Хочется сказать огромное спасибо Марату Гильфанову и Евгению Чуразову, под руководством и в тесном сотрудничестве с которыми была выполнена большая часть работы. Большую помощь в моих исследованиях оказало продуктивное общение с товарищами по отделу Астрофизики высоких энергий Константином Бороздиным, Алексеем Финогеновым и Сергеем Сазоновым.
Хотелось бы выразить особую благодарность Рашиду Алиевичу Сюняеву за постоянное внимание и поддержку в моей научной работе.
Автор благодарит за гостеприимство коллектив Астрофизического Института общества им. Макса Планка (Германия) и группу Ы15—2 Лос—Аламосской Национальной Лаборатории (США), где была получена часть результатов, представленных в диссертации.
Во время работы над диссертацией автор получал поддержку от Российского Фонда фундаментальных исследований, 1ЫТАБ и Соро-совской программы образования в области точных наук.
Часть результатов, представленных в диссертационной работе, получена с использованием данных, предоставленных службой электронного архива Годдардовского Центра космических полетов (США).
Оглавление
Введение 23
1 Инструменты и наблюдения 25
1.1 Телескоп СИГМА обсерватории “Гранат"...................................... 27
1.2 Телескоп ТТЛ! обсерватории МИР — КВАНТ.................................... 27
1.3 Обсерватория RXTE......................................................... 27
1.3.1 Прибор РСА........................................................ 28
1.3.2 Прибор HEXTE...................................................... 30
II Наблюдения GX 339-4 33
1.4 Введение.................................................................. 35
1.5 Наблюдения телескопом СИГМА в 1990-1994 гг................................ 35
1.5.1 Наблюдения 1990 года.............................................. 36
1.5.2 Вспышка 1991 года ................................................ 36
1.5.3 Вспышка 1992 года ................................................ 37
1.6 Эволюция спектра источника во время вспышек............................... 38
1.7 Связь между жесткостью спектра и уровнем флуктуаций жесткого рентгеновского потока ................................................................. 39
1.8 Механизм возникновения вспышек............................................ 40
III Наблюдения GRS 1915+105 47
2 GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью 51
2.1 Введение.................................................................. 51
2.2 Наблюдения ............................................................... 51
2.2.1 Эволюция параметров энергетического спектра....................... 53
2.3 Эволюция характера переменности........................................... 56
2.3.1 Аналитическая аппроксимация спектров мощности..................... 59
2.4 Корреляция спектральных и временных параметров ........................... 60
2.5 Корреляции между спектральными и временными свойствам)!................... 61
2.6 Обсуждение................................................................ 61
3 GRS 1915+105 во вспышсчном состоянии 79
3.1 Наблюдения............................................................... 79
3.1.1 Спектральный анализ............................................... 80
6
ОГЛАВЛЕНИЕ
3.1.2 Временной анализ..................'.................................. ВО
3.2 Классификация состояний................................................... 80
3.2.1 Переходы межпу состояниями........................................... 81
3.2.2 Эволюция спектральных и временных параметров......................... 82
3.3 Корреляция свойств спектральной и временной эволюции в период “жестких”
состояний.................................................................. 84
3.4 Корреляция межлу длительностью “жестких’’ состояний и соответствующей
частотой QPO в спектре мощности............................................ 85
3.5 QPO и “жесткие" состояния, как возможные проявления динамической и вязкой эволюции аккреционного диска............................................... 86
4 Модель аккреционного потока в GRS 1915+105 91
4.1 Наблюдательные предпосылки............................................. 91
4.2 Модель аккреционного потока............................................... 92
IV Пространственное распределение рентгеновских Новых 97
4.3 Введение.................................................................. 99
4.4 Пространственное распределение галактических рентгеновских Новых. ... 99
4.5 Заключение................................................................102
V Модель комптонизации на сходящемся потоке аккрсцируемого вещества 105
VI Свойства галактических рентгеновских Новых 111
5 Рентгеновская Новая KS 1730—312 113
5.1 Локализация и кривая блеска источника.....................................113
5.2 Спектр ...................................................................115
5.3 KS/GRS 1730-312 - Удаленная рентгеновская Новая ?.........................118
6 Рентгеновская Новая GRS 1739-278 123
6.1 Эволюция GRS 1739-278 в период вспышки 1996 г..........................123
6.1.1 Обнаружение QPO на частоте ~ 5 Гц................................124
7 Рентгеновская Новая GRS 1737-31 127
7.1 Открытие и локализация источника..........................................127
7.2 Кривые блеска источника в стандартном и жестком рентгеновском диапазонах. 127
7.3 Спектр ...................................................................128
7.4 Обсуждение................................................................130
8 Рентгеновская Новая XTEJ1748-288 133
8.1 Введение..................................................................133
8.2 Кривая блеска и эволюция широкополосного энергетического спектра 133
8.3 Эволюция характера короткопериодической переменности рентгеновского
потока.....................................................................134
8.4 Связь между эволюцией спектральных и временных параметров.................137
ОГЛАВЛЕНИЕ
7
9 Источник 411 1630—47 141
9.1 Введение.................................................................141
9.2 Наблюдения и анализ данных...............................................143
9.2.1 Спектральный анализ................................................143
9.2.2 Временной анализ...................................................143
9.3 Кривая блеска и эволюция источника.......................................144
9.4 Спектральная и временная эволюция источника в период вспышки.............145
9.4.1 Фаза нарастания потока.............................................145
9.4.2 “Сверхвысокое” состояние (VHS).....................................147
9.4.3 “Высокое” состояние (HS)...........................................148
9.5 Спектральные и временные свойства на начальном этапе вспышки...........149
9.6 Переменность на масштабах 10-20 сек....................................150
9.7 Интерпретация спектрально-временных свойств..............................151
VII Сходство характера эволюции мягких рентгеновских Новых 159
VIII Приложение
165
ОГЛАВЛЕНИЕ
Список иллюстраций
1.1 Общий вид обсерватории RXTE. Стрелками показаны три научных прибора
- ASM, РСА, HEXTE.........................................................28
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 А т241..................................................................29
1.3 Схема отдельного детектора HEXTE. Показаны коллиматор, калибровочный источник рекгеновского излучения Ат241, сцинтилляцконный кристалл \!al(Tl), кристалл Cs/(i\a), фотоумножитель, магнитная защита...................30
1.4 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 40 - 400
кэВ осенью 1991 г. .......................................................36
1.5 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 40 - 400
кэВ 12-14 октября 1992 г..................................................37
1.6 Спектры GX 339-4, полученные телескопом СИГМА в диапазоне 40 - 400
кэВ весной 1994 г.........................................................38
1.7 Эволюция параметров спектра GX 339-4 в диапазоне 40 - 400 кэВ во время вспышек» 1991, 1992 и 1994 гг. .................................................39
1.8 Широкополосные (2 - 300 кэВ) спектры GX 339-4 в различных спектральных состояниях .................................................................40
1.9 Зависимость жесткости спектра GX 339-4 в диапазоне 40- 150 кэВ от уровня флуктуаций потока (rms2) в том же диапазоне в полосе частот 10~2 - 10-1 Гц..................................................................41
2.1 Кривая блеска GRS 1915+105 в диапазоне 2-12 кэВ поданным наблюдений монитора всего неба (ASM) орбитальной рентгеновской обсерватории RATE. Даты наблюдений источника приборами РСА и HEXTE отмечены треугольниками. Эти наблюдения были выбраны с целью исследования поведения источника во время состояния с низкой светимостью и переходов между состояниями...............................................................52
10 СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
2.2 Характерные широкополосные энергетические спектры GRS 1915+105 в единицах £(£)/12 во вспышечном состоянии с высокой светимостью (а) и в состоянии с низкой светимостью (б) поданным приборов РСА и HEXTE. Закрашенные и открытые кружки на рис. (а) представляют спектры источника во “вспышке” и в “выключенном" состоянии соответственно.....................54
2.3 Эволюция параметров энергетического спектра GRS 1915+105 во время наблюдения РСА 7 ноября 1996 г. (для аналитической аппроксимации спектра использовались модели излучения "многоцветного” аккреционного диска с характерной температурой Txoß (см. текст) и степенной закон (/(£) ~
Е~а, Е - энергия фотона, q - фотонный индекс), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении NuL = 5x1022 см~'2). Каждая точка соответствует усреднению данных за 16-секундные интервалы. Вклад мягкой компоненты равен отношению светимости мягкой спектральной компоненты излучения к полной светимости в диапазоне энергий 3-20 кэВ, скорректированных на межзвездное поглощение...................55
2.4 Эволюция параметров энергетического спектра GRS 1915+105 в диапазоне 3-20 кэВ по данным РСА (для аналитической аппроксимации спектра использовались модели излучения “многоцветного" аккреционного диска с характерной температурой TXOß (см. текст) и степенной закон (/(£) ~ Е~а), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении NhL = 5x1 О22 см~2). Вклат мягкой компоненты равен отношению светимости мягкой спектральной компоненты излучения к полной светимости в диапазоне энергий 3-20 кэВ, скорректированных ка межзвездное поглощение. Данные наблюдений 7 и 23 октября, а также 7 и 19 ноября 1996 г. представлены несколькими точками по причине сильной переменности источника в этих наблюдениях.....................................................57
2.5 Эволюция параметров высокоэнергичной части спектра источника GRS 1915+105 в диапазоне 20- 150 кэВ по данным прибора HEXTE; (а) -аппроксимация степенным законом /(£) ~ Е~°, Е - энергия фотона, а -фотонный индекс; (б, в) - аппроксимация степенным законом с экспоненциальным завалом /(£) ~ E~aexp(-E/Ecut), Е - энергия фотона, а - фотонный индекс, Ecut ~ энергия завала). Треугольниками показана верхняя граница рабочего диапазона HEXTE в случаях наблюдений, когда завал в спектре источника не детектировался прибором....................................58
2.6 Зависимость наклона высокоэнергичной части спектра источника GRS 1915+105 от уровня рентгеновской светимости в диапазоне 3-50 кэВ Заштрихованные к открытые кружки отражают результаты аппроксимации данных степенным законом и степенным законом с экспоненциальным завалом соответственно............................................................59
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
11
2.7 Спектры мощности GRS 1915+105 поданным наблюдений РСА: (а) - во вспышечном состоянии с высокой светимостью; (б) - при переходе между состояниями (вклад мягкой компоненты в общую светимость довольно мал);
(в) - при переходе между состояниями (вклад мягкой компоненты в общую светимость достаточно велик); (г) - номинальное состояние с низкой светимостью....................................................................67
2.8 Зависимость между' центральной частотой QPO-пика в спектре мощности GRS 1915+105 и уровнем рентгеновского потока от источника в диапазоне 3-20 кэВ и болометрического потока в мягкой компоненте энергетического спектра, скорректированных на Галактическое межзвездное поглощение для наблюдений 7 (открытые кружки) и 28 (закрашенные кружки) ноября 1996 г. Каждая точка представляет данные, усредненные за 16-48 сек интервалы............................................................................ 68
2.9 Схематическое представление модели, использовавшейся для аналитической аппроксимации широкополосного спектра мощности излучения GRS 1915+105 в диапазоне 0.05 - 50 Гц в единицах / х (/ras/mean)2 /Гц, где/
- частота, па примере наблюдения 19 декабря 1996 г. Вклады частотно-ограниченных компонент (BLN) и Лоренцсвых компонент, аппроксимирующих QPO-пики, изображены с помощью точечных и штриховых линий соответственно..............................................................69
2.10 Параметры аппроксимации спектров мощности источника GRS 1915+105 как функции центральной частоты основного пика QPO (диапазон энергий 2 - 13 кэВ). Открытые кружки соответствуют наблюдениям, покрывающим период переходов между состояниями (до 28 ноября 1996 г.); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью..............................74
2.11 То же самое, что и рис. 2.10, но для диапазона энергий 13 - 60 кэВ..........75
2.12 Полная относительная среднеквадратичная амплитуда флуктуаций потока
(rrns) и относительная rms частотно- ограниченной компоненты (BLN)
спектра мощности источника (диапазоны энергий 2- 13 и 13-60 кэВ) как функции рентгеновского потока в диапазоне 3 - 20 кэВ. Открытые кружки соответствуют наблюдениям в период перехода между состояниями (23.10.1996 - 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 -25.04.1997)................................................... 76
2.13 Полная относительная среднеквадратичная амплитуда флуктуаций потока (rms) и относительная rms частотно-ограниченной компоненты (BLN) спектра мощности источника (диапазон энергий 13-60 кэВ) как функция потока в жесткой спектральной компоненте в диапазоне 3-20 кэВ. Открытые кружки соответствуют наблюдениям в период перехода между состояниями (23.10.1996 - 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 - 25.04.1997)................................................ 76
12
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИИ
2.14 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности GRS 1915+105 и болометрическим потоком в мягкой спектральной компоненте, полученным по результатам аппроксимации энергетического спектра (см. текст) для наблюдений в ноябре 1996 г. - апреле 1997 г. Открытые кружки соответствуют наблюдениям, в период перехода между состояниями (23.10.1996 - 28.11.1996); закрашенные кружки соответствуют состоянию с низкой светимостью и возврату в состояние с высокой светимостью (28.11.1996 - 25.04.1997). Большие кружки отражают данные, усредненные за целое наблюдение, маленькие кружки — данные, усредненные за 16 - 80 секундные интервалы.....................................77
3.1 Временные истории рентгеновского потока GRS 1915+105 в период вспы-шечного состояния в диапазоне энергий 2-30 кэВ (верхние панели рисунка), соответствующие коэффициенты жесткости спектра, равные соотношению потоков в энергетических диапазонах 13 — 30 и 2 — 13 кэВ (13 — 30 keV)/(2 - 13 keV) (средние панели рисунка) и динамические спектры мощности (нижние панели рисунка) для наблюдений 7 октября 1996 г. (левая часть рисунка) и 30 октября 1997 г. (правая часть рисунка). Пик QPO в спектре мощности источника выглядит как ’U’- образная черпая полоса на изображении динамического спектра мощности.........................................81
3.2 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+105 при переходе из “жесткого" в "мягкое" состояние во время наблюдения 7 октября 1996 г. Толстыми линиями и буквами "А” и “В” в верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “А” и “В”-интервалы обозначают “жесткое” и "мягкое" состояния соответственно................................................................82
3.3 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+ 105 при переходе из "жесткого" в "мягкое" состояние во время наблюдения 19 июня 1996 г. Толстыми линиями и буквами "А” и "В" ei верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “А" и "В"-интервалы обозначают "жесткое" и “мягкое" состояния соответственно................................................................83
3.4 Изменение свойств энергетического спектра и спектра мощности GRS 1915+105 при переходе из “жесткого” в “мягкое" состояние во время наблюдения 30 октября 1997 г. Толстыми линиями и буквами “А” и “В” в верхней части рисунка отмечены временные интервалы, которым соответствуют приведенные в нижней части рисунка энергетические спектры и спектры мощности. “А" и “В”-интервалы обозначают “жесткое” и “мягкое" состояния соответственно................................................................84
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
13
3.5 Левая часть рисунка: Эволюция параметров аппроксимации энергетического спектра GRS 1915+105 (см. описание модели в тексте) в наблюдении 7 октября 1997 г. (яркое вспышечное состояние, временное разрешение 16 сек). Первые ~ 600 сек наблюдения соответствуют “жесткому” состоянию, которое сменяется “мягким" состоянием (переход 2 типа). На верхней панели рисунка изображено изменение потока в мягкой компоненте, на средней панели - изменение наклона жесткой спектральной компоненты и на нижней панели - изменение характеристической цветовой температуры мягкой спектральной компоненты. Правая часть рисунка: То же самое, но с временным разрешением 4 сек.......................................................85
3.6 Зависимость параметров аналитической аппроксимации энергетического спектра дня нескольких наблюдений GRS 1915+105 во вспышечном состоянии (Total flux’ - полная светимость в диапазоне энергий 3-20 кэВ; 'Soft component flux’ - болометрический поток в мягкой спектральной компоненте; ’Soft ratio’ - вклад мягкой компоненты в полную светимость в диапазоне энергий 3-20 кэВ; 'kTSOß — цветовая температура мягкой компоненты ) от соответствующего значения центральной частоты QPO-пика (’QPO centroid frequency’)...........................................................89
3.7 Связь между длительностью “жесткого" состояния и соответствующей минимальной частотой QPO для набора наблюденй GRS 1915+105 в ярком вспышечном состоянии (Табл. 3 I) (данные для первой группы наблюдений (см. объяснение в тексте) представлены в левой части рисунка-, данные для второй группы изображены в правой части рисунка). Зависимости tvisc ос. характерного времени вязкой эволюции внутренней границы раднационно-доминированного диска от кеплеровской частоты на этой границе при темпах аккреции т ~ 0.11(а/0.1)-,/2(?«/33)-2/3 и т ~
0.17(а/0.1)—1/2(ггг/33)“2/3 показаны с помощью штриховой и точечной линий соответственно 90
3.8 Динамические спектры мощности GRS 1915+105, соответствующие первой (18/06/1997, верхняя часть рисунка) и второй группам наблюдений (30/10/1997, нижняя часть рисунка). Ожидаемая зависимость центральной частоты QPO от времени, полученная в рамках модели вязкой эволюции положения внутренней границы радиациоыно-домннированного аккреционного диска приведена в виде белых линий, наложенных на наблюдаемый трек QPO....................................................................90
4.1 Схема двухкомпонентной модели аккреционного потока в вблизи компактного объекта в системе GRS 1915+105.............................................93
14
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
4.2 Поверхностная плотность звездной массы в Галактике в модели Бакалла и Сонсйры (Bahcall 1986) как функция расстояния до земного наблюдателя для различных условий наблюдения. Толстая линия соответствует наблю дению всей небесной сферы, тонкая линия — наблюдению прямоуголь ной площадки неба размером 10° х 10°, центрированной в направленш на Центр Галактики, точечная линия — наблюдению прямоугольной пло щадки неба размером 10е х 10°, центрированной в направлении на точку • галактическими координатами: / = 20°; Ь = 0°...............................
4.3 Ожидаемое соотношение числа источников М$юмл/Ма11> открытых телеско пом СИГМА в области Центра Галактики ~ 10° х 10° и рентгеновскими мо ниторами всего неба (WATCH, BATSE), как функция положения центра ] характерной ширины Гауссовой функции светимости транзнентных источни ков. Чувствительность на детектирование новых источников принята равно! 100 мКраб и 300 мКрабдля прибора СИГМА и мониторов всего неба соот нетственно.................................................................
4.4 Широкополосные спектры галактических кандидатов в черные дыры в “вы coKOM”/”cBepxBb!COKOM" спектральном состоянии по данным орбитальных обсерваторий RXTE и EXOSAT. Сплошные линии представляют собой ана литическую аппроксимацию данных моделью комптонизацнн низкоэнергич ного излучения на сходящемся потоке аккрецируемого вещества вблизи чер ной дыры...................................................................
100
102
109
5.1 Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35 - 150 кэВ 22 -20 сентября 1994 г. Контуры соответствуют уровню значимости в 3,5,7... стандартных отклонений.........................................................114
5.2 Рентгеновские кривые блеска KS/GRS 1730-312 в диапазонах 2-10 (д), 10-27 (б) и 35- 150 (в) кэВ, полученные телескопами ТТМ и СИГМА в сентябре 1994 г. (данные ТТМ взяты из работы Бороздина и др., 1995). ... I 17
5.3 Широкополосные (2 - 300 кэВ) спектры KS/GRS 1730-312 (по данным телескопов ТТМ и СИГМА) (данные ТТМ взяты из работы Бороздина и др.
1995), полученные в сентябре 1994 г.: 22 - 23 сентября (а), 24 - 25 сентября (б), 26 - 27 сентября (в) 1994 г. Сплошные линии соответствуют моделям, наилучшим образом аппроксимирующим данные: комптонизнрованное излучение (Сюнясв/Гитарчук. 1980X«. б); двухкомпонентная модель, состоящая из излучения оптически непрозрачного аккреционного диска и степенного закона (в). Штриховые линии приведены для сравнения и отображают аппроксимацию данных 22 - 23 сентября (kТс х 26 кэВ, т « 3.6)...........120
5.4 Кривые блеска KS/GRS 1730-312 (а, б) и рентгеновской Новой 1991 г. в созвездии Мухи (в, г) в стандартном {а, в) и жестком (б, г) рентгеновских диапазонах. Данные прибора ТТМ по KS/GRS 1730-312 взяты из работы Бороздина и др. (1995), данные телескопа СИГМА и обсерватории ГИ11ГА по Новой 1991 г. в созвездии Мухи заимствованы из работ Гильфанова и др. (1991) и Китамото и др. (1992) (Новая в созвездии Мухи была впервые зарегистрирована 8 января 1991 г)..............................................121
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
15
5.5 Спектры КЗЛЖЗ 1730*312 (а, в) и рентгеновской Новой 1991 г. в созвездии Мухи (б, г)(в единицах Е2хЦЕ» в момент появления источников (а, в) и вблизи максимума рентгеновской светимости источников несколько дней спустя (б, г). Поведение спектра Новой в созвездии Мухи 9-- 10 января 1991 г. в стандартном рентгеновском диапазоне (штриховая линия на рис. 66) показано по данным обсерватории ГИНГА из работы Китамото и др., (1992). Данные телескопов ТТМ и АРТ-П в мягком рентгеновском диапазоне (2 - 30 кэВ) взяты из работ Бороздина и др. (1995) и Гребенева и др.
(1992)...................................................................... 122
6.1 Кривая блеска GRS 1739-278 в стандартном рентгеновском диапазоне (2 - 12 кэВ), полученная поданным монитора всего неба (ASM) орбитальной обсерватории RXTE. По оси времен отложены усеченные Юлианские даты:
TJD = JD~ 2450000, поток от источника приведен в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности. Даты наблюдений источника приборами РСА и HEXTE обсерватории RXTE отмечены штрихами в верхней части рисунка........................................................................123
6.2 Примеры широкополосных энергетических спектров и спектров мощности GRS 1739-278 в период “сверхвысокого” (левая часть) и “высокого”
{правая часть) состояний поданным приборов РСА и HEXTE.................124
7.1 Изображение области Центра Галактики в диапазоне 35 - 75 кэВ 14-28 марта 1997 г. поданным телескопа СИГМА. Контуры соответствуют уровню значимости рентгеновского потока в 3, 4, 5, ... стандартных отклонений, координатная сетка соответствует эпохе 1950 г....................................128
7.2 Временные истории рентгеновкого потока источника GRS 1737-31 в диапазонах энергии 35 - 75, 75 - 150 и 35 - 150 кэВ в марте 1997 г. по данным телескопа СИГМА....................................................................129
7.3 Кривая блеска GRS 1737-31 в стандартном рентгеновском диапазоне (2 -12 кэВ) поданным прибора РСА и рентгеновского монитора ASM орбитальной обсерватории RXTE (Cui et al. 19976).........................................129
7.4 Энергетические спектры источников GRS 1737-31 (закрашенные кружки), 1Е 1740-292 {открытые кружки) и GRO J1744-28 {открытые квадраты) в единицах F{E) х Г2, полученные в результате наблюдений телескопом СИГМА в марте 1997 г. Данные, соответствующие
1Е 1740-292. домножены на 0.1...........................................131
7.5 Широкополосные энергетические спектры источников GRS 1737-31 {закрашенные кружки - данные телескопа СИГМА; закрашенные квадраты - данные RXTE/РСА (Marshall et al. 1997)). Лебедь X-1 (открытые кружки - данные телескопа СИГМА и обсерватории ASCA) и GRO J1744-28 {открытые квадраты - данные приборов СИГМА и ТТМ). Данные прибора ТТМ взяты из работы Александровича и др. 1997.................132
- Київ+380960830922