Анализ и интерпретация временных и спектральных характеристик рентгеновского излучения галактических кандидатов в черные дыры тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

1 Инструменты и наблюдения

1.1 Телескоп СИГМА обсерватории "Гранат".

1.2 Телескоп ТТМ обсерватории МИР - КВАНТ.

1.3 Обсерватория RXTE.

1.3.1 Прибор РСА.

1.3.2 Прибор HEXTE.

II Наблюдения GX 339

1.4 Введение.

1.5 Наблюдения телескопом СИГМА в 1990-1994 гг.

1.5.1 Наблюдения 1990 года.

1.5.2 Вспышка 1991 года.

1.5.3 Вспышка 1992 года

1.6 Эволюция спектра источника во время вспышек.

1.7 Связь между жесткостью спектра и уровнем флуктуаций жесткого рентгеновского потока

1.8 Механизм возникновения вспышек.

III Наблюдения GRS 1915+

2 GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью

2.1 Введение.

2.2 Наблюдения

2.2.1 Эволюция параметров энергетического спектра.

2.3 Эволюция характера переменности.

2.3.1 Аналитическая аппроксимация спектров мощности.

2.4 Корреляция спектральных и временных параметров

2.5 Корреляции ме>вду спектральными и временными свойствами.

2.6 Обсуждение.

3 GRS 1915+105 во вспышечном состоянии

3.1 Наблюдения.

3.1.1 Спектральный анализ.

3.1.2 Временной анализ.

3.2 Классификация состояний.

3.2.1 Переходы между состояниями.

3.2.2 Эволюция спектральных и временных параметров.

3.3 Корреляция свойств спектральной и временной эволюции в период "жестких" состояний.

3.4 Корреляция между длительностью "жестких" состояний и соответствующей частотой QPO в спектре мощности.

3.5 QPO и "жесткие" состояния, как возможные проявления динамической и вязкой эволюции аккреционного диска.

4 Модель аккреционного потока в GRS 1915+

4.1 Наблюдательные предпосылки.

4.2 Модель аккреционного потока.

IV Пространственное распределение рентгеновских Новых

4.3 Введение.

4.4 Пространственное распределение галактических рентгеновских Новых.

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 4U 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 ИХТЕ. 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 Лт241 .29

1.3 Схема отдельного детектора HEXTE. Показаны коллиматор, калибровочный источник ренгеновского излучения Am241, сцинтилляционный кристалл NaI(Tl), кристалл CsI(Na), 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 в 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 Ю-2 ю-1 Гц.41

2.1 Кривая блеска GRS 1915+105 в диапазоне 2-12 кэВ по данным наблюдений монитора всего неба (ASM) орбитальной рентгеновской обсерватории RXTE. 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 мел^ду состояниями.52

2.2 Характерные широкополосные энергетические спектры GRS 1915+105 в единицах F(E)E2 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 Tsoß (см. текст) и степенной закон (f(E) ~ Е~а, Е — энергия фотона, а — фотонный индекс), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении NhL = 5 х 1022 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 Tsoß (см. текст) и степенной закон (f(E) ~ Е~а), величина Галактического межзвездного поглощения была зафиксирована на значении N^L = 5 х 1022 см~2). Вклад мягкой компоненты равен отношению светимости мягкой спектральной компоненты излучения к полной светимости в диапазоне энергий 3-20 кэВ, скорректированных на 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~а, Е — энергия фотона, а — фотонный индекс; (б, в) — аппроксимация степенным законом с экспоненциальным завалом f(E) ~ 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 и открытые кружки отражают результаты аппроксимации данных степенным законом и степенным законом с экспоненциальным завалом соответственно.59

2.7 Спектры мощности GRS 1915+105 поданным наблюдений РСА: (а) — во вспышечном состоянии с высокой светимостью; (б) — при переходе меяеду 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 (rms/mean)2 /Гц, где/ — частота, на примере наблюдения 19 декабря 1996 г. Вклады частотно-ограниченных компонент (BLN) и Лоренцевых 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 Тоже самое, что и рис. 2.10, но для диапазона энергий 13-60 кэВ.75

2.12 Полная относительная среднеквадратичная амплитуда'флуктуаций потока (rms) 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

2.14 Зависимость меледу 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 черная 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" 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.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

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 для 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. 3.1) (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 осf^7^ характерного времени вязкой эволюции внутренней границы радиационно-доминированного диска от кеплеровской частоты на этой границе при темпах аккреции т ~ 0.11(а/0.1)1/2(га/33)2/3 и т ~ 0.17(а/0.1)-1/2(т/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 радиационно-доминированного 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

4.2 Поверхностная плотность звездной массы в Галактике в модели Бакалла и Сонейры (Bahcall 1986) как функция расстояния до земного наблюдателя для различных условий наблюдения. Толстая линия соответствует наблюдению всей небесной сферы, тонкая линия — наблюдению прямоугольной площадки неба размером 10° х 10°, центрированной в направлении на Центр Галактики, точечная линия — наблюдению прямоугольной площадки неба размером 10° х 10°, центрированной в направлении на точку с галактическими координатами: I = 20°; b = 0°.100

4.3 Ожидаемое соотношение числа источников A'sigma/^aii> открытых телескопом СИГМА в области Центра Галактики ~ 10° х 10° и рентгеновскими мониторами всего неба (WATCH, BATSE), как функция положения центра и характерной ширины Гауссовой функции светимости транзиентных источников. Чувствительность на детектирование новых источников принята равной 100 мКраб и 300 мКраб для прибора СИГМА и мониторов всего неба соответственно.102

4.4 Широкополосные спектры галактических кандидатов в черные дыры в "высоком"/" сверхвысоком" спектральном состоянии по данным орбитальных обсерваторий RXTE и EXOSAT. Сплошные линии представляют собой аналитическую аппроксимацию данных моделью комптонизации низкоэнергичного излучения на сходящемся потоке аккрецируемого вещества вблизи черной дыры.109

5.1 Изображение области Галактического Центра в диапазоне 35 - 150 кэВ 22 — 26 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 (а), 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). . . .117

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: комптонизированное излучение (Сюняев, Титарчук, 1980)(а, 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 (kTe и 26 кэВ, т и 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 ГИНГА 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

5.5 Спектры KS/GRS 1730-312 (а, в) и рентгеновской Новой 1991 г. в созвездии Мухи (б, г)( в единицах Е2 х F(E)) 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. по данным 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) по данным прибора РСА и рентгеновского монитора ASM орбитальной обсерватории RXTE (Cui et at. 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 Е2, 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/PCA (Marshall et al. 1997)), Лебедь X—1 (открытые кружки — данные телескопа СИГМА и обсерватории 4SG4) и GRO J1744-28 (открытые квадраты — данные приборов СИГМА и ТТМ). Данные прибора ТТМ взяты из работы Александровича и др. 1997. 132

8.1 Слева:Временные истории рентгеновского потока (в единицах потока от Крабовидной туманности) от ХТЕ J1748-288 во время вспышки 1998 г. Открытые кружки в верхней части рисунка соответствуют данным монитора всего неба (ASM) в диапазоне энергий 1.3 - 12 кэВ, заштрихованные кружки в верхней и нижней частях рисунка соответствуют результатам измерений прибора РСА орбитальной обсерватории RXTE в диапазонах энергий 3- 15 и 15-30 кэВ. Вдоль оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = JD- 2440000. Справа: Широкополосные энергетические спектры ХТЕ J1748—288, соответствующие различным спектрально-временным состояниям, наблюдавшимся в процессе вспышки 1998 г. . . . .135

8.2 Широкополосные спектры мощности ХТЕ J1748—288, соответствующие различным спектрально—временным состояниям, наблюдавшимся в процессе вспышки 1998 г. .136

8.3 Схематическое представление модели, использовавшейся для аппроксимации широкополосных спектров мощности ХТЕ J1748—288 (в единицах / х (rms/mean)2/Hz) в "сверхвысоком" спектральном состоянии на примере наблюдения 10 июня 1998 г. Вклады частотно—ограниченной компоненты и Лоренцевых компонент, аппроксимирующих QPO—пики, изображены с помощью штриховой и точечных линиий соответственно. Врезка в левом верхнем углу демонстрирует отличие профиля QPO—пиков от профиля Лоренца.137

8.4 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности источника (полная амплитуда переменности и характеристическая частота слома частотно—ограниченной компоненты — левая часть рисунка; относительная среднеквадратическая амплитуда частотно—ограниченной шумовой компоненты и основного QPO—пика в диапазоне частот 0.02- 150 Гц — правая часть рисунка) ХТЕ J1748-288 в "сверхвысоком" состоянии как функции центральной частоты основного пика QPO.139

8.5 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности ХТЕ J1748—288 и интегральной относительной среднеквадрати-ческой амплитудой переменности в этом QPO, полученная по результатам аналитической аппроксимации спектров мощности и энергетических спектров источника, аккумулированных за 256—с временные интервалы.140

8.6 Зависимость между центральной частотой основного пика QPO в спектре мощности ХТЕ J1748—288 в "сверхвысоком" состоянии и потоком в мягкой компоненте энергетического спектра в диапазоне энергий 3 — 25 кэВ, полученная по результатам аналитической аппроксимации спектров мощности и энергетических спектров источника, аккумулированных за 256—сек временные интервалы.140

9.1 Долговременная кривая блеска 4U 1630—47 в стандартном рентгеновском диапазоне (2 — 12 кэВ), полученная по данным 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.144

9.2 Временные истории рентгеновского потока от 4U 1630—47 во время вспышки 1998 г. в стандартном рентгеновском диапазоне (две верхние панели, данные монитора всего неба (ASM) и прибора РСА орбитальной обсерватории RXTE) и в диапазоне энергий 12-30 кэВ (нижняя панель, данные прибора РСА). По оси времен отложены усеченные Юлианские даты: TJD = Л) - 2450000., поток от источника приведен в стандартных единицах потока от Крабовидной туманности. Границы последовательных спектрально—временных состояний источника отмечены с помощью точечных линий.145

9.3 Характерные примеры широкополосных энергетических спектров 4U 1630—47 в период начального нарастания и максимума вспышки 1998 г. Закрашенные и открытые кружки отражают данные приборов РСА и HEXTE соответственно. . 146

9.4 Эволюция параметров аппроксимации энергетического спектра 4U 1630— 47 в период вспышки 1998 г. 'Soft fraction' обозначает вклад мягкой спектральной компоненты в полный поток в диапазоне энергий 3-20 кэВ, а 'Flux'* — полный поток от источника в том же диапазоне энергий, скорректированный на эффекты межзвездного поглощения (в единицах х Ю-8 эрг с"1 см'2).147

9.5 Характерные примеры широкополосных спектров мощности 4U 1630—47 в единицах/ х (rms/mean)2/Гц в период вспышки 1998 г. .149

9.6 Эволюция основных параметров спектра мощности 4U 1630-47 в период вспышки 1998 г., совмещенная с эволюцией рентгеновского потока (верхняя часть рисунка). Закрашенные и открытые кружки в верхней части рисунка соответствуют полному потоку в диапазоне энергий 3 — 20 кэВ и болометрическому потоку в мягкой спектральной компоненте. 'Total rms' — обозначает полную среднеквадратическую амплитуду переменности в диапазоне частот 0.01 - 128 Гц. Нижние панели рисунка демонстрируют эволюцию центральной частоты и амплитуды переменности нескольких QPO— компонент спектра мощности источника.150

9.7 Сходство свойств энергетического спектра и спектра переменности 4U 1630—47 на начальном этапе вспышки 1998 г. (левая половина рисунка) и GRS 1915+105 в состоянии с низкой светимостью (правая половина рисунка). Энергетические спектры и спектры мощности источников представлены в верхней и нижней частях рисунка.151

9.8 Сходный характер переменности рентгеновского потока 4U 1630—47 (верхняя панель), GRO J1655—40 (средняя панель) и GRS 1915+105 ( нижняя панель).152

Список таблиц

1.1 Наблюдения GX 339-4 телескопом СИГМА.45

1.2 Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 - 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА в октябре 1992 г.46

1.3 Параметры аппроксимации спектров GX 339-4 в диапазоне 40 - 300 кэВ, полученных телескопом СИГМА весной 1994 г.46

2.1 Наблюдения GRS 1915+105 приборами орбитальной обсерватории RXTE в октябре 1996 г. — апреле 1997 г. .66

2.2 Параметры аналитической аппроксимации спектра мощности источника GRS 1915+105 в диапазоне энергий 2-13 кэВ в период состояния с низкой рентгеновской светимостью и переходов между состояниями. Ошибки и верхние пределы на значения параметров соответствуют уровню в 1а и 2ст. и а\,ос2,аз ~ характеристические частоты слома и показатели степени спадающей части частотно-ограниченных шумовых компонент (см. описание модели в тексте), rmsßiд/ представляет собой сумму rms всех частотно-ограниченных шумовых компонент (BLN) в диапазоне частот 0.05- 50 Гц. Наблюдения с сильной переменностью были разбиты на отдельные части, соответствующие различным диапазонам наблюдаемого потока излучения от источника.70

2.3 То же, что и в Табл. 2, но для энергетического диапазона 13 — 60 кэВ.71

2.4 Параметры аппроксимации спектра мощности источника GRS 1915+105 в период состояния с низкой рентгеновской светимостью и переходов между состояниями, не включенные в Табл. 2 и 3. Jqpo, FWHM — центральная частота и ширина основного пика QPO, rmsf0 — интегральная относительная среднеквадратическая амплитуда флуктуаций в QPO—гармонике с номером п, соответствующим отношению ее центральной частоты к центральной частоте основного QPO-пика.72

2.5 То же, что и в Табл. 4, но для энергетического диапазона 13 — 60 кэВ.73

3.1 Наблюдения GRS 1915+105 прибором РСА орбитальной обсерватории

RXTE в ярком вспышечном состоянии.79

5.1 Наблюдения KS/GRS 1730-312 телескопом СИГМА в сентябре 1994 г. .115

5.2 Параметры аппроксимации спектров GRS/KS 1730-312 в диапазоне 40 —

300 кэВ, полученных телескопом СИГМА 22-27 сентября 1994 г.116

5.3 Параметры аппроксимации широкополосных спектров GRS/KS 1730-312 в диапазоне 2 - 300 кэВ, полученных телескопами ТТМ и СИГМА в ходе совместных наблюдений в сентябре 1994 г. .116

6.1 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности GRS 1739— 278 в "сверхвысоком" (наблюдение 30/03/1996, сумма модели частотно-ограниченной компоненты,двух лоненциан, представляющих QPO, и степенного закона) и "высоком" (наблюдение 25/05/1996, степенной закон) спектральных состояниях .125

7.1 Наблюдения GRS 1737—31 телескопом СИГМА в марте 1997 г. .130

7.2 Параметры аналитической аппроксимации спектров источника GRS 1737— 31, полученных телескопом СИГМА 14-28 марта 1997 г. в диапазоне 40300 кэВ.131

8.1 Наблюдения ХТЕ J1748—288 прибором РСА орбитальной обсерватории RXTE.134

8.2 Параметры аналитической аппроксимации спектров мощности ХТЕ J1748—

288 в диапазоне энергий 2-13 кэВ и интервале частот 0.02- 150 Гц. Ошибки на значения параметров соответствуют уровню в 1 о. rmstotai и rmsBLN представляют собой полную относительную среднеквадратическую амплитуду переменности и относительную среднеквадратическую амплитуду частотно—ограниченной компоненты, проинтегрированные в диапазоне частот 0.02 — 150 Гц, a /qpo и fQpQlder — характеристическую частоту слома частотно— ограниченной компоненты и центральные частоты фундаментальной гармоники QPO и дополнительной Лоренцевой компоненты. rmsqpo> rmsQpo и rmsqpo представляют собой относительные среднеква-дратические амплитуды переменности фундаментальной гармоники QPO, ее субгармоники и второй гармоники. . .138

9.1 Наблюдения 4U 1630—47 приборами орбитальной обсерватории RXTE в период вспышки 1998 г.142

9.2 Параметры аналитической аппроксимации спектра 4U 1630-47 в диапазоне 3-20 кэВ моделью, состоящей из суммы модели оптически толстого "многотемпературного" аккреционного диска (Mitsuda et al. 1984) и степенного закона с коррекцией на эффекты межзвездного поглощения. Ошибки на параметры соответствуют уровню значимости в la для принятой дополнительной систематической ошибки в 1 %. Для описания данных прибора HEXTE использовалась модель степенного закона. В целях повышения значимости данные HEXTE были усреднены в соответствии с датой наблюдений.156

9.3 Характеристики спектра мощности 4U 1630—47 в период вспышки 1998 г. Ошибки на параметры соответствуют уровню значимости в 1 a. rmstotai представляет собой полную среднеквадратическую амплитуду переменности в диапазоне частот 0.02 - 100 Гц, /qpo и rmsQpQ — центральную частоту и амплитуду переменности фундаментальных QPO—пиков.157

СПИСОК ТАБЛИЦ

Введение: рентгеновская астрономия галактических кандидатов в черные дыры

Рентгеновское излучение, возникающее при аккреции вещества на белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, является уникальным источником информации о физических процессах, протекающих в непосредственной близости от компактного объекта, где вещество находится в экстремальных состояниях, недостижимых в современных лабораторных условиях. В свете этого детальный анализ свойств рентгеновского излучения компактных объектов приобретает особое значение.

Галактические транзиентные источники (рентгеновские Новые) представляют собой, пожалуй, самый удобный объект исследования, поскольку они демонстрируют сразу целый ряд состояний, соответствующих различным режимам аккреции на компактный объект. Одновременный анализ свойств энергетического спектра и характера короткопериодической переменности рентгеновского излучения таких систем и их эволюции позволяет получить наиболее полную информацию о физических параметрах и геометрии аккреционного потока, а также о возможных причинах, вызывающих их изменение.

Одновременные наблюдения галактических транзиентных источников приборами орбитальных обсерваторий МИР—КВАНТ и ГРАНАТ впервые позволили проследить эволюцию свойств спектра нескольких рентгеновских Новых в период вспышки в широком энергетическом диапазоне от нескольких кэВ до сотен кэВ, продемонстрировав общность ее характера для разных объектов, относящихся у этому классу.

Запуск орбитальной рентеновской обсерватории ИХТЕ открыл новый этап в исследовании свойств излучения компактных объектов. Рекордная чувствительность, высокое временное разрешение и широкий энергетический диапазон приборов, установленных на борту спутника, позволяет исследовать процессы, происходящие во внутренней части аккреционного потока, на расстояниях порядка нескольких гравитационных радиусов от центрального объекта. Наблюдения прибора РСА открыли возможность изучения эволюции временных и спектральных параметров источников

24 ВВЕДЕНИЕ рентгеновского излучения на временных масштабах вплоть до нескольких секунд. Подробный анализ свойств нескольких рентгеновских Новых позволил установить общность процесса изменения спектра и характера переменности вне зависимости от временного масштаба. Особенно интересна корреляция между спектральными и временными свойствами, в частности, между параметрами мягкой спектральной компоненты и характерными частотами спектра мощности. Наблюдаемая взаимосвязь спектральных параметров и свойств короткопериодической переменности может быть успешно использована для проверки современных теоретических моделей аккреционного потока, включающих взаимодействующие внутреннюю область и окружающий оптически непрозрачный аккреционный диск, в предположении того, что мягкая спектральная компонента возникает в оптически толстом диске, а характерные временные масштабы переменности соответствуют положению границы между вышеупомянутыми областями аккреционного потока.

Наблюдения галактического "микроквазара" GRS 1915+105 в различных спектральных состояниях позволяют исследовать особенности свойств процесса аккреции в системах, демонстрирующих сколлимированные релятивистские выбросы вещества (джеты). Широкий диапазон изменения спектральных и временных свойств источника позволяет проверять современные модели, описывающие геометрические и физические свойства аккреционного потока вблизи черной дыры.