В первую очередь я хочу выразить глубокую благодарность своим учителям: Гордюинну Сергею Алексеевичу, Бега Рудольфу Карловичу и Парфеновой Людмиле Сергеевне. Именно эти люди помогли мне встать на научную стезю.
Деятельность, а тем более формирование современного ученого невозможны без научного коллектива. Мне посчастливилось работать в лучшем, на мой взгляд, - коллективе отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН. Огромное спасибо Александру Лутовинову, Сергею Молькову, Михаилу Ревиивцеву, Алексею Вихлишшу, Роману Кривоносу и многим другим за вашу помощь и п л одот вори ос сотруд 11 и ч ество.
И, конечно же, особую благодарность я хочу выразить моему научному руководителю Сергею Андреевичу Гребеневу. С самых первых моих шагов в астрофизике он чутко и неустанно поддерживал меня и передавал все лучшее, чем гордится российская астрофизическая школа.
Посвящается моим родителям
(
Содержание
Введение 5
I ОРБИТАЛЬНЫЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ 9
1 ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ 11
1.1 ГРАНАТ.................................................... И
1.1.1 Телескоп АРТ-П ..................................... 11
1.2 RXTE..................................................... 13
1.2.1 Детектор PC А....................................... 13
1.2.2 Детектор HEXTE...................................... 14
1.2.3 Монитор всего неба ASM.............................. 14
1.3 ИНТЕГРАЛ................................................. 15
1.3.1 Телескоп IBIS....................................... 16
1.3.2 Рентгеновский монитор JEM-X......................... 18
II МОДЕЛИРОВАНИЕ СПЕКТРОВ ЯРКИХ МАЛОМАССИВНЫХ ДВОЙНЫХ 21
2 СПЕКТРАЛЬНАЯ МОДЕЛЬ BDLE 23
2.1 Введение................................................. 23
2.2 Спектр пограпелоя........................................ 24
2.3 Модель с чериотсльным диском............................. 25
2.4 Спектр центральной области диска......................... 26
2.5 Наблюдения............................................... 28
2.6 Обсуждение .............................................. 29
III РЕНТГЕНОВСКИЕ БАРСТЕРЫ 31
3 MX 0836-42 33
3.1 Введение................................................. 33
3.2 Наблюдения и анализ данных............................... 33
3.3 Спектр постоянного излучения............................. 38
3.4 Рентгеновские всплески................................... 42
3.5 Обсуждение .............................................. 48
4 KS 1731-260 51
4.1 Введение ................................................ 51
4.2 Наблюдения............................................... 53
4.3 Спектр постоянного излучения............................. 54
4
СОДЕРЖАНИЕ
4.4 Рентгеновские всплески....................................... 59
4.5 Обсуждение .................................................. 63
5 ЄХ 354-0 (4И 1728-34) 65
5.1 Введение..................................................... 65
5.2 Наблюдения................................................... 66
5.3 Рентгеновские всплески....................................... 68
5.4 Спектр постоянного излучения................................. 72
5.5 Обсуждение .................................................. 80
IV КАТАЛОГ РЕНТГЕНОВСКИХ ВСПЛЕСКОВ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА ІВІБ/ІБСКІ ОБСЕРВАТОРИИ ИНТЕГРАЛ ЗА 2003-2005 гг 83
6 КАТАЛОГ РЕНТГЕНОВСКИХ ВСПЛЕСКОВ 85
6.1 Введение..................................................... 85
6.2 Наблюдения и методы обработки данных ........................ 87
6.3 Результаты .................................................. 88
6.3.1 Новый рентгеновский баретер........................... 90
6.3.2 Раисе известные барстеры ............................. 90
6.3.3 Другие источники всплесков............................ 121
6.4 Обсуждение....................................................121
Заключение 123
ВВЕДЕНИЕ
Еще в 30-х годах XX века, вскоре после открытия нейтрона, было предсказано существование нейтронных звезд с радиусом ~ 10 км и плотностью, близкой к ядерной. Мощные гравитационные и магнитные поля, сверхвысокие плотности вещества и излучения, достижимые вблизи нейтронных звезд, делают их уникальными естественными лабораториями для исследования физических процессов в экстремальных условиях и проверки современных теорий.
Многие нейтронные звезды входят в состав двойных систем и излучают в рентгеновском и гамма-диапазонах за счет аккреции вещества звезды-спутника. Такие рентгеновские системы можно подразделить па два класса: массивные и маломассивные (в англоязычной литературе приняты аббревиатуры НМХВ и LMXB соответственно). Маломассивиыс двойные рентгеновские системы, т.е. системы, состоящие из аккрецирующей нейтронной звезды и оптической звезды-спутника, принадлежащей к позднему спектральному классу и имеющей массу порядка солнечной, образуют достаточно многочисленную группу среди рентгеновских источников Галактики. В качестве компактного объекта в такой системе может выступать либо нейтронная звезда, либо черная дыра звездной массы. Далее мы рассматриваем LMXB-системы, компактным объектом в которых является нейтронная звезда. Свойства таких систем сильнейшим образом зависят от величины магнитного поля нейтронной звезды. Можно выделить два типа источников: молодые системы с сильным магнитным полем (В ~ 1012 Гс) и сравнительно старые системы со слабым полем (В ~ 109 Гс). Первые в подавляющем большинстве являются пульсарами, т.е. рентгеновскими источниками, от которых регистрируются периодически повторяющиеся импульсы излучения. Нас будут интересовать системы со слабым полем. Этот тип объектов очень разнообразен в своих проявлениях. Излучение, регистрируемое от таких объектов, может характеризоваться рентгеновскими всплесками (длительностью от нескольких секунд до десятков минут), мощными продолжительными вспышками (длящимися дни и даже месяцы), динами (резкими провалами на кривой блеска), наконец, квазппериодичсскими осцилляциями потока излучения. От нескольких таких объектов были обнаружены килогсрцсвые квазипериодиче-скне и когерентные пульсации, свидетельствующие о том, что нейтронные звезды в этих системах вращаются со скоростью несколько сот оборотов в секунду.
Большинство "слабых" LMXB, светимость которых составляет L ~ 103(i -1037 эрг/с, являются барстсрами, т.е. источниками, дсмоистри-рующими всплески рентгеновского излучения. Величина постоянного потока излучения от них, как правило, в несколько раз меньше, чем от "ярких" источников.
Теоретические модели рентгеновских всплесков основываются на рассмотрении процесса аккреции вещества на нейтронную звезду. Предложено два сценария всплеска. В одном энергия для вспышки черпается из ядерной энергии, запасенной в аккрецирующем веществе, выпавшем на поверхность нейтронной звезды. Во втором - высвобождается гравитационная потенциальная энергия па-
6
ВВЕДЕНИЕ
дающего вещества. Существуют весомые доказательства того, что рентгеновские всплески I рода, характеризующиеся быстрым подъемом и медленным экспоненциальным спадом потока излучения, происходят за счет термоядерной неустойчивости оболочки нейтронной звезды. Неустойчивость аккреционного потока, вероятно, является причиной всплесков II рода, наблюдаемых, например, от известного источника “Быстрый барстер” (411 1730-335).
В простой физической картине потенциальное ядернос топливо в виде водорода и гелия аккрсцирует на нейтронную звезду с оптического компаньона. По мерс накопления аккреционного вещества па поверхности звезды оказываемое им высокое давление приводит к возникновению ядерных реакций» конечным результатом которых является образование ядер железа с плотностью р < 1011 г см“3. Переход в железо при широком диапазоне внешних условий носит взрывной характер. Из-за температурной зависимости скорости ядерных реакций эти слои подвержены термической неустойчивости, возникающей в результате экзотермических реакций. Высвобожденная ядериая энергия выносится на поверхность и становится причиной непродолжительных (порядка десятков секунд) рентгеновских вспышек - всплесков.
Термоядерная модель успешно описывает основные черты рентгеновских всплесков, в частности, малое время возрастания интенсивности излучения до максимума (~ 1 с), долгое время квазиэкспоненциалыюго спада (~ 15 - 300 с), периоды повторения вспышек (несколько часов), энерговыделенис ( /V Ю39_ 1040 эрг), отношение энергии, выделяемой между всплесками, к энергии, выделяемой во время всплеска, ~ 100 - 1000 , и смягчение спектра по мерс спада интенсивности излучения. Сравнение экспериментальных данных с предсказаниями теории позволяет определить параметры, характеризующие область взрыва, — поверхность нейтронной звезды.
Постоянное излучение аккрецирующих нейтронных звезд со слабым магнитным нолем формируется в двух геометрически разделенных областях вблизи звезды. Во-первых, это пограничный слой, который образуется в месте соприкосновения аккреционного диска и поверхности нейтронной звезды. Эиерго-выделепие в погранслое связано с резким уменьшением скорости аккрецирующего вещества с ксплеровской скорости на внутренней границе диска Пк = (СМ//?3)1/2 до значительно меньшей скорости П вращения самой звезды. На единицу массы вещества энерговыделенис составляет 0.5/?2П*2 = 0.5А/(7//?. Во-вторых, это собственно аккреционный диск, излучающий за счет гравитационной энергии падающего вещества. Здесь выделяется тоже 0.5А/(7/Я (в пределе ньютоновской гравитации), т.е. светимости погранслоя и аккреционного диска должны совпадать.
Разделение двух спектральных компонент и определение физических параметров системы стало важнейшей проблемой при исследовании постоянного рентгеновского излучения маломассивных рентгеновских двойных. Недавно было предложено выделять излучение погранслоя из общего спектра излучения системы с помощью частотно-разрешенной рентгеновской фурьс-спсктроскопнн (|21|). Предполагалось, что излучение аккреционного диска должно характеризоваться меньшей степенью хаотической псрсмен-ности по сравнению с излучением погранслоя в диапазоне фурье-частот / > 0.5 - 1 Гц и может вносить свой! вклад в общую переменность потока излучения лишь в области малых фурье-частот. Считая спектр излучения погранслоя равным перенормированному частотно-разрешенному спектру, что верно с заранее неизвестной точностью, можно разделить две компоненты спектра.
Во второй главе диссертации предлагается способ решения дайной задачи.
7
Структура диссертации
Диссертация состоит из четырех частей.
Первая часть диссертации состоит из одной главы, лосвящ£ниой краткому описанию орбитальных обсерваторий ГРАНАТ, RXTE и ИНТЕГРАЛ и технических характеристик приборов в составе этих обсерваторий, данные с которых были использованы в работе.
Вторая часть диссертации состоит из одной главы, посвященной описанию спектральной модели BDLE, предложенной для аппроксимации спектров рентгеновского излучения ярких маломассивных рентгеновских двойных систем, содержащих нейтронную звезду со слабым магнитным полем в качестве компактного объекта. Модель учитывает две спектральные компоненты, связанные с излучением пограничного слоя, образующегося в месте соприкосновения аккреционного диска и поверхности нейтронной звезды, и излучением собственно диска. Компоненты связаны между собой соотношением светимостей (в ньютоновском случае — просто равенством, отсюда название модели: Boundary layer — Disk Luminosity Equality). Поэтому форма и нормировка формирующихся интегральных спектров полностью определяются лишь четырьмя параметрами: темпом аккреции, наклонением диска, температурой внешних слоев погранслоя и радиусом нейтронной звезды. Спектр погранслоя полагается комптонизован-11ым - вшювеким либо тепловым, модифицированным рассеянием в экспоненциальной атмосфере. Существенно, что при рассматриваемых значениях темпа аккреции излучение центральных областей диска также является вииовским, с температурой, заметно большей его эффективно]! температуры.
Модель BDLE была адаптирована для использования с известным пакетом HEAsoft и успешно применена к аппроксимации спектров, измеренных у реальных рентгеновских источников.
Третья часть диссертации состоит из одной главы, посвященной изучению отдельных барстеров, т.е. маломассивных двойных систем, содержащих нейтронную звезду со слабым магнитным полем в качестве компактного объекта, в потоке рентгеновского излучения от которых наблюдаются всплески. Рассмотрены временное и спектральное повеление барстеров МХ0836-42, KS1731-260 и GX354-0 в спокойном состоянии и во время всплеска.
Четвертая часть диссертации состоит из одной главы, которая посвящена поиску всплесков от рентгеновских барстеров по данным телескопа IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ, а также исследованию их свойств. Проанализировано более 25 тысяч временных историй наблюдений, проведенных детектором IS-GRI/IBIS в диапазоне энергий 15-25 кэВ. Обнаружено более 1900 всплесков, 390 из которых удалось отождествить с известными источниками рентгеновского излучения. Открыт один рапсе неизвестный рентгеновский источник - бар-стер. Проведен подробный анализ более 60 всплесков, зарегистрированных от рентгеновского барстера GX354-0: исследованы статистические распределения числа всплесков по их длительности, уровню максимального потока и периоду рекуррентности.
ВВЕДЕНИЕ
Часть I
ОРБИТАЛЬНЫЕ
РЕНТГЕНОВСКИЕ
ОБСЕРВАТОРИИ
Глава 1
ПРИБОРЫ ОРБИТАЛЬНЫХ РЕНТГЕНОВСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ
1.1 ГРАНАТ
1.1.1 Телескоп АРТ-П
Астрономический рентгеновский телескоп АРТ-П (рис. 1.1) с кодирующей апертурой, созданный совместными усилиями отдела Астрофизики Высоких Энергий ИКИ РАН и бывшего Особого Конструкторского Бюро ИКИ РАН (г. Бишкек), является одним из двух основных телескопов обсерватории ГРАНАТ, которая работала на высокоапогейной орбите (начальная высота апогея 200000 км, перигея - 2000 км) с 1 декабря 1989 г. но 1998 г. Телескоп состоит из четырех идентичных модулей, каждый из которых в свою очередь состоит из позиционно-чувствительного детектора, кодирующей маски и коллиматора. В табл. 1.1 приведены основные технические параметры телескопа. Конструкция телескопа АРТ-П основана на геометрии с полным кодированием. Используется многомотивная URA маска (4x4 мотива), при этом на входном окне детектора помещается 3x3 мотива. Оригинальная конструкция телескопа обеспечивала полное кодирование во всем поле зрения, позволяя при этом компенсировать искажения, связанные с затенением стенками коллиматора.В качестве позиционно-чувствительного детектора используется мпогопроволочиая пропорциональная камера. Более подробное описание телескопа АРТ-П, его конструкции и принципов работы можно найти в работе [45].
Полезное время наблюдения телескопом АРТ-П определялось размером выделяемой бортовой памяти на данный сеанс (максимальный объем ~14 Мбайт, обычно использовалось 7 Мбайт) п интенсивностью источника (источников) в иоле зрения. При наблюдении фиксировались координаты прихода каждого фотона на детектор, его энергия и момент прихода. Это позволяло проводить точную локализацию, тайминг и спектрометрию источников, а также восстанавливать рентгеновское изображение участка неба, оказавшегося в поле зрения. По накоплении ~ 10* событий (5 байт/событие) наблюдение прерывалось на 25 с для передачи информации в бортовую память. В среднем прерывание происходит примерно раз в 150-170 с. в зависимости от яркости наблюдаемого источника. При совместной работе с телескопом СИГМА наблюдения прерывались каждый час на ~ 12 мин для передачи информации из телескопа СИГМА в долговременную память. "Мертвое" время детектора АРТ-П составляет ~ 580 мке
- Киев+380960830922