Переменность компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах

Введение.
Часть 1.
глава 1.
глава 2.
глава 3.
Литература к части 1
Часть 2.
глава 4.
глава 5.
глава 6.
глава 7.
Литература к части 2
Часть 3.
глава 8.
Литература к части 3
Заключение.
Приложение.
СОДЕРЖАНИЕ
РОССИЙСКАЯ
ГОСУДАРСТВЕННАЯ
БИБЛИОТЕКА
9030 - О 5
стр.
3
/быстрые• ре /прениекие траюиепты: интегральное 10
распределешк и основные классы источника«
Интегральное распределение быстрых рентгеновских 11
т/юнзиентов вида 1о^(И) - ЬДБ) (число событии-интегральный поток)
Рентгеновское излучение гамма-всплесков и их вклад в 29
распределение быстрых рентгеновских транзиентов
Дефицит рентгеновских всплесков первого рода от двойных 42 систем с малым темпом аккреции
58
Переменность излучения маюмассивных рентгеновских 62
двойных систем на больших временных масштабах
Долговременная переменность рентгеновского и злучения 63
в маюмассивных двойных системах.
Десятилетнее повышение рентгеновского потока барстера 76 4С!1724-307 в шаровом скоплении Терзан 2.
Долговременные наблюдения пекулярной рентгеновской 86
Новой ХТЕ У/550-56)4.
Долговременные наблюдении рентгеновских барстеров 99
с малой светимостью
112
Оптими зация рентгеновского монитора для наблюдений 116
быстрых рентгеновских транзиентов.
Рентгеновский монитор МОХЕ и его оптимизация 118
133
134
140
2
И в небе и в земле сокрыто больше, Чем снится вашей мудрости, I 'орацио.
Шекспир. Гомлет, принц датский.
Введение
Небо в рентгеновском диапазоне отличается исключительной изменчивостью в широком интервале временных масштабов. Одним из классов источников, которые вносят наибольший вклад в наблюдаемую переменность, являются аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры. Однако многочисленные и разнообразные по своим характеристикам импульсы рентгеновскою излучения - рентгеновские транзиенты -генерируются не только рентгеновскими двойными. Это могут быть как активные звезды поздних классов, некоторые молодые звезды, так и взрывы сверхновых, с которыми, вероятно, связаны всплески гамма-излучения.
Рентгеновские транзиенты сильно различаются по своим характеристикам. Это и рентгеновские вспышки активных звезд длительностью в десятки секунд, с энергетическим спектром мягче 2-3 кэВ и полным энерговыделением -10'2 эрг, И вспышки рентгеновских Новых, длительностью до нескольких месяцев и даже лет, со спектром фотонов, простирающимся до нескольких сотен кэВ, и полной энергетикой -1044 эрг. В максимуме вспышки излучение рентгеновской Новой увеличивается в миллионы раз и может по своей интенсивности превышать рентгеновское излучение всех других компактных рентгеновских источников родительской галактики. Недавно было найдено, что гамма-всплескам могут сопутствовать всплески рентгеновского излучения, с полным энерговыделением до 1052 эрг. Рентгеновское излучение слабопеременных, т.е. не транзиентных компактных рентгеновских источников, также отличается сильной переменностью. Причем может меняться как интенсивность, так и энергетический спектр излучения. Иногда такие изменения показывают периодический характер, иногда происходят спонтанно в непредсказуемые моменты времени.
Изучение особенностей переменности рентгеновского излучения является ключевым фактором как для понимания процессов формирования рентгеновского излучения, так к для выяснения свойств самих компактных объектов. Для его исследования применяются специальные инструменты - рентгеновские мониторы. Рентгеновский монитор должен обладать возможностью зарегистрировать, локализовать и, желательно, получить информацию об энергетическом спектре и
изменении во времени рентгеновского излучения произошедшего события, и как можно скорее передать эту информацию, чтобы можно было осуществить наблюдение данного события специализированными высокочувствительными телескопами, как в рентгеновском, так и в других диапазонах энергетического спектра. Так как •*
рентгеновские транзиенты и изменения в излучении слабопеременных источников происходят в непредсказуемые моменты времени, а для транзиентов ив *
непредсказуемой точке на небе, то идеальный рентгеновский монитор должен наблюдать все небо все время. Однако в силу многочисленных технических ограничений, до недавнего времени рентгеновские мониторы были способны наблюдать одновременно только небольшую область неба. При этом различные области на небе наблюдались с различной длительностью и периодичностью.
Такие ограниченные и нерегулярные наблюдения привели к тому, что наиболее часто регистрировались и, как следствие, оказались хорошо изучены явления средней (недели - месяцы) длительности. Тогда как более короткие (секунды-дни) и более длительные (месяцы-годы) события, и как следствие, процессы, отвечающие за их возникновение, изучены достаточно плохо. По этой же причине плохо изучена переменность на длинных масштабах времени у большинства не транзиентных *■
источников. Поэтому исследование переменности компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах могут оказаться весьма интересными.
В области малых времен одной из задач, которая представляет большой интерес, является выяснение природы коротких рентгеновских транзиентных явлений, так называемых быстрых рентгеновских транзиентов (БРТ). К быстрым рентгеновским транзиентам обычно относят события длительностью меньше одного дня и большим отношением потока в максимуме вспышки к постоянному уровню рентгеновского потока. Такие события неоднократно наблюдались различными экспериментами, и было высказано предположение, что их природа может быть связана с компактными объектами, такими как активные звезды или рентгеновские двойные.
Известно, что звезды и катаклизмические переменные генерируют мощные рентгеновские вспышки. Например, спутник ВсрроБАХ наблюдал в диапазоне 2-10 кэВ вспышку от активной двойной Ал голь, с пиковым потоком более 100 мКраб и ►
длительностью более 2*1 (Тс. Вспышки меньшей амплитуды и меньшей длительности происходят гораздо чаще. Исследование распределения ярких вспышек от вспыхивающих звезд поможет понять, насколько применимы модели возникновения таких вспышек, которые обычно являются экстраполяцией Солнечных моделей.
4
Недавно было показано, что протозвезды и звезды до-главной последовательности, которые, возможно, имеют аккреционные диски, также генерируют рентгеновские вспышки. К таким звездам, например, относится т Тельца. Их рентгеновские вспышки достигают светимости 1033 эрг/с, иногда превышая болометрическую светимость в спокойном состоянии.
Нейтронные звезды со слабым магнитным полем - рентгеновские барстеры также являются источником ярких рентгеновских вспышек. Характерной чертой рентгеновских барстеров является генерация коротких мощных всплесков рентгеновского излучения - так называемых рентгеновских всплесков I - рода, которые являются результатом термоядерных взрывов на поверхности нейтронных звезд. Конкрегный механизм образования рентгеновских всплесков 1-рода сильно зависит от темпа аккреции и состава аккрецирующего вещества. Известно, что существует сильная связь между темпом аккреции на нейтронную звезду и частотой рентгеновских всплесков I - рода, и она хорошо изучена при светимостях выше ~5*1035 эрг/с. Так как частота генерации всплесков быстро падает с уменьшением темпа аккреции, то теория предсказывает, что время между последовательными всплесками может достигать десятков лет, тогда как энерговыделение в момент такого редкого всплеска может существенно отличаться от того, которое происходит в момент генерации обычных всплесков. Однако экспериментально поведение барстеров при низких светимостях и свойства всплесков от таких слабоаккрецирующих барстеров изучены существенно хуже.
Одним из наиболее ярких проявлений переменности рентгеновских двойных являются вспышки рентгеновских Новых. В моменты вспышки рентгеновские Новые увеличивают свою светимость на несколько порядков и в течение нескольких месяцев становятся одними из ярчайших источников на небе в рентгеновском диапазоне. Около 75% кандидатов в черные дыры, известных в настоящее время, находится в источниках, которые проявляли себя как рентгеновские Новые. За 35 лет наблюдалось около 50 Новых, причем каждая вспышка обычно длилась -100-200 дней. Особый интерес представляет изучение плохо исследованной фазы начального нарастания светимости до достижения первичного максимума. При быстрой регистрации сигнала о появлении рентгеновской Новой и проведении наблюдений в широком диапазоне энергий можно было бы получить важные ограничения на фундаментальные свойства аккрецирующего объекта и механизмы, вызывающие возникновение аккреционных нестабильностей в рентгеновских Новых. Существуют также двойные системы, которые генерируют пекулярные рентгеновские выбросы, длительность которых существенно короче, чем у
классических рентгеновских Новых. Переменность такого типа очень сложно зарегистрировать современными рентгеновскими мониторами. Показательно, что рентгеновский монитор АБМ на борту обсерватории ЯХТЕ пропустил несколько мощных вспышек У4641 Ядг, являющегося кандидатом в черные дыры.
Наиболее очевидным примером короткого транзиентного события являются гамма-всплески. В результате измерений излучения гамма-всплесков в рентгеновском 4
диапазоне, проведенных спутником Пш§а, и открытием рентгеновских послесвечений гамма-всплесков спутником ВерроБАХ стало очевидно, что гамма-всплески могут излучать значительную часть энергии в рентгеновском диапазоне. Это излучение совпадает по времени с гамма-всплеском (мгновенное рентгеновское излучение) и продолжается после окончания гамма-всплеска (рентгеновское послесвечение).
Большое разнообразие характеристик гамма-всплесков и их послесвечений объясняется как физическими свойствами источника гамма-всплесков и окружающей среды, так и геометрией гамма-всплеска (коллимированный или изотропный), что вместе с открытием послесвечений гамма-всплесков в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах стало мощным стимулом для развития теорегических моделей. Открытие недавно спутником ВерроЭАХ рентгеновских вспышек, похожих на гамма-всплески, но *
не сопровождающихся заметным гамма-излучением, показывает, что рентгеновские транзиенты, подобные или связанные с гамма-всплесками, могут занимать заметную долю среди БРТ, наряду с активными звездами и рентгеновскими двойными.
Однако, как правило, качество экспериментальных данных не позволяло определить характеристики БРТ с хорошей точностью и. следовательно, однозначно определить источник БРТ. До настоящего времени нет надежных определений классов источников, которые генерируют БРТ. как нет информации об их относительном вкладе в статистику БРТ. Вероятно, что некоторыми из источников БРТ являются экзотические (малочисленные или редко себя проявляющие) классы источников.
Данные о таких классах (или опенки их численности и других характеристик) могут быть получены из анализа распределения БРТ.
В области более длительных временных масштабов, только после запуска спугника ЯХТЕ, сгало возможным проведение долговременных достаточно регулярных наблюдений большого числа слабопеременных компактных источников »
рентгеновского излучения. Это открывает возможность исследовать переменность рентгеновского излучения на временных масштабах, сравнимых и дольше характерного вязкого времени акреционного диска. Что, в свою очередь, дает шанс получить
6
информацию не только о строении аккреционного диска, но, например, оценить размеры двойной системы.
Изучение длительных рентгеновских транзиентов, их эволюция на больших масштабах времен, может оказаться важным для построения теоретических моделей, описывающих повеление таких источников. Например, ряд популярных моделей, описывающих такой феномен, как рентгеновские Новые, проверялись на способность описать данные наблюдений источника А0620-00 - классической маломассивной двойной системы, содержащей черную дыру. Однако известно, что многие рентгеновские Новые, содержащие черные дыры, демонстрируют заметно более сложное поведение, отличающееся от поведения А0620-00. Если бы имелись качественные данные наблюдений таких пекулярных рентгеновских Новых, то их также можно было бы использовать для проверки теоретических моделей.
С практической стороны нужно отметить, что в последнее время, после запуска новых высокочувствительных рентгеновских обсерваторий «ХММ-Ньютон», «Чандра», астрофизической обсерватории «Интеграл», появились новые возможности для изучения переменности рентгеновского излучения компактных источников на малых и больших временных масштабах. Так как программы наблюдений этих обсерваторий составляются на длительное время, и только малая часть наблюдательного времени выделяется для наблюдений транзиентных явлений, для эффективной реализации этих возможностей требуется тщательное предварительное планирование наблюдений. Для планирования будущих наблюдений трудно переоценить важность систематизации и анализа данных наблюдений рентгеновских транзиентов. С другой стороны, детальная информация о свойствах переменности компактных рентгеновских источников во всем интервале временных масштабов необходима при разработке новых рентгеновских мониторов. Наличие такой информации может существенно повлиять на выбор схемы эксперимента. А создание высокочувствительного, широкоугольного эксперимента необходимо для получения большой однородной базы данных БРТ.
Целью данной работы является исследование различных аспектов переменности компактных рентгеновских источников. Изучение распределения и состава быстрых рентгеновских транзиентов по архивным данным большого числа различных экспериментов. Исследование пекулярных рентгеновских транзиентов на сверх-долгих (месяцы-годы) временных масштабах. Исследование переменности не транзиентных рентгеновских источников в широком временном диапазоне. Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдения БРТ.
Содержание работы. Диссертация состоит из введения, трех мастей, заключения и приложения.
Первая часть диссертации состоит из трех глав и посвящена исследованию свойств быстрых рентгеновских транзиснтов (БРТ) - коротких, но энергичных «
гранзиентных явлении, происходящих на малых масштабах времени (секунда - день).
В 1-и главе, используя архивные данные большого числа различных экспериментов, '
найдены параметры распределения БРТ вида 1ок(М)-1о£(5) между частотой возникновения БРТ и их интефальным потоком. Обсуждается форма распределения 1ок(!ч')-1о£(5) и предлагаются наиболее вероятные классы источников, вносящих вклад в данное распределение. В главе 2 легально обсуждается рентгеновское излучение гамма-всплесков, связь между гамма-всплесками и БРТ и проводится опенка доли БРТ, вызванных гамма-всплесками. В главе 3 получено Офаничение на число рентгеновских всплесков 1-рода от рентгеновских барстеров с постоянной светимостью ВХ< 1-2% от Эллингтоновской. Из этого результата можно либо получить ограничение на число рентгеновских барстеров с малым темпом аккреции, либо на частоту возникновения рентгеновских всплесков 1-рода от таких источников. Основные результаты, полученные в данной части, могут быть найдены в Арефьев и др. (2003) и в Емельянов **
и др. (2001).
Вторая часть диссертации состоит из четырех глав и посвящена переменности компактных рентгеновских источников на больших временных масштабах. В главе 4 исследована долговременная переменность рентгеновского излучения ряда слабопеременных маломассивных двойных. В их спектрах мощности на низких частотах имеется слом, причем величина частоты слома коррелирует с орбитальным периодом двойной системы. Показано, что величина частоты слома в спектре мощности рентгеновского излучения может дать важную информацию о структуре внешних частей аккреционного диска. В главе 5 исследована переменность пекулярного рентгеновского барстера 411 1724-307 за 30 лет наблюдений. В главе 6 исследована долговременная переменность пекулярной рентгеновской Повой, галактического микроквазара - ХТЕ Л 550-564. В отличие от обычных рентгеновских Новых, содержащих черные дыры, ХТП Л 550-564 продемонстрировал последовательность из нескольких вспышек с уменьшающейся энергетикой, причем в *
каждой последующей вспышке спектральная эволюция рентгеновского излучения существенно упрощалась. В главе 7 представлены наблюдения постоянного излучения рентгеновских барстеров с постоянной малой светимостью. Это источники того же типа, поиск рентгеновских всплесков от которых был проведен в главе 3. Показано, что
8
на протяжении ~20 лет эти источники не демонстрировали длительных эпизодов со светимостью, превышающей Эддингтоновскую более чем на несколько процентов. Основные результаты, полученные в данной части, могут быть найдены в Арефьев, • Гильфанов (2004); Емельянов и др. (2002); Арефьев и др. (2004), Арефьев,
Александрович (2004).
*■ Третья часть состоит из одной главы. В ней приводятся результаты
моделирования и предложения по оптимизации рентгеновского монитора МОХЕ по данным, полученным в первой части. Основные результаты, полученные в данной части, могут быть найдены в Бороздин и др. (1999), Арефьев и др. (1990а, 19906), Арефьев, Лавров (2003).
В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации, и кратко сформулированы направления дальнейших исследований. В приложении даны список сокращений и краткое описание основных характеристик астрофизических приборов, чьи данные использовались в работе над диссертацией. Список литературы включает 190 наименований.
ъ
»
♦
9
Хорошо, - сказаі Кот и па этот раз стал исчезать постепенно, начиная с кончика хвоста и кончая ухмылкой, которая еще оста юсь некоторое время после того,
как остальное испарилось.
Кэрол. Алиса в стране чудес.
*
Часть 1.
Быстрые рентгеновские гранзиенты: интегральное распределение и основные классы источников
Практически псе детекторы рентгеновского излучения, проводившие измерения на космических спутниках, регистрировали интенсивные всплески рентгеновского излучения на временных масштабах от нескольких секунд до нескольких часов.
Измеренные пиковые потоки этих всплесков превышали значения в 1 Краб (это поток, эквивалентный потоку, создаваемому источником со спектром фотонов вида К(Е)=М()*К20' в диапазоне энергий 2-10 кэВ; 1 Краб = 2*10* эрг/слГ/с). Данные рентгеновские всплески существенно отличаются от всплесков классических *
рентгеновских транзиентов, которые существуют в активном состоянии в течение недель и месяцев. Всплески затухают быстрее, чем за один день и, обычно, не повторяются. Отношение потоков в максимуме всплеска к верхнему пределу на поток от источника в то время, когда всплеск не наблюдался, составляег сотни и тысячи.
Исторически, рентгеновские всплески, которые продолжались меньше, чем один день и не имели известных постоянных источников, назывались быстрыми рентгеновскими транзиентами (БРТ). Недавно для коротких (менее 1000 сек), но интенсивных рентгеновских всплесков, которые напоминают гамма-всплески, но не имеют заметной гамма-компонеігтьі, был введен новый термин - рентгеновские вспышки (РВ) (Хейзе и др. 2001). В некоторых случаях, например, если временное разрешение эксперимента недостаточно хорошо, бывает трудно различить РВ и БРТ, поэтому в нашем анализе мы будем использовать термин БРТ для всех случаев, кроме тех, когда мы будем непосредственно обсуждать рентгеновское излучение от гамма-всплесков {глава 2).
Вероятно, что существует много различных классов источников, которые »
генерируют БРТ. Различные эксперименты, в которых регистрировались БРТ, предлагают различные объекты, такие как вспыхивающие звезды, компактные объекты. ’
внегалактические источники и рентгеновское излучение от гамма-всплесков (см. Пай и МакХарди 1983 (ПМ83). Амбрустср и Вуд 1986 (АВ86), Кастро-Тирадо и др. 1999
10
(KT99)) в качестве источников ВРТ. Однако все еще нет ясного понимания природы источников БРТ, количественный вклад этих нескольких возможных источников БРТ все еще неизвестен, и возможно открытие новых неизвестных источников БРТ. Открытие широкоугольными рентгеновскими камерами спутника BeppoSAX длительного рентгеновского излучения от гамма-всплесков, так называемою послесвечения гамма-всплесков (Пиро и др. 1998), и сильного рентгеновского излучения непосредственно в момент гамма-всплеска спутником Ginga (Штромайер и др. 1998) и рентгеновским монитором WATCH спутника ГРАНАТ (Сазонов и др. 1998), показывает, что некоторые из быстрых рентгеновских транзиентов связаны с гамма-всплесками.
Глава 1.
Интегральное распределение быстрых рентгеновских транзиентов вида log(N) - log(S) (число событий- интегральный поток)
І.І.Интегрильноераспределение вида число событий - интегральный поток
Интегральные распределения популяций, в частности распределения 1ок(Ы)-1о§(а)> это распределения вида:
где ^(>а) обозначает количество событий, в которых значение измеренного параметра ‘а’ принимает значение от 'а' до бесконечности, обычно используются в астрофизике, когда необходимо исследовать свойство популяции как целою (Ли и Петросян 1996, Петросян и Ли 1996). Особенно удобны такие распределения, если общее число измеренных событий, например БРТ, относительно невелико, а диапазон их значений, наоборот, велик. В таком случае дифференциальные распределения оказываются плохо обусловленными (Бевингтон и Робинзон, 2003), и единственным способом получить
надежную оценку распределения параметров популяции является построение интегральных распределений.
Хотя зарегистрировано уже много БРТ, у нас все еще отсутствует большой однородный набор данных об этих событиях, так как каждый детектор наблюдал малое число таких событий, а характеристики различных детекторов заметно не совпадали.
N(>a)= da
а мм
(П.)
II
Таким образом, мы попытались собрать данные от нескольких, зачастую весьма
различающихся экспериментов, и на их основе оценить статистику появления БРТ. Для
этого мы будем строить интегральное распределение БРТ типа Ior(N) - lo%(S) - число
БРТ с интегральным потоком выше некоторого значения как функция от этого *
параметра. Мы выбрали в качестве распределения зависимость от интегрального
потока, т.к. при наличии данных с плохим временным разрешением, оно менее 4
подвержено систематическим ошибкам, чем зависимость log(N)-log(F) - полное число
событий от измеренного пикового потока. В последнем случае гораздо более жесткие
требования накладываются на точность определения формы кривой блеска БРТ для
тою, чтобы гарантировать, что в процессе измерения был измерен именно пиковый
поток, а не поток излучения от источника, когда он еще не достиг максимума или уже
пошел на спад.
1.2.Эксперимен мал ьпые дан пые
Для построения распределения log(N) - lo^(S) мы использовали каталоги БРТ, *
полученные по данным рентгеновского монитора на спутнике Апе!-5, двух рентгеновских детекторов большой плошади на спутнике НЕДО-1, жесткого рентгеновского монитора WATCH на спутнике ГРАНАТ, а также данные наблюдений спутников ROSAT и Einstein.
Ariel-5 ПМ83 опубликовали каталог БРТ. зарегистрированных в энергетическом диапазоне 2-18 кэВ с помощью рентгеновского монитора на спутнике Ariel-5. Эти события были зарегистрированы в течение одной или нескольких 100-минутных орбит спутника. Поток, измерявшийся быстро-вращавшимся спутником, интегрировался в 100-минутные точки и дает хорошую оценку полной энергии, испущенной БРТ. Таким образом, кривые блеска имеют 100-минутное временное разрешение. Предельная чувствительность на уровне 5сг составляла около 20 мКраб за 100 мин. ПМ83 нашли, что lo%(N)-lo%(F) соотношение для пиковых потоков 27 зарегистрированных БРТ описывается степенным законом с показателем степени -0.8±0.5. ILM83 оценили общее ♦
число таких БРТ выше их порога детектирования как 130-180 событий в год на всем небе.
12