•РОССИЙСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ БИБЛИОТЕКА .
ток -оо
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 особенно его руководителю, академику 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 N13-2 Лос Аламосской Национальной Лаборатории (НьюМексико, США).
Во время работы над диссертацией автор получал поддержку от Российского Фонда фундаментальных исследований, /ЛТЛ5 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 23
1.1 Обсерватория RXTE......................................................... 25
1.1.1 РСА............................................................... 25
1.1.2 HEXTE.............................................................. 27
1.2 Обсерватория Гранат. Телескоп SIGMA....................................... 28
1.3 Научный комплекс «Квант» орбитальной станции «Мир».Телескоп ТТМ. .. 28
II Рентгеновские Новые 31
2 GRS 1739-278 33
2.1 Введение................................................................. 33
2.2 Наблюдения и обработка данных............................................ 33
2.3 Локализация.............................................................. 34
2.4 Кривая блеска источника.................................................. 35
2.5 Энергетический спектр ................................................... 36
2.6 Обсуждение............................................................... 40
2.7 Заключение............................................................. 44
2.8 Литература . . ......................................................... 45
3 XTEJ1755-324 47
3.1 Введение................................................................. 47
3.2 Наблюдения обсерватории “Гранат”......................................... 49
3.3 Эволюция по данным обсерватории RXTE..................................... 50
3.4 Дальнейшая эволюция источника........................................... 53
3.5 Обсуждение............................................................... 55
3.6 Литература............................................................... 57
4 GS 1354-644 59
4.1 Введение................................................................. 59
4.2 Переменность ........................................................... 59
4.2.1 Кривая блеска источника............................................ 59
4.2.2 Быстрая переменность............................................... 60
4.2.3 Модель “вспышечного шума” - Shot noise.......................... 52
4.2.4 Фазовые задержки в кривых блеска GS1354-644 ....................... 65
6
ОГЛАВЛЕНИЕ
4.3 Энергетический спектр ...................................................... 65
4.3.1 Спектральная эволюция................................................. 68
4.3.2 Зависимость амплитуды переменности от энергии ........................ 70
4.4 Заключение.................................................................. 71
4.5 Литература................................................................. 72
5 Микроквазар ХТЕ Л1748-288 77
5.1 Введение.................................................................... 77
5.2 Наблюдения и анализ ........................................................ 77
5.3 Результаты................................................................. 79
5.3.1 Аппроксимация энергетических спектров................................ 79
5.3.2 Эволюция источника во время всплеска.................................. 80
5.4 Литература................................................................. 82
III Аномальная рентгеновская Новая С1 Сат/ХТЕ .Ю421 +560 85
6.1 Введение.................................................................. 87
6.2 Кривая блеска источника .................................................. 88
6.3 Энергетический спектр .................................................. 89
6.4 Обсуждение................................................................ 91
6.5 О природе вспышки ХТЕ Л0421 +560 ......................................... 99
6.6 Заключение................................................................102
6.7 Литература.................................................................ЮЗ
IV Барстер-пульсар SAX J 1808.4-3658 105
7 Вспышка SAX J 1808.4-3658 107
7.1 Введение.................................................................107
7.2 Результаты...............................................................108
7.3 Обсуждение................................................................ПО
7.3.1 Пульсарный механизм излучения?..................................... 110
7.3.2 Кривая блеска в рентгеновском диапазоне.............................111
7.3.3 Формирование спектра................................................112
7.4 Литература...............................................................113
8 Профиль импульса SAX J 1808.4-3658 115
8.1 Введение..................................................................Н5
8.2 Релятивистские искажения.................................................116
8.3 Результаты наблюдений....................................................118
8.4 Заключение...............................................................121
8.5 Литература...............................................................121
V Частотные спектры Cyg X* 1 и GX339-4 123
9.1 Введение ...............................................................125
9.2 Наблюдения ..............................................................125
9.3 Метод частотных спектров.................................................126
9.4 Результаты............................................................. 126
9.5 Обсуждение...............................................................128
ОГЛАВЛЕНИЕ
7
9.6 Литература...................................................................130
VI Отражение и переменность: Су5Х-1 и 0X339-4 131
10.1 Введение.....................................................................133
10.2 Наблюдения и анализ,тайных...................................................136
10.2.1 CygX-l ............................................................ 136
10.2.2 0X339-4 ..............................................................137
10.3 Результаты................................................................. 137
10.3.1 СубХ-1................................................................137
10.3.2 0X 339-4 .............................................................141
10.4 Обсуждение...................................................................141
10.4.1 Геометрия потока и простейшая модель зависимости 11-а.................141
10.4.2 Мягкое состояние CygX-l ..............................................144
10.4.3 Частотные спектры ....................................................146
10.5 Заключение...................................................................146
10.6 Литература...................................................................147
ОГЛАВЛЕНИЕ
Список иллюстраций
1.1 Общий вид обсерватории RXTE. Стрелками показаны три научных прибора
- ASM. РСА, HEXTE....................................................... 25
1.2 Схема отдельного пропорционального счетчика PCU. Показаны коллиматор, пропановый «вето» слой, три слоя, снимающих электронный каскад, и ксеноново-метановын «вето» слой (активная защита, основаная на методе' антисовпадений). Снизу встроен искуственный источник рентгеновского из-
лучения /4 т2*1.......................................................... 26
1.3 Схема отдельного детектора НЕХТЕ. Показаны коллиматор, калибровоч-• ный источник радио излучения Ат24[, сцинтилляционный кристалл Л/о/(77), кристалл Сб1(Щ, фотоумножитель, магнитная защита...............................27
2.1 Кривая блеска GRS1739-278 в диапазоне 2-10 кэВ поданным 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 харак-
терным временем 48 дней (44—68 дни после максимума).......................36
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..........................................37
2.3 Спектры GRS1739-278, полученные во время вспышки 1996 г.: ТТМ 1 —
.5 марта (вверху)', ИХТЕ 31 марта (средний спектр)', РСА/РХТН 12 мая (внизу). Сплошные линии показывают аппроксимацию спектров степенным законом с поглощением дня ТТМ (см. таблицу 2.3), двухкомпонентой моделью для РХТЕ (см.табл.2.4)................................................40
10
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
2.4 Эволюция спектра GRS 1739-278. На 5 панелях представлены зависимости от времени следующих параметров аппроксимации спектров, полученных приборами RXTE (сверх)' 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 поданным обзорного .монитора ASM/RXTE (в милликрабах). , . 41
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........................................43
3.1 Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35-75 кэВ (~
10.0° х 10.0°) поданным телескопа СИГМА 16-18 сентября 1997 г. Контуры (отношение амплитуды сигнала к амплитуде шума) нарисованы с За с интервалом 0.5а...............................................•.............49
3.2 Верхняя панель: Кривая блеска источника ХТЕ 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 (5.0-12.2 кэВ)/( 1.3-3.0 кэВ) поданным прибора RXTE/ASM. Параметр жесткости
~ 1.0 примерно соответствует спектру Крабовидной туманности.................50
3.3 Спектры излучения источника ХТЕ J1755-324 в различном состоянии. Спектры на левом и правом рисунках получены по данным спектрометров РСА и HEXTE обсерватории RXTE, на среднем рисунке - по данным RXTE/ASM (1.3-12.2 кэВ) и Транат"/СИГМА (35-150 keV). Открытые кружки на среднем рисунке показывают приблизительный спектр ХТЕ 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 ХТЕ 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.............................................•. . 52
3.4 Спектр мощности источника ХТЕ J1755-324 в двух послених наблюдениям обсерватории RXTF................................................................54
СПИСОК ИЛЛЮСТРЛІ іий II
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 -РСА data (3-20 кэВ), квадраты - HEXTE (20-100 кэВ)....................................................61
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
на 0.5 для ясности.......................................................61
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 ~
0.3 вспышки/сек. . . ;.....................................................63
4.4 Сверху(а): 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 2 (Olive et а!., 1998а). Снизу (b): зависимость от энергии относительной амплитуды переменности потока источников в разных частотных диапазонах (интегрированных до и после слома в спектре мощности). Показаны завися -
мости для потоков вЭ 1354-644 и Су% X-1.....................................66
4.5 Фазовые задержки между кривыми блеска в диапазонах 2-5 кэВ и 5—36
кэВ как функция Фурье частоты...............................................67
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.)...............................68
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....................69
4.8 Отношение спектров СБ1354-644 (наблюдение #4) с большим потоком к спектрам с маленьким потоком (см. текст). Для сравнения приведен также аналогичный спектр для наблюдения Су^ X-1. В обоих случаях более яркому спектру соответствует более мягкий спектр........................................69
5.1 Кривая блеска ХТЕ Л1748-288 во время его вспышки в 1998 г. Сверху - данные ИХТЕ/АБМ (белые кружки, энергетический диапазон 1.3—12.2 кэВ) и РСА (черные кружки, диапазон 3-15 кэВ). Снизу - данные РСА в диапазоне 15-30 кэВ..............................................................79
12
СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ
5.2 Слева: типичные энергетические спектры ХТЕ 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 РСА и ИЕХТЕ соответственно. Справа: Эволюция параметров спектрапъ-ной аппроксимации наблюдений ХТЕ 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. ... 81
6.1 Изображение области неба вокруг ХТЕ 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 предоставлено Эми Миодужевски.....................................................88
6.2 Кривая блеска ХТЕ 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 энергетических каналах. На панелях (г), (д) -кривые блеска ХТЕ J042I +560 по результатам наблюдений РСА и HEXTE, на (ж) - мягкость, вычисленная как отношение потоков от источника в раз-
ных диапазонах РСА......................................................90
6.3 Кривая блеска ХТЕ Л0421 +560 во время первого сеанса наблюдений.
Сплошной линией показана аппроксимация точек функцией вида е~~^, здесь г ^0.56 дня, за 10 взята точка 31.6 марта 1998. Видно, что источник не демонстрирует значимой переменности на масштабах 20—1000 с. Величина х2, посчитанная по используемой модели для 162 точек РСА (низкий рисунок) равна 182. . .....................................................91
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 I % от потока в каждом канале..............92
6.5 Спектр ХТЕ 30421+560 по данным обсерватории РХТЕ на разных ста-
диях 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 х2 для самого яркого спектра. Дня остальных спектров вид кривой сильно не меняется, но амплитуда х2 слегка падает. . . 93
6.6 Слева — Отношение данных к модели, в которой не учитывалась линия
~6.6-6.7 кэВ. Справа — Зависимость положения линии Ее от времени. . 97
6.7 Зависимость меры эмиссии (/ГМ = fN2V) для двух компонент спектра
- излучения облака оптически тонкой плазмы с двумя различными температурами. Сплошными линиями показана зависимость вида £М ~ (/ -50903.6)“° (см. текст). Мера эмиссии приведена в единицах 105в (сі/1 кпк)2 см“3....................................................................98
6.8 Зависимость меры эмиссии двух спектральных компонент от их температур.
Сплошной линией показана степенная зависимость вида ЕМ .....................99
- Київ+380960830922