 Изображение области неба вокруг XTE J0421+560 через 163 дня после всплеска. Видно, что расширение облака скорее квазисферическое, чем состоящее из джетов. Избражение любезно предоставлено Эми Миодужевски 7.1 Кривая блеска SAX J1808.4–3658 в диапазоне 3–25 кэВ. Потоки PCA взяты из таблицы 7.1, скорость счета ASM была пересчитана в поток в диапазоне 3–25 кэВ, предполагая спектр источника по форме совпадающим со спектром Крабовидной туманности. Сплошные линии : LX / e t= 7.2 Слева: Средний (11–25 апреля 1998 г.) спектр SAX J1808.4–3658 и спектры нескольких рентгеновских барстеров и спектр Галактической черной дыры Cyg X–1 в низком состоянии. Справа: Спектры SAX J1808.4– за 11–13 апреля, 26–29 апреля и 2–3 мая в сравнении со спектрами других барстеров при различных светимостях: 4U1608–522 (вспышка весной 8.1 Простейший вариант геометрии излучающей области в системе SAX 8.2 Профиль импульса миллисекундного пульсара SAX J1808.4–3658. Сплошной кривой показана аппроксимация профиля импульса описанной моделью с релятивистскими искажениями. Пунктирной линией показана аппроксимация импульса простым косинусом. На нижнем рисунке показаны отклонения наблюдаемого профиля импульса от аппроксимаций (в процентах).

Отклонения, остающиеся при использовании модели пятна с релятивистскими искажениями, в значительной степени убираются учетом геометрии Шварцшильда вблизи нейтронной звезды (см. текст)............. 9.1 Отношение энергетических спектров Cyg X-1 (слева) и GX 339-4 (справа) в различных частотных диапазонах с спектру, представляющему степенной 9.2 Слева: Зависимость эквивалентной ширины флуоресцентной линии железа от фурье-частоты для Cyg X-1. Для спектральной аппроксимации использовалась модель «степенной закон + гаусс. линия», энергетический диапазон 3–13 кэВ, центральная энергия линии и ее ширина были зафиксированы на величинах 6.4 кэВ и 0.1 кэВ соответственно. Справа: Зависимость эквивалентной ширины «узкой» линии от частоты. На этой же панели показана зависимость параметра отражения ( =2 ) от частоты............ 10.1 Спектры мощности (слева) и энергетические спектры (справа) Cyg X– 1 в разных наблюдениях. По оси Y спектра мощности отложена величина «частота мощность», т.е. единицы Гц rms2 /Гц. Энергетические спектры показаны в отношении к степенному закону. На правом и левом рисунках использованы одинаковые символы. Спектр мощности с наибольшей характерной частотой шума соответствует наблюдению с наибольшей величиной отражения и наибольшей величиной фотонного индекса...........

12 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

10.2 Характерный спектр мощности рентгеновского потока GX 339-4 в низком спектральном состоянии. На спектре мощности хорошо виден пик квазипериодических осцилляций (QPO) на частоте 0.35 Гц (показано стрелкой).

На этом рисунке QPO имеет несколько уширенный профиль, поскольку для получения большей статистичекой значимости спектра мощности было проведено усреднение по большому числу наблюдений, имеющих разные частоты QPO.................................. 10.3 Спектры мощности Cyg X–1 для тех же наблюдений что и рис. 10.1, но логарифмически сдвинуты по оси частот для совпадения со спектром мощности наблюдения 11/12/97–13/02/98 (черные кружки) на низких частотах. Использованы такие же символы, как на рис. 10.1............... 10.4 Наклон степенного спектра (фотонный индекс) как функция параметра отражения. См. текст для подробного описания модели и обсуждения...... 10.5 Параметр логарифмического сдвига спектров мощности как функция параметра отражения (слева) и наклона степенного спектра (фотонного индекса) (справа). Вертикальная ось справа отложена в единицах частоты 10.6 Наклон степенного спектра (фотонный индекс) как функция параметра отражения (слева) и частоты QPO (справа). Врезка на левой панели показывает зависимость ширины «сглаживания» отраженного спектра от амплитуды отражения. Заштрихованная область на левой панели показывет 68.3% доверительный контур для параметров 10.7 Слева: Схематическое изображение конфигурации аккреционного потока Cyg X-1 и GX 339-4 в низком спектральном состоянии. Справа: Аппроксимация полученной корреляции для Cyg X-1 и GX 339-4. Сплошной кривой 10.8 Слева:Наклон степенного спектра Cyg X-1 как функция параметра отражения для низкого (черные кружки) и высокого (белые кружки) состояний. Наблюдения низкого состояния такие же как на рис. 10.4. Спектральная модель для высокого состояния та же, что и для низкого, за исключением добавления мягкой компоненты (diskbb). Абсолютные значения параметра отражения для спектров, а особенно спектров высокого состояния, подвержены ряду неопределенностей (см. обсуждение в тексте и рис.10.9).Справа:Наклон степенного спектра как функция параметра отражения. Показаны значения для усредненных (черные кружки) и частотных спектров (белые кружки). Числа рядом с белыми кружками показывают частотный диапазон использованных спектров. Большой белый кружок показывает значения параметров для усредненного спектра тех наблюдений, для

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

10.9 Слева: Отношение энергетических спектров низкого и высокого состояний к модели «степенной закон + мягкая компонента». Справа: Отношение энергетических спектров низкого (верхний рисунок) и высокого (нижний рисунок) состояний с различным параметром отражения к спектру низкого состояния н наименьшим параметром (R 0.3). Спектры домножены на соответствующие степенные функции энергии и отнормированы. Спектры высокого и низкого состояния отмечены как «HS» и «LS» соответственно. Значения параметров отражения, полученных при аппроксимации выбранной моделью, приведены внизу каждого рисунка. Пунктирной линией на нижнем рисунке показан спектр низкого состояния с параметром R 0.6.......

14 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ

Список таблиц 2.1 Таблица наблюдений GRS1739-278 телескопом ТТМ/КВАНТ во время вспышки источника 1996 г. Приведены значения наклона степенной аппроксимации спектра для двух значений поглощения................ 2.2 Наблюдения GRS1739-278 обсерваторией RXTE в марте-мае 1996 г..... 2.3 Параметры аппроксимации суммарного спектра GRS1739-278, полученного прибором ТТМ/КВАНТ 1-5 марта 1996 г., степенной и двухкомпонентной моделями................................. 2.4 Параметры аппроксимации спектров GRS1739-278, полученных приборами PCA и НЕХТЕ спутника RXTE двухкомпонентной моделью с мягкой компонентой излучения «многоцветного» диска и жесткой степенной компонентой...................................... 3.1 Наблюдения источника XTE J1755–324 телескопом СИГМА в сентябре 3.2 Наблюдения источника XTE J1755–324 обсерваторией RXTE........ 3.3 Параметры аппроксимации спектров источника XTE J1755–324. Результаты обсерватории RXTE........................... 4.2 Параметры аппроксимации спектров мощности GS 1354–644 (3–60 кэВ, 4.3 Параметры аппроксимации спектров GS 1354–644 различными моделями.. 4.4 Параметры аппроксимации спектрoв GS 1354–644 по данным HEXTE 4.5 Аппроксимация степенным законом “спектров-отношений” GS 1354– 4.6 Наклоны степенных аппроксимаций к зависимости амплитуды переменности потока источников от энергии (диапазон 3–15 кэВ) для некоторых Галктических рентгеновских двойных систем в низком состоянии....... 5.1 Наблюдения XTE J1748–288 во время вспышки в 1998 обсерваторией 5.2 Параметры спектральной аппроксимации наблюдений XTE J1748–288. Приведены 6.1 Даты и времена наблюдения по сеансам для приборов PCA и HEXTE.... 6.2 Параметры аппроксимации спектров XTE J0421+560 степенным законом с 6.3 Положение и параметры аппроксимации линий по наблюдениям прибора PCA. 6.4 Параметры аппроксимации спектров PCA и HEXTE (первые три наблюдения) и PCA (остальные наблюдения) двухтемпературной моделью излучения оптически тонкой плазмы (модель MEKA пакета XSPEC)........... 7.1 SAX J1808.4–3658. Параметры спектральной аппроксимации данных PCA 9.1 Параметры аппроксимации частотных спектров Cyg X-1 моделью «степенной закон + гаусс. линия» в энергетическом диапазоне 3–13 кэВ. Центральная энергия линии и ее ширина были зафиксированы на величинах 6. 10.1 Список наблюдений Cyg X-1, использованных для анализа, параметры спектральной аппроксимации и параметр логарифмического частотного сдвига 10.2 Список наблюдений GX339-4, параметры спектральной аппроксимации и Введение:

рентгеновская астрономия Галактических компактных источников В последние 10–20 лет рентгеновская астрономия проделала большой путь в понимании процессов, происходящих вблизи компактных источников. Сейчас существует целый ряд теорий формирования излучения в аккреционном потоке компактных обьектов. Были построены модели рентгеновских всплесков излучения нейтронных звезд – вспышек термоядерного горения на их поверхности, построены многочисленные модели формирования рентгеновских импульсов в атмосферах пульсаров (замагниченных нейтронных звезд), подробно описаны механизмы формирования аккреционных дисков в двойных системах с компактными объектами. Для проверок все большего числа моделей требуется все большее количество, и очень часто – качество, наблюдений. Точность спектральных моделей уже позволяет (в некоторых случаях) искать релятивистские эффекты. Так, несколько лет назад были получены профили линий в спектрах Активных Галактических Ядер, которые позволяют сделать заключение о близких к световой скоростям вращения излучяющих областей, а, кроме того, говорить о гравитационном красном смещении энергии линий.

Современные рентгеновские обсерватории позволяют различать спектральные компоненты, которые составляют всего несколько процентов от среднего потока источника.

Исследование компактных объектов непосредственно связано с изучением физических процессов, происходящих с веществом при экстремальных условиях. Более того, при таких условиях, которые никогда (или в обозримом будущем) не удастся создать в земных лабораториях. Например, в ряде последних моделей формирования жесткого рентгеновского излучения от черных дыр присутствует прямое участие горизонта событий – “поверхности” черной дыры. Вблизи этой поверхности любая частица имеет скорость очень близкую к световой, что позволяет формировать гой стороны, горизонт событий позволяет “спрятать”(адвектировать под горизонт) большое количество гравитационной энергии, выделившейся при аккреции, но не успевшей излучиться по каким-либо причинам. Этот факт использует ряд теорий адвекционно-доминированного аккреционного диска.

То, что компактные объекты (нейтронные звезды и черные дыры) являются одними из самых мощных источников энергии было ясно уже давно. Эффективность выделения энергии при аккреции необычайно велика – при падении в черную дыру частицы массой m выделяется энергия до 50% от ее энергии покоя, т.е. до 2 (такая большая эффективность достигается только в случае быстровраE 0.5mc щающихся черных дыр, для черной дыры без вращения эта величина уменьшается до 0.06–0.1mc2 ). Для быстровращающихся нейтроннных звезд эта величина может достигать значения 70% (0.7mc2 ). Эта эффективность в сотни раз больше, чем эффективность термоядерных реакций. При аккреции в тесных двойных системах светимость компактного источника может достигать значений 1037 1039 эрг/сек (ср. светимость Солнца 1033 эрг/сек) при том, что излучающая поверхность имеет характерный размер всего 10–100 км (радиус нейтронных звезд 10 км, размер внутренней части аккреционного диска, где выделяется основная часть гравитационной энергии, 10-100 км).

В ряде Галактических систем с компактными источниками были обнаружены релятивистские истечения вещества. На настоящий момент известны три из них, которые имеют видимую скорость движения струй, превышающую скорость света, так называемые “сверхсветовые” источники, Галактические микроквазары 1 Все они были открыты уже в 90-х годах – GRS 1915+105, GRO J1655-40 и XTE J1748–288. Скорости истечения вещества в этих системах 0.93–0.98c. Обнаружены также несколько источников со слабо релятивистскими струями v 0.2 0.3c (SS433, Cyg X-3, XTE J0421+560). Причем для некоторых из них, например, для системы SS 433, релятивистские эффекты измеряются непосредственно в рентгеновском спектре. На основе наблюдений в рентгеновском диапазоне было показано, что источник SS 433 имеет две струи, истекающих со скоростью v 0.26c, оси которых прецессируют со временем.

Галактические черные дыры и нейтронные звезды представляют собой, пожалуй, самые быстрые объекты во Вселенной. Действительно, характерные времена процессов происходящих в этох системах чрезвычайно малы – миллисекунды и даже микросекунды. Например, Кеплеровская скорость вращения вещества вблизи нейтронной звезды массы 1.4M (точнее говоря, на расстоянии 3Rg от центра нейтронной звезды – на последней устойчивой Кеплеровской орбите, здесь Rg – гравитационный радиус черной дыры) такова, что период обращения составляет всего мксек. Для черных дыр из-за их большей массы это значение несколько побольше (Rg – “гравитационный” радиус – пропорцианален массе объекта), но тоже очень мало. Т.о. исследование переменности рентгеновского излучения компактных объектов на масштабах милли- и микро- секунд не может не представлять большой интерес. Однако очень долгое время такие исследования были малоэффективны.

Вся проблема заключается в том, что излучение Галактических и внегалактических Величина видимой скорости движения струй получается больше скорости света как результат действия эффектов специальной теории относительности при определенной геометрической ориентации системы объектов в рентгеновском и гамма- диапазоне сильно зашумлено статистическими флуктуациями регистрируемого потока. Дла рентгеновских обсерваторий каждый фотон “на счету”, что делало изучение рентгеновской переменности на масштабах милли- и микросекунд невозможным.

С выходом на орбиту в конце 1995 г. обсерватории RXTE в исследовании быстропеременных процессов в рентгеновских источниках произошел огромный скачок. Благодаря беспрецедентным собирающим площадям своих главных детекторов (значит – большая скорость счета регистрируемых фотонов) эта обсерватория дала возможность эффективно исследовать переменность излучения на масштабах милли- и микросекунд. Например, в первые же несколько месяцев наблюдений обсерватории были обнаружены так называемые “килогерцовые” осцилляции потока в ряде галактических двойных систем с нейтронными звездами. Причем интересно, что до сих пор ни для одной системы с черной дырой осцилляций на таких больших частотах обнаружено не было. Некоторые современные теории приписывают возникновение килогерцовых осцилляций влиянию твердой поверхности нейтронной звезды на аккреционный поток в системе. В том же, 1996 году, были обнаружены пульсации высочайшей когеррентности во время всплесков I типа – всплесков нестационарного термоядерного горения (обычно–гелия) – на поверхности нейтронных звезд. Пока в горение вступила не вся атмосфера нейтронной звезды на ее поверхности есть “горячее” пятно, которое за характерное время нарастания потока успевает много раз провращаться, что для удаленного наблюдателя создает когеррентные пульсации в регистрируемом потоке. Измеренные таким образом частоты вращений нейтронных звезд оказались довольно большими – 200–600 Гц.

При таких частотах вращения линейние скорости движения поверхности нейтронной звезды уже весьма значительны – порядка 0.1-0.2 c. В части V диссертации мы приводим анализ наблюдений уникального миллисекундного барстера-пульсара, в профиле импульса которого наблюдаются искажения, которые, как будет показано, можно обьяснить релятивистским движением излучающей поверхности нейтронной звезды. Во-видимому, такие (релятивистские) искажения могут являться причиной наблюдаемых в “килогерцовых” осцилляциях задержках ( 40–200 мксек) между кривыми блеска в разных энергетических диапазонах (пик потока фотонов с меньшей энергией наблюдается позже, чем с большей).

На протяжении последних десятилетий очень большое внимание привлекают к себе так называемые рентгеновские Новые – транзиентные источники, неожиданно вспыхивающие, проводящие в ярком состоянии от нескольких дней до месяцев и опять пропадающие с рентгеновского неба. Очень часто в процессе эволюции рентгеновские Новые кардинальным образом меняют как свой спектр, так и характер хаотической переменности потока. Исследование спектральных и временных характеристик рентгеновских Новых позволяет проследить (или попытаться проследить) эволюцию состояния аккрецирующей системы при совершенно различных условиях, что невозможно в случае квазипостоянных источников. В настоящее время существует целый ряд моделей крупномасштабной переменности рентгеновских Новых, позволяющих описывать эволюцию их потоков. Кроме того, существует довольно устоявшаяся классификация их состояний, которая, как полагается, отВВЕДЕНИЕ ражает различия в темпе аккреции и геометрической конфигурации аккреционного потока двойной системы. В диссертационной работе исследуются вспышки 4-ех различных рентгеновских Новых (или 5-и, если включать необычную рентгеновский Новую CI Cam/XTE J0421+560), которые охватывают значительный круг из этого класса источников.

Рентгеновские обсерватории RXTE, «Гранат» и МИР-Квант

HEXTE PCA

1.1 Обсерватория RXTE Почти во всей диссертационной работе используются результаты наблюдений рентгеновских источников обсерваторией RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer, Брадт и др. 1993). Эта рентгеновская обсерватория в настоящее время является уникальной ввиду безпрецедентной собирающей площади своих главных детекторов, что позволяет эффективно использовать миллисекундное и даже микросекундное временное разрешение измеряемого потока.

На борту RXTE находятся два основных прибора – пропорциональный счетчик PCA (Proportional Counter Array) и система твердотельных (phoswich) детекторов HEXTE (High Energy Timing Experiment) - а также обзорный монитор всего неба ASM (All Sky Monitor) (см рис.1.1).

1.1.1 PCA PCA представляет собой механически коллимированный пропорциональный счетчик, состоящий из 5 отдельных детекторов, заполненных ксеноном (Xe). Диапазон чувствительности детекторов – 3–40 кэВ. Сотовый коллиматор ограничивает поле зрения 1o 1o. Несмотря на то, что спектрометр не имеет пространственного

24 РЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ RXTE, «ГРАНАТ» И МИР-КВАНТ

(углового) разрешения, он может использоваться для локализации ярких источников, работая в сканирующем режиме. Серия сканирующих наблюдений в отдельных случаях позволяет локализовать яркий источник с точностью 1–2’.

Передний слой каждого детектора заполнен пропаном и используется для частичного отфильтровывания фоновых частиц («вето» слой), однако почти не препятствует прохождению фотонов с энергией > 3 кэВ. Основной обьем детекторов занимает ксенон с малой примесью метана при давлении 1.1 атм. Система, снимающая ток с каждого детектора состоит из трех слоев катодов, каждый из которых еще поделен на две части - «правую» (условно) R и «левую» L. В каждый из детекторов встроен калибровочный источник рентгеновских фотонов Am241 (схема строения отдельного PCU показана на рис. 1.2). Полная эффективная площадь детекторов PCA составляет 6500 см2 на энергии 6 кэВ. Энергетическое разрешение E=E 12%.

Shielding 3.6 cm Рис. 1.2. Схема отдельного пропорционального счетчика PCU. Показаны коллиматор, пропановый «вето» слой, три слоя, снимающих электронный каскад, и ксеноново-метановый «вето» слой (активная защита, основаная на методе антисовпадений). Снизу встроен искуственный источник рентгеновского излучения Am Система антисовпадений производит предварительный отсев фоновых событий детектируемых в PCA. На основе многочисленных наблюдений пустых участков неба для детекторов PCA построены модели фонового потока - кривые блеска фоновых отсчетов в 256 инструментальных энергетических каналах.

Результаты счета детекторов PCA обрабатываются бортовой системой EDS (ExОбсерватория RXTE Gain control NaI(Tl) CsI(Na) Photomultiplier periment Data System), которая позволяет записывать время прихода фотонов с разрешением 1 мксек (более точно - 2 20 сек) в 256 каналах. Мертвое время прибора составляет 10 мксек для каждого регистрируемого фотона (эта величина несколько растет с энергией фотона) и 150 мксек на каждую высокоэнергетическую частицу. Поток Крабовидной туманности в диапазоне PCA составляет 10. отсч/сек. При очень больших потоках ( 2-3 Краб) существенным становится так называемый «эффект переполнения» – «pile up effect». Бортовой компьютер, обрабатывающий пришедший из детектора импульс, не успевает надлежащим образом записать всю информацию о событии как приходит новый импульс. Такое наложение двух импульсов приводит к тому, что компьютер записывает одно событие, но с энергией, соответствующей сложенной энергии двух пришедших событий.

При обработке данных спектрометра PCA использовался стандартный пакет програм FTOOLS 4.2 XTE. Приборный фон моделировался при помощи программы pcabackest (Старк 1999). Для того, чтобы учесть эволюцию параметров пропорционального счетчика PCA, для каждого наблюдения PCA строилась своя матрица отклика (Ягода 1999а, Ягода 1999б). Все спектры корректировались на мертвое время по методу, описанному Жангом и Ягодой (1996).

1.1.2 HEXTE Система из 8 детекторов HEXTE (Ротшильд и др. 1998) объединена в 2 «качающихся» кластера (A и B, или 0 и 1) по 4 детектора, что позволяет эффективно измерять поток и спектр фонового излучения параллельно с наблюдением источРЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ RXTE, «ГРАНАТ» И МИР-КВАНТ ника. Кластеры HEXTE поочередно отклоняют свои оптические оси на +/-3о или +/-1.5о от источника (величина задается командами с Земли). Полный цикл занимает 32 или 64 сек, в зависимости от заданной программы. Поскольку переменность приборного фона HEXTE имеет значительно большее характерное время, линейная или ступенчатая интерполяция фонового потока очень эффективна. К сожалению, в «густонаселенных» областях неба описанный способ наталкивается на большие сложности, связанные с тем, что в время наблюдения «фоновых» площадок на кластеры HEXTE попадает излучение других рентгеновских источников.

Детекторы HEXTE состоят из сцинтиляционных кристаллов NaI(Tl) и CsI(Na), которые находятся в оптическом контакте с фотоумножителями. Для отфильтровывания низкоэнергетичных фотонов перед кристаллом NaI(Tl) находится бериллиевая пластина (berillium window). Структура детектора HEXTE показана на рис.1.3. Диапазон чувствительности используемых детекторов 15–250 кэВ. Общая эффективная площадь HEXTE составляет 1400 см2 на энергии 50 кэВ. Поле зрения прибора ограничено сотовым механическим коллиматором (свинец с добавлением сурьмы) o 1o. Мертвое время прибора для каждого регистрируемого фотона составляет 1–2 мксек и 2.5 мсек для высокоэнергетичной частицы. Поток Крабовидной туманности в HEXTE составляет 150 отсч/сек (величина не корректирована на мертвое время прибора). Средний поток высокоэнергетических частиц составляет 150–200 частиц/сек, что приводит к 40–50% доле мертвого времени прибора.

1.2 Обсерватория Гранат. Телескоп SIGMA Рентгеновский телескоп с кодированной апертурой СИГМА (Поль и др. 1991) орбитальной обсерватории «Гранат» позволяет получать изображения участков неба в энергетическом диапазоне 35-1300 кэВ при номинальном угловом разрешении (соответствующем размеру элемента маски) около 15 угл. мин. Точность локализации точечных источников составляет 0.5 5 угл.мин., в зависимости от яркости объекта и количества наблюдений. Размер поля зрения телескопа на половине чувствительности составляет 11.5o 10.9o, при этом центральная часть размером 4.7o 4.3o соответствует области полного кодирования. Широкое поле зрения и хорошее угловое разрешение позволяют успешно применять прибор для наблюдений густонаселенных районов рентгеновского неба, подобных зоне Центра Галактики.

Типичная продолжительность отдельного наблюдения – примерно 20 часов, что позволяет достигнуть чувствительности (1 ) 10–20 мКраб в диапазоне 35–150 кэВ.

1.3 Научный комплекс «Квант» орбитальной станции «Мир».Телескоп TTM.

Обсерватория МИР-КВАНТ (модуль КВАНТ комплекса космической станции МИР) функционирует на орбите с апреля 1987 г. Телескоп с кодированной апертурой ТТМ (Бринкман и др. 1983) – один из основных инструментов обсерватории – позволяет строить изображения в поле зрения 15o 15o с угловым разрешением 1–2 угловых минуты. Телескоп чувствителен в диапазоне от 2 до 30 кэВ с максимальной эффективностью в мягкой области. Энергетическое разрешение телескопа составляет E=E 18%.

Из-за особенностей параметров околоземной орбиты станции МИР ( высота апогея 300 км, период обращения 90 мин., наклонение 52o ) продолжительность одного сеанса наблюдений составляет от 15 до 25 мин. в зависимости от расположения источника и Солнца.

Литература Брадт и др., 1993//Bradt H., Rotshild R., Swank J., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1993. V.

97. P. 355 Ягода (Jahoda K.)// Бринкман и др. 1983 // Brinkman et al.,1983, Non thermal and very high temperature phenomena in X-ray astronomy.Rome.Instituto Astronomico,1983.

Жанг и Ягода 1996//Zhang W., Jahoda K. http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/deadtime/deadtime.htm Поль и др. 1991// Paul J. et. al. 1991, Advances In Space Research, v.11, p. Ротшильд и др. 1998// Rothschild R., Blanco P., Gruber D., Heindl W., Macdonald D., Marsden D., Pelling M., Wayne L., Hink P., 1998, ApJ, 496, Старк 1999// Stark, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/ stark/pca/pcabackest.html Ягода 1999а// Jahoda, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/pcarmf.html Ягода 1999б// Jahoda, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/pcarmf ft41.erratum

28 РЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ RXTE, «ГРАНАТ» И МИР-КВАНТ

Рентгеновские Новые.

GRS 1739–278, XTE J1755-324, GS 1354-644, XTE J1748- Глава GRS 1739– 2.1 Введение Новый источник рентгеновского излучения GRS1739-278 был обнаружен жестким рентгеновским телескопом СИГМА орбитальной обсерватории ГРАНАТ вблизи Галактического Центра 18 марта 1996 г.(Поль и др., 1996). Первоначальная локализация GRS1739-278 телескопом СИГМА была уточнена прибором ТТМ орбитальной станции МИР (Бороздин и др., 1996). Радионаблюдения, проведенные на радиотелескопах VLA, обнаружили присутствие радиоисточника внутри области локализации ТТМ (Хеллминг и др., 1996). Мирабель и др. (1996) измерили поток оптического/инфракрасного излучения от этого объекта.

В 1996 г. источник наблюдался в рентгеновском диапазоне спутниками ROSAT (Грейнер и др., 1997), ГРАНАТ (Варгас и др., 1997), RХТЕ (Такешима и др., 1996), модулем КВАНТ космической станции МИР. В этой части мы уделим основное внимание результатам, полученным телескопом ТТМ модуля КВАНТ и приборами РСА и НЕХТЕ спутника RХТЕ. Проведенный анализ имеющихся данных позволяет классифицировать источник GRS1739-278 как мягкую рентгеновскую Новую и кандидат в черные дыры.

2.2 Наблюдения и обработка данных Область Галактического Центра, содержащая источник GRS1739-278 неоднократно находилась в поле зрения ТТМ с 1987 года, однако, значимый поток от источника впервые был зафиксирован по сумме трех сеансов, проведенных 6–7 февраля 1996 года. Источник был наиболее ярок во время следующей серии наблюдений февраля–5 марта 1996 года. Для получения статистически более значимых спектров мы суммировали данные для последовательных сеансов, если полный поток от источника менялся не слишком значительно от сеанса к сеансу. Интересно, что во время наблюдений GRO J1744-28 в феврале-марте 1996 г. источник GRS1739попадал также в поле зрения установленного на модуле КВАНТ спектрометра ГЕКСЕ, чувствительного к жесткому рентгеновскому диапазону энергий. Прибор Табл. 2.1. Таблица наблюдений GRS1739-278 телескопом ТТМ/КВАНТ во время вспышки источника 1996 г. Приведены значения наклона степенной аппроксимации спектра для двух значений поглощения.

ГЕКСЕ не обладает способностью строить изображение и не может разделять потоки от источников GRO J1744-28 и GRS1739-278, расположенных в непосредственной близости друг от друга. Тем не менее форма спектра, зарегистрированного прибором ГЕКСЕ во время этих наблюдений (Боркус и др., 1997), позволяет сделать вывод о значимом потоке от GRS1739-278 в жестком диапазоне энергий до keV.

Данные о проведенных в феврале-марте 1996 г. наблюдениях и потоках от источника в диапазоне ТТМ приведены в таблице 2.1. Ко времени проведения следующей серии наблюдений этой области небесной сферы модулем КВАНТ в октябре 1996 г.

поток от источника уменьшился ниже порога детектирования телескопа ТТМ. Анализ архивных данных модуля КВАНТ показал, что значимый поток от GRS1739- не был ни разу обнаружен прибором ТТМ за исключением наблюдений во время вспышки источника в феврале-марте 1996 г. При этом нижний предел детектирования в диапазоне 2-30 кэВ по сумме всех сеансов составляет около 1 тысячной от потока Крабовидной туманности (1 мКраб).

Спутник RXTE наблюдал рентгеновскую новую GRS1739-278 31 марта 1996 г.

и еще 9 раз за период с 10 по 29 мая того же года, каждый раз с экспозицией в несколько килосекунд. Информация об этих наблюдениях представлена в таблице 2.2.

Полное время экспозиции спектрометров обсерватории RXTE составило примерно 24 ксек.

2.3 Локализация Первоначально GRS1739-278 был локализован телескопом СИГМА орбитальной обсерватории «Гранат» (Поль и др., 1996). Положение источника было вскоре уточнено по данным прибора ТТМ: R.A. 17h 42m 40s, Dec.= 27 450.8 (эпоха Табл. 2.2. Наблюдения GRS1739-278 обсерваторией RXTE в марте-мае 1996 г.

с учетом мертвого времени b для каждого кластера г., неопределенность 1 угл.мин.) Эти координаты, опубликованные в Циркуляре МАС (Бороздин и др., 1996), были использованы при планировании последующих наблюдений в рентгеновском (Такешима и др., 1996; Деннерл и Грейнер, 1996), радио (Хеллминг и др., 1996) и оптическом (Мирабель и др., 1996) диапазонах, позволивших отождествить GRS1739-278 с оптическим объектом и зарегистрировать поток радиоизлучения от источника.

2.4 Кривая блеска источника На рис. 2.1 представлена кривая блеска источника в 1996 г. в диапазоне 2- кэВ по данным монитора всего неба (прибор ASM) спутника RХТЕ и телескопа ТТМ модуля КВАНТ. Интересно, что поток от источника был зарегистрирован прибором ТТМ уже 6-7 февраля 1996 г., т.е. более чем за месяц до максимума кривой блеска в диапазоне 2-10 кэВ, который относится примерно к 10 марта. Такое затянутое нарастание потока не характерно для рентгеновских Новых, которые, как правило, достигают максимума блеска в течение нескольких дней после начала вспышки. По данным ТТМ и ASM поток от источника нарастал не монотонно, а испытывал хаотическую переменность. На этом фоне выделяется локальный максимум, зарегистрированный прибором ТТМ 1 марта. В первый месяц после яркой вспышки с потоком в максимуме блеска близком к потоку от Крабовидной туманности наблюдался квазиэкспоненциальный спад с характерным временем спада около 34 дней, затем в течение двух недель (с 30-го по 43-й день после максимума) поток от источника практически не менялся, после чего продолжилось ослабление яркости источника, но уже более медленное, с характерным временем около 48 дней (с 44-го по 68-й день после максимума). Такое временное поведение характерно для многих наблюдавGRS 1739– шихся рентгеновских новых. В течение 1996 г. от GRS1739-278 наблюдалось еще 3 вспышки. При этом следует отметить наблюдаемую тенденцию к увеличению времени нарастания потока и уменьшению времени спада. Наконец, к октябрю-ноябрю 1996 г. поток от источника снизился до порога чувствительности обзорного монитора RХТЕ. Источник не был обнаружен также телескопом ТТМ во время серии наблюдений области Центра Галактики, проведенной в октябре 1996 г.

Рис. 2.1. Кривая блеска GRS1739-278 в диапазоне 2–10 кэВ по данным ASM/RXTE и ТТМ. Данные ТТМ помечены звездочками, данные ASM – ромбами. Приведены ошибки измерения потока для всех точек ТТМ и типичные ошибки для некоторых точек ASM. Сплошная линия показывает аппроксимацию кривой блеска после максимума квазиэкспоненциальным законом с характерным временем 34 дня (первые 30 дней после максимума), константой (30–43 дни после максимума) и квазиэкспоненциальным законом с характерным временем 48 дней (44–68 дни после максимума).

2.5 Энергетический спектр Данные ТТМ были получены в период нарастания кривой блеска источника, до максимума в диапазоне 2-10 кэВ. Эти данные представляют особый интерес, поскольку обычно спектроскопия рентгеновских Новых проводится на спаде кривой блеска. Спектр за все дни наблюдений ТТМ достаточно хорошо аппроксимируется степенным законом с поглощением. К сожалению, недостаточная статистическая Рис. 2.2. Спектры GRS1739-278, полученные ТТМ 6– февраля (кресты с квадратиками), февраля (ромбы) и марта (кресты) 1996 г.

Прослеживается опережающий рост мягкой части спектра.

значимость полученных результатов не позволяет детально рассмотреть эволюцию параметров по отдельным сеансам. Однако, после суммирования данных, полученных за несколько последовательных сеансов, можно проследить общие долговременные тенденции изменения формы спектра.

В таблице 2.1 приведены параметры аппроксимации спектра GRS1739-278 за разные дни наблюдений степенным законом. Как и для многих других источников области Галактического Центра, спектр источника в мягком диапазоне характеризуется значительным поглощением на луче зрения. Грейнер и др. (1997) оценили поглощение равным 2.0 1022 см 2, при этом разные методы оценки дают значения от 1.6 1022 см 2 до 2.6 1022 см 2. Степенная аппроксимация суммарного спектра ТТМ (см. Табл.2) хорошо описывает данные при NHL аппроксимации спектров, полученных ТТМ за отдельные дни, мы фиксировали значение поглощения, чтобы проследить эволюцию жесткости спектра по изменению наклона степенной аппроксимации. В таблице 2.1 приведены полученные результаты для двух значений параметра NHL, взятых одно из статьи Грейнера и др. (1997), а другое - из аппроксимации суммарного спектра ТТМ за 1-5 марта 1996 г.

При том, что точное значение наклона степени зависит от принятой величины поглощения, сохраняется основная тенденция уменьшения жесткости спектра со временем (см. таблицу 2.1). Интересно, что эта тенденция проявляется и для сеансов 3-5 марта, хотя поток от источника в эти дни был ниже, чем 1 марта. Аналогичное поведение спектра во время начальной фазы вспышки отмечалось ранее для других рентгеновских новых, в частности, для Новой в Мухе 1991 г. (Лапшов и др., 1991;

Ебисава и др., 1994) и KS1730-312 (Бороздин и др., 1995; Трудолюбов и др., 1996).

Суммарный спектр по наблюдениям 1-5 марта 1996 г. также удовлетворительно описывается степенным законом с учетом поглощения (см. таблицу 2.3). Однако, спектр такого вида с фотонным индексом >2.0 не является типичным для рентгеновских новых и других кандидатов в черные дыры (см. Обсуждение ниже). Поскольку последующие наблюдения РСА/RXTE показали присутствие яркой мягкой Табл. 2.3. Параметры аппроксимации суммарного спектра GRS1739-278, полученного прибором ТТМ/КВАНТ 1-5 марта 1996 г., степенной и двухкомпонентной моделями.

a – в предположении расстояния до объекта 8.5 кпк b – Доля энерговыделения (в процентах) в компоненте «многоцветного» диска от полного потока энергии от источника в диапазоне 2–20 кэВ компоненты в спектре GRS1739-278 (см. таблицу 2.4), мы предположили, что аналогичная компонента может присутствовать и в спектре ТТМ вместе со степенной компонентой. При аппроксимации мы фиксировали значение поглощения на тех же значениях, как и при аппроксимации отдельных сеансов простым степенным законом. Кроме того, мы фиксировали значения наклона степенной компоненты =1.5, 1.7, 2.0, т.е. задавали значения в диапазоне, характерном для низкого состояния кандидатов в черные дыры (напомним, что спектр такой жесткости был зафиксирован во время первого детектирования источника GRS1739-278 прибором ТТМ). Результаты аппроксимации, приведенные в таблице 2.3, показывают, что спектр может быть удовлетворительно описан двухкомпонентной моделью при разумных значениях параметров аппроксимации (для сравнения см. таблицу 2.4). В то же время ясно, что данные ТТМ не позволяют как утверждать наличие мягкой компоненты в спектре, так у наложить жесткие ограничения на ее вклад в полный поток от источника.

Спектры, полученные приборами обсерватории RХТЕ, имеют вид, типичный для спектров рентгеновских новых (см., например, Гребенев и др., 1991; Сюняев и др., 1988, 1994). Такие спектры, как правило, хорошо аппроксимируются моделью «многоцветного» аккреционного диска (Шакура & Сюняев 1973, Макишима и др., 1986) в мягкой части спектра и степенной компонентой на высоких энергиях. Мы также использовали эту модель для аппроксимации спектров GRS1739-278, полученных RXTE, несмотря на то, что стандартная модель оптически толстого аккреционного диска не является самосогласованной для рассматриваемых значений параметров (см. Шакура и Сюняев, 1973).

Во время наблюдения 31 марта 1996 г. источник находился в сверхвысоком спекЭнергетический спектр Табл. 2.4. Параметры аппроксимации спектров GRS1739-278, полученных приборами PCA и НЕХТЕ спутника RXTE двухкомпонентной моделью с мягкой компонентой излучения «многоцветного» диска и жесткой степенной компонентой.

a – в предположении расстояния до объекта 8.5 кпк c – при обработке этих данных систематическая ошибка была принята равной 5% в каждом энергетическом канале для того чтобы повысить относительную значимость точек жесткого хвоста при аппроксимации степенной компоненты тральном состоянии с яркой мягкой компонентой и жестким степенным хвостом (см.

рис. 2.3). Параметры аппроксимации спектров источника моделью, включающей в себя компоненту излучения оптически толстого геометрически тонкого аккреционного диска и жесткую степенную компоненту, приведены в таблице 2.4. Объединенные данные PCA и HEXTE позволяют проследить спектр источника вплоть до энергий 100–200 кэВ. Во время этого наблюдения степенная компонента в спектре была особенно сильна. Данные RXTE не показывают наличия экспоненциального завала exp( E=Ef в спектре на высоких энергиях. Нижний предел на параметр Ef по совместным данным данным PCA (15-30 кэВ) и HEXTE (15-200 кэВ) составляет 150 кэВ (с достоверностью 68%) или 93 кэВ (с достоверностью 94%).

Во время последующих наблюдений в мае 1996 г. степенная компонента значительно ослабла и источник перестал регистрироваться прибором НЕХТЕ. В дальнейшем, все параметры жесткой степенной компоненты определялись по PCA. На рис.2.4 приведены основные параметры используемой аппроксимации в зависимости от времени.

Как было уже отмечено выше, на энергиях выше 15-20 кэВ при имеющейся яркости источника неопределенности в спектре обусловлены, в основном, систематическими ошибками в вычислении фона. В связи с этим, даже при уверенном детектировании жесткого хвоста в спектре GRS1739-278 мы не могли точно определить фотонный индекс жесткой степенной компоненты и в отдельных случаях фиксировали его на значении =2.4. Так же, при определении потока в диапазоне 15- кэВ мы добавили систематическую ошибку 3 10 12 эрг/с/см2, что составляет примерно 3-5% от потока фона в этом диапазоне. Зависимость процентного вклада потока источника в диапазоне 15-20 кэВ (в котором доминирует жесткая компонента) в полный поток 2-20 кэВ показана на рис.2.4.

2.6 Обсуждение Несмотря на наличие нескольких общих черт, позволяющих выделять рентгеновские новые в особый класс астрофизических объектов, отдельные представители этого класса, как правило, не имеют полного набора характерных признаков.

В случае GRS1739-278 мы уже отметили необычно медленный рост потока перед максимумом кривой блеска. Однако, аналогичное поведение в начале вспышек наблюдалось также у других транзиентов - кандидатов в черные дыры - А1524-62, GX339-4 и GRS1915+105 (Калузиенски и др., 1975; Хармон и др., 1994; Сазонов и др., 1994). В первые недели после максимума кривая блеска GRS1739-278 имеет вид типичный для рентгеновских новых - квазиэкспоненциальный спад со вторичным максимумом. Характерное время уменьшения потока близко к среднему значению для кривых блеска рентгеновских транзиентных источников различной природы (см. Ван Чен и др., 1997). Существует несколько моделей для объяснения природы квазиэкспоненциального спада блеска (напр. Любарский и Шакура, 1987, Рис. 2.4. Эволюция спектра GRS 1739–278. На 5 панелях представлены зависимости от времени следующих параметров аппроксимации спектров, полученных приборами RXTE (сверху вниз): а) модельная температура на внутренней границе чернотельной зоны аккреционного диска (кэВ); б) внутренний радиус чернотельной области диска (км); в) поток энергии от источника в диапазоне 3–25 кэВ (эрг/с/см2 ); г) относительная доля светимости степенной компоненты к полной светимости источника (в процентах), д) поток от источника по данным обзорного монитора ASM/RXTE (в милликрабах).

терного спада блеска рентгеновских новых за счет поддержки значительного темпа аккреции в диске прогревом его внешних областей жестким рентгеновским излучением. При этом диск может возвратиться в первоначальное холодное состояние только после того, как большая часть его массы аккрецируется на компактный обьект. Вторичный максимум кривой блеска в такой модели появляется как результат влияния прогрева внешних областей диска первичной вспышкой рентгеновского излучения вблизи компактного объекта. Если во время первой вспышки не весь холодный плотный диск засвечивается достаточно интенсивно, то возможно появление дополнительных максимумов на кривой блеска. В случае GRS1739-278 можно отметить 5 таких максимумов до того, как поток ослабевает до уровня 20 мКраб.

Время между максимумами (30–50 дней для GRS1739-278) определяется временем передачи возмущения в диске посредством вязкости либо посредством волны нагрева, распространяющейся в диске. Такая модель не только удовлетворительно описывает качественно приведенную на рис. 2.1 кривую блеска, но и дает разумные по порядку величины оценки параметров диска, таких как внешний радиус 1011 см и кинематическая вязкость 1015 см2 с 1.

Спектроскопия в широком энергетическом диапазоне кандидатов в черные дыры показала наличие нескольких характерных для этих источников спектральных состояний. В «низком» состоянии спектр очень жесткий и может быть аппроксимирован степенным законом с показателем степени 1.5-2.0 вплоть до энергий 100 кэВ и выше. В «высоком» состоянии в спектре доминирует яркая мягкая компонента, описываемая спектром излучения «многоцветного» аккреционного диска с характерной температурой 0.7-1.5 кэВ, при этом поток на энергиях выше 10 кэВ незначителен и часто не детектируется. Особый интерес представляет «сверхвысокое» состояние, в спектре которого вместе с яркой мягкой компонентой, аналогичной спектру «высокого» состояния, присутствует также заметная степенная компонента с характерным показателем степени около 2.5. «Сверхвысокое» состояние до сих пор не наблюдалось в системах, компактный компонент которых является нейтронной звездой, поэтому спектр такого вида может рассматриваться как признак присутствия в системе черной дыры.

Спектр источника, зарегистрированный приборами спутника RХТЕ 31 марта 1996 г., представляет собой типичный спектр «верхвысокого» состояния кандидатов в черные дыры, наблюдавшийся для многих мягких рентгеновских новых. Подобные спектры по наблюдениям приборов орбитальных обсерваторий КВАНТ и ГРАНАТ имели источники GS2000+25 (Сюняев и др., 1988), GRS1009-45 (Сюняев и др., 1994), GRS1124-684 (Гильфанов и др., 1991; Гребенев и др., 1992), KS1730- (Бороздин и др., 1995; Трудолюбов и др., 1996). В 1997 г. спектр такого же типа наблюдался от рентгеновской новой ХТЕ J1755-324 (см. следующую главу этой части диссертации). Высокая статистическая значимость данных RХТЕ позволяет определять параметры аппроксимации с высокой точностью и исследовать их изменение в зависимости от полного потока от источника. На рис. 2.4 представлена зависимость параметра Rin от потока в диапазоне 3-25 кэВ. Очевидно прослеживается тенденция к увеличению Rin с уменьшением потока. Этот результат явно противоречит встречающейся в литературе простой интерпретации параметра Rin как внутреннего радиуса Рис. 2.5. Зависимость внутреннего радиуса чернотельной области диска от модельной температуры на внутренней границе чернотельной зоны диска. Сплошной кривой показан вид теоретической зависимости приведенных параметров в модели чернотельного аккреционного диска при постоянном темпе аккреции (Шакура и Сюняев, 1973). Учет изменения темпа аккреции приведет к еще более сильному отклонению точек от кривой.

диска, соответствующего радиусу последней устойчивой орбиты в системе компактного объекта. Более того, рис. 2.5 показывает, что корреляция параметров аппроксимации мягкой компоненты спектра между собой отличается от Rin Tin, предсказываемой стандартной моделью (Шакура и Сюняев, 1973) для оптически непрозрачной части аккреционного диска, что говорит о том, что процессы рассеяния, вероятно, играют значительную роль в формировании спектра излучения мягкой компоненты.

При интерпретации спектров «сверхвысокого» состояния особый интерес вызывают модели, явно предполагающие отсутствие твердой поверхности компактного объекта в двойной системе. Так, интересно рассмотреть модель, в которой снаружи находится оптически непрозрачный, геометрически тонкий диск, описываемый стандартной моделью (Шакура и Сюняев, 1973), во внутренней же области происходит комптонизация излучаемых мягких рентгеновских фотонов на релятивистских электронах в адвекционном потоке аккрецируемого вещества. При этом аналитическое рассмотрение и численное моделирование такой системы позволяет получить хорошую аппроксимацию двухкомпонентного спектра кандидатов в черные дыры (Бороздин и др., 1999). Такая модель предсказывает отсутствие завала на высоких энергиях me c2 500 кэВ. Спектр такого типа был зарегистрирован приборами вплоть до h RXTE от GRS1739-278. К сожалению, статистические ошибки спектра НЕХТЕ в области энергий выше 100–150 кэВ не позволяют исключить возможности завала спектра уже на энергиях 150–200 кэВ.

Спектр, полученный ТТМ в марте 1996 г. во время нарастания блеска источника, отличается от любого из набора типичных спектров кандидатов в черные дыры. Он хорошо описывается степенным законом с поглощением и не требует введения дополнительной мягкой чернотельной компоненты. В то же время наклон степенной компоненты (2.3-2.7) гораздо круче, чем типичное значение для низкого состояния кандидатов в черные дыры (1.5-2.0). Аналогичный спектр наблюдался приборами ТТМ и СИГМА от источника KS1730-312 (Бороздин и др., 1995; Трудолюбов и др., 1996) Тогда в первый день был зарегистрирован жесткий степенной спектр, через два дня - спектр с наклоном 2.7, и еще через день - спектр, типичный для сверхвысокого состояния систем с черными дырами. Таким образом, и в этом случае наклон степенной аппроксимации спектра увеличивается по мере роста потока. Еще один пример подобного изменения спектра наблюдался спутниками «Гранат» и ГИНГА (Лапшов и др., 1992; Ебисава и др., 1994): во время нарастания потока от источника GRS1124-682 (рентгеновская Новая в Мухе 1991 г.) в период с 10 по 14 января 1991 г. наклон степенной компоненты увеличивался с 2.24 до 2.62, причем мягкая компонента спектра была в это время гораздо слабее, чем во время последующих наблюдений сверхвысокого состояния. Приведенные примеры показывают, что степенная форма спектра с изменяющимся наклоном характерна для мягких рентгеновских Новых во время нарастания их блеска перед главным максимумом. Прослеживается тенденция укручения спектра по мере приближения к максимуму потока.

Аналогичная тенденция наблюдалась приборами спутника «Гранат» во время всплеска кандидата в черные дыры GX339-4 в 1991 году (Гребенев и др., 1991, 1993).

По-видимому, во всех этих случаях мы видим возрастаение доли излучения приходящего от геометрически тонкого оптически непрозрачного аккреционного диска в горячем оптически тонком облаке. Вначале количество фотонов от диска невелико и доминирует процесс их комптонизации на горячих электронах оптически тонкой среды, при этом формируется спектр, типичный для низкого состояния кандидатов в черные дыры (Сюняев и Трюмпер, 1979; Сюняев и Титарчук, 1980). По мере увеличения потока от оптического толстого диска (возможно, вызванного уменьшением радиуса внутренней границы диска) количество мягких фотонов возрастает, при этом происходит нарастание полного потока от источника и одновременно уменьшение жесткости регистрируемого спектра. Если представить спектр источника в начале марте 1996 г. как сумму двух компонент, то потоки энергии для каждой из компонент в диапазоне 2-20 кэВ сравнимы по порядку величины (см. табл. 2.3), что резко отличается от соотношения для сверхвысокого или, тем более, высокого состояний.

2.7 Заключение Рентгеновский источник GRS1739-278 имеет ряд свойств, позволяющих уверенно классифицировать его как кандидата в черные дыры и мягкую рентгеновскую Новую. Кривая блеска после максимума описывается квазиэкспоненциальным спадом со вторичными максимумами. Спектр источника в это время соответствует спектрам «сверхвысокого» и «высокого» состояний кандидатов в черные дыры, типичных для мягких рентгеновских Новых. Принадлежность объекта к этому классу подтверждается данными оптических и радионаблюдений. Характерным отличием этого источника от других обьектов того же класса является затянутая фаза нарастания потока.

По данным спутника RХТЕ обнаружено изменение параметров аппроксимации мягкой компоненты спектра в зависимости от величины рентгеновского потока. Этот результат противоречит простой интерпретации параметра Rin как внуреннего радиуса стандартного оптически непрозрачного аккреционного диска.

Во время наблюдений, проведенных прибором ТТМ перед главным максимумом, зарегистрирован степенной спектр переменной жесткости, с явной тенденцией к укручению по мере приближения к главному максимуму блеска. Полный зарегистрированный поток в этом состоянии был не ниже потока во время наблюдений сверхвысокого состояния спутником RХТЕ (однако, мы не имеем возможности точно оценить болометрическую светимость источника ввиду ограниченности нашего энергетического диапазона). Подобные спектры были получены ранее при наблюдениях рентгеновских Новых KS1730-312 и GRS1124-682, таким образом, можно говорить о явной тенденции в поведении мягких рентгеновских Новых во время нарастания блеска, очевидно, связанной с процессом формирования мягкой спектральной компоненты.

2.8 Литература Александрович Н.Л., Бороздин К.Н., Арефьев В.А. и др.// Письма в Астрон.журн. 1998.

Т.24. С.10.

Боркус В.В., Каниовский А.С., Сюняев Р.А. и др.// Письма в Астрон.журн. 1997. Т.23.

С.483.

Бороздин К.Н., Александрович Н.Л., Арефьев В.А. и др.// Письма в Астрон.журн. 1995.

Т.21. С.243.

Бороздин К.Н., Александрович Н.Л. и Сюняев Р.А.// Циркуляр МАС. 1996. 6350.

Бороздин и др. // Borozdin K, Revnivtsev M., Trudolyubov S., Shrader C., Titarchuk L. 1999, ApJ, 517, Ван Чен и др. (Wan Chen, Shrader C.R., Livio M.)// Astrophys.J. 1997. V.491. P.312.

Варгас и др. (Vargas M., Goldwurm A., Laurent P. et al.)// Astron. and Astrophys. 1997. V.476.

P.23.

Гильфанов М.Р., Сюняев Р.А., Чуразов Е.М. и др.// Письма в Астрон.журн. 1991. Т.17.

С.1059.

Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Павлинский М.Н. и др.// Письма в Астрон.журн. 1991. Т.17.

С.985.

Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Павлинский М.Н. и др.// Письма в Астрон.журн. 1992. Т.18.

С.11.

Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Павлинский М.Н.и др. (Grebenev, Sunyaev and Pavlinsky et al.)// A&AS 1993. V.97. P.281.

Гребенев С. А.// Докторская диссертация. 1995.

Деннерл и Грейнер (Dennerl K. and Greiner J.)// Циркуляр МАС. 1996. 6426.

Ебисава и др. (Ebisawa K., Ogawa M., Aoki T. et al.)// Publ.Astron.Soc.Japan. 1994. V.46.

P.375.

Калузиенски и др. (Kaluzienski L.J., Holt S.S., Boldt E.A. et al.)// Astrophys.J. 1975. V.201.

L121.

Кинг и Риттер (King A.R., Ritter H.)// Monthly Not. Royal Astron. Soc. 1997. V.293. L42.

Лапшов И.Ю., Дремин В.В., Сюняев Р. А. и др.// Письма в Астрон.журн. 1992. Т.18. С.3.

Любарский Ю. и Шакура Н. // Письма в Астрон. Журн. 1987. Т.13. С. 917.

Макишима и др. (Makishima, K., Maejima, Y., Mitsuda, K. et al.)// Astrophys. J. 1986. V. 308.

P. 635.

Мирабель и Родригес (Mirabel I.F., Rodriguez L.F.)// Nature. 1994. V.371. P.46.

Мирабель и др. (Mirabel I.F., Marti J., Duc P.A. et al.)// Циркуляр МАС. 1996. 6427.

Поль и др. (Paul J., Bouchet L., Churazov E., and Sunyaev R.)// Циркуляр МАС. 1996. 6348.

Ротшильд и др. (Rothschild R.E., Blanco P.R., Gruber D.E.)// Accepted to Astrophys.J. 1998.

V.496. astro-ph/9710328.

Сазонов С.Ю., Сюняев Р.А., Лапшов И.Ю. и др. // Письма в Астрон.журн. 1994. Т.20.

С.901.

Старк и др. (Stark, M. and RXTE/PCA team) // http://lheawww.gsfc.nasa.gov /docs /xte /pcabackest.html. 1997.

Сюняев и Трюмпер (Suniaev R.A., Truemper J.)// Nature. 1979. V.279. С.506.

Сюняев Р. А., Титарчук Л. Г.// Astron. and Astrophys. 1980. V.86. P.121.

Сюняев Р.А., Лапшов И.Ю., Гребенев С.А. и др.// Письма в Астрон.журн. 1988. Т.14. С.771.

Сюняев Р.А., Гильфанов М.Р., Чуразов Е.М. и др.// Письма в Астрон.журн. 1991. Т.17.

С.116.

Сюняев Р.А., Бороздин К.Н., Александрович Н.Л. и др.// Письма в Астрон.журн. 1994. Т.20.

С.890.

Такешима и др. (Takeshima T., Cannizzo J.K., and Corbet R.)// Циркуляр МАС. 1996. 6390.

Танака и Шибазаки (Tanaka Y., Shibazaki N.) // Ann.Rev.of Astron. and Astrophys. 1996. V.34, P.607.

Титарчук и др. (Titarchuk L.G., Mastchiadis A., Kylafis N.D.)// Astrophys.J. 1997. V.487, P.834.

Трудолюбов С.П., Гильфанов М.Р., Чуразов Е.М. и др. // Письма в Астрон.журн. 1996. Т.22.

С.740.

Фуказава и др. (Fukazawa Y., Ishida М. and Ebisawa К.) // http://heasarc.gsfc.nasa.gov /docs /asca /newsletters /crab calibrations5.html. 1996.

Хармон и др. (Harmon B.A., Zhang S.N., Wilson C.A. et al.) // in second Compton Symp., ed.:

C.E.Fichtel, N.Gehrels & J.P.Norris. New York: AIP. 1994. P.210.

Хеллминг и др. (Hjellming R.M., Rupen M.P., Marti J. et al.) // Циркуляр МАС. 1996. 6383.

Шакура Н. И., Сюняев Р. А.// Astron. and Astrophys. 1973. V. 24. P. 337.

Ягода и др. (Jahoda, K. and RXTE/PCA team) // http://lheawww.gsfc.nasa.gov /docs /xray /xte /pca. 1997.

Глава XTE J1755– 3.1 Введение Во время осенней серии наблюдений Галактического Центра в 1997 г., кроме известных ярких источников этой части неба – кандидатов в черные дыры 1E1740.9– 2942 и GRS 1758–258 – телескоп СИГМА зарегистрировал кратковременное появление источника XTE J1755–324. Источник XTE J1755–324 был открыт прибором ASM орбитальной рентгеновской обсерватории RXTE 25 июня 1997 г. (Ремиллард и др., 1997). Он был в дальнейшем локализован прибором PCA этой же обсерватории: R.A.=17h 55m 28s.6, Dec.= 32 280 3900 (эпоха 2000). Кривая блеска этого источника была типична для рентгеновских новых (таких, например, как Новая в созвездии Лисички 1988 г., Новая в созвездии Мухи 1991 г., см. обзор Танака и Шибазаки, 1996) с быстрым, в течении нескольких дней, нарастанием потока и квазиэкспоненциальным спадом с характерным временем 30–40 дней. В максимуме потока источник имел двухкомпонентный спектр, состоящий из мягкой компоненты, описываемой моделью многоцветного диска с температурой внутреннего края холодной области диска Tin 0.8 кэВ, и жесткого степенного хвоста, доминирующего на энергиях выше 10 кэВ. Предварительный анализ наблюдений этой области неба обсерваторией BeppoSAX не обнаружил рентгеновских всплесков от XTE J1755– 324 (Убертини, 1997, частнoe сообщение). Наблюдения в радиодиапазоне, проведенные 18 августа 1997 года, не обнаружили значимого радио излучения от источника вплоть до уровня 0.3 мЯн (Огли, Эш, Фендер, 1997). Оптическое затухание в направлении на источник, соответствующее NH 3.7 1021 см 2 (Дикки, Локман 1990), должно быть порядка Av 2, однако, наблюдения источника в оптическом диапазоне не проводились.

Общая информация о наблюдениях XTE J1755–324 в рамках серии наблюдений Галактического Центра телескопом СИГМА, а также потоки от источника в разных энергетических диапазонах приведены в табл. 3.1. Общая информация о наблюдениях источника XTE J1755–324 обсерваторией RXTE приведена в табл. 3.2.

Табл. 3.1. Наблюдения источника XTE J1755–324 телескопом СИГМА в сентябре 1997 г.

Табл. 3.2. Наблюдения источника XTE J1755–324 обсерваторией RXTE.

a – Скорректировано на мертвое время b – Время для каждого HEXTE кластера Рис. 3.1. Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35–75 кэВ ( 10.0 10.0 ) по данным телескопа СИГМА 16– 18 сентября 1997 г. Контуры (отношение амплитуды сигнала к амплитуде шума) нарисованы с 3 с интервалом 0. 3.2 Наблюдения обсерватории “Гранат” Рентгеновский телескоп СИГМА орбитальной обсерватории “Гранат” начал серию наблюдений Галактического Центра 16 сентября 1997, примерно через 50 дней после первичного максимума кривой блеска XTE J1755–324. На рис.3.1 показана карта участка неба размером 10.0o 10.0o вокруг Галактического Центра, полученная по данным наблюдений телескопа СИГМА 16–18 сентября 1997 г. Во время сентябрьской серии наблюдений 1997 г. телескопа СИГМА самыми яркими объектами в жестком рентгеновском диапазоне (30–150 кэВ) были два известных источника – 1E1740.7–2942 и GRS 1758–258 (см. рис. 3.1) Третим по яркости источником являлся XTE J1755–324. Новый жесткий рентгеновский источник был локализован телескопом СИГМА с точностью 4’:

R.A.=17h 52m 19s, Dec.=–32o.47 (эпоха 1950), что отличается от положения, определенного прибором PCA обсерватории RXTE на 2’. Самый большой поток от источника был зарегистрирован телескопом СИГМА в первом наблюдении 16–18 сентября 1997 г. В дальнейшем поток от источника постепенно уменьшался (см. табл.3.1).

Чтобы увеличить статистическую значимость точек спектра, для спектральной аппроксимации мы использовали усредненные данные первых четырех наблюдений 16–24 сентября 1997 г. Полученный спектр может быть описан степенным законом с фотонным индексом 3.0 0.5 и спектральным потоком в диапазоне 35– кэВ F35 150keV не показали наличие значимого жесткого рентгеновского потока от источника за период 1990-1997 гг. с верхним пределом 3 мКраб, что в 27 раз меньше потока, наблюдавшегося от XTE J1755–324 осенью 1997 г.

3.3 Временная и спектральная эволюция XTE J1755–324 по данным обсерватории RXTE По данным прибора ASM/RXTE кривая блеска источника была типичной для рентгеновских Новых – быстрый, в течении нескольких дней, подъем потока до максимума и последующий, сравнительно медленный спад (рис. 3.2). Детальный анализ показывает, что на кривой блеска есть особенности вблизи TJD 10675 и TJD 10710 (TJD – Truncated Julian Day=JD-240000.5), которые похожи на вторичный и третичный максимумы, часто наблюдающиеся у рентгеновских Новых. Если упомянутые особенности действительно являются вторичным и третичным максимумами, то время между первичным и последующими максимумами в потокe от источника XTE J1755–324 –самое короткое из когда либо наблюдавшихся ранее. Характерные времена экспоненциального спада потока – примерно 18 и 28 дней после первичного и вторичного максимумов соответственно – также одни из самых коротких для рентгеновских Новых.

В максимуме потока источник имел двухкомпонентный спектр (рис. 3.3). Наблюдения обсерватории RXTE 29 июля и 1 августа 1997 г. показали, что в стандартном рентгеновском диапазоне (3–10 кэВ) в спектре источника доминировала мягкая компонента, которую можно было приближенно аппроксимировать моделью многоцветного чернотельного аккреционного диска (Шакура, Сюняев, 1973; Мицуда и др., 1984) с температурой Tin 0.77 кэВ и внутренним радиусом оптически клонения плоскости аккреционного диска (предполагая расстояние до источника 8. кпк). На энергиях выше 10 кэВ преобладал жесткий степенной хвост до E >30 кэВ с фотонным индексом по данным наблюдения 1 августа 1997 г. для двухкомпонентной модели – излучение многоцветного аккреционного диска + степенной спектр – довольно велика ( для 54 степеней свободы). Наиболее значимые отклонения данных от модели лежат в диапазоне 5-8 кэВ и существенно превышают неопределенности в текущей калибровке прибора PCA. Добавление широкой эмиссионной линии на энергии 6.4 кэВ в качестве третьей компоненты модели существенно улучшает качество аппроксимации ( 2 33 для 52 ст. св.). Изменение положения линии с 6.4 кэВ (линия нейтрального железа) до 6.7 кэВ (линия гелиеподобного железа) не влияет существенно на значения остальных параметров. Поток в линии, 1-2 фот/с/см2, существенно превышает поток в линии 6.7 кэВ, связанной с Галактическим диффузным излучением, который можно оценить по результатам наблюдений обсерватории ГИНГА (Ямаучи, Кояма 1993). Тем не менее, нужно учесть, что из-за сложной формы спектра в этом диапазоне и большой ширины линии ее параметры сильно зависят от предполагаемой модели континуума. Более того, само присутствие такой особенности в спектре XTE J1755–324 может являться следствием использования неадекватной модели для описания непрерывного спектра. В таблице 3.3 представлены параметры аппроксимации данных прибора PCA моделью, включающую эмиссионную линию.

Согласно данным спектрометра HEXTE, во время первого наблюдения обсерватории RXTE (29 июля 1997 года) жесткий рентгеновский поток от источника не был статистически значимо зарегистрирован – 2 верний предел на поток в диапазоне 15–80 кэВ составлял F15 80keV < 1.3 10 10 эрг/с/см2. Во втором наблюдении (1 августа 1997 г, большее время экспозиции) HEXTE обнаружил слабый поток от источника на уровне 10 10 эрг/с/см2 (15–80 кэВ, статистическая значимость детектирования > 4 ). Форма спектра источника по данным HEXTE согласуется с экстраполяцией спектра, полученного прибором PCA – данные HEXTE могут быть апроксимированы степенным законом с фотонным индексом 0. отметить, что скорость счета фотонов от источника в этом наблюдении была очень мала ( 2 отсч/с) по сравнению с фоновой скоростью счета ( 120 отсч/с). Тем не менее, согласно исследованиям Ротшильда и др.(1997) систематическая ошибка вычисления фона стандартнными процедурами, продоставленными группой HEXTE, составляет меньше 0.5% (для нашего случая 0.5–0.6 отсч/с), т.о. мы полагаем, что спектр источника по данным HEXTE, приведенный на рис. 3.3 (левый рисунок) не был сильно искажен неточностями вычисления проборного фона.

Спектр источника в это время был похож на спектры некоторых рентгеновских Новых в максимуме их блеска, таких, например, как рентгеновская Новая в созвездии Лисички (Сюняев и др., 1988), рентгеновская Новая в созвездии Мухи (Гильфанов и др., 1991, Такизава и др., 1997), KS/GRS 1730–312 (Трудолюбов и др., 1996), GRS 1739–278 (Бороздин и др., 1998; см. также предыдущую часть диссертации) за исключением несколько меньшего значения фотонного индекса жесткой степенной компоненты.

Согласно данным прибора PCA не было обнаружено статистически значимой переменности рентгеновского потока источника в диапазоне 2–60 кэВ – 2 верхний предел на значение среднеквадратичной амплитуды вариаций потока в диапазоне частот 10 2 –102 Гц составил 1.5% для первых двух наблюдений. Эта величина согласуется с малыми величинами амплитуды апериодической переменности, которые Рис. 3.3. Спектры излучения источника XTE J1755–324 в различном состоянии. Спeктры на левом и правом рисунках получены по данным спектрометров PCA и HEXTE обсерватории RXTE, на среднем рисунке - по данным RXTE/ASM (1.3–12.2 кэВ) и “Гранат”/СИГМА (35–150 keV). Открытые кружки на среднем рисунке показывают приблизительный спектр XTE J1755–324 перед и после всплеска жесткости (см. текст). Штриховая линия на среднем рисунке показывет модельный спектр мягкой компоненты источника с радиусом Rin, зафиксированным на значении 1 августа 1997 г., и температурой, нормированной в соответствии с уменьшением потока XTE J1755–324 в диапазоне прибора ASM (1.3–12.2 кэВ). Штриховая линия на правом показывает спектр источника Cyg X-1 в низком состоянии. Сплошные линии на каждом рисунке показывают спектры моделей, использовавшихся для аппроксимации данных.

наблюдаются у рентгеновских Новых в таком состоянии (см., например, Ебисава, 1991, Такизава и др., 1997). На высоких энергиях (> 10 кэВ), где доминирует жесткая спектральная компонента верхний предел на амплитуду переменности потока источника достаточно велик – 40%( Спектральная эволюция источника показана на рис.3.2 (нижний рисунок), где приведена зависимость от времени показателя жесткости по данным прибора ASM/RXTE. Для спектра, приведенного на рис.2 (левый рисунок), жесткость, вычисленная как отношение скоростей счета ASM в диапазонах 5.0–12.2 кэВ и 1.3– 3.0 кэВ может являться грубой характеристикой относительного вклада мягкой и жесткой спектральных компонент в величину потока от источника. Из рис. 3.2 (нижний рисунок) видно, что жесткость источника постепенно и достаточно плавно возрастала. Однако, также видно, что плавность подъема в районе TJD 10708 была прервана коротким всплеском жесткости ( 10 дней), во время которого показатель жесткости достиг величины 1.0, что для степенного спектра соответствует фотонному индексу 2. В это самое время источник был зарегистрирован в жестких Табл. 3.3. Параметры аппроксимации спектров источника XTE J1755–324. Результаты обсерватории RXTE.

Модель многоцветного диска + степенной хвост + эмиссионная линия (данные PCA) 1 0.75 0.01 35.5 0.7 6.4 2.92 0.47 220 62 14.2 6.5 2.30 0.34 1.72 0. 2 0.74 0.01 35.7 0.7 6.4 3.49 0.23 418 73 23.3 4.0 1.83 0.10 1.59 0.

PCA HEXTE

3 2.01 0.06 0.49 0. 4 1.96 0.01 0.48 0.01 7.0 0.2 1.38 0.73 126 72 3.3+1.80 1.76 0.15 0.29 0. 5 1.87 0.01 0.40 0.01 6.8 0.2 1.38 0.39 121 36 2.7 0.9 1.66 0.16 0.28 0. – Tin – температура внутреннего края в модели многоцветного чернотельного аккреционного диска, Rin и – модельный радиус внутреннеи границы диска и его наклонение, Eline, FWHMline, EWline и Fline – положение, ширина, эквивалентная ширина и поток в эмиссионной линии, – фотонный индекс степенной компоненты.

– предполагая расстояние до источника 8.5 кпк – спектральный поток в единицах, рентгеновских лучах (35–75 кэВ) телескопом СИГМА орбитальной обсерватории “Гранат”.

3.4 Дальнейшая эволюция источника По данным телескопа СИГМА источник XTE J1755–324 в диапазоне 35– кэВ во время периода всплеска жесткости источника в сентябре 1997 г. имел степенной спектр с фотонным индексом 3.0. Несмотря на то, что в нашем распоряжении нет данных с хорошим спектральным разрешением на энергиях ниже кэВ, мы можем использовать скорости счета прибора ASM в трех широких спектральных каналах для получения примерной формы спектра источника в диапазоне 1.3–12.2 кэВ. Данные ASM и СИГМА могут быть примерно апроксимированы моделью комптонизированого излучения в облаке горячей плазмы с тепературой T кэВ и оптической толщой 4. Одновременно с уменьшением жесткости, видимым по данным прибора ASM после TJD 10708, телескоп СИГМА зарегистрировал уменьшение жесткого рентгеновского потока (см. рис. 3.2) и, согласно данным ASM, источник вернулся в мягкое спектральное состояние (рис. 3.3).

Дальнейшее поведение жесткости источника менее определенно из-за падения значимости потока, но, скорее всего, к ноябрю 1997 г. жесткость источника опять возросла до 1.

Такой вывод был подтвержден последующими наблюдениями обсерватории RXTE в ноябре 1997 г. Спектр источника, полученный приборами PCA и HEXTE во время наблюдения, которое было проведено в сканирующем режиме 6 ноября г., может быть описан степенным законом с фотонным индексом 2.0 вплоть до энергий 100 кэВ (рис.3.3). Сравнение спектров XTE J1755–324, полученных и 12 ноября 1997 г. показало, что уменьшение рентгеновского потока от источника сопровождалось некоторым повышением жесткости (см. таблицу 3.3).

К этому времени параметры хаотической переменности потока источника также претерпели существенные изменения – амплитуда среднеквадратических флуктуаций в диапазоне 10 2 –102 Гц составила rms 24.04 1.5% и rms 1.0% для наблюдений 6 и 12 ноября соответственно. Спектр мощности в это время имел вид типичный для низкого спектрального состояния кандидатов в черные дыры (рис.3.4).

На спектре источника XTE J1755–324 в низком состоянии (рис.3.3, правый рисунок) явно видна особенность в районе 6–7 кэВ. Эта особенность может быть хорошо описана эмиссионной линией на энергии 6.77 0.16 кэВ и шириной, сравнимой со спектральным разрешением PCA ( 1 кэВ). Поток в линии, 2.7 фот/с/см2, сравним с потоком, ожидаемым в этой области неба Галактической диффузной линии гелиеподобного железа 6.7 кэВ (Ямаучи, Кояма 1993). Таким образом, поток в линии и эквивалентная ширина, приведенные в таблице 3.3 должны рассматриваться только как верхний предел на значения собственной линии источника.

3.5 Обсуждение Своим временным поведением и спектральной эволюцией источника XTE J1755–324 похож на другие рентгеновские Новые, например на рентгеновскую Новую в созвездии Лисички 1988 (Сюняев и др., 1988), рентгеновскую Новую в созвездии Мухи 1991 (Гильфанов и др., 1991, Ебисава и др., 1994), KS/GRS 1730– (Трудолюбов и др., 1996), GRS 1739–278 (Бороздин и др., 1998):

1. Форма кривой блеска (быстрый подъем, квазиэкспоненциальный спад, вторичный и третичный максимумы – см. рис. 3.2) типична для рентгеновских Новых (см. обзор Танака, Шибазаки 1997) 2. Двухкомпонентный спектр и малая величина амплитуды флуктуаций рентгеновского потока в максимуме кривой блеска – хорошо известные признаки сверхвысокого состояния кандидатов в черные дыры – часто наблюдаются у рентгеновских Новых.

В спектре источника преобладала мягкая компонента, которая вносила больше, чем 90% в величину рентгеновского потока. Вид мягкой компоненты предполагает, что она обязана своим возникновением излучению оптически непрозрачных областей аккреционного диска. Параметры аппроксимации спектра мягкой компоненты моделью стандартного многотемпературного чернотельного диска показывают, что внутренний радиус оптически непрозрачной области диска находился достаточно близко к компактному объекту, однако надо иметь ввиду, что полученный параметр радиуса внутренней границы непрозрачного диска сильно зависит от используемой модели, от расстояния до источника и угла наклонения диска.

Предполагая, что спектр источника может быть аппроксимирован двухкомпонентной моделью, состоящей из модели излучения многоцветного оптически непрозрачного аккреционного диска и жесткого степенного хвоста, светимость источника в диапазоне 3–30 кэВ L3 30keV 1.3 1037 эрг/с для расстояния до источника 8.5 кпк. Полная светимость источника в диапазоне 0.1–30 кэВ в предположении той же модели может быть оценена как L0.1 30keV эрг/с. Эта величина близка к светимости кандидатов в черные дыры в сверхвысоком состоянии, что может служить признаком того, что принятое расстояние примерно соответствует правильному.

3. Отрицательная корреляция потока в стандартном рентгеновском диапазоне и жесткости перед и после первичного максимума (см рис.3.2). Кривая жесткости показывает, что спектр XTE J1755–324 становился мягче по мере первичного возрастания потока. Похожее поведение наблюдалось у других рентгеновских Новых – GRS/GS 1124–64 (рентгеновская Новая в созвездии Мухи 1991, Такизава др 1997), KS/GRS 1730–312 (Трудолюбов и др 1996), GRS 1739–278 (Бороздин и др. 1998, см. предыдушую главу диссертации). Возможно, что это обусловлено возрастанием относительного вклада мягкой компоненты и ее абсолютной светимости, что, в свою очередь, было вызвано увеличением темпа аккреции и соотвестствующим увеличением температуры После максимума кривой блеска жесткость спектра источника постепенно росла. Постепенное увеличение жесткости спектра также является общей особенностью эволюции спектров рентгеновских Новых, и, хотя в нашем случае у нас нет информации о спектре источника с хорошим спектральным разрешением, мы можем предположить, что это связано с уменьшением темпа аккреции и с соответствующим изменением температуры диска, за которым, обычно, следует переход в низкое спектральное состояние.

4. Переход в низкое спектральное состояние Сам переход источника в низкое спектральное состояние не наблюдался основными инструментами обсерватории RXTE, однако наблюдения источника в ноябре 1997 года показали, что как по спектральным характеристикам (рис.

3.3), так и по характеру апериодической переменности (рис.3.4) источник находился в низком спектральном состоянии. Наблюдаемая светимость источника в диапазоне 3–100 кэВ была 5 1036 эрг/с, предполагая расстояние до источника 8.5 кпк.

Заметной и достаточно интересной особенностью эволюции источника XTE J1755–324 был период кратковременного возрастания жесткости, который хорошо виден на кривой зависимости жесткости от времени (рис.3.2) в районе TJD 10708.

Сравнение спектров источника, полученных в июле-августе и сентябре 1997 г. по данным обсерваторий RXTE и “Гранат” подтверждает факт сильной спектральной эволюции (рис.3.3). Наблюдения RXTE/HEXTE вблизи максимума кривой блеска (2 августа 1997 г) показали, что жесткий рентгеновский поток от источника в диапазоне 40–75 кэВ был на уровне F40 75keV 5 10 11 эрг/с/см2. Относительный вклад жесткого степенного хвоста в полный поток от источника в диапазоне 3– кэВ был на уровне 8-9%. Величина жесткого рентгеновского потока измеренного телескопом “Гранат”/СИГМА составляет 5 10 10 эрг/с/см2, т.е. поток от источника в диапазоне 40–75 кэВ вырос примерно в 10 раз. В то же время, согласно данным прибора RXTE/ASM, поток от XTE J1755–324 в диапазоне 1–12 кэВ упал в 4–5 раз (рис.3.2). Очевидно, что эти спектральные изменения не могут быть объяснены простым масштабированием спектра источника в соответствии со светимостью (см. п.3 выше). Более того, сравнение спектров по данным ASM до/после всплеска жесткости источника (рис.3.3, средний рисунок) ясно показывает, что не только возрос поток в верхнем энергетическом диапазоне (5.0–12.2 кэВ), но и упал в несколько раз поток в нижнем диапазоне (1.3–3.0 кэВ). В данных прибора ASM не видно признаков такой сильной мягкой спектральной компоненты, какая наблюдалась в спектре источника в максимуме кривой блеска.

Предполагая для источника степенной спектр с фотонном индексом 2.0 и экспоненциальным завалом на высоких энергиях (спектр комптонизированого излучения в облаке горячей плазмы с температурой T 20 кэВ и оптической толщой по томсоновскому рассеянию 4), который достаточно хорошо описывает точки ASM и СИГМА в диапазоне 1.3–150 кэВ (сплошная кривая на рис.3.3, средний рисунок), светимость источника в диапазоне 1.3–150 кэВ L1.3 150keV 2 1037 эрг/с, что близко к типичной величине светимости источников Cyg X-1 и 1E1740.7-2942 в низком состоянии (см., например, Сюняев, Трюмпер, 1979, Сюняев и др., 1991). В целом, спектр, наблюдавшийся приборами RXTE/ASM и “Гранат”/СИГМА в середине сентября 1997 г. типичен для низкого состояния кандидатов в черные дыры за исключением заметно меньшей комптонизационной температуры и большой толщи высокотемпературного облака. Возможное объяснение этого явления может быть в том, что начавшийся переход источника в низкое спектральное состояние был прерван повышением темпа аккреции, соответствующего третичному максимуму кривой блеска. Ключевой информацией для понимания природы этого всплеска жесткости могла бы быть информация о переменности рентгеновского потока от источника, но, к сожалению, обсерватория RXTE не проводила в это время наблюдения главными приборами (PCA или HEXTE).

Тип спектральной и временной эволюции XTE J1755–324 характерен для “канонических” рентгеновских Новых, для которых наличие в их системах черных дыр доказано динамически, что позволяет предположить, что компактным объектом в двойной системе XTE J1755–324 также является черная дыра.

3.6 Литература Бороздин и др. (Бороздин К.Н., Ревнивцев М.Г., Трудолюбов С.П., Александрович Н.Л.) // Письма в Астрон. Журн., 1998, т.24, с. Брадт и др.(Bradt H., Swank J., Rothschild R.)// Astron. Astroph. Suppl. Ser., 1993, v.97, p. Гильфанов и др. (Гильфанов M.Р., Сюняев Р.А., Чуразов Е.М., Павлинский М.Н., Гребенев С.А., Кремнев Р.С., Суханов К.Г., Кулешова Н.А., Голдвурм А., Балле Ж., Кордье Б., Поль Ж., Дэни М., Буше Л., Баррэ Д.)// Письма в Астрон. Журн., 1991, т.17, с. Гольдони и др. (Goldoni et al.)// Astrophys. J. 1998, готовится к печати Дикки, Локман (Dickey & Lockman)// Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1998, v.28, p. Ебисава (Ebisawa K.)// 1991, ISAS N 483, PhD thesis Жанг, Ягода (Zhang W. & Jahoda K.)// 1996, http://lheawww.gsfc.nasa.

gov/users/keith/deadtime/deadtime.html Мицуда и др. (Mitsuda K., Inoue H., Koyama K., Makishima K., Matsuoka M., Ogawara Y., Suzuki K., Tanaka Y., Shibazaki N., Hirano T.)// PASJ, 1984, v.36, p. Огли, Эш, Фендер (Ogley R., Ash T., Fender R.)// 1997, IAU Circ. Поль и др. (Paul J., Goldwurm A., Jourdain E., Roques J. P., Sunyaev R., Churazov E.)//, Поль и др. (Paul J., Goldwurm A., Jourdain E., Roques J. P., Sunyaev R., Churazov E., Trudolyubov S., Revnivtsev M.)// IAU Circ., 6746, Ремиллард и др. (Remillard R., Levine A., Swank J., Strohmayer T. 1997, IAU Circ. Ротшильд и др (Rothschild R., Blanco P., Gruber D., Heindl W., MacDonald W., Mardsen D., Pelling M., Wayne L.)// Astrophys.J., 1998. V.496.P. Старк (Stark M.)// 1997, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/ stark/pca/ pcabackest.html Сюняев, Трюмпер (Sunyaev R.& Trumper J.)// Nature, 1979, v.279, p. Сюняев и др.(Сюняев Р.А., Лапшов И.Ю., Гребенев С.А., Ефремов В.В., Каниовский А.С., Степанов Д.К., Юнин С.Н., Гаврилова Е.А., Лозников В.М., Прудкогляд А.В., Родин В.Г., Бабушкина О.П., Киселев С.В., Кузнецов А.В., Мелиоранский А.С., Смит А., Пармар А., Питч., Деберайнер С., Энглхаузер Я., Реппин К., Трюмпер И., Вогес В., Кендзиорра Е., Майзак М., Мони Б., Штауберт Р.)// Письма в Астрон. Журн., 1988, т.14, с. Сюняев и др. (Sunyaev R., Churazov E., Gilfanov M., Pavlinsky M., Grebenev S., Babalyan G., Dekhanov I., Yamburenko N., Bouchet L., Niel M., Roques J. P., Mandrou P., Goldwurm A., Cordier B., Laurent Ph., Paul J.)// Astron. Astrophys., 1991, v.247, p.L Такизава и др. (Takizava M., Dotani T., Mitsuda K., Matsuba E., Ogawa M., Aoki T., Asai K., Ebisawa K., Makishima K., Miyamoto S., Iga S., Vaughan B., Rutledge R., Lewin W.)// Astrophys. J., 1997, v.489, p. Танака, Шибазаки (Tanaka Y. & Shibazaki N.)// Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1997, v.34, p. Трудолюбов и др. (Трудолюбов С.П., Гильфанов М.Р., Чуразов Е.М., Бороздин К.Н., Александрович Н.Л., Сюняев Р.С., Хавенсон Н.Г., Новиков Б.С., Варгас М., Голдвурм А., Поль Ж., Дэни М., Боррель В., Буше Л., Жордан Е., Рок Ж.-П.)// Письма в Астрон. Журн., 1996, т.22, с. Хейндл (Heindl W.)// 1996, http://mamacass.ucsd.edu:8080/hexte/ status/hexte deadtime.html Убертини (Ubertini)// частное сообщение, Шакура, Сюняев (Shakura N. & Sunyaev R.)// Astron. and Astrophys. 1973.V.24.P. Ягода (Jahoda К.)// 1998а, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users/ keith/pcarmf.html Ягода (Jahoda К.)// 1998б, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users /keith/pcarmf ft41.erratum Ямаучи, Кояма (Yamauchi S. & Koyama K.)// Astrophys.J., 1993, v.404, p. Глава GS 1354– 4.1 Введение Последняя вспышка транзиентного источника X1354–644 была зарегистрирована монитором всего неба (ASM) обсерватории RXTE в начале ноября 1997 г.

(Ремиллард, Маршалл & Такешима 1998). Рентгеновский поток от источника постепенно вырос до 40–50 мКраб к середине ноября 1997 г., продолжал оставаться на примерно таком же уровне в течении месяца, а затем стал постепенно убывать.

Максимальный поток жесткого рентгеновского излучения, который детектировался приборами BATSE (20–200 кэВ) (Хармон & Робинсон 1998) и HEXTE (20– кэВ) (Хейндл и др. 1998) был на уровне 150 мКраб.