Исследование аккрецирующих нейтронных звезд с сильным магнитным полем по данным космических обсерваторий тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

□030521Ю

Цыганков Сергей Сергеевич

ИССЛЕДОВАНИЕ АККРЕЦИРУЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЁЗД С СИЛЬНЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ ПО ДАННЫМ КОСМИЧЕСКИХ ОБСЕРВАТОРИЙ

01.03.02. Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2007

003052110

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель:

кандидат физ.-мат. наук,

Лутовинов Александр Анатольевич (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор физ -мат. наук,

Шакура Николай Иванович (ГАИШ МГУ) Гнедин Юрий Николаевич (ГАО РАН)

доктор физ.-мат. наук

Ведущая организация:

Казанский государственный университет, Казань

Защита диссертации состоится 26 марта 2007 г. в 16 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113 02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу:

117997, Москва, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан 21 февраля 2007 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.02 к.ф.-м.к

А.Ю.Ткаченко

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Гипотеза о существовании нейтронных звезд - объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, - была высказана астрономами Вальтером Бааде и Фрицом Цвикки в начале 30-х годов прошлого века (Бааде, Цвикки, 1933), вскоре после открытия нейтрона. Запущенный в 1970 г. спутник инияи обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников - рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие вещество от "своего нормального звездного компаньона (Шрейер и др., 1Э72).

В настоящее время известно около 100 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость (1_~1035-1038 эрг/с), является аккреция вещества; пульсации рентгеновского излучения связаны с тем, что в состав таких систем входят нейтронные звезды с сильным магнитным полем (В~1012 Гс). При таких значениях магнитного поля (которое в первом приближении имеет форму диполя) существует некоторый радиус Яд (называемый альвеновским), на котором давление падающего вещества уравновешивается давлением магнитного поля нейтронной звезды. Вещество не может проникнуть внутрь магнитосферы, вмораживается и стекает по силовым линиям в область полюсов, образуя на поверхности нейтронной звезды два горячих пятна, где захваченное вещество освобождает свою гравитационную энергию, которая высвечивается в рентгеновском и гамма-диапазонах При соответствующей ориентации оси магнитного диполя относительно оси вращения, эти пятна будут периодически появляться на луче зрения, демонстрируя пульсации излучения. Звездами-компаньонами в таких источниках являются звезды ранних спектральных классов (О-В и Ве), поэтому в этих системах, как правило, присутствует сильный звездный ветер, из которого и происходит аккреция, хотя в ряде случаев может образовываться аккреционный диск, наблюдаться двухпотоковая аккреция и т.д., причем на разных стадиях эволюции пульсара тип аккреции может меняться. В соответствии с этим различаются и наблюдательные проявления источников.

Кривые блеска пульсара, его период и профиль импульса, энергетический спектр и их переменность на различных временных масштабах - это единственная информация, которая доступна наблюдателю, и которая может дать представление о параметрах нейтронных звезд, о механизмах формирования излучения, о его взаимодействии с окружающей материей, о конкретном состоянии вещества на разных расстояниях от нейтронной звезды, а также может

быть использована для сравнения с существующими и разработки новых теоретических моделей.

Конечно, описанная выше картина аккреции является очень упрощенной и схематичной; в действительности она оказывается гораздо сложнее и интереснее, о чем говорит, например, огромное разнообразие фазовых кривых блеска (профилей импульса) рентгеновских пульсаров. За время исследования этих объектов разными авторами было сделано множество попыток систематизировать и объяснить наблюдаемые формы профилей импульса, однако, каждый раз находились источники, не описывающиеся существующими моделями Так, например, согласно классификации Булика и др. (2003) каждый пульсар можеУ быть отнесен либо к одно, либо к двух пиковому подклассу профилей. Такая классификация основана на том факте, что в процессе вращения нейтронной звезды наблюдатель видит либо один, либо два магнитных полюса, соответственно. Причем на малых энергиях это различие может быть не столь явным, однако выше -10 кэВ, или в случае пульсаров с циклотронной особенностью - выше циклотронной энергии, можно четко разделить одно и двух пиковые профили.

Однако, как было показано в ряде, в том числе и более ранних, работ (см., например, Ванг и Велтер, 1981; Байт и др., 1983), профили импульса не просто обладают большим разнообразием форм в зависимости от светимости, но и могут в некоторых случаях смещаться вплоть до 180° по фазе с изменением энергетического диапазона (даже в жестких каналах). Кроме зависимости формы профилей импульса от энергетического диапазона (Гнедин, Сюняев, 1973) и собственной светимости источника, они также обладают переменностью на масштабе одного импульса (см., например, Фронтера и др., 1985).

В работах Баско и Сюняева (1976а,б) было показано, что направленность излучения вещества вблизи полярных шапок коренным образом зависит от наличия ударной волны в аккреционной колонке нейтронной звезды. Для ситуации высокой светимости (>1037 эрг/с) влиянием излучения на падающее вещество пренебрегать нельзя, и над поверхностью нейтронной звезды возникает ударная волна, в которой происходит торможение падающего вещества. Излучающая плазма медленно оседает в зоне под ударной волной; излучение, в основном, выходит через боковые стенки аккреционной колонки и имеет пропеллерную диаграмму направленности. В случае более низких светимостей (<1037 эрг/с) вещество тормозится непосредственно вблизи поверхности нейтронной звезды, и карандашная диаграмма направленности излучения будет более вероятна. При некоторых промежуточных светимостях диаграмм^ направленности будет представлять из себя комбинацию пропеллерной и карандашной, также она может меняться в зависимости от энергетического диапазона (Вайт и др., 1983).

Из всего вышесказанного становится понятно, что исследование свойств профиля импульса и его эволюции может дать представление не только о геометрии системы, но и о конкретных физических процессах и условиях вблизи поверхности нейтронных звезд. Вопрос переменности профиля импульса в зависимости от времени, светимости и энергетического диапазона подробно рассмотрен в представленной диссертации на примере некоторых пульсаров.

Важным инструментом в исследовании свойств магнитосферы нейтронных звезд является наблюдение зависимости частоты собственного вращения от светимости пульсара. Во время вспышек у рентгеновских пульсаров происходит значительное увеличение темпа аккреции вещества на нейтронную звезду. В таком случае можно наблюдать ускорение вращения пульсара, что связано с увеличением количества вращательного момента, передаваемого аккрецируемым веществом нейтронной звезде; при этом решающую роль играет величина магнитного поля нейтронной звезды (Гош, Лэмб, 1979).

Корреляция между темпом изменения периода импульса и рентгеновской светимостью во время вспышек установлена к настоящему моменту у целого ряда транзиентных источников (см., например, Галловей и др. 2004, Байкал и др., 2002 и ссылки там). Используя такую зависимость, в диссертации апробирован метод определения расстояния до двойной системы и величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды.

Единственным непосредственным методом измерения величины магнитного поля нейтронной звезды является регистрация циклотронных линий (Гнедин, Сюняев 1974) в спектрах рентгеновских пульсаров.

Электроны, находящиеся в магнитном поле В, будут двигаться по спирали вдоль магнитных силовых линий с Ларморовской частотой:

где 7 - Лоренц-фактор.

При этом движение электронов в направлении, перпендикулярном магнитному полю, квантовано на эквидистантные уровни (уровни Ландау):

цап=пцсос (2)

Из формулы (1) вытекает простое соотношение между наблюдаемой циклотронной особенностью в спектре источника и величиной магнитного поля: Е=11.6хВ12х(1+г)'1 кэВ, где В12 -напряженность магнитного поля в единицах 1012 Гс, г - гравитационное красное смещение. Впервые этим методом было измерено магнитное поле у источника Нег Х-1 (Трюмпер и др. 1978).

Подробные исследования поведения циклотронной линии, в частности, в зависимости от светимости, проведены в настоящей

диссертации на примере нескольких пульсаров. Показана корреляция между величиной циклотронной энергии и собственной светимостью источников. На основании экспериментальных результатов и теории Баско и Сюняева (1976а) получены оценки параметров и свойств аккреционных колонок на полюсах нейтронной звезды.

Несмотря на длительное время изучения, до сих пор не существует убедительной и легко параметризуемой теоретической модели, описывающей спектр аккрецирующих рентгеновских пульсаров. Наиболее распространенная модель, используемая при аппроксимации, является чисто эмпирической и дает форму спектра в виде степенного закона с экспоненциальным завалом (Байт и др., 1983). Для создания физически обоснованной спектральной модели необходим анализ излучения большого числа рентгеновских пульсаров, находящихся в различных состояниях по интенсивности и входящих в состав двойных систем разных классов.

В диссертации приведен обзор спектров рентгеновских пульсаров, наблюдавшихся обсерваторией ИНТЕГРАЛ с декабря 2002 г. по январь 2005 г. Это наиболее полный на сегодняшний день каталог широкополосных (3-100 кэВ) спектров, включающий в себя спектры 35 аккрецирующих рентгеновских и одного миллисекундного пульсаров.

Цель работы

Цель работы заключалась в подробном спектральном и временном анализе свойств излучения, регистрируемого от рентгеновских пульсаров телескопами АРТ-П орбитальной обсерватории ГРАНАТ, IBIS и JEM-X орбитальной обсерватории ИНТЕГРАЛ и спектрометрами РСА и HEXTE орбитальной обсерватории RXTE.

При анализе временных характеристик изучаемых объектов особое внимание уделялось исследованию эволюции профилей импульса и периода собственного вращения нейтронной звезды (пульсаций), их корреляции со светимостью источника. На основании этих данных, используя теорию замагниченной нейтронной звезды, можно оценить такие важные параметры источников, как напряженность магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и расстояние до двойной системы.

При спектральном анализе излучения рентгеновских пульсаров основной задачей являлось исследование зависимости формы энергетического спектра от светимости источников, в частности, величины регистрируемой циклотронной энергии, и определение параметров нейтронной звезды и аккрецируемого вещества, таких как напряженность магнитного поля, структура аккреционной колонки и т.д. Кроме того, для ряда источников, в спектрах которых до сих пор не было

обнаружено циклотронных особенностей, проводился поиск таких особенностей.

При составлении каталога спектров излучения рентгеновских пульсаров основной целью было получение наиболее полного набора спектров одного класса источников с использованием данных, полученных одним прибором (обсерваторией ИНТЕГРАЛ), и обработанных по одной методике. Таким образом исключалось какое-либо влияние систематических особенностей разных приборов и методов.

Научная новизна

Все результаты, представленные к защите, являются новыми.

Впервые подробно исследовано изменение циклотронной частоты со светимостью и показано, что для пульсара V0332+53 она растет линейно с уменьшением светимости так же, как и высота ударной волны в аккреционной колонке. Получены оценки величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и высоты ударной волны в аккрецируемой плазме. Кроме того, впервые показано, что и вторая гармоника циклотронной частоты ведет себя подобным образом.

Показано, что для пульсара 4U0115+63 величина циклотронной частоты также зависит от светимости, однако, эта зависимость имеет более сложную морфологию и в широком диапазоне светимостей не может быть объяснена линейным изменением высоты ударной волны в аккреционной колонке от темпа аккреции.

Впервые обнаружены значительные изменения формы профиля импульса в зависимости от светимости и энергетического диапазона для пульсаров V0332+53 (особенно в районе циклотронной частоты), KS1947+300 и4U0115+63.

Основываясь на модели замагниченной нейтронной звезды, апробирован метод исследования свойств пульсара по изменению темпа его ускорения/замедления во время вспышек. Используя данный метод, впервые получены оценки величины магнитного поля пульсара KS 1947+300 и расстояния до двойной системы.

По вариациям интенсивности излучения и формы спектра рентгеновского пульсара GX301-2 определены характеристики звездного ветра в системе. Из соотношения величин орбитального и измеренного прецессионного периодов в двойной системе SMC Х-1 оценен диапазон возможных углов наклона аккреционного диска относительно орбитальной плоскости.

Используя данные обсерватории ИНТЕГРАЛ создан наиболее полный на сегодняшний день каталог широкополосных (3-100 кэВ) спектров 35 аккрецирующих рентгеновских и одного миллисекундного пульсаров. Впервые обнаружено излучение и получены спектры

малоизученных аккрецирующих пульсаров А0114+650, РХи0146.9+6121, АХЛ 820.5-1434 и АХЛ 841.0-0535 в жестком рентгеновском диапазоне энергий (>20 кэВ).

Научная и практическая ценность работы

Приведённые в работе экспериментальные данные пригодны для непосредственного сравнения с теоретическими моделями и результатами других экспериментов. В частности, по результатам уже проведенного анализа экспериментальных данных была продемонстрирована возможность использования зависимости собственной частоты пульсаров от их светимости во время мощных вспышек для определения расстояния до двойной системы и величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды.

Представленный каталог спектров излучения большого числа рентгеновских пульсаров может помочь в построении корректных физических моделей генерации излучения исследуемых объектов. Большую ценность для понимания физических процессов вблизи полярных шапок нейтронных звезд представляют результаты исследования зависимости положения циклотронных линий в спектрах пульсаров от их светимости. Анализ эволюции формы профилей импульса рентгеновских пульсаров с энергией и светимостью также может помочь в понимании физических свойств и геометрической конфигурации излучающей плазмы.

В процессе работы над диссертацией было разработано математическое программное обеспечение, необходимое для получения конечных результатов, представленных в диссертации. Данное программное обеспечение может быть использовано при дальнейшем исследовании как рентгеновских пульсаров, так и других объектов.

Апробация работы

Результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах ИКИ РАН, международных научных конференциях «The Electromagnetic Spectrum of Neutron Stars» (Мармарис, Турция, 2004), «Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovlch-90)» (Москва, Россия, 2004), «Физика нейтронных звезд» (С.-Петербург, Россия, 2005), VIth INTEGRAL Workshop «The Obscured Universe» (Москва, Россия, 2006), VIII и IX международных конференциях молодых ученых (Иркутск, Россия, 2005, 2006), Всероссийских конференциях «Астрофизика высоких энергий: сегодня и завтра» (Москва, 2003, 2005), XIII международной конференции молодых ученых «Ломоносов» (Москва, Россия, 2006), XIII международной конференциях молодых ученых

(Киев, Украина, 2006), I, II и III Конференциях молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования» (Москва, Россия, 2004, 2005, 2006).

По теме диссертации опубликовано 12 работ.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, описания основных' используемых приборов, семи глав, заключения и списка цитируемой литературы. Объем диссертации -155 страниц, в том числе 54 рисунка и 14 таблиц. Список литературы содержит 237 ссылок.

Содержание работы

Во Введении дается краткое описание проблем, затронутых в диссертации, ставятся цели и обосновывается актуальность данной работы.

Первая часть диссертации посвящена краткому описанию орбитальных обсерваторий ГРАНАТ, RXTE и ИНТЕГРАЛ и технических характеристик приборов в составе этих обсерваторий, данные с которых были использованы в работе. В этой части также кратко описана методика анализа данных, полученных используемыми приборами.

В первой главе представлены результаты наблюдений пульсара SMC Х-1 телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ в 1990-1992 гг.

Показано, что в системе помимо периодичностей, связанных с собственным вращением нейтронной звезды и орбитальным движением, присутствует еще одна, близкая к периодической составляющая, возможно связанная с прецессией наклоненного аккреционного диска. Ее период, измеренный по данным телескопа АРТ-П, составляет Рргес~61 день (рис. 1).

Рис. 1 Кривая блеска источника SMC Х-1 в диапазоне энергий 6-20 кэВ, полученная за два, года наблюдений телескопом АРТ-П. Точками показаны приборно

измеренные потоки в течение отдельных наблюдений,

сплошной линией - результат их наилучшей аппроксимации синусоидальным сигналом с периодом 61 день.

во

ю во

а

а

*

s 40

X

о

S

с го

SUC Х-1

ш

Ш1

еооо вгоо вчоо моо ваоо Время, MJD

Основываясь на связи между периодом прецессии аккреционного диска и параметрами двойной системы (Ларвуд, 1998) и используя измеренную величину прецессионного периода, в диссертации определен диапазон возможных углов наклона между плоскостью аккреционного диска и плоскостью орбиты 5-25-58°.

Оценки магнитного поля нейтронной звезды показывают, что для удовлетворения наблюдательным фактам (темп ускорения вращения звезды, всплески рентгеновского излучения, отсутствие циклотронных особенностей в спектре) оно должно быть ~1011 Гс.

Во второй главе на основе данных обсерватории ГРАНАТ показано, что вариации кривой блеска и спектра пульсара GX 301-2 могут быть объяснены неоднородностями в звездном ветре размером -10 Rsum электронная плотность которых составляет -2x1012 см"3. Последняя величина примерно в 50 раз выше средней плотности звездного ветра в экваториальной плоскости звезд Ве класса. Кроме того, проведено подробное исследование зависимости профиля импульса и энергетического спектра от светимости и орбитальной фазы источника.

В третьей главе представлены результаты долговременного временного и спектрального анализа излучения рентгеновского пульсара LMC Х-4, проведенного по данным наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ в январе 2003 года и многолетним наблюдениям (1996-2004 гг.) монитора всего неба ASM обсерватории RXTE. С высокой точностью определена средняя за последние -8.5 лет величина периода прецессии (30.275+0.004 дня). Учитывая несовпадение моментов перехода источника во включенное состояние, предсказанные по данным других авторов, показано, что данная величина не является постоянной и, скорее всего, изменяется неравномерно.

В рамках проверки высказанной рядом авторов гипотезы о наличии в спектре источника циклотронной линии поглощения с энергией от 19 до 100 кэВ было показано, что в диапазоне энергий 4-100 кзВ подобная особенность со значимостью, превышающей 2а, отсутствует. Сопоставление полученных ограничений с результатами других авторов свидетельствует скорее о сильном магнитном поле (>1013 Гс) на поверхности нейтронной звезды в данной системе, чем о слабом (<5x1011 Гс).

Четвертая глава посвящена исследованию рентгеновского пульсара KS 1947+300 по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE в широком рентгеновском диапазоне энергий 3-100 кэВ.

Обнаружена зависимость профиля импульса от светимости источника. Показано, что доля пульсирующего излучения в широком диапазоне энергий (3-60 кэВ) не является постоянной, а зависит от орбитальной фазы и достигает минимума на орбитальной фазе -0.5.

о и

а1

Рис. 2 Зависимость темпа изменения частоты пульсаций источника КБ"! 947+300 от его светимости по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ (треугольники) и ЯХТЕ (кружки). Сплошной линией

х

>х

показана

модельная

О

х -0.6 ш

зависимость для значений расстояния до системы с/—9.5 кпс и магнитного поля

X

т

В~2.5x10" Гс.

5

183406789

Поток, 10"* эрг/с/см1

Основываясь на модели замагниченной нейтронной звезды (Гош, Лэмб, 1979), апробирован метод исследования свойств пульсара по изменению темпа его ускорения/замедления во время вспышек. Используя данный метод, получены оценки на величину магнитного поля пульсара КБ1947+300 и расстояния до двойной системы (рис. 2).

В результате были получены следующие величины: расстояние до источника с/=9.5±1.1 кпс и магнитное поле нейтронной звезды В=2.5^^x1013 Гс, что соответствует положению циклотронной особенности в спектре излучения объекта на энергии около 220 кэВ, что согласуется с отсутствием особенностей в спектре источника в диапазоне энергий 3-100 кэВ. Полученное значение расстояние до системы совпадает в пределах ошибки с величиной, полученной из оптических наблюдений.

В пятой главе представлены результаты анализа данных обсерваторий ИНТЕГРАЛ и ЯХТЕ, полученных во время мощной вспышки излучения от рентгеновского пульсара N/0332+53. Впервые подробно исследована эволюция энергии циклотронной линии от светимости источника и показано, что она линейно растет с уменьшением собственной светимости пульсара аналогично изменению высоты ударной волны в аккреционной колонке (рис. 3). Формальная аппроксимация полученной зависимости линейным законом дает Есусг® -0.1х1_з7+28.97 кэВ. Последнее значение дает оценку величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды В«3х10 Гс.

Относительное изменение энергии центра линии составляет около ~25% при изменении светимости от 2x1037 до 5x1038 эрг/с. В приближении дипольного поля нейтронной звезды это соответствует относительному изменению высоты /7, на которой формируется данная особенность, -7.5% или -750 м.

"-•■' -'.Л ■ Еистт V

—'-1---——т----1—'—--г-' —I—

I

Рис. 3 Зависимость энергии циклотронной линии от светимости (3-100 кэВ) источника У0332*53. Треугольниками показаны результаты обсерватории ИНТЕГРАЛ, квадратами - Р1ХТЕ.

и ао «о и

БйЛ№И1ТрНч«СНк* СИТШ^ТЪ, Ю1' >рг/С

Однако, при столь высоких значениях светимости высота аккреционной колонки может достигать нескольких километров (Баско, Сюняев, 1976а), а в самой ударной волне выделяется лишь малая доля запасенной в аккрецируемом веществе энергии; основная же часть поступает в расположенную под ударной волной зону оседания, в которой постепенно высвечивается через боковые стенки аккреционной колонки. Таким образом, полученная в работе высота /1 представляет собой некую усредненную или «эффективную» высоту формирования циклотронной особенности в спектре источника.

Кроме того, впервые показано, что поведение и второй гармоники качественно совпадает с основной.

Обнаружены значительные изменения профиля импульса от светимости источника и энергетического диапазона, особенно вблизи циклотронной линии, где при светимости ~7х1037 эрг/с наблюдается резкий переход от одно к двух пиковой форме (рис.4). Обсуждаются возможные физические процессы, способные привести к наблюдаемому поведению профилей импульса.

Рис. 4 Эволюция профиля импульса источника У0332+53 для разных светимостей: 34.1х10^7 эрг^с (слева) и 7.3х1037 эрг/с {справа}. Светлые и темные полоски показывают нижнее и верхнее крылья циклотронной линии.

В шестой главе на основании данных космических обсерваторий КХТЕ и ИНТЕГРАЛ, полученных во время мощных вспышек в 1999 и 2004 гг., проведен подробный анализ временных и спектральных свойств рентгеновского пульсара 41)0115+63. Исследована зависимость профиля импульса от светимости источника; показано, что с уменьшением светимости источника, равно как и с увеличением энергетического диапазона, интенсивность второго пика в профиле уменьшается, и при энергиях выше ~20 кэВ он практически полностью исчезает. Предложена модель, качественно описывающая такое поведение профиля, в которой нижняя часть одной из аккреционных колонок (излучающая более жесткие фотоны) частично закрывается от наблюдателя поверхностью нейтронной звезды; с уменьшением светимости источника высота колонки уменьшается и все большая ее часть становится закрытой от наблюдателя.

Показано, что доля пульсирующего излучения растет как с уменьшением собственной светимости источника, так и с увеличением энергии, свидетельствуя о большей компактности излучающих в жестких лучах областей, что совместимо с описанной выше моделью. На масштабе собственного периода пульсара выявлена компонента переменности формы профиля импульса, не описывающаяся переменностью только аккреционного потока, а скорее всего связанная с собственной переменностью профиля импульса.

В спектре пульсара зарегистрирована циклотронная линия поглощения и ее 3 высших гармоники. Исследована зависимость энергии циклотронной линии от светимости пульсара и показано, что эта зависимость не является линейной, а энергия линии увеличивается скачкообразно с -11 до -15 кэВ при достижении источником светимости ~5х1037 эрг с"1 (рис. 5). По величине отклонения положения центроидов высших гармоник циклотронной линии от эквидистантного распределения оценен возможный разброс высот образования излучения с разной энергией в аккреционной колонке (рис. 6).

Показано, что величина энергии завала в спектре практически не изменяется во время вспышки и не коррелирует с циклотронной энергией.

В седьмой главе диссертации представлен каталог спектров 35 аккрецирующих рентгеновских пульсаров и одного миллисекундного, которые наблюдались обсерваторией ИНТЕГРАЛ и значимо регистрировались ее приборами в период с 52629 по 53276 ШЭ. Для 18 источников из 36 удалось восстановить широкополосный спектр. Среди исследуемых источников присутствуют один миллисекундный пульсар ХТЕи 1807-294 и 7 недавно открытых рентгеновских пульсаров: 2КХРЛ 30159.6-635806, ЮЯ/АХи 16320-4751, ЮЯЛ 6358-4726, AXJ163904-4642, 16465-4507, вАХ/ЮИ 18027-2017, АХЛ841.0-0535. Для пульсаров А0114+650, (УСКИ46.9+6121, АХ11820.5-'1434 и

Болом*трич*ская светимость, 10" эрг/с

Рис. 5 Зависимость положения основной гармоники циклотронной линии в спектре пульсара 41)0115+63 от его светимости. Квадратами показаны значения во время вспышки 1999 г. по данным обсерватории ЯХТЕ, треугольниками - во время вспышки 2004 г. по данным обсерватории ЯХТЕ, кружком - во время вспышки 2004 г. по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ.

Рис.

Номер гармоники

Зависимость

положения

гармоник циклотронной линии в спектре пульсара от их номера для двух наблюдений с разными светимостями: 7.4x1037 эрг/с по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ (закрытые квадраты и жирные линии) и 11.0x1037 эрг/с по данным обсерватории RXTE (открытые кружки и тонкие линии). Пунктирными линиями показан гармонический закон расположения гармоник, сплошными -максимальные отклонения от него.

AXJ1841.0-0535 впервые обнаружено жесткое рентгеновское излучение и получены спектры источников в диапазоне энергий >20 кэВ.

Для переменных источников проанализирована зависимость формы спектра от потока. Также проведено сравнение полученных значений параметров моделей наилучшей аппроксимации с результатами предыдущих исследований, обсуждена их эволюция. В частности, обнаружено, что спектр пульсара GX1+4 с увеличением интенсивности источника становится более жестким.

Для пульсара Vela Х-1 был впервые получен спектр жесткого излучения во время затмения источника оптическим компаньоном, который может быть описан простым степенным законом с наклоном -3.1.

В спектрах нескольких пульсаров были зарегистрированы циклотронные линии и их гармоники: у 4U0352+309 - одна гармоника, у GX301-2 - одна гармоника в «низком» и в «высоком» состояниях, у VelaX-1 - две гармоники, у V0332+53 - три гармоники, у 4U0115+63 -четыре гармоники.

В Заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Впервые подробно исследовано изменение циклотронной частоты со светимостью и показано, что для пульсара V0332+53 она растет линейно с уменьшением светимости так же, как и высота ударной волны в аккреционной колонке. Получены оценки величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и высоты ударной волны в аккрецируемой плазме. Относительное изменение энергии центра линии составляет около 25%. В приближении дипольного поля нейтронной звезды это соответствует относительному изменению высоты /?, на которой формируется данная особенность, -7.5% или -750 м. Кроме того, впервые показано, что и вторая гармоника циклотронной частоты ведет себя подобным образом.

2. Показано, что для пульсара 4U0115+63 величина циклотронной частоты также зависит от светимости, однако, эта зависимость имеет более сложную морфологию и не может быть объяснена линейным изменением высоты ударной волны в аккреционной колонке от темпа аккреции в широком диапазоне светимостей.

3. Обнаружены значительные изменения формы профиля импульса в зависимости от светимости и энергетического диапазона для пульсаров V0332+53 (особенно в районе циклотронной частоты), KS1947+300 и4U0115+63.

4. Основываясь на модели замагниченной нейтронной звезды, апробирован метод исследования свойств пульсара по изменению темпа его ускорения/замедления во время вспышек. Используя данный метод, получены оценки величины магнитного поля пульсара KS1947+300 и расстояния до двойной системы.

5. Используя данные обсерватории ГРАНАТ показано, что вариации кривой блеска и спектра пульсара GX 301-2 могут быть объяснены неоднородностями в звездном ветре размером -10 Rsun, плотность которых примерно в 50 раз выше средней плотности звездного ветра в экваториальной плоскости звезд Be класса.

6. Показано, что в системе SMC Х-1 помимо периодичностей, связанных с собственным вращением нейтронной звезды и орбитальным движением, присутствует еще одна, близкая к периодической, составляющая, возможно связанная с прецессией аккреционного диска. По величине прецессионного периода (Рргес~61 день), измеренного по данным телескопа АРТ-П, получены оценки угла наклона аккреционного диска относительно орбитальной плоскости.

7. Используя данные долговременных наблюдений (-8.5 лет) рентгеновского пульсара 1_МС Х-4 монитором всего неба обсерватории ИХТЕ и данные обсерватории ИНТЕГРАЛ, измерено среднее значение периода прецессии аккреционного диска и показано, что оно не является постоянным.

8. Получен наиболее полный на сегодняшний день каталог широкополосных (3-100 кзВ) спектров 35 аккрецирующих рентгеновских и одного миллисекундного пульсаров, полученных по данным йбсерватории ИНТЕГРАЛ. Впервые получены спектры малоизученных аккрецирующих пульсаров А0114+650, РХчЮ146.9+6121, AXJ 1820.5-1434 и АХЛ 841.0-0535 в жестком рентгеновском диапазоне энергий (>20 кэВ). Проанализирована эволюция спектральных параметров в зависимости от интенсивности источников.

Список публикаций по теме диссертации

1. С.С.Цыганков, А.А Лутовинов, С.А.Гребенев и др. Наблюдения рентгеновского пульсара GX 301-2 телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТII Письма в Астрономический журнал, 30, 596 (2004).

2. А.А.Лутовинов, С.С.Цыганков, С.А.Гребенев и др. Двухлетние наблюдения рентгеновского пульсара SMC Х-1 телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ II Письма в Астрономический журнал, 30, 58 (2004).

•

3. A.Lutovinov, S.Tsygankov, M.Revnivtsev et al. Variability of X-ray pulsars in a hard energy band observed with INTEGRAL II Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on "The INTEGRAL Universe", ESA Publications Division, SP-552, Eds. Schonfelder V., 253 (2004).

4. С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов. Наблюдения транзиентного рентгеновского пульсара KS 1947+300 обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTEII Письма в Астрономический журнал, 31, 99 (2005).

5. С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов. Долговременные наблюдения рентгеновского пульсара LMC Х-4 обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE // Письма в Астрономический журнал, 31, 380 (2005).

6. Е.В.Филиппова, С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов, Р.А.Сюняев. Жесткие спектры рентгеновских пульсаров по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ II Письма в Астрономический журнал, 31, 729, (2005).

7. С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов. Исследования рентгеновских пульсаров по данным космических обсерваторий II Труды VIII Конференции молодых ученых БШФФ-2005, 226 (2005).

8. S.Tsygankov, A.Lutovinov, E.Churazov, R.Sunyaev. V0332+53 in the outburst of 2004-2005: luminosity dependence of the cyclotron line and pulse profile II Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371, 19 (2006).

9. S.Tsygankov, A.Lutovinov, E.Churazov, R.Sunyaev. Pulse profile and cyclotron line energy dependence on X-ray pulsars luminosity II Proceedings of the 13th Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics, Kyiv University Press, Eds. Golovin A., Ivashchenko G., Simon A., 115 (2006)

10. E.Filippova, S.Tsygankov, A.Lutovinov, R.Sunyaev. Hard spectra of the X-ray pulsars from INTEGRAL data II Proceedings of the 6A INTEGRAL Workshop "The Obscured Universe", 2006, ESA SP-622. (astro-ph/0610782)

11. S.Tsygankov, A.Lutovinov, E.Churazov, R.Sunyaev. Pulse profile and cyclotron line energy dependence on X-ray pulsars luminosity II Proceedings of the 6th INTEGRAL Workshop "The Obscured Universe", 2006, ESA SP-622. (astro-ph/0610476)

12. С.С.Цыганков, А.А.Лутовинов, Е.М.Чуразов., Р.А.Сюняев. Исследование зависимости формы профиля импульса и циклотронной частоты от светимости пульсаров II Труды IX Конференции молодых ученых БШФФ-2006, 225 (2006).

Литература

Бааде, Цвикки (Baade W., Zwicky F.) // Phys. Rev. 1933. V. 45

Байкал и др. (Baykal A., Stark M.J , Swank J.H.) II Astrophysical Journal. 2002 V. 569

P. 903

Баско, Сюняев (Basko M M„ Sunyaev R.A.) // MNRAS. 1976a. V. 175. P. 395 Баско, Сюняев (Basko M.M., SunyaevR.A.) // Sov Astron 19766. V. 20. P.537 Булик и др. (Bulik Т., Gondek-Rosinska D„ Santangelo A. et al.) // Astronomy & Astrophysics. 2003. V. 404 P. 1023

Байт и др. (White N.. Swank J., Holt S.) // Astrophysical Journal. 1983. V.|270. P. 771 Ванг, Велтер (Wang Y.-M., Welter G.L.) II Astronomy & Astrophysics. 1971 V. 102. P. 97 Галловей и др. (Oalloway D„ Megan E., Levine A ) //Astrophysical Journal. 2004. V. 613. P. 1164

Гнедин, Сюняев (Gnedin Yu., Sunyaev R.) II Astronomy & Astrophys'cs. 1973. V. 25. P. 233

Гнедин, Сюняев (Gnedin Yu., Si'nyaev R.) // Astronomy & Astrophysics 1974. V 36. P 379

Гош, ЛэмС (OJio&h P , Lamb F ) II Astrophysical Journal 1979. V. 234. P. 296 Ларвуд (Larwood J ) // MNRAS. 1998. V. 299 P. 32

Трюмпер и др. (Truemper J., Pietsch W., Reppin C. et al) // Astrophysical Journal. 1978. V. 219 P. L105

Фронтера и др. (Frontera F., dal Fiume D , Morelli E., Spada G.) // Astrophysical Journal. 1985. V238. P. 585

Шрейер и др. (Schreier E , Giacconi R., Gursky H. et al) II Astrophysical Journal. 1972. V. 178. P. L71

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

_Подписано к печати 14.02. .2007

Заказ 2074 Формат 70х 108/32 Тираж 100 0,6 уч.-изд.л.

Введение

Обсерватория ГРАНАТ. Телескоп АРТ-П

Обсерватория ИНТЕГРАЛ

Обсерватория RXTE

1 Долговременная переменность и магнитное поле пульсара SMC Х

1.1 Введение.

1.2 Наблюдения.

1.3 Долговременные изменения интенсивности. Всплески

1.4 Спектральный анализ.

1.5 Обсуждение

1.5.1 Высокое и низкое состояние.

1.5.2 Магнитное поле.

2.2 Временной анализ.38

2.3 Спектроскопия.43

2.4 Оценка параметров звездного ветра.44

2.5 Заключение.50

3 Долговременные наблюдения рентгеновского пульсара LMC Х-4 обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE 51

3.1 Введение.51

3.2 Наблюдения.52

3.3 Временной анализ.53

3.3.1 Период прецессии .53

3.3.2 Орбитальный период .56

3.3.3 Всплески излучения.58

3.4 Спектральный анализ.59

3.5 Заключение.61

4 ОГЛАВЛЕНИЕ

4 Магнитное поле и расстояние до рентгеновского пульсара KS 1947+300 63

4.1 Введение .63

4.2 Наблюдения.64

4.3 Временной анализ.65

4.4 Спектральный анализ.71

4.5 Обсуждение .75

4.5.1 Эволюция профиля импульса.75

4.5.2 Циклотронные линии и магнитное поле.76

4.5.3 Эволюция периода пульсаций.76

4.6 Заключение.78

5 V 0332+53 во время вспышки 2004-2005 гг.: зависимость циклотронной частоты и профиля импульса от светимости пульсара 79

5.1 Введение .79

5.2 Наблюдения.80

5.3 Кривая блеска.80

5.4 Спектральный анализ.83

5.5 Профиль импульса.87

5.6 Обсуждение .91

5.6.1 Циклотронная линия . 92

5.6.2 Профиль импульса . . . . 94

5.7 Заключение. 96

6 4U 0115+63 по данным обсерваторий RXTE и ИНТЕГРАЛ: вариации циклотронной частоты и формы профиля импульса 97

6.1 Введение . 97

6.2 Результаты и обсуждение.101

6.2.1 Профиль импульса.101

6.2.2 Спектральный анализ.111

6.3 Заключение.120

7 Жесткие спектры рентгеновских пульсаров по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ 121

7.1 Введение.121

7.2 Наблюдения.122

7.3 Анализ данных.122

7.4 Результаты.124

7.5 Заключение.139

Заключение 145

Литература 147

Введение

Гипотеза о существовании нейтронных звезд - объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, - была высказана астрономами Вальтером Бааде и Фрицом Цвикки в начале 30-х годов прошлого века (Бааде, Цвикки, 1933), вскоре после открытия нейтрона. Однако из-за малой площади поверхности их остаточное тепловое излучение оказывалось слишком слабым для наблюдений с помощью оптических телескопов. Все изменилось в 1967 г., когда английские ученые обнаружили на небе радиосигнал, возникающий с очень высокой периодичностью (Хьюиш и др., 1968). Источник данного сигнала был интерпретирован как быстро вращающаяся нейтронная звезда - пульсар. Запущенный в 1970 г. спутник UHURU обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников - рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие вещество от своего нормального звездного компаньона (Шрейер и др., 1972).

В настоящее время известно около 100 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость (L ~ 1035 - 1038 эрг/с) является аккреция вещества. Считается, что пульсации рентгеновского излучения связаны с тем, что в состав таких систем входят нейтронные звезды с сильным магнитным полем (В~ 1012 Гс). При таких значениях магнитного поля (которое в первом приближении имеет форму диполя) существует некоторый радиус Ra (называемый альвеповским), на котором давление падающего вещества уравновешивается давлением магнитного поля нейтронной звезды. Вещество не может проникнуть внутрь магнитосферы, вмораживается и стекает по силовым линиям в область полюсов, образуя на поверхности нейтронной звезды два горячих пятна, в которых захваченное вещество освобождает свою гравитационную энергию, которая высвечивается в рентгеновском и гамма-диапазонах (см. рис. 1). При соответствующей ориентации оси магнитного диполя относительно оси вращения, эти пятна будут периодически появляться на луче зрения, демонстрируя пульсации излучения. Звездами-компаньонами в таких источниках являются звезды ранних спектральных классов (О-В и Be), поэтому в этих системах, как правило, присутствует сильный звездный ветер, из которого и происходит аккреция, хотя в ряде случаев может образовываться аккреционный диск, наблюдаться двухпо-токовая аккреция и т.д., причем на разных стадиях эволюции пульсара тип ак

Рис. 1, X-Z сечение аккреционного канала для угла наклона магнитной оси 9 = 15°. Контурами показано распределение плотности в потоке. (Рисунок взят из работы Романовой и др. (2004)) крепи и может меняться, В соответствии с этим различаются и наблюдательные проявления источников.

Кривые блеска пульсара, его период и профиль импульса, энергетический спектр и их переменность на различных временных масштабах - это единственная информация которая доступна наблюдателю и которая может дать представление о параметрах нейтронной звезды, о механизмах формирования излучения, о его взаимодействии с окружающей материей, о конкретном состоянии вещества на разных расстояниях от нейтронной звезды, а также может быть использована для сравнения с существующими и разработки новых теоретических моделей.

Конечно, описанная выше картина аккреции является очень упрощенной и схематичной; в действительности она оказывается гораздо сложнее и интереснее, о чем говорит, например, огромное разнообразие фазовых кривых блеска (профилей импульса) рентгеновских пульсаров. За время исследования этих объектов разными авторами было сделано множество попыток систематизировать и объяснить наблюдаемые формы профилей импульса, однако, каждый раз находились источники, не описывающиеся существующими моделями. Так, например, согласно классификации Булика и лр. (2003) каждый пульсар может быть отнесен либо к одно, либо к двух пиковому подклассу профилей. Такая классификация основана на том факте, что в процессе вращения нейтронной звезды наблюдатель видит либо один, либо два магнитных полюса, соответственно. Причем на малых энергиях это различие может быть не столь явным, однако выше ~ 10 кэВ, или в случае пульсаров с циклотронной особенностью -выше циклотронной энергии, можно четко разделить одно и двух пиковые профили.

Однако, как было показано в ряде, в том числе и более ранних, работ (см., например, Ванг и Велтер, 1981, Вайт и др., 1983), профили импульса не просто обладают большим разнообразием форм в зависимости от светимости, но и могут в некоторых случаях смещаться вплоть до 180° по фазе с изменением энергетического диапазона (даже в жестких каналах). Кроме зависимости формы профилей импульса от энергетического диапазона и собственной светимости источника, они также обладают переменностью на масштабе одного импульса (см., например, Фронтера и др., 1985, Цыганков и др., 2007).

В работах Баско и Сюняева (1976а,б) было показано, что направленность излучения вещества вблизи полярных шапок коренным образом зависит от наличия ударной волны в аккреционной колонке нейтронной звезды. Для ситуации высокой светимости (> 1037 эрг/с) влиянием излучения на падающее вещество пренебрегать нельзя и над поверхностью нейтронной звезды возникает ударная волна, в которой происходит торможение падающего вещества. Излучающая плазма медленно оседает в зоне под ударной волной; излучение, в основном, выходит через боковые стенки аккреционной колонки и имеет пропеллерную диаграмму направленности. В случае более низких светимостей (<1037 эрг/с) вещество тормозится непосредственно вблизи поверхности нейтронной звезды и карандашная диаграмма направленности излучения будет более вероятна. При некоторых промежуточных светимостях диаграмма направленности будет представлять из себя комбинацию пропеллерной и карандашной, также она может меняться в зависимости от энергетического диапазона (Вайт и др., 1983).

Из всего вышесказанного становится понятно, что исследование свойств профиля импульса и его эволюции может дать представление не только о геометрии системы, но и о конкретных физических процессах и условиях вблизи поверхности нейтронных звезд. Вопрос переменности профиля импульса в зависимости от времени, светимости и энергетического диапазона рассмотрен в главах 2,4,5 и 6 настоящей диссертации на примере некоторых пульсаров. В частности, для пульсара V0332+53 был обнаружен резкий переход от двухпиковой формы профиля к однопиковой в районе циклотронной частоты, а также смещение пиков по фазе вплоть до 180°. Значительные изменения формы профиля импульса обнаружены в пульсарах KS1947+300 и 4U0115+63. В последнем найдена значительная переменность профиля на масштабе периода вращения нейтронной звезды.

Важным инструментом в исследовании свойств магнитосферы нейтронных звезд является наблюдение зависимости частоты собственного вращения от светимости пульсара. Во время вспышек у рентгеновских пульсаров происходит значительное увеличение темпа аккреции вещества на нейтронную звезду. В таком случае можно наблюдать ускорение вращения пульсара, что связано с увеличением количества вращательного момента, переданного аккрецируемым веществом нейтронной звезде; при этом решающую роль играет величина магнитного поля нейтронной звезды (Гош, Лэмб, 1979).

Корреляция между темпом изменения периода импульса и рентгеновской светимостью во время вспышек установлена к настоящему моменту у целого ряда транзиентных источников (см., например, Галловей и др. 2004, Байкал и др., 2002 и ссылки там). Используя такую зависимость при исследовании пульсара KS1947+300, были определены расстояние до двойной системы и величина магнитного поля на поверхности нейтронной звезды (см. главу 4).

Для определения собственного периода пульсаций время прихода каждого фотона корректировалось на движение космического аппарата вокруг Земли, Земли вокруг Солнца и нейтронной звезды в двойной системе. Последний шаг выполнялся, используя формулу (1), и позволял кроме определения собственного периода также уточнить орбитальные параметры двойной системы. + + (1) ^ с l+ecosi' п где /„ - время прихода n-ого импульса, 7"о - временная эпоха, ^2пРп ~ сумма п периодов пульсаций, axsini - проекция большой полуоси орбиты, е - эксцентриситет, ш - долгота прохождения периастра, и - истинная аномалия.

Единственным непосредственным методом измерения величины магнитного поля нейтронной звезды является регистрация циклотронных линий (Гнедин, Сюняев 1974) в спектре рентгеновских пульсаров.

Электроны, находящиеся в магнитном поле В, будут двигаться по спирали вдоль магнитных силовых линий с Ларморовской частотой: еВ п\ ис --> (2) уте где 7 - Лоренц-фактор.

При этом движение электронов в направлении, перпендикулярном магнитному полю, квантовано на эквидистантные уровни (уровни Ландау): hwn = ntiLJc (3)

Некоторое отклонение (<10%) от гармонического распределения уровней Ландау появляется при учете релятивистских поправок (Хардинг, Доэрти, 1991): о J тс2 + 2nhujcsin2e - 1 тс-ш-' (4) где в - угол между лучем зрения и магнитным полем В.

Из формулы (2) вытекает простое соотношение между наблюдаемой циклотронной особенностью в спектре источника и величиной магнитного поля: 11.6 х В\2 х (1 +z)-1 кэВ, гдеВ)2 - напряженность магнитного поля в единицах 1012 Гс, z - гравитационное красное смещение. Впервые этим методом было измерено магнитное поле у пульсара Her Х-1 (Трюмпер и др. 1978).

Подробные исследования поведения циклотронной линии в зависимости от светимости проведено в главах 5 и 6 для пульсаров V0332+53 и 4 U0115+63, соответственно. Впервые показано, что основная частота этой линии не является постоянной, а увеличивается с уменьшением светимости источника V0332+53 по такому же закону, как и высота ударной волны в аккреционной колонке. В случае пульсара 4U0115+63 зависимость циклотронной энергии от светимости также присутствует, однако является существенно более сложной. На основании полученных результатов и теории Баско и Сюняева (1976а) сделано заключение относительно свойств аккреционных колонок на полюсах нейтронной звезды.

Несмотря на длительное время изучения, до сих пор не существует убедительной и легко параметризуемой теоретической модели, описывающей спектр аккрецирующих рентгеновских пульсаров. Наиболее распространенная модель, используемая при аппроксимации, дает форму спектра в виде степенного закона с экспоненциальным завалом (Байт и др., 1983, см. ниже). Для создания физически обоснованной модели необходим анализ излучения большого числа рентгеновских пульсаров, находящихся в различных состояниях по интенсивности и входящих в состав двойных систем разных классов.

В главе 7 представлен каталог жестких спектров рентгеновских пульсаров, наблюдавшихся обсерваторией ИНТЕГРАЛ с декабря 2002 г. по январь 2005 г. Представлены спектры 35 аккрецирующих рентгеновских и одного миллисе-кундного пульсаров. Среди исследованных пульсаров присутствуют 7 недавно открытых объектов этого класса: 2RXP J130159.6-635806, IGR/AX J16320-4751, IGR J16358-4726, AX J163904-4642, IGR J16465-4507, SAX/IGR J18027-2017, AX J1841.0-0535. Также впервые получены спектры аккрецирующих пульсаров А 0114+650, RX J0146.9+6121, АХ J 1820.5-1434 и АХ J1841.0-0535 в жестком рентгеновском диапазоне энергий (> 20 кэВ). Одной из целей создания данного каталога был поиск циклотронных особенностей в спектрах тех пульсаров, где такая особенность до сих пор не наблюдалась (см., например, главы 1 и 3).

Одной из основных моделей, используемых в диссертации при аппроксимации наблюдаемых спектров излучения рентгеновских пульсаров, являлась стандартная для объектов этого класса эмпирическая модель, включающая в себя степенной закон с завалом на высоких энергиях (Байт и др. 1983):

5) где а - фотонный индекс, £<-„/ и Ещ - энергия слома и характерная энергия завала спектра, соответственно. Для некоторых пульсаров, при аппроксимации спектров которых моделью (5) не удавалось получить разумно ограниченное значение параметра Ecui, использовалась модель, которая имеет следующий вид:

CUTOFF(E) = АЕ~а х exp~E>EsM. (6)

В некоторых случаях стандартная модель не совсем корректно описывает форму спектра пульсара из-за наличия в нем особенностей поглощения или излучения, поэтому при аппроксимации в модель вводились дополнительные компоненты: фото-электронное поглощение на низких энергиях, которое описывается формулой:

WABS(E) = exp{-NH х *(£)), (7) где а(Е) - сечение процесса (Моррисон, МакКамон 1983); эмиссионная линия железа, описываемая профилем Гаусса:

GAUS(E) = -J= х exp(-0.5{(E-EFe)/<jFe}2), (8)

V(2 n)crFe где Efe- центр линии, aFe - ширина линии; резонансная линия циклотронного поглощения в форме профиля Лоренца, модель которой имеет следующий вид:

CYCL(E) = exp(-y{^ffcf)2), (9)

V {E-Ecydy + azcyd J где Есус[ - центр линии, тсус1 - глубина линии, acyci - ширина линии.

В зависимости от конкретного источника и его состояния для аппроксимации спектра его излучения использовались приведенные выше спектральные компоненты в различных комбинациях.

Обсерватория ГРАНАТ. Телескоп АРТ-П

1 декабря 1989 г. ракетой-носителем ПРОТОН была выведена на высоко-апогейную орбиту, - период 96 ч, апогей 200000 км, перигей 2000 км, наклонение 51.6°, - международная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. В ее состав входило несколько научных приборов, основными из которых были два -рентгеновский телескоп АРТ-П (Сюняев и др.,1990), разработанный в СССР и эффективно регистрирующий фотоны с энергией 2-60 кэВ, и французский телескоп СИГМА, предназначенный для работы в жестком диапазоне энергий 30 - 1500 кэВ (Поль и др., 1991). Именно эти два прибора предназначались для выполнения основной задачи миссии - длительному (24 часа и более) наблюдению источников рентгеновского и гамма-излучения в широком диапазоне энергий с угловым разрешением несколько угловых минут и временным разрешением порядка миллисекунды. На рис. 2 показан общий вид обсерватории ГРАНАТ, а стрелкой указан телескоп АРТ-П.

Телескоп АРТ-П состоит из четырех сонаправленных, полностью идентичных модулей, каждый из которых имеет геометрическую площадь 625 см2 и включает в себя многопроволочную пропорциональную камеру, коллиматор, блок электроники и маску, поддерживаемую легкой фермой из углепластика. Маска сделана из меди толщиной 1.5 мм и состоит из 16 одинаковых мотивов размером 43x41 элемент, построенных на основе URA-последователыюстей. Телескоп АРТ-П имеет канал для обмена информацией с телескопом СИГМА. По этому каналу осуществляется передача научной информации из АРТ-П в долговременную память на цилиндрических магнитных доменах телескопа СИГМА. Кроме того, по этому же каналу принимаются данные от звездного датчика, определяющего мгновенную ориентацию космического аппарата с точностью < 1'.

Наблюдения проводились в режиме "поток фотонов", при котором для каждого фотона в буферную память прибора записывались его координаты на детекторе (с точностью ~0.5 мм), энергия (1024 канала) и время прихода (с точностью 1/256 с). Такой режим позволяет проводить как временной, так и спектральный анализ излучения каждого рентгеновского источника, находящегося в поле зрения телескопа.

Передача данных в основную память проводилась после заполнения буфера

Рис. 2. Орбитальная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. Стрелочкой показан телескоп АРТ-П. один раз за 100-200 сек) в течении ~30 сек, в результате чего записанная информация имеет вид отдельных экспозиций с разрывами между ними. Космический аппарат стабилизирован с точностью порядка ±30 мин. дуги. В результате его качания в этих пределах поток от источника модулируется с характерным временем 900-1100 с функцией пропускания коллиматора. При анализе данных телескопа АРТ-П вводились поправки на этот эффект.

Основные технические характеристики телескопа АРТ-П приведены ниже.

Параметр

Величина

Диапазон для спектрометрии и временного анализа

Диапазон для построения изображения

Поле зрения

Угловое разрешение

Точность локализации

Эффективная площадь каждого детектора

Расстояние между маской и детектором

Давление

Газовая смесь

Энергетическое разрешение Временное разрешение Мертвое время

2.5-100 кэВ 2.5-60 кэВ 3°4х3°6 5.2'

625/2=312.5 см2 1320 мм 1.2-1.5 атм

85%Хе+Ю%Аг+5%С03 25% на 5.9 кэВ ~ 3.9 мс 580 дс

Обсерватория ИНТЕГРАЛ

17 октября 2002 года с космодрома Байконур был успешно осуществлен старт тяжелой ракеты-носителя ПРОТОН с международной астрофизической обсерваторией гамма-лучей ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003).

После ряда маневров, осуществлявшихся с помощью собственных двигателей аппарата, ИНТЕГРАЛ занял высокоапогейную орбиту с перигеем 9300 км и апогеем 153000 км. Столь вытянутая орбита позволяет проводить со спутника практически непрерывные наблюдения (85% времени) в условиях постоянного фона вне радиационных поясов Земли.

Проект ИНТЕГРАЛ (Международная Астрофизическая Лаборатория Гамма-Лучей) направлен на проведение сверхтонкой (Е/<5Е=500) гамма-спектроскопии космического излучения и построение детальных изображений неба в диапазоне энергий от 15 кэВ до 10 МэВ с одновременным мониторингом космических источников в рентгеновском (3-35 кэВ) и оптическом (V-полоса, 550 нм) диапазонах. Для решения основных научных задач обсерватория оснащена четырьмя телескопами (см. рис. 3).

Телескоп IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite). Телескоп IBIS (Убертини и др., 2003) обеспечивает получение гамма-изображений с более высоким разрешением, нежели любые предшествующие приборы работавшие в жестком диапазоне энергий, и обеспечивает локализацию источников излучения с точностью до 30 угловых секунд.

Угловое разрешение телескопа определяется, в основном, пространственным разрешением массива детекторов, т.к. дифракцией в рассматриваемом диапазоне длин волн можно пренебречь. Угловое разрешение телескопа с кодирующей апертурой определяется соотношением между размером элемента маски кодирующей апертуры (11.2 мм) и расстоянием между апертурой и массивом детекторов (3133 мм). Телескоп чувствителен к фотонам с энергиями от 15 кэВ до 10 МэВ и состоит из детектора и вольфрамовой кодирующей маски, которая поднята над детектором на 3.2 метра. В детекторе используется два слоя чувствительных элементов, один слой расположен поверх другого. Верхний слой, включающий в себя 16384 кадмий-теллуровых (Cd-Te) элемента, позволяет обнаруживать низкоэнергичные гамма-лучи (15-200 кэВ). Второй слой состоит из 4096 цезий-йодных (Csl) элементов и обеспечивает регистрацию высокоэпер-гичных гамма-квантов.

Рис. 3. Г)ортовая аппаратура обсерватории ИНТЕГРАЛ.

В жестком рентгеновском диапазоне апертура детектора ограничена пассивной защитой, закрывающей весь объем от детекторных пластин до кодирующей маски. Активная система защиты, собранная на основе BGO сцинтилляторов, закрывает детекторы снизу и пространство между детекторами с четырех сторон.

В диссертации много внимания уделялось спектральному и временному исследованию излучения, регистрируемого от рентгеновских пульсаров, В зависимости от конкретной задачи, использовались те методы и программное обеспечение, которые наиболее хорошо отвечают поставленным задачам.

Для спектрального анализа излучения, регистрируемого телескопом IBIS обсерватории ИНТЕГРАЛ использовалось математическое обеспечение и методы, разработанные н Институте космических исследований РАН (Москва, Россия) и описанные в работе Ревнивнева и др. (2004). Для каждого отдельного сеанса наблюдений энергии зарегистрированных событий вычислялись аналогично процедуре, используемой в стандартном программном обсспс

Crob

Energy, keV

Рис. 4. Энергетический спектр Крабовидной туманности. Сплошная линия - результаты наилучшей аппроксимации спектра степенным законом со следующими параметрами а = 2.130 ± 0.008, Norm = 11.27 ± 0.35. Ошибки даны на уровне одного стандартного отклонения. чепии миссии OS А, предоставляемого Центром данных обсерватории ИНТЕГРАЛ (http://isdc.unige.ch). Далее, события, аккумулированные в детекторных координатах, были отфильтрованы на наличие "горячих" или "мертвых" пикселов, что привело к отсеиванию нескольких процентов пикселов детектора.

Для того чтобы учесть пространственно неоднородный фон детектора, была вычислена соответствующая матрица весов. Фон, использованный для вычисления такой матрицы, был получен в результате анализа большого массива наблюдений пустых полей на небе.

Анализ большого набора наблюдений Крабовидной туманности с различными положениями этого источника в поле зрения телескопа показал, что при использовании описываемого программного обеспечения остаются систематические неопределенности абсолютного значения измеренного потока источников на уровне ~ 10%. Неопределенности в получаемых энергетических спектрах источников, связанные с эволюцией фона детектора и его характеристик, не превышают ~ 3%. Последняя величина была добавлена в качестве систематической неопределенности при спектральном анализе в пакете программ XSPEC.

На рис. 4 в качестве примера показан энергетический спектр Крабовидной туманности, восстановленный этим методом по данным 170 орбиты. Матрица отклика строилась по данным 102 орбиты. При аппроксимации этого спектра степенным законом была добавлена систематическая ошибка 3%, получены еледующие значения параметров: фотонный индекс а = 2.13 ±0.02, нормировка Norm = 11.27±0.35. Все ошибки, приведенные в данной диссертации, являются статистическими и даны на уровне одного стандартного отклонения.

Для временного анализа излучения выполнялись первые три шага стандартного пакета OSA (COR, GTI, DEAD), затем с помощью программы из пакета OSA eventsuextract с пикселов детектора, засвеченных источником, отбирались фотоны с заданной энергией, попутно осуществляя коррекцию времен их прихода на барицентр Солнечной системы. Такой простой, но эффективный способ аккумулирования фотонов от источника выбирался, когда не требовалось коррекции потока от источника на фоновое излучение. Когда же требовалось исследование количественных характеристик пульсирующего излучения, то использовалась программное обеспечение, разработанное и поддерживаемое специалистами из Национального Астрофизического Института в г. Палермо, Италия (http://ww\v.pa.iasf.cnr.it/~ferrigno/INTEGRALsoftw'are.html); описание методики обработки научных данных также может быть найдено в работе Минео и др. (2006). Дальнейший анализ (определение периода пульсаций, построение собственно профиля импульса, определение доли пульсирующего излучения) проводился с помощью пакета FTOOLS.

Технические характеристики телескопа IBIS:

Параметр Величина

Рабочий диапазон энергии 15 кэВ - 10 МэВ

Энергетическое разрешение (FWHM) 7% на 100 кэВ

Угловое разрешение (FWHM) Точность локализации точечного ист-ка (90% радиус ошибок) Чувствительность в континууме фотонов см-2 сек-1 кэВ-1 (значимость детектирования За, АЕ = Е/2, период накопления сигнала 106 сек) Чувствительность в линии фотонов см-2 сек-1

За, период накопления сигнала 106 сек) Абсолютная временная точность (3 а)

Эффективная площадь

Поле зрения

9% на 1 МэВ ISGRI: 960 см2 на 50 кэВ PICsIT: 870 см2 на 300 кэВ 9°х 9°(полное кодирование) 19° х 19°(част. кодиров., 50%) 12'

30" на 100 кэВ 60" на 1 МэВ 3.8 х Ю-7 на 100 кэВ 1 - 2х10-7 на 1 МэВ

-1

1.3 х Ю-5 на 100 кэВ 4 х Ю-5 на 1 МэВ

ISGRI: 61 цс PICsIT: 0.976 - 500 мс

Спектрометр SPI (SPectrometer on INTEGRAL), Спектрометр SPI (Ве-дренне и др., 2003) обеспечивает высокоточное измерение энергии гаммаизлучения. По своей чувствительности этот прибор намного превосходит все существовавшие до сих пор измерительные устройства. SPI используется для анализа гамма-источников в диапазоне энергий от 20 кэВ до 8 МэВ. Он состоит из 19 шестиугольных регистрирующих элементов, изготовленных из германия высокой чистоты и охлаждаемых до температуры минус 183 градуса Цельсия (90 градусов по шкале Кельвина).

Оптический монитор ОМС. С помощью оптического монитора ОМС аппарат ИНТЕГРАЛ автоматически производит синхронный мониторинг оптического излучения, исходящего от источников гамма- и рентгеновского излучения.

Монитор рентгеновских лучей JEM-X (Joint European X-Ray Monitor).

JEM-X (Лунд и др. 2003) играет главную роль в обнаружении и отождествлении гамма-источников. Монитор осуществляет наблюдения синхронно с друга-ми приборами и способен работать в диапазоне энергий от 3 до 35 кэВ. Как и телескоп IBIS и спектрометр SPI монитор JEM-X представляет из себя телескоп с кодирующей апертурой, однако обладает более высоким угловым разрешением, что помогает при идентификации источников, находящихся в густонаселенных областях неба.

Каждый из детекторов JEM-X представляет собой заполненную газом ми-крополосковую камеру, площадь которой составляет 500 см2. Газ, заполняющий каждую из камер, представляет из себя смесь ксенона (90%) и метана (10%), находящуюся под давлением в 1.5 бар. Входящие фотоны претерпевают фотонно-электронное поглощение в ксеноне, вызывая появление облака йонов. Это облако ускоряется и растет в йонной лавине, возникающей в сильном электрическом поле, создаваемом в области микрополосковых анодов, и вызывает появление на аноде электронного импульса. Положение возникновения лавины йонов по направлению, перпендикулярному микрополосковым анодам, определяется по центроиду зарегистрированного заряда. Другая координата события вычисляется по показаниям датчиков-электродов, вмонтированных в нижнюю поверхность микрополосковой пластины (MSP).

Входное окно детектора сделано из тонкой (250 /ш) бериллиевой фольга, непроницаемой для газа, заполняющего детектор, однако, хорошо пропускающего мягкое рентгеновское излучение.

Наблюдения при помощи приборов J ЕМ-Х, IBIS и SPI проводятся одновременно, что позволяет исследовать излучение рентгеновских источников в очень широком диапазоне энергий.

Временной и спектральный анализ данных монитора JEM-X осуществлялся с помощью стандартного программного обеспечение миссии OSA. Следует иметь в виду, что абсолютные потоки от источников по данным монитора J ЕМ-X восстанавливаются не совсем корректно, поэтому при совместной аппроксимации в пакете XSPEC спектров источников, полученных монитором J ЕМ-Х и детектором ISGRI, нормировка данных монитора JEM-X оставлялась свободной. Также стоит отметить, что в восстановленных по данным прибора JEM-X спектрах существует ряд особенностей в районе энергий 5-7 кэВ, которые объясняются недоработкой текущей матрицы отклика прибора. Эти особенности затрудняют детальное изучение спектра источника, в частности, идентификацию эмиссионной линии железа и определение ее параметров.1 Технические характеристики монитора J ЕМ-Х:

ПараметрВеличина

Рабочий диапазон энергии 3-35 кэВ

Энергетическое разрешение АЕ/Е = 0.40 х (E/lkeV)~^2

Поле зрения (диаметр) 4.8 (полное кодирование)

Угловое разрешение Относительная ошибка локализации точечного источника Чувствительность в континууме фотонов см-2 сек-1 кэВ~' (значимость детектирования Зсг, период накопления сигнала 106 сек) Чувствительность в линии фотонов см-2 сек-1

Зсг, период накопления сигнала 106 сек) Временное разрешение

7.5°(част. кодиров., 50%) 3'

30"

1.3 х Ю-5 на б кэВ 8.0 х 10~6 на 30 кэВ

1.7 х Ю-5 на б кэВ 5.0 х Ю-5 на 30 кэВ

122 цс частная переписка с Карол Эн Оксборроу (Carol Anne Oxborrow) и Питером Крейчмаром (Peter Kretschmar).

Обсерватория RXTE

Обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) была выведена на околоземную орбиту 30 декабря 1995 года с мыса Канаверал. Основными приборами обсерватории RXTE (Брадт и др., 1993) являются спектрометры РСА и НЕХТЕ (рис. 5), имеющие одинаковое поле зрения ~ 1 В сумме два эти инструмента позволяют проводить одновременную спектроскопию и временной анализ излучения рентгеновских источников в диапазоне энергий 2-200 кэВ. Третьим научным прибором на борту обсерватории является монитор всего неба ASM, сканирующий всю небесную сферу за несколько часов.

Рентгеновский спектрометр РСА

Спектрометр РСА состоит из пяти идентичных детекторов, каждый из которых имеет свой собственный набор электроники с аналого-цифровым преобразователем (АЦП). Эффективная суммарная площадь всех детекторов на энергиях 6-7 кэВ составляет ~6400 кв.см, и энергетическое разрешение ~18% на этих энергиях.

Регистрирующая часть детектора состоит из пропанового слоя, который служит в основном для отсеивания фоновых электронов, антисовпадательной защиты для отсеивания фронтально падающих заряженных частиц, и, собственно, главного ксенонового слоя, через который проходит 4 уровня детектирующих анодов. Самый нижний анодный слой также служит в качестве антисовпадательной защиты, а остальные три дают основную научную информацию. При этом каждый из ксеноновых анодных слоев условно подразделяется на правую и левую стороны. В самом низу располагается слабый калибровочный источник рентгеновского излучения Лот241 (им оснащен каждый из пяти детекторов).

Научная информация может быть записана в различных режимах с разным спектральным и временным группированием. В каждом наведении группирование данных происходит в нескольких различных режимах. Кроме набора режимов записи данных, выбранных в соответствие с наблюдательной программой, в результатах всегда присутствуют два стандартных режима: усреднение по времени происходит по 16 с и 0.125 с. Последнее значение хорошо подходит для подробного временного анализа быстро вращающихся рентгеновских пульсаров.

Рис. 5. Схематическое изображение обсерватории RXTE.

Технические характеристики спектрометра РСА:

Параметр Величина

Энергетический диапазон: 2 - 60 кэВ

Энергетическое разрешение: < 18% на 6 кэВ

Временное разрешение: 1 микросекунда

Пространственное разрешение: коллиматор 1 градус (FWHM)

Детекторы: 5 пропорциональных счетчиков

Эффективная площадь: ~6400 кв.см.

Чувствительность: 0.1 мКраб

Фон: 2 мКраб

Спектрометр жесткого рентгеновского излучения НЕХТЕ

Спектрометр НЕХТЕ представляет собой систему из двух независимых пакетов из четырех NaI(Tl)/CsI(Na) детекторов "фосвич", качающихся с интервалом 16 сек для наблюдения фоновых площадок на расстоянии 1.5° от источника (рис. 6). Полная собирающая поверхность детекторов составляет ~1600 см2, однако, в каждый конкретный момент времени источник может наблюдаться только одним из двух пакетов детекторов; таким образом эффективная площадь де

ЮТЕ FIELDS OF VIEW

Рис. 6. Поле зрения двух пакетов детекторов спектрометра НЕХТЕ при наблюдении источника и фоновых площадок. текторов НЕХТЕ составляет -7Q0 см2.

Для постоянного контроля энергетической привязки и калибровки детекторов над каждым из них установлен индивидуальный источник рентгеновского излучения Am . До отправки полученных научных данных в поток телеметрии они проходят первичную обработку на борту спутника.

Краткие технические характеристики спектрометра НЕХТЕ:

Параметр

Величина

Детекторы Поле зрения

Энергетический диапазон Энергетическое разрешение Временное разрешение Эффективная площадь Эффективная экспозиция Скорость счета от Крабов иди ой Туманности (12-250 кэВ) Детекторный фон (12-250 кэВ) Калибровочный источник Вариации привязки энергии Поток телеметрии

2x4 NaI(Tl)/CsI(Na) сцинтиллятор

1 градус (FWHM)

12-250 кэВ в 256 каналах

Д£/£ос£~0-8, 15% на 60 кэВ

7.6 мкс (макс.), 0,98 мс (яркий источник)

700 см2 на пакет детекторов

60% полного времени

250 отсч. в сек. на пакет детекторов

90 coimt/s per cluster

Атт (линии на 17 и 60 кэВ)

1%

5 кбит/с (среднее по орбите)

Монитор всего неба ASM

Монитор всего неба ASM обсерватории RXTE состоит из трех сканирующих камер,установленных на вращающемся основании (рис. 7). Каждая из таких камер представляет из себя позиционно чувствительный пропорциональный счет

ALL-SKY MONITOR

ASSEMBLY

3 Shadow Cameras)

12° toe out

Рис. 7. Схематическое изображение монитора всего неба ASM. чик с кодирующей маской, обладающий полем зрения 6°х90°. Камеры заполнены смесью Хе-СОг при давление 1.2 атм., чувствительны к фотонам в диапазоне энергий 2-10 кэВ. Угловое разрешение в направлении 6° составляет 10 угловых минут. Две из трех камер просматривают небо перпендикулярно оси вращения монитора, один - параллельно. Область ошибок локализации составляет ~0.2° на ~1° для слабых источников и ~ 3' на ~ 15' для ярких источников, соответственно.

Монитор покрывает ~ 80% неба каждые ~ 90 минут и является незаменимым источником информации об активизации транзиентных источников и других переменных во времени событиях; а также может использоваться для исследования ярких рентгеновских источников на больших масштабах времени. Наведение спектрометров PC А и НЕХТЕ на обнаруженный объект занимает несколько часов.

Основные параметры прибора монитора ASM:

Параметр Величина

Энергетический диапазон: 2 -10 кэВ

Временное разрешение: 80% неба каждые 90 мин

Пространственное разрешение: 3' х 15'

Эффективная площадь: 90 кв. см.

Чувствительность: 30 мКраб

Для временного и спектрального анализ данных обсерватории RXTE использовался стандартный набор программ пакета FTOOLS/LHEASOFT (http://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools/).

Основные выводы и результаты диссертационной работы.

1. Впервые подробно исследовано изменение циклотронной частоты со светимостью и показано, что для пульсара V0332+53 она растет линейно с уменьшением светимости так же, как и высота ударной волны в аккреционной колонке. Получены оценки величины магнитного поля на поверхности нейтронной звезды и высоты ударной волны в аккрецируемой плазме. Относительное изменение энергии центра линии составляет около ~ 25%. В приближении дипольного поля нейтронной звезды это соответствует относительному изменению высоты И, на которой формируется данная особенность, ~ 7.5% или ~ 750 м. Кроме того, впервые показано, что и вторая гармоника циклотронной частоты ведет себя подобным образом.

2. Показано, что для пульсара 4U0115+63 величина циклотронной частоты также зависит от светимости, однако, эта зависимость имеет более сложную морфологию и не может быть объяснена линейным изменением высоты ударной волны в аккреционной колонке от темпа аккреции в широком диапазоне свети-мостей.

3. Обнаружены значительные изменения формы профиля импульса в зависимости от светимости и энергетического диапазона для пульсаров V0332+53 (особенно в районе циклотронной частоты), KS1947+300 и 4U0115+63.

4. Основываясь на модели замашиченной нейтронной звезды, апробирован метод исследования свойств пульсара по изменению темпа его ускорения/замедления во время вспышек. Используя данный метод, получены оценки величины магнитного поля пульсара KS1947+300 и расстояния до двойной системы.

5. Используя данные обсерватории ГРАНАТ показано, что вариации кривой блеска и спектра пульсара GX 301-2 могут быть объяснены пеодпородностями в звездном ветре размером ~ 10/?©, плотность которых примерно в 50 раз выше средней плотности звездного ветра в экваториальной плоскости звезд Be класса.

6. Показано, что в системе SMC Х-1 помимо периодичностей, связанных с собственным вращением нейтронной звезды и орбитальным движением, присутствует еще одна, близкая к периодической, составляющая, возможно связанная с прецессией аккреционного диска. По величине прецессионного периода (Рртс ~ 61 день), измеренного по данным телескопа АРТ-П, получены оценки угла наклона аккреционного диска относительно орбитальной плоскости 5 ~ 25 - 58°.

7. Используя данные долговременных наблюдений (~ 8.5 лет) рентгеновского пульсара LMC Х-4 монитором всего неба обсерватории RXTE и данные обсерватории ИНТЕГРАЛ, измерено среднее значение периода прецессии аккреционного диска и показано, что оно не является постоянным.

8. Получен наиболее полный на сегодняшний день каталог широкополосных (3-100 кэВ) спектров 35 аккрецирующих рентгеновских и одного миллисе-кундного пульсаров, полученных по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ. Впервые получены спектры малоизученных аккрецирующих пульсаров А 0114+650, RX J0146.9+6121, АХ J1820.5-1434 и АХ J1841.0-0535 в жестком рентгеновском диапазоне энергий (> 20 кэВ). Проанализирована эволюция спектральных параметров в зависимости от интенсивности источников.

Заключение

1. Баско, Сюняев (Basko M.M., Sunyaev R.A.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 175, 395 (1976a)

2. Баско, Сюняев (Basko M.M., SunyaevR.A.) // Sov. Astron. 20,537 (1976b) Белобородое (Beloborodov A.M.) Astrophys. J. 566, L85 (2002)

3. Билдстеп и др. (Bildsten L., Chakrabarty D„ Chiu J. et al.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 113, 367(1997)

4. Бодаги и др. (Bodaghee A., Mowlavi N„ Ballet J.) // Astron. Telegram 290,1 (2004) Бонды, Хойл (Bondi H„ Hoyle F.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 104,273 (1944) БоркусВ.В.,КапиовскийА.С., Сюняев PA. и др. // Письма в Астрон. журнал 24,83 (1998)

5. Бороздин К., Гильфанов М.Р., Сюняев РА. и др. // Письма в Астрон. журнал 16,804 (1990)

6. Брадт и др. (Bradt H.V., Rothschild R.E., Swank J.H.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 97,355(1993)

7. Браинерд, Месзарос (Brainerd J., Mezaros P.) //Astrophys. J. 369,179 (1991) Булик и др. (Bulik Т., Gondek-Rosinska D„ Santangelo A. et al.) // Astron. Astrophys. 404, 1023 (2003)

8. Бурдери и др. (Burden L„ Di Salvo T„ Robba N. et al.) // Astrophys. J. 530,429 (2000) Байт и др. (White N. Mason К., Sanford P. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 176,91 (1976)

9. Astrophys. 303,483(1995) Варвик и др. (Warwick R„ Watson., Willingale R.) // Space Science Reviews 40,429 (1985)

10. Ведреппе и др. (Vedrenne G., Roques J.-P., Schonfelder V. et al.) // Astron. Astrophys. 411, L63 (2003)

11. Вейтон и др. (Wheaton W. A., Doty J. P., Primini F. A. et al.) Nature 282,240 (1979) Видал (Vidal N.V.) // Astrophys. J. 186,81 (1973)

12. Винклер и др. (Winkler С., Courvoisier T.J.-L., Di Cocco G. et al.) // Astron. Astrophys. 411, LI (2003)

13. Войдовски и др. (Wojdowski P., Clark G.W., Levine A.M. et al.) // Astrophys. J. 502, 253 (1998)

14. Волтер и др. (Walter R. & INTEGRAL Survey Team) // AAS/High Energy Astrophysics Division, 8 (2004)

15. Suppl. Ser. 40,289(1980) Гильфанов M.P., Сюияев PA., Чуразов E.M. и др. // Письма в Астрон. журнал 15, 675 (1989)

16. Гиедип, Сюияев (Gnedin Yu. & Sunyaev R.) //Astron. Astrophys. 25,233 (1973) Гпедин, Сюияев (Gnedin Yu. & Sunyaev R.) // Astron. Astrophys. 36,379 (1974) Горанский (Goranskij V.) // Astron. Lett. 27,516 (2001)

17. Горанский, Барсукова (Goranskij V., Barsukova E.) // The Astronomers Telegram 245 (2004)

18. Гош, Лэмб (Ghosh P., Lamb E) // Astrophys. J. 234,296 (1979)

19. Запг и dp. (Zhang S., Harmon В., Paciesas W. et al.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 120, 227(1996)

20. Иловайский и др. (Ilovaisky S., Chevalier C., Motch C.) // Astron. Astrophys. 114,7 (1982)

21. Исраел u dp. (Israel G., Negueruela I., Campaha S. et al.) // Astron. Astrophys. 371,1018 (2001)

22. Камеро Appam u dp. (Camero Arranz A., Reig P., Connell P. et al.) // Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on "The INTEGRAL Universe", ESA Publications Division, SP-552, Eds. Schonfelder V. et al., 279 (2004)

23. Кампапа u dp. (Campana S., Ravasio M., Israel G.L. et al.) // Astrophys. J. 594, L39 (2003)

24. Kanep u dp. (Kaper L., Lamers H.J.G.LM., Ruymaerkers E. etal.) // Astron. Astrophys. 300, 446 1995

25. Kacnu, Гавриил (Kaspi V.M., Gavriil F.P.) // Astrophys. J. 596, L71 (2003)

26. Кастор и др. (Castor J.I., Abbott D.C., Klein R.I.) // Astrophys. J. 195,157 (1975)

27. Келли и dp. (Kelley R., JerniganJ., Levine A. etal.) // Astrophys. J. 264,568 (1983a)

28. Келли и др. (Kelley R„ Rappaport S„ Clark G. et al.) // Astrophys. J. 268,790 (19836)

29. Кетиора и др. (Kendziorra E., Kretschmar P., Pan H. et al.) // Astron. Astrophys. 291, L31 (1994)

30. Кинугаса и др. (Kinugasa К., Torii К., Hashimoto Y. et al.) // Astrophys. J. 495,435 (1998)

31. Кирш и др. (Kirsch M., Mukeijee К., Breitfellner M. et al.) // Astron. Astrophys. 423, 92004)

32. Кларк (Clark G.)//Astrophys. J. 542,131 (2000)

33. Кларксоп и dp. (Clarkson W„ Charles P., Сое M., et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 339, 447(2003)

34. Кобурн и др. (Coburn W„ Heindl W., Rothschild R. et al.) // Astrophys. J. 580,394 (2002) Кобурп и dp. (Coburn W., Kretschman P., Kreykenbohm I. et al.) // Astron. Telegram 381,12005)

35. Кое и dp. (Сое M., Payne В., Longmore A. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 232,865 (1988)

36. Коллииз (Collins G.) // in IAU Colloq. 92, Physics of Be stars, ed. A.Slettebak, T.Snow, Cambridge Univ. Press, 3 (1987)

37. Кравчик и dp.(Krawczyk A., Lyne A.G., Gil J.A. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 340, 1087 (2003)

38. Крейкепбом и dp. (Kreykenbohm I., Pottschmidt K., Kretschmar P. etal.) // Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on "The INTEGRAL Universe", ESA Publications Division, SP-552, Eds. Schonfelder V. et al., 333 (2004)

39. Крейкепбом и др. (Kreykenbohm I., Mowlavi N., Produit N. et al.) // Astron. Astrophys. 433, L45 (2005)

40. Ла Барбера и др. (La Barbera A., Burderi L., Di Salvo T. et al.) // Astrophys. J. 553, 375 (2001)

41. Лутовипов АЛ., Гребенев СЛ., Сюшев РА, Павлипский ММ. // Письма в Астрон. журн. 20,631 (1994)

42. Лутовинов АЛ., Гребенев СЛ., Сюняев РЛ. Письма в Астрон. журн. 26,3 (2000) Лутовинов АЛ., Гребенев СЛ., Павлинский М.Н., Сюняев РЛ. // Письма в Астрон. журн. 26,803 (2000)

43. Лутовинов АЛ., Гребенев СЛ., Павлипский ММ., Сюняев РЛ. // Письма в Астрон. журн. 26,892 (2000)

44. Лутовинов АЛ., Мольков С.В., Ревнивцев М.Г. // Письма в Астрон. журн. 29,803 (2003а)

45. Лутовинов и др. (Lutovinov A., Walter R„ Belanger G. et al.) // Astron. Telegram 155, 1 (20036)

46. Лутовипов и dp.( Lutovinov A., Budtz-Jorgensen С., Turler М. et al.) // Astron. Telegram 326,1 (2004a)

47. Лутовипов и др. (Lutovinov A., Tsygankov S., Revnivtsev M. et al.) // Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop on "The INTEGRAL Universe", ESA Publications Division, SP-552, Eds. Schonfelder V. etal., 253 (20046)

48. Лутовипов и др. (Lutovinov A., Revnivtsev M., Molkov S.) // Astron. Telegram 178, 1 (2004b)

49. Лутовипов и др. (Lutovinov A., Revnivtsev M„ Molkov S., Sunyaev R.) // Astron. Astrophys. 430,997 (2005a)

50. Лутовипов и др. (Lutovinov A., Rodriguez J., Revnivtsev M., Shtykovskiy P.) // Astron. Astrophys. 433, L41 (20056)

51. Лутовипов и др. (Lutovinov A., Revnivtsev M., Gilfanov M. et al.) // Astron. Astrophys. 444,821 (2005b)

52. Макишима и др. (Makishima К., Mihara Т., Ishida M. etal.) // Astrophys. J. 365, L59 (1990)

53. Макишима и др. (Makishima К., Mihara Т., Nagase E, Tanaka Y.) Astrophys. J. 525, 978 (1999)

54. Мелатос и др. (Melatos A.Johnston S„ Melrose D.B.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 275, 381 (1995)

55. Мерегетти и др. (Mereghetti S., Tiengo A., Israel G.L. et al.) // Astron. Astrophys. 354, 567(2000)

56. Месзарос, Нагел (Meszaros P., Nagel W.) // Astrophys. J. 299,138 (1985)

57. Muneo и др. (Mineo Т., Ferrigno С., Foschini L. et al.) Astron. Astrophys. 450,617 (2006)

58. Muxapa (Mihara T.) // Ph.D. thesis, University of Tokyo (1995)

59. Muxapa и др. (Mihara Т., Makishima К., Nagase F.) // Adv. Space Res. 22,987 (1998)

60. Muxapa и др. (Mihara Т., Makishima К., Nagase F.) Astrophys. J. 610,390 (2004)

61. Молъков и др. (Molkov S., Lutovinov A., Grebenev S.) // Astron. Astrophys. 411,357 (2003)

62. Молъков и др. (Molkov S., Cherepashchuk A., Lutovinov A. et al.) // Astron. Lett. 30,534 (2004a)

63. Молъков и др. (Molkov S., Cherepashuk A., Revnivtsev M. et al.) // Astron. Telegram 274,1 (20046)

64. Моррисои, МакКамоп (Morrison R. & McCammon D.) // Astrophys. J. 270,119 (1983)

65. Мун и др. (Moon D.-S., Eikenberry S„ Wasserman I.) // Astrophys. J. 582, L91 (2003)

66. Нагазе (Nagase F.) // Publ. Astron. Soc. Japan 41,1 (1989)

67. Нагасе и др. (Nagase F, Dotani Т., Tanaka Y. etal.) Astrophys. J. 375, L49 (1991)

68. Ham, Паул (Naik S„ Paul B.) //Astron. Astrophys. 401,265 (2003)

69. Накаджима и др. (Nakajima M., Mihara Т., Makishima К., Niko H.) Astrophys. J. 646,1125 (2006)

70. Негерела и др. (Negueruela I., Roche P., Fabregat J. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 307,695(1999)

71. Негерела и др. (Negueruela I., Okazaki A.T.) Astron. Astrophys. 369,108 (2001)

72. Негерела и др. (Negueruela I., Israel G„ Marco A. et al.) // Astron. Astrophys. 397, 739 (2003)

73. Орлапдипи и др. (Orlandini M., Fiume D.Dal, Frontera F. et al.) // Astrophys. J. 500,163 (1998)

74. Орлапдипи и др. (Orlandini M., Fiume D.Dal, Frontera F. et al.) // Adv. Space Res. 25,417 (2000)

75. Орлапдипи, Фиуме (Orlandini M., Fiume D.Dal) // AIP Conference Proceedings 599,283 (2001)

76. Павлипский M.H., Гребепев СЛ., Сюпяев PA. // Письма в Астрон. журн. 18,217 (1991)

77. Паркес и др. (Parkes G., Murdin P., Mason К.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 184, 73 (1978)

78. Паркес и др. (Parkes G„ Mason K., Murdin P. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 191, 547(1980)

79. Пармар и др. (Parmar A.N., White N.E., Stella L.) // Astrophys. J. 338,373 (1989)

80. Пател и др. (Patel S„ Kouveliotou C., Tennant A. etal.) // American Astronomical Society Meeting 203,3103(2003)

81. Паул, Китамото (Paul В., Kitamoto S.) //J.Astrophis.Astr. 23,33 (2002) Перейраидр. (Pereira M„ Braga J.,Jablonski F.) //Astrophys. J. 526,105 (1999) Пирайно и др. (Piraino S., Santangelo A., Segreto A. et al.) // Astron. Astrophys. 357,501 (2000)

82. Поль и др. (Paul J., Mandrou P., Ballet J. et al.) // Adv. Space Res. 11,289 (1991)

83. Поль и др. (Paul В., Agrawal P. С., Chitnis V. R. etal.) // Bull. Astron. Soc. India 23, 478 (1995)

84. Поль, Pao (Paul В., Rao A.) // Astron. Astrophys. 337,815 (1998)

85. Поттсшмидт и др. (Pottschmidt К., Kreykenbohm I., Wilms J. et al.) // Astrophys. J. 634, L97 (2005)

86. Правдо и др. (Pravdo S.H., Ghosh P.) // Astrophys. J. 554,383 (2001)

87. Прайс и др. (Price R., Groves D., Rodrigues R., et al.) // Astrophys. J. 168,7 (1971)

88. Приедхорский, Террелл (Priedhorsky, Terrell) // Nature 303,681 (1983)

89. Принт, Рис (Pringle J., Rees M.) // Astron. Astrophys. 21,1 (1972)

90. Pannanopm и др. (Rappaport S., Clark G.W., Cominsky L et al.) Astrophys. J. 224, LI (1978)

91. Ревнивцев М.Г., Сюпяев РА., Варшалович ДА. и др. // Письма в Астрон. журн. 30, 430 (2004)

92. Рейнолдс и др. (Reynolds A., Parmar A., White N.) // Astrophys. J. 414,302 (1993а) Рейнолдс и др. (Reynolds A., Hilditch R., Bell W., Hill G.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 261,337(19936)

93. Ремилард и др. (Remillard R., Levine A., Takeshima T. et al.) // IAUC 6826,2 (1998)

94. Робба и др. (Robba N. Burderi L„ Di Salvo T. et al.) // Astrophys. J. 562,950 (2001)

95. Роберте и др. (Roberts M., Michelson F., Leahy D. et al.) // Astrophys. J. 555,967 (2001)

96. Родригез и др. (Rodiriguez J., Tomsick J., Foschini L. et al.) // Astron. Astrophys. 407,41 (2003)

97. Родригез и др. (Rodriguez J., Garau A, Grebenev S. et al.) // Astron.Telegram 340,1 (2004) Романова и др. (Romanova M. M., Ustyugova G. V., Koldoba A. V., Lovelace R. V. E.) //

98. Столберг и др. (Stollberg M„ Finger M., Wilson R. etal.) // Astrophys. J. 512,313 (1999) Сюпяев и др. (Sunyaev R.A., Babichenko S.I., Goganov D.A. et al.) // Adv. Space Res. 10, 233 (1990)

99. Таишро и др. (Tashiro M., Makishima K., Ohashi T. et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 252,156(1991)

100. Террел, Предгорский (Terrell J., Priedhorsky W.C.) // Bulletin of the American Astronomical Society 15,980 (1973)

101. Филиппова E.B., Лутовинов АЛ., Штыковский П.Е. и др. // Письма в Астрон. жури. 30, 905(2004)

102. Филиппова Е.Б., Цыганков С.С., Лутовинов АЛ., Сюняев РЛ. // Письма в Астрон. журн. 31,729(2005)

103. Фингер и др. (Finger М., Bildsten L, Chakrabarty D. etal.) // Astrophys. J. 517,449 (1999)

104. Форман и др. (Forman W., Tananbaum H., Jones C.) // Astrophys. J. 206,29 (1976) Форман и др. (Forman W., Jones C., Cominsky L. et al.) Astrophys. J. Suppl. Ser. 38, 357 (1978)

105. Фронтера и др. (Frontera F., dal Fiume D„ Morelli E., Spada G.) Astrophys. J. 298, 585 (1985)

106. Хаберл (Haberl F.) // Astrophys. J. 376,245 (1991)

107. Хайндл и др. (Heindl W.A., Coburn W„ Gruber D.E. etal.) Astrophys. J. 521, L49 (1999)

108. Халпен и др. (Halpern J., Gotthelf E„ Helfand D.et al.) // Astron. Telegram 289,1 (2004)

109. Хардинг, Доэрти (Harding A.K., Daugherty J.K.) Astrophys. J. 374,687 (1991)

110. Хатчингс и dp. (Hutchings J.B., Crampton D.) Astrophys. J. 247,222 (1981)

111. Хейндл, Смит (Heindl W. & Smith D.) // Astrophys. J. 506,35L (1998)

112. Хилтнер и др. (Hiltner W., Werner J., Osmer P.) //Astrophys. J. 175,19 (1972)

113. Xoeapm (Howarth I.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 198,289 (1982)

114. Холл и др. (Hall Т., Finley J., Corbet R. et al.) // Astrophys. J. 536,450 (2000)

115. Холопов и др. (Kholopov P.N., Samus N.N., Kukarkina N.P. et al.) Information Bulletin on

116. Цыганков С.С., Лутовинов АЛ. // Письма в Астрон. журн. 31,427 (2005а)

117. Цыганков С.С., Лутовинов АЛ. // Письма в Астрон. журн. 31,99 (20056)

118. Цыганков и d/>.(Tsygankov S.S., Lutovinov А.А., Churazov Е.М., Sunyaev R.A.) // Mon.

119. Not. Roy. Astron. Soc. 371,19 (2006) Цыганков C.C., Лутовинов АЛ., Чуразов Е.М., Сюняев РЛ. // Письма в Астрон. журн.,принята к печати (2007) Чакрабарти и др. (Chakrabarty D., Grunsfeld J., Thomas A. et al.) // Astrophys. J. 403,33 (1993)

120. Чакрабарти и др. (Chakrabarty D., Koh Т., Bildsten L. et al.) // Astrophys. J. 446, 826 (1995)

121. Чакрабарти и др. (Chakrabarty D., Homer L., Charles P. et al.) // Astrophys. J. 562,985 (2001)

122. Чакрабарти и др. (Chakrabarty D., Wang Z., Juett A. et al.) // Astrophys. J. 573, 789 (2002)

123. Черепащук и др. (Cherepashchuk A., Molkov S., Foschini L. etal.) // Astron. Telegram 159, 1(2003)

124. Чернякова и др. (Chernyakova М., Shtykovskiy P., Lutovinov A. et al.) // Astron. Telegram 251,1 (2004)

125. Черткова и др. (Chernyakova M., Lutovinov A., Rodriguez J„ Revnivtsev M.) // Mon. Not.

126. Эйсмонт и др. (Eismont N., Ditrikh A., Janin G. et al.) // Astron. Astrophys. 411, L37 (2003)

127. Эндо и др. (Endo Т., Ishida M., Masai К. et al.) // Astrophys. J. 574,879 (2002)