Рентгеновское излучение от аккрецирующих нейтронных звезд по данным миссий гранат, RXTE и интеграл тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

I Инструментальная часть

1 Инструментальная часть

Инструментальная часть

1.1 Обсерватория ГРАНАТ.

1.1.1 Телескоп АРТ-П обсерватории ГРАНАТ.

1.2 Обсерватория Rossi Х-Ray Timing Explorer.

1.2.1 Детектор РСА.

1.3 Орбитальная обсерватория ИНТЕГРАЛ. 1.3.1 Телескоп IBIS.

1.3.2 ТелескопJEM-X

• 1.3.3 Анализ данных.

II Рентгеновские Барстеры

2 GX3+

GX 3+

2.1 Введение.

2.2 Наблюдения.

2.3 Спектры излучения GX3+1 и их анализ.

2.4 Рентгеновский всплеск.

2.5 Обсуждение.

3 Терзан

Терзан

3.1 Введение.

3.2 Наблюдения.

3.3 Спектр излучения.

3.4 Обсуждение

4 X1916

X1916

4.1 Введение.

4.2 Наблюдения.

4.3 Морфология всплесков и их спектральный анализ.

4.4 Обсуждение

5 Гигантский рентгеновский всплеск в шаровом скоплении Терзан

Терзан

5.1 Введение

5.2 Наблюдения.

5.3 Профиль всплеска и прекурсоров.

5.4 Временная спектроскопия рентгеновского всплеска.

5.5 Интерпретация.

III Спектральная переменность ярких двойных рентгеновских систем

6 вХ 340+ вХ 340+

6.1 Введение.

6.2 Наблюдения и методика анализа.

6.3 Временные и спектральные характеристики.

6.4 Обсуждение

IV Транзиентные рентгеновские источники

7 Ая1 Х

Ая1 Х

7.1 Введение.

7.2 Наблюдения.

7.3 Спектральный анализ.

7.4 Рентгеновские всплески.

8 Пульсар X1901+

X1901+

8.1 Введение.

8.2 Наблюдения.

8.3 Спектры излучения.

8.4 Временной анализ.

Нейтронные звезды были открыты "на кончике пера" в 30-е годы. Еще тогда теоретиками была выдвинута гипотеза о существовании небесных объектов с очень высокой плотностью вещества и с малыми радиусами. Однако обнаружить такие объекты не представлялось возможным, так как остаточное тепловое излучение данных объектов оказывалось очень слабым из-за их малой площади. Таким образом, стало очевидным, что нейтронные звезды могут обнаружить себя только косвенным образом, т.е. должен существовать какой-то более мощный механизм формирования излучения. Одним из таких механизмов может быть аккреция вещества (либо из окружающего пространства, либо со звезды-компаньона в двойной системе) на нейтронную звезду. Расчеты показывали, что эффективная температура такого излучения лежит в рентгеновской области спектра (2-10 кэВ). На тот момент астрономам для наблюдений были доступны только телескопы и приборы, базирующиеся на поверхности Земли. Так как подавляющее число рентгеновских лучей поглощается земной атмосферой, нейтронные звезды оставались вне поля зрения астрономов около тридцати лет. Ситуация кардинально поменялась в 60-е годы, когда получила развитие внеатмосферная рентгеновская астрономия и с баллонов были обнаружены первые внесолнечные источники рентгеновского излучения и существование нейтронных звезд было экспериментально подтверждено. Особенно бурно рентгеновская астрономия начала развиваться в 70-е годы, после того как в 1970 г. был запущен первый научный спутник-обсерватория инили (БАБ-!), работающий в рентгеновской области спектра, приборами которого за два года работы было зарегистрировано 339 рентгеновских объектов.

Дальнейшие исследования показали, что большая часть источников рентгеновского излучения — двойные рентгеновские системы, в которых основное энерговыделение приходится на процесс аккреции — перетекание вещества от нормального звездного компаньона к компактному объекту (нейтронной звезде или черной дыре). При этом оказалось, что наблюдательные проявления двойных рентгеновских систем не одинаковы и зависят от параметров компактного объекта и самой двойной системы. Все двойные рентгеновские системы можно условно разделить на две большие группы — маломассивные двойные рентгеновские системы (в англоязычной литературе принята аббревиатура ЬМХВ) с массой оптической звезды-компаньона М ~ 1 Л4© и массивные двойные рентгеновские системы (НМХВ) с массой компаньона М > 10 М©. Кроме того, свойства двойных систем сильно зависят и от величины магнитного поля нейтронной звезды. Подавляющее большинство систем с сильнозамагниченным компактным объектом (молодые нейтронные звезды, В ~ 1012 Гс) относится к классу НМХВ и проявляет когерентные пульсации в собственном рентгеновском излучении, то есть является пульсарами. Значительная часть двойных систем с массивным оптическим компаньоном является транзиентами, то есть время от времени переходит из своего обычного состояния в состояние с высокой светимостью. Такие переходы у одних систем довольно регулярны, а у других крайне редки, а длительность пребывания в высоком по светимости состоянии может варьироваться от часов до месяцев. Двойные системы со слабозамагниченым компактным объектом (старые нейтронные звезды, В ~ 109 Гс) составляют большую часть всех ЬМХВ. Этот тип объектов очень разнообразен. Излучение, регистрируемое от таких объектов, может характеризоваться различными наблюдательными проявлениями: рентгеновскими всплесками, вызванными термоядерными взрывами на поверхности нейтронной звезды (всплески 1-го типа, их длительность от нескольких секунд до часов) или кратковременными изменениями темпа аккреции (всплески П-го типа, их длительность порядка секунд); мощными продолжительными вспышками (длящимися дни и даже месяцы); резкими провалами на кривой блеска — дипами, вызванными затмениями излучающей области оптическим компаньоном или аккреционным диском; квази пери одическими осцилляциями потока; а также от таких объектов были обнаружены кило-герцевые квазипериодические и когерентные пульсации, свидетельствующие о том, что нейтронные звезды в этих системах вращаются со скоростью несколько сот оборотов в секунду.

Детальное исследование временных историй и спектральных характеристик излучения дает возможность понять, какие процессы происходят в этих системах, где вещество находится в экстремальных условиях (при высоких температурах и высоких давлениях), не достижимых в лабораторных условиях. В частности, очень интересным представляется исследование двойных рентгеновских систем в переходные периоды, когда темп аккреции меняется в несколько раз, либо во время пекулярных событий, таких как термоядерные взрывы, во время которых в системе может быть даже нарушен процесс аккреции.

Часть I

Инструментальная

1. BowyerS., Byram E.T., Chubb TA. et al//Science, 1965, v.147,p.394

2. Hoffman J Л., Marshall H.L., andLewin W.H.G.// Nature, 1978, v.271,p.630

3. Inoue, H.; Koyama, K.; Makishima, K. et al. // Astrophys.J. 1981, v.250, L71

4. Karzas&Latter//ApJS, 1961,v.6,p.167

5. Makishima K., Mitsuda K., Inoue H. et al.// Astrophys.J. 1983, v.267, p.310

6. Molkov 5.K, Grebenev SA., Pavlinsky M.N., Sunyaev RA. // Astrophys. Lett. & Commun. 1999. v.38. p.141-144

7. Pavlinsky M.N., Grebenev S.A., Sunyaev RA.//Astrophys.J. 1994, v.425,p.110

8. Shakura N.I.//Soviet Astronomy-AJ, 1972, v. 16, p.532

9. Sunyaev R., Titarchuk L.G.//Astron. Astrophys., 1980, v.86, p.121

10. Zombeck M.// Handbook of Astronomy and Astrophysics, Second Edition (Cambridge, UK: Cambridge University Press)

11. Я.Б. Зельдович, H.И. Шакура// Астрон. Жури, 1969, т.46, с.225