Исследование аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

/ I РГЬ

Лутовинов Александр Анатольевич

УДК 524.354.4

ИССЛЕДОВАНИЕ АККРЕЦИРУЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД В ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА АРТ-П ОБСЕРВАТОРИИ ГРАНАТ

01.03.02 Астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2000

Работа выполнена и Институте космических исследований РАН

Научный руководитель — доктор физико-математических наук С.А. Гребенев

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор

Гнедин Юрий Николаевич

доктор физико-математических наук, профессор

Шакура Николай Иванович

Ведущая организация:

Физико-технический институт им. А.Ф.Иоффе (С.-Петербург)

Защита диссертации состоится 27 октября 2000г. в 12:00 часов на заседании диссертационного совета Д 002.94.01 в Институте космических исследований РАН по адресу: Москва, ул. Профсоюзная, 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2 (конференц-зал).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан 26 сентября 2000 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.94.01 кандидат технических наук

В.Е.Нестеров

& ¿6 ^ ,0.3

1 Общая характеристика работы

Актуальность темы

Идея о существовании нейтронных звезд — объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, — была высказана еще в начале 30-х годов. Однако на протяжении практически тридцати лет нейтронные звезды в основном игнорировались астрономами, так как из-за малой площади поверхности их остаточное тепловое излучение оказывалось слишком слабым для наблюдений с помощью оптических телескопов. Ситуация начала меняться в связи с развитием внеатмосферной астрономии в 60-х годах, когда были обнаружены рентгеновские источники внесолнечного происхождения, и особенно после открытия в 1967 г. радипульсаров, которые были интерпретированы как быстро вращающиеся нейтронные звезды. Запущенный в 1970 г. спутник иН1)1?и обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников - рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие газ от своего нормального звездного компаньона. В дальнейшем были обнаружены совершенно новые классы рентгеновских источников. Наиболее интересными из них оказались рентгеновские барстеры — галактические источники, испускающие непериодические вспышки рентгеновского излучения с длительностями порядка секунд и минут.

Дальнейшие исследования показали, что разница в наблюдательных проявлениях рентгеновских источников в двойных системах связана с природой компактных объектов. Одной из важнейших характеристик таких систем является масса нормальной звезды, в соответствии с которой можно разделить рентгеновские источники в двойных системах на два класса — маломассивные (масса компаньона меньше или порядка массы Солнца) и массивные (масса компаньона больше десяти масс Солнца) двойные системы.

В настоящее время известно около 50 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость 10351038 эрг/с), является аккреция вещества. Звездами-компаньонами в таких системах являются звезды ранних спектральных классов (О-В), поэтому в них, 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 мо-

жет 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 может дать представление 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 теоретическими моделями.

Класс маломассивных двойных систем включает множество рентгеновских источников различных типов: гэ<тоянные и транзиентные кандидаты в черные дыры, яркие источники галактического балджа, несколько рентгеновских пульсаров, рентгеновские барстеры (к настоящему моменту их известно более тридцати), а также ряд источников, не принадлежащих ни к одному из вышеперечисленных типов. Среди всплесков рентгеновского излучения, регистрируемых от барстеров, наиболее часто встречаются так называемые всплески I типа, для которых характерно резкое возрастание (за несколько секунд) потока рентгеновского излучения, а затем его плавный спад, причем в жестком диапазоне он происходит быстрее (так называемое "смягчение" спектра). Эти всплески объясняются термоядерными взрывами гелия на поверхности нейтронной звезды. Большинство барстеров расположено в пределах 30 градусов от направления на Галактический Центр. Часть из них обнаружена в центральных областях наиболее богатых шаровых звездных скоплений. Детальное исследование временных профилей вспышек, зависимости интервалов между ними от величины светимости, эволюции энергетического спектра источников может дать ключ к пониманию высокоэнергичных процессов, происходящих при таких экстремальных условиях, которые в настоящий момент просто недоступны в лабораторных условиях.

Цель работы

Цель работы заключалась во всестороннем анализе свойств рентгеновского излучения аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах на основе данных, полученных телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ. При исследовавании рентгеновских пульсаров основной задачей было выявляние и изучение переменностей источников в широком диапазоне временных масштабов, изучение эволюции как спектральных, так и временных характеристик данных объектов.

Особое внимание было уделено исследованию непульсирующего излучения рентгеновских пульсаров, а также поиску в их спектрах циклотронных линий.

Основными задачами при анализе излучения рентгеновских бар-стеров было отождествление источников всплесков с источниками постоянного излучения, выявление общих закономерностей у источников, от которых многократно регистрировались всплески, проведение детального исследования эволюции светимости и температуры источников во время мощных всплесков.

Научная новизна

Все результаты, представленные к защите, являются новыми.

Для пульсаров в непульсирующем состоянии обсуждены механизмы возникновения такого вида излучения, а также причины, приводящие к отсутствию пульсаций. Предложена модель, объясняющая происхождение линии излучения железа, зарегистрированной телескопом АРТ-П в спектре пульсара Центавр Х-3 во время затмения. Для этого же источника обсуждены механизмы формирования профиля импульса и причины, приводящие к его размытию на орбитальных фазах 0,7-0,9. Предложено возможное объяснение происхождения рентгеновских всплесков, зарегистрированных от пульсаров Центавр Х-3 и 41)0115+634.

Для рентгеновских барстеров А1742-294 (находящегося вблизи Галактического центра) и 51-Х1732-304 в шаровом скоплении Терзан 1 был проведен всесторонний анализ свойств излучения, регистрируемого от них во время мощных всплесков.

При этом необходимо отметить, что технические характеристики телескопа АРТ-П, а также факт того, что долгое время этот телескоп был единственным прибором, работавшим на орбите и позволявшим одновременно восстанавливать изображение, проводить временной и спектральный анализ любого источника, находящегося в его поле зрения, делают данные, полученные с его помощью, уникальными.

Практическая ценность работы

Приведенные в работе экспериментальные данные пригодны для непосредственного сравнения с теоретическими моделями и результатами других экспериментов. Кроме того, детальный анализ спектральных и временных характеристик рентгеновского излучения аккрецирующих нейтронных звезд может дать ключ к пониманию мно-

гих процессов, происходящих при аккреции вещества на такие объекты. Математические методы и программное обеспечение, разработанное для обработки данных телескопа АРТ-П, могут быть использованы при создании математического обеспечения ряда приборов будущих миссий, в частности телескопов КФРД обсерватории СПЕКТР-РГ и JEM-X обсерватории ИНТЕГРАЛ.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались на семинарах ИКИ РАН, международных конференциях NATO ASI "Lives of Neutron Stars" (Кемер, Турция, 1993), COSPAR-94 (Гамбург, Германия 1994), 2nd INTEGRAL Workshop "The Transparent Universe" (Сант-Мало, Франция, 1996), JENAM-97 (Салоники, Греция, 1997), "Жизнь нейтронных звезд" (С.-Петербург, 1997), "The Active X-ray Sky" (Рим, Италия, 1997), 3rd INTEGRAL Workshop "The Extreme Universe" (Taop-мина, Италия, 1998), "Нейтронные звезды-99" (С.-Петербург, 1999), "Астрофизика на рубеже веков" (Пущино, 1999), JENAM-2000 (Москва, 2000), "X-ray Astronomy 2000" (Палермо, Италия, 2000). По теме диссертации опубликовано 13 работ. Еще с одной работой можно ознакомиться в электронном архиве препринтов astro-ph.

Объем диссертации

Диссертация состоит из введения, семи глав, объединенных в три части; и списка литературы. Диссертация имеет объем 140 страниц, содержит 60 иллюстраций и 19 таблиц.

2 Содержание работы

Первая часть диссертации посвящена описанию телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ, данные которого использовались в диссертации. Рассмотрен принцип его работы и даны основные технические характеристики. Кроме того, приведены результаты наблюдения пульсара в Крабовидной туманности, которые использовались для калибровки приборов обсерватории и построения энергетической матрицы отклика телескопа АРТ-П.

Вторая часть посвящена исследованию рентгеновских пульсаров в двойных системах и состоит из 3 глав.

Первая глава второй части представляет результаты временного анализа 13 рентгеновских пульсаров. Для каждого из них приведены данные о периоде пульсаций, вековых изменениях периода, а также фазовые кривые потока рентгеновского излучения в разных диапазонах энергий. Среди наиболее интересных результатов: —обнаружение перехода от ускорения вращения нейтронной звезды в системе 4U1626-67/K.Z ТгА к замедлению, причем темп замедления Р/Р= (2,42 ±0,06) х 10 1 год~', измеренный по результатам трех наблюдений, выполненных в течение года, близок по абсолютной величине к темпу предшествующего ускорения, оценка массы оптической звезды в этой маломассивной двойной системе;

- детектирование скачкообразного изменения периода пульсара ОА01657-415;

- наблюдение зависимости формы профиля импульса долгоперио-дического пульсара GX301-2 от орбитальной фазы;

- уточнение орбитальных параметров рентгеновских пульсаров SMC Х-1 и 4U0115+634.

Вторая глава посвящена исследованию переменности излучения рентгеновских пульсаров на различных масштабах времени.

В первом параграфе представлены результаты сравнительного временного и спектрального анализа "высокого" и "низкого" ("выключенного") состояний рентгеновского пульсара Геркулес Х-1. Во время "низкого" состояния был зарегистрирован значимый, на уровне нескольких мКраб, поток непульсирующего излучения со спектром, описывающимся простым степенным законом. Наклон спектра менялся от наблюдения к наблюдению почти в 2 раза. Пульсации были зарегистрированы лишь во время "высокого" состояния источника, когда его поток излучения в ~ 25 раз превышал поток в "низком" состоянии. Форма спектра излучения источника в "высоком" состоянии была сложной, с параметрами, зависящими от фазы импульса.

Второй параграф посвящен результатам исследования рентгеновского пульсара Центавр Х-3. Источник наблюдался в 1990 г. два раза с перерывом в полгода (в интервале орбитальных фаз 0,54—0,91) и оба раза имел почти на порядок меньшую по сравнению со стандартным ("высоким") состоянием рентгеновскую светимость. Его излучение характеризовалось сильной переменностью — как регулярной (эволюция интенсивности и степени низкочастотного поглощения в

зависимости от орбитальной фазы, изменения профиля импульса в разных диапазонах энергий), так и нерегулярной (вспышки длительностью сотни и тысячи секунд, во время которых поток от источника возрастал более чем в 2 раза). Вспышки сопровождались изменением жесткости излучения, причем во время длинных (~ 3000 с) жесткость слегка увеличивалась, а во время коротких (200-500 с) уменьшалась.

В августе 1990 г. наблюдался вход источника в затмение. В это время был зарегистрирован значимый (13<т) поток непульсирующего излучения со спектром более мягким, чем в предзатменном состоянии, и сильной эмиссионной линией железь ¡1а энергиях ~ 6,7—6,9 кэВ (рис. 1). Проведенный анализ показал, что оба наблюдения были выполнены телескопом АРТ-П во время так называемого предзатмен-ного "дипа" источника, когда его излучение было сильно искажено из-за рассеяния и поглощения в плотном облаке газа на луче зрения (по-видимому, струе вещества, вытекающего из звезды-компаньона и втекающего в аккреционный диск). Зарегистрированные вспышки могли быть связаны с локальным увеличением прозрачности облака (с дыркой в нем), а медленные вариации интенсивности и спектра — с изменением ориентации облака, сопровождавшимся уменьшением его видимой поверхности и увеличением оптической толщи. Поток, наблюдавшийся в затмении, состоял, скорее всего, из нескольких компонент. Во-первых, наблюдалось излучение пульсара, рассеянное в непрозрачном облаке (эта компонента исчезла через некоторое время после начала затмения). Во-вторых, наблюдалось излучение, рассеянное в звездном ветре оптической звезды и оставшееся практически неискаженным из-за фотопоглощения. В-третьих, жесткое излучение нагревало звездный ветер в окрестности пульсара до температур ~ 106 -— 107 К и приводило к его сильной ионизации. Эта область была ответственна за эмиссию в линии 6,7 кэВ, а ее тепловое излучение давало свой дополнительный вклад в поток на низких энергиях.

В третьем параграфе представлены результаты наблюдений рентгеновского пульсара Паруса Х-1. Зарегистрирована переменность с характерным временем нескольких тысяч секунд, показано, что вариации интенсивности сопровождаются изменениями в спектре излучения источника. Сильные изменения жесткости выявлены и на масштабе одного периода пульсаций. В спектре источника обнаружена особенность в поглощении на энергии ~27 кэВ, по-видимому, связанная с циклотронным рассеянием/поглощением в магнитном поле

СепХ-3

СШЦАТ/ЫГГ-Р

-4- | Аи». 19. 199Э

- -4-

Рис. 1: Эволюция спектра излучения пульсара Центавр Х-3 по данным телескопа АРТ-П а течение сеанса 19 августа ¡990 г. Результат наилучшей аппроксимации спектров 1-й и ¡1-й частей сеанса показан гистограммами.

3

5

10

¡0

еСк-эВ^

нейтронной звезды. Во время рентгеновского затмения зарегистрировано слабое непульсирующее излучение, вероятно, являющееся следствием рассеяния излучения пульсара в звездном ветре оптической звезды.

В третьей главе исследуется излучение транзиентного рентгеновского пульсара 41.10115+634 во время его вспышки в феврале 1990 г. Источник демонстрировал сильную регулярную и нерегулярную переменность, в том числе всплески рентгеновского излучения длительностью 300-500 с. В фотонном спектре источника зарегистрированы две особенности в поглощении на ~ 12 и ~ 22 кэВ, интерпретированные как линии резонансного рассеяния его излучения на первой и второй циклотронных гармониках. Значение магнитной индукции В на поверхности нейтронной звезды, соответствующее этим линиям, составляет ~ 1,3- Ю1^ Гс. Отношение энергий линий несколько отличается от гармонического соотношения 1:2; более того, это отношение и сами значения энергий линий заметно меняются с фазой на масштабе одного периода пульсаций. Исследована зависимость других параметров спектра источника 41)0115+634 от фазы импульса.

В третьей части работы, состоящей из 3 глав, изучаются спектральные и временные характеристики излучения рентгеновских бар-стеров.

В первой главе представлено детальное исследование скоростей счета в каждом сеансе наблюдений телескопом АРТ-П маломассивных рентгеновских двойных систем на предмет обнаружения рентге-

новских всплесков. За 2,5 года наблюдений (в 1990-1992 гг) 35 таких объектов попало в поле зрения телескопа АРТ-П, от 11 из них наблюдались рентгеновские всплески. Приведены временные истории более ста рентгеновских всплесков в диапазоне энергий 3-20 кэВ. Для всплесков, зарегистрированных в сеансах наблюдений, в которых была возможна локализация, проведено отождествление источника всплеска с известными рентгеновскими источниками. Предполагая, что спектр всплеска является чернотельным с температурой 1,8 кэВ, оценены средние и максимальные потоки. Для каждого идентифицированного источника рентгеновских всплесков приведены краткие резюме.

Вторая глава посвящена изучению рентгеновских барстеров А1742-294 и Б1-Х1744-299/300, находящихся вблизи Галактического Центра. Из этой области неба, которая очень интенсивно наблюдалось телескопом АРТ-П (общее время наблюдения ~839000 сек), была зарегистрировано большая часть рентгеновских всплеска. Показано, что спектры постоянного излучения обоих источников хорошо описываются моделью тормозного излучения, при этом параметры этой модели менялись в пределах АГьг— (6,4— 10,5) кэВ, г ~ (0,2-0,34) для А1742-294 и кТЬг ~ (4,7-9,2) кэВ, т ~ (0,13-0,23) для Б1-Х1744-299/300. 26 рентгеновских всплесков с типичной длительностью ~ 15 — 20 сек и средней температурой кТ^ = 1,81 ±0,39 кэВ были идентифицированы с барстером А1742-294, причем в нескольких сеансах наблюдалось сразу по два таких события подряд, что позволило напрямую измерить средний интервал между всплесками (г ~2,4 ч, который оказался в несколько раз меньше, чем считалось ранее. Средний интервал между всплесками от второго по количеству зарегистрированных событий (5) источника Б1-Х1744-299/300 был несколько больше, 1Г ~4,6 ч. Значения /г, оцененные исходя из значений светимостей источников, наблюдаемых во время всплесков и в спокойном состоянии, ~3,4 ч для источника А1742-294 и ~3,8 ч для источника Б1-Х1744-299/300, неплохо согласуются с данными непосредственных измерений. Для барстера А1742-294 показано, что профиль рентгеновских всплесков, регистрируемых от него, зависит от величины потока во время всплеска. Детально проанализирован мощный всплеск рентгеновского излучения, зарегистрированный от этого источника 18 октября 1990 г., построена эволюция светимости и температуры.

В третьей главе приводятся результаты наблюдения рентгеновского барстера Б1.Х1732-304, находящегося в шаровом скоплении

51X1732-304

-н

5 10

Рис. 2: Эволюция бо-' пометрической светимости источника (а), радиуса (б) и температуры (н) чернотепьного излучения во время рентгеновского всплеска, зарегистрированного телескопом АРТ-П.

5

Терзан 1. Поток рентгеновского излучения от источника в диапазоне 3-20 кэВ отличался более чем в 4 раза в сеансах наблюдения 8 сентября (Рх 6,95 • Ю-10 эрг см"'" с-1) и 6 октября 1990 г. (/"X — 1,64- Ю-1" эрг см"- с-1). Изменение интенсивности источника, по-видимому, сопровождалось изменением жесткости его излучения: если в "высоком" состоянии источник имел типичный для ярких маломассивных рентгеновских двойных спектр с четко выраженным экспоненциальным завалом, в "низком" состоянии спектр мог быть удовлетворительно описан простым степенным законом с фотонным индексом а ~ 1,7. Во время наблюдения 8 сентября телескопом АРТ-П от источника БЬХ1732-304 был обнаружен всплеск рентгеновского излучения 1-го типа с максимальным потоком в диапазоне 3-20 кэВ ~ 2 - эрг см-" с-1. Это был всего лишь третий всплеск

рентгеновского излучения, зарегистрированный от этого источника за всю историю его наблюдений и единственный, во время которого была возможность детального изучения свойств излучения источника (рис.2).

Основные выводы и результаты диссертационной работы

1. Измерены периоды и профили импульса более десяти рентгеновских пульсаров по данным телескопа АРТ-П. По доплеровскому запаздыванию времени прихода импульсов определены орбитальные параметры пульсаров 4У0115+634 и БМС Х-1, дана оценка массы

оптической звезды в системе 4U1626-67/KZ ТгА.

2. Исследована переменность излучения аккрецирующих нейтронных звезд в широком диапазоне времен; зарегистрированы рентгеновские всплески от пульсаров Центавр Х-3 и 4U0115+634 и предложено возможное объяснение их происхождения; обнаружена сильная зависимость формы профиля импульса пульсаров GX301-2 и Центавр Х-3 от орбитальной фазы. Для Центавра Х-3 обсуждены механизмы, приводящие к размытию профиля на орбитальных фазах 0,7-0,9.

3. Несколько пульсаров найдены в непульсирующем состоянии, исследованы их спектры, обсуждены причины, приводящие к отсутствию пульсаций. Предложена модель, объясняющая происхождение линии излучения железа, зарегистрированной телескопом АРТ-П в спектре пульсара Центавр Х-3 во время затмения.

4. В спектре источника 4U0115+634 зарегистрированы циклотронные линии поглощения и обнаружена зависимость параметров этих линий от фазы импульса. Получены указания на присутствие подобной линии в спектре излучения источника Паруса Х-1.

5. Проведен анализ данных телескопа АРТ-П, полученных в 19901992 гг., с целью поиска рентгеновских всплесков. Для более чем 100 обнаруженных всплесков построены временные истории и измерены пиковые потоки, проведены локализация и отождествление с источниками постоянного излучения, проведен анализ рекуррентности всплесков. Для барстера А1742-294 обнаружена зависимость формы временного профиля всплеска от велйчины потока во время него.

6. Подробно исследована эволюция светимости и температуры источников во время мощных всплесков, зарегистрированных от источников А1742-294 и SLX1732-304.

Список работ, опубликованных по теме диссертации:

1. Лутовинов A.A., Гребенев С.А., Сюняев P.A., Павлинский М.Н. "Тайминг рентгеновских пульсаров по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ в 1990-1992 гг."// Письма в Астрономический Журнал. 1994. Т.20. С.631-659.

2. Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M. "Timing of X-ray pulsars with ART-P/GRANAT"// in "The Lives of Neutron Stars". M.A. Alpar et al.(eds). 1995. Kluwer Academic Publishers. P.401-404.

3. Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M. "Timing of accreting neutron stars with the ART-P telescope aboard GRANAT" //Adv. Space Res. 1995. V.16. P.(3)135-(3)138.

4. Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R. "Spectroscopy and timing of Her X-1 during on and off phases of the 35-day cycle with GRANAT/ART-P"// Proceedings of the 2nd INTEGRAL Workshop "The Transparent Universe". C.Winkler et al.(eds). 1996. ESA SP-382. P.295-299.

5. Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M. "Observation of Cen X-3 with GRANAT/ART-P"// Nuclear Physics B. 1998. V.69(1-3). P. 166-169

6. Lutovinov A.A., Grebenev S.A., Sunyaev R.A. "Observations of Cen X-3 and 4U0115+634 with GRANAT/ART-P"// Astrophysical Letters & Communications. 1999. V.38. P.85-88

7. Лутовинов A.A., Гребенев С.А.,Сюняев P.A. "Наблюдения рентгеновского пульсара Центавр Х-3 телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ"// Письма в Астрономический Журнал. 1999. Т.25. С.83-99.

8. Лутовинов A.A., Гребенев С.А.,Сюняев P.A. "Наблюдения рентгеновского пульсара 4U0115+634 телескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ во время вспышки в 1990 г."// Письма в Астрономический Журнал. 2000. Т,26. С.3-12.

9. Molkov S.V., Grebenev S.A., Lutovinov A.A. "An X-ray burst with strong photospheric radius expansion observed from the source 4U1724-307 in Terzan 2"// Astron & Astrophys. Letters. 2000. V.357. L41-44.

10. Лутовинов A.A., Гребенев С.А., Сюняев P.A. "Спектральная переменность рентгеновского пульсара Геркулес Х-1" // Препринт ИКИ РАН. Пр-2025 (20 стр). 2000.

11. Лутовииов A.A., Гребенев С.А., Сюняев P.A., Павлинский М.Н. "Переменность рентгеновского пульсара Паруса Х-1 по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ"// Препринт ИКИ РАН. Пр-2027 (15 стр). 2000.

12. Гребенев С.А., Лутовинов A.A., Лященко О.В., Павлинский М.Н., Сюняев P.A. "Наблюдение рентгеновских всплесков те-

лескопом АРТ-П обсерватории ГРАНАТ. Временные истории и локализация"// Препринт ИКИ РАН. Пр-2031 (24 стр). 2000.

13. Павлинский М.Н., Гребенев С.А., Лутошшов A.A., Сюняев P.A., Финогенов A.B. "Источник SLX1732-304 в шаровом скоплении Терзан 1. Спектральные состояния и рентгеновский всплеск"// Препринт ИКИ РАН. ПР-2032 (17 стр). 2000.

Часть результатов, представленных в диссертации, изложена в работе, с которой можно ознакомиться в электронном архиве препринтов astro-ph (http://xxx.lanl.gov)

1. LutovinovA., Grebenev S., Pavlinsky M., Sunyaev R. X-ray Bursters A1742-294 and SLX1744-299/300 Near the Galactic Center// PASP. 2000. astro-ph/OOQC/S^Q

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН

Москва, 117810, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 22.09.2000

Заказ У?/? Формат 70x108/32 Тираж 100 0,6 уч.-изд.л.

Введение

Телескоп АРТ-П обсерватории ГРАНАТ

I Рентгеновские Пульсары

1 Периоды и профили импульса рентгеновских пульсаров

1.1 Введение.

1.2 Методы анализа

1.3 Периоды и профили импульса.

1.3.1 5МСХ-1.

1.3.2 Геркулес Х-1.

1.3.3 4Ш115+

1.3.4 Центавр Х-3.

1.3.5 4Ш626

1.3.6 ЬМСХ-4.

1.3.7 ОАО 1657

1.3.8 0X1+4.

1.3.9 Паруса Х-1.

1.3.10 1Е1145.1-6141 и 4Ш145-619.

1.3.11 0X301-2.

1.3.12 Персей Х-1.

2 Переменность рентгеновских пульсаров. Отсутствие пульсаций

2.1 ГЕРКУЛЕС Х

2.1.1 Введение.

2.1.2 Наблюдения.

2.1.3 Спектры излучения в разных состояниях.

2.1.4 Фазированная спектроскопия.

2.1.5 Обсуждение

2.2 ЦЕНТАВР Х-3.

2.2.1 Введение.

2.2.2 Цаблюдения.

2.2.3 Кривые блеска и рентгеновские всплески.

2.2.4 Профиль импульса.

2.2.5 Спектр излучения и его эволюция.

2.2.6 Обсуждение

4ОГЛАВЛЕНИЕ

2.3.2 Наблюдения .72

2.3.3 Кривая блеска и пульсации в послезатменном состоянии.75

2.3.4 Спектры излучения .76

2.3.5 Заключение.79

3 Наблюдение циклотронных линий в спектре источника 41)0115+634 81

3.1 Введение .81

3.2 Наблюдения .82

3.3 Рентгеновская переменность.83

3.4 Спектры излучения.85

3.5 Фазированная спектроскопия.88

3.6 Обсуждение.89

II Рентгеновские Барстеры 91

4 Рентгеновские всплески, зарегистрированные телескопом АРТ-П 93

4.1 Введение .93

4.2 Методы анализа .94

4.3 Результаты.96

5 Рентгеновские барстеры А1742-294 и 744-299/300 вблизи центра Галактики117

5.1 Введение .117

5.2 Наблюдения .118

5.3 Постоянное излучение.118

5.4 Рентгеновские всплески.119

6 Источник БЬХ1732-304 в шаровом скоплении Терзан 1 125

6.1 Введение .125

6.2 Наблюдения .126

6.3 Спектр постоянного излучения.126

6.4 Рентгеновский всплеск . .130

6.5 Заключение.133

Заключение 135

Литература 136

Введение

Идея о существовании нейтронных звезд - объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, — была высказана еще в начале 30-х годов. Однако на протяжении практически тридцати лет нейтронные звезды в основном игнорировались астрономами, так как из-за малой площади поверхности их остаточное тепловое излучение оказывалось слишком слабым для наблюдений с помощью оптических телескопов. Ситуация начала меняться в связи с развитием внеатмосферной астрономии в 60-х годах, когда были обнаружены рентгеновские источники внесолнеч-ного происхождения, и особенно после открытия в 1967 г. радипульсаров, которые были интерпретированы как быстро вращающиеся нейтронные звезды. Запущенный в 1970 г. спутник иниГШ обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников — рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие газ от своего нормального звездного компаньона (Шрейер и др., 1972). В дальнейшем были обнаружены совершенно новые классы рентгеновских источников, одним из наиболее интересных из которых оказались рентгеновские барстеры (Гриндлей и др., 1976) — галактические источники, испускающие непериодические вспышки рентгеновского излучения с длительностями порядка секунд и минут.

Дальнейшие исследования показали, что разница в наблюдательных проявлениях рентгеновских источников в двойных системах связана с природой компактных объектов. Одной из важнейших характеристик таких систем является масса нормальной звезды, в соответствии с которой можно разделить рентгеновские источники в двойных системах на два класса — маломассивные (масса компаньона меньше или порядка массы Солнца) и массивные (масса компаньона больше десяти масс Солнца) двойные системы. В дальнейшем будем сокращенно называть их ЬМХВ и НМХВ, соответственно.

В настоящее время известно около 50 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость (Ь ~ 1035 — 1038 эрг/с) является аккреция вещества. Считается, что пульсации рентгеновского излучения связаны с тем, что в состав таких систем входят нейтронные звезды в сильным магнитным полем (В ~ 1012 Гс). При таких значениях магнитного поля существует некоторый радиус ЯА (обычно называемый альвеновским), на котором давление падающего вещества уравновешивается давлением магнитного поля нейтронной звезды. Вещество не может проникнуть внутрь магнитосферы и стекает по силовым линиям в область полюсов, образуя на поверхности нейтронной звезды два горячих пятна. При соответствующей ориентации оси магнитного диполя относительно оси вращения, эти пятна будут периодически появлятся на луче зрения, демонстрируя пульсации рентгеновского излучения. Звездами-компаньонами в НМХВ являются звезды ранних спектральных классов (О-В), 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 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 теоретическими моделями. 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.

Класс ЬМХВ включает множество рентгеновских источников различных типов: постоянные и транзиентные кандидаты в черные дыры, яркие источники галактического балджа, несколько рентгеновских пульсаров (Геркулес Х-1, 4Ш 626-67 и 0X1+4), рентгеновские барстеры (к настоящему моменту их известно более тридцати). Магнитные поля последних оказываются существенно меньше (В < Ю10 Гс), что может являться одной из причин отсутствия пульсаций. Среди всплесков рентгеновского излучения, регистрируемых от барстеров, наиболее часто встречаются так называемые всплески I типа, для которых характерно резкое возрастание (за несколько секунд) потока рентгеновского излучения, а затем его плавный спад, причем в жестком диапазоне он происходит быстрее (так называемое "смягчение" спектра). Интервал между событиями такого рода обычно составляет от нескольких часов до дней. Всплески II типа, впервые обнаруженные от источника МХВ1730-335 (впоследствии названного Быстрым Барстером), наблюдаются в виде быстрой последовательности отдельных событий с временными масштабами от секунд до минут и практически не проявляют "смягчения". Основными моделями, которые были предложены для объяснения полученных данных, являются термоядерный взрыв на поверхности нейтронной звезды (I тип) и неустойчивость аккреционного потока (II тип).

Долгое время считалось, что рентгеновские пульсары и барстеры "несовместимы", т.е. от барстера не может наблюдаться пульсирующее излучение, а от пульсара всплески. Однако в последнее время появились доказательства обратного. В 1996 году были обнаружены высококогерентные пульсации рентгеновского излучения во время всплесков I типа, которые можно объяснить следующим образом: во время термоядерного взрыва на поверхности нейтронной звезды образуется "горячее" пятно, которое за характерное время нарастания потока успевает совершить много оборотов, что создает пульсации в регистрируемом потоке. Измеренные таким образом периоды вращения нейтронных звезд в маломассивных двойных системах оказались предельно малыми —1-5 мс, что в тысячи раз меньше периодов, характерных для рентгеновских пульсаров. Кроме того, от недавно открытого сверхэд-дингтоновского пульсара GROJ1744-28 регулярно наблюдаются типичные всплески рентгеновского излучения I типа.

В данной работе представлены результаты, полученные по данным наблюдений рентгеновских пульсаров и барстеров телескопом АРТ-П орбитальной обсерватории ГРАНАТ. Данные этих наблюдений уникальны — они являются в своем роде единственными данными такого уровня, которые имеет мировая наука за несколько лет, т.к. долгое время этот телескоп был единственным прибором, работавшем на орбите и позволявшим одновременно восстанавливать изображение и проводить временной и спектральный анализ любого источника, находящегося в его поле зрения, а по качеству информации они сравнимы сданными таких спутников как EXOSAT и GINGA.

Первая часть диссертации посвящена описанию телескопа АРТ-П. Во второй части представлены результаты наблюдения более десятка рентгеновских пульсаров. Для каждого из них приведены данные о периоде пульсаций, вековых изменениях периода, а также фазовые кривые потока рентгеновского излучения в разных диапазонах энергий. Среди наиболее интересных результатов: обнаружение перехода от ускорения вращения нейтронной звезды в системе 4U1626-67/KZ ТгА к замедлению, оценка массы оптической звезды в этой маломассивной двойной системе, детектирование скачкообразного изменения периода пульсара ОАО 1657 -415, наблюдение зависимости формы профиля импульса долгопериодического пульсара GX301-2 от орбитальной фазы, уточнение орбитальных параметров рентгеновских пульсаров SMC Х-1 и 4U0115+634. От нескольких рентгеновских пульсаров зарегистрировано непульсирующее излучение. В частности, во время "низкого" состояния пульсара Геркулес Х-1 был зарегистрирован значимый, на уровне нескольких мКраб, поток непульсирующего излучения со спектром, описывающимся простым степенным законом. Наклон спектра менялся от наблюдения к наблюдению почти в 2 раза, при этом пульсации были зарегистрированы лишь во время "высокого" состояния источника, когда его поток излучения в ~ 25 раз превышал поток в "низком" состоянии. Излучение источника Центавр Х-3 характеризовалось сильной переменностью — как регулярной (эволюция интенсивности и степени низкочастотного поглощения в зависимости от орбитальной фазы, изменения профиля импульса в разных диапазонах энергий), так и нерегулярной (вспышки длительностью сотни и тысячи секунд, во время которых поток от источника возрастал более чем в 2 раза). В августе 1990 г. наблюдался вход источника в затмение. В это время был зарегистрирован значимый поток непульсирующего излучения со спектром более мягким, чем в предзатменном состоянии, и сильной эмиссионной линией железа на энергиях ~ 6.7—6.9 кэВ. Проведенный анализ показал, что оба наблюдения были выполнены телескопом АРТ-П во время так называемого предзатмен-ного "дипа" источника, когда его излучение было сильно искажено из-за рассеяния и поглощения в плотном облаке газа на луче зрения (по-видимому, струе вещества, вытекающего из звезды-компаньона и втекающего в аккреционный диск).

8 ВВЕДЕНИЕ

Зарегистрированные вспышки могли быть связаны с локальным увеличением прозрачности облака (с дыркой в нем), а медленные вариации интенсивности и спектра — с изменением ориентации облака, сопровождавшимся уменьшением его видимой поверхности и увеличением оптической толщи. Слабое непульсирующее излучение было также зарегистрировано во время рентгеновского затмения пульсара Паруса Х-1 и, вероятно, является следствием рассеяния излучения пульсара в звездном ветре оптической звезды. Анализ переменности с характерным временем нескольких тысяч секунд, наблюдаемой у этого источника, показал, что вариации интенсивности сопровождаются изменениями в его спектре излучения. В спектрах источников 4110115+634 и Паруса Х-1 зарегистрированы особенности в поглощении, интерпретированные как линии резонансного рассеяния его излучения на циклотронных гармониках, и исследована фазовая зависимость их параметров.

Третья часть диссертации посвящена изучению нейтронных звезд со слабым магнитным полем — рентгеновских барстеров. Она включает каталог более 100 рентгеновских всплесков, зарегистрированных телескопом АРТ-П, их локализацию и отождествеление с известными источниками постоянного излучения, средние и максимальные потоки, измеренные во время всплесков. Подробно изучены временные и спектральные характеристики излучения двух барстеров А1742-294 и 8ЬХ1744-299/300, находящихся вблизи центра Галактики. Показано, что спектры постоянного излучения обоих источников хорошо описываются моделью тормозного излучения. Наблюдение сразу по нескольку рентгеновских всплесков от этих источников в течение одного сеанса позволило напрямую измерить средние интервалы между всплесками, характерные для каждого из этих барстеров. Полученные значения оказались в несколько раз меньше, чем считалось ранее. Для барстера А1742-294 получена зависимость профиля всплеска от его яркости. Детально проанализирован мощный всплеск рентгеновского излучения, зарегистрированный от этого источника 18 октября 1990 г., построена эволюция его светимости и температуры. Исследованы рентгеновские барстеры, находящиеся в шаровых скоплениях. В частности, наблюдения источника 8ЬХ1732-304 в скоплении Терзан 1 показали, что поток рентгеновского излучения от него может изменяться в несколько раз, при этом меняется и форма его спектра. Кроме того, от этого барстера был зарегистрирован мощный всплеск рентгеновского излучения (всего лишь третий за всю историю его наблюдений с 1981 г.), в течение которого удалось проследить эволюцию спектра источника и его температуры.

Телескоп АРТ-П обсерватории ГРАНАТ

Первого декабря 1989 г. ракетоносителем 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, разработанный в СССР, и французский телескоп СИГМА, предназначенный для работы в жестком диапазоне энергий 30 — 1500 кэВ. Именно эти два прибора предназначались для выполнения основной задачи миссии — длительному (24 часа и более) наблюдению источников рентгеновского и гамма-излучения в широчайшем диапазоне энергий с угловым разрешением несколько угловых минут и временным разрешением порядка миллисекунды. На рис. 1 показан общий вид обсерватории ГРАНАТ, а стрелочкой 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 1ЩА-последовательностей. 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 французского звездного датчика, определяющего мгновенную ориентацию космического аппарата с точностью < 1'.

Наблюдения проводились в режиме "поток фотонов", при котором для каждого фотона в 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 (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—

Рис. 1. Орбитальная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. Стрелочкой показан телескоп АРТ-П.

1100 с функцией пропускания коллиматора. При анализе данных телескопа АРТ-П вводились поправки на этот эффект.

Основные технические характеристики телескопа АРТ-П приведены ниже. диапазон для спектрометрии и временного анализа 2.5-100 кэВ 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

2.5-60 кэВ

3°4х3°6

5.2'

625/2=312.5 см2 1320 мм 1.2-1.5 атм

85 %Хе+10 %Аг+5 %С02 25% на 5.9 кэВ ~ 3.9 мс 580 ¿гс

Для хранения научной информации телескопа АРТ-П между сеансами связи использовалась бортовая память емкостью 16 Мбайт. Эта же память использовалась для хранения информации с французских приборов СИГМА и ФЕБУС. Во время наземной отработки комплекса научной аппаратуры проекта ГРАНАТ была допущена ошибка в бортовой программе телескопа СИГМА — были перепутаны знаки осей этого телескопа и звездного датчика. Последующее перепрограммирование бортовой программы телескопа СИГМА с Земли позволило исключить эту ошибку, но при этом пришлось отказаться от режима сжатия информации на телескопе АРТ-П. Поэтому объем выделенной памяти для телескопа АРТ-П (примерно 6-7 Мбайт в сутки) был достаточен для работы, как правило, только одного из четырех модулей.

В первый год работы телескопа использовались попеременно первый и четвертый модули АРТ-П. После года работы на орбите, который пришелся на год активного Солнца, в этих модулях вышли из строя бортовые микропроцессоры. В дальнейшем наблюдения велись при помощи третьего модуля; второй модуль не использовался по причине выхода из строя одного из координатных каналов. В самом начале работы обсерватории ГРАНАТ, при проведении наблюдений в нештатном положении, произошел перегрев высоковольтного источника питания третьего модуля, что привело к частичной потере управляемости питания на катодных плоскостях многопроволочной пропорциональной камеры данного модуля. Это в свою очередь привело к снижению координатного и энергетического разрешения детектора в мягкой области (3 — 8 кэВ) и, как следствие, к смещению рабочего диапазона детектора в более жесткую по сравнению с первым и четвертым модулями область. Это в дальнейшем затрудняло, или даже не позволяло проводить спектральный анализ, из -лучения рентгеновских источников в мягком диапазоне энергий при наблюдении их третьим модулем телескопа. Подробное описание телескопа АРТ-П дано в работах Сюняева и др.(1990) и Павлинского (1991).

Наблюдения пульсара в Крабовидной туманности. Для калибровки приборов обсерватории ГРАНАТ регулярно, раз в год, проводились наблюдения пульсара ЫР0532 в Крабовидной туманности. Мы использовали их д ля проверки процедур и алгоритмов временного анализа, а также для калибровки энергетической матрицы отклика детекторов телескопа.

Результаты измерений периода пульсаций ЫР0532 представлены в табл.1. Значения периодов приведены к барицентру Солнечной системы. Изменение периода в 1990-1992 гг показано на рис.2. Сплошная кривая представляет собой экстраполяцию радионаблюдений по данным обсерватории Джодрел Бэнк (Лайн и др., 1988; Лайн 1992). Сравнение значений периода, полученных с помощью телескопа АРТ-П с радионаблюдениями показывает, что система временного анализа данных АРТ-П

Табл. 1. Сравнение результатов определения периода пульсара в Крабовидной туманности прибором АРТ-П сданными радионаблюдений обсерватории Джодрел Бэнк.

Дата ^ 244000 + Радионаблюдения,мс Рентгеновские наблюдения,мс

02.03.90 7953.154 33.374 596 3 33.374 597 2±2.5 х 10~ь

14.03.90 7965.352 33.375 040 1 33.375 044 3±

02.03.91 8318.058 33.387 871 9 33.387 874 2±

03.03.91 8319.265 33.387 915 9 33.387 921 9±

06.04.91 8353.368 33.389 156 5 33.389 156 8±

10.04.91 8357.323 33.389 300 3 33.389 302 5±

10.03.92 8692.212 33.401 481 9 33.401 480 9±

13.03.92 8695.041 33.401 584 9 33.401 585 5±

Основные выводы и результаты диссертационной работы.

1. Измерены периоды и профили импульса более десяти рентгеновских пульсаров по данным телескопа АРТ-П. По доплеровскому запаздыванию времени прихода импульсов определены орбитальные параметры пульсаров 4U0115+634 и SMC Х-1, дана оценка массы оптической звезды в системе 4U1626-67/KZ ТгА.

2. Исследована переменность излучения аккрецирующих нейтронных звезд в широком диапазоне времен; зарегистрированы рентгеновские всплески от пульсаров Центавр Х-3 и 4U0115+634 и предложено возможное объяснение их происхождения; обнаружена сильная зависимость формы профиля импульса пульсаров GX301-2 и Центавр Х-3 от орбитальной фазы. Для источника Центавр Х-3 обсуждены механизмы, приводящие к размытию профиля на орбитальных фазах 0,7-0,9.

3. Несколько пульсаров найдены в непульсирующем состоянии, исследованы их спектры, обсуждены причины, приводящие к отсутствию пульсаций. Предложена модель, объясняющая происхождение линии излучения железа, зарегистрированной телескопом АРТ-П в спектре пульсара Центавр Х-3 во время затмения.

4. В спектре источника 4U0115+634 зарегистрированы циклотронные линии поглощения и обнаружена зависимость параметров этих линий от фазы импульса. Получены указания на присутствие подобной линии в спектре излучения источника Паруса Х-1.

5. Проведен анализ данных телескопа АРТ-П, полученных в 1990-1992 гг., с целью поиска рентгеновских всплесков. Для более чем 100 обнаруженных всплесков построены временные истории и измерены пиковые потоки, проведены локализация и отождествление с источниками постоянного излучения, проведен анализ рекуррентности всплесков. Для барстера А1742-294 обнаружена зависимость формы временного профиля всплеска от величины потока во время него.

6. Подробно исследована эволюция светимости и температуры источников во время мощных всплесков, зарегистрированных от источников А1742-294 и SLX1732-304.

Заключение

1. Анжелини и др. (Angelini L., Stella L., White N.E.)//Astrophys. J., 1991, v.371, p.332.

2. Аптекарь Р.Л., Батерворт П.С., Голенецкий C.B. и др. // Письма в Астрон. жури., 1997, т.23, с. 171.

3. Базинска и др. (Basinska E.M.,Lewin WH.G., SztajnoM. etal.) //Astrophys. J., 1984, v.281, p.337.

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

5. Баско M.M., Сюняев P.A. // Астрон. журн., 19766, т.53, с.950.

6. Баско и др. (Basko М.М., Hatchett S., McCray R., Sunyaev R.A.) // Astrophys. J., 1977, v.215, p.276.

7. Байкал и Огельман (Baykal A., Ogelman H.) // Astron. Astrophys., 1993, v.267, p. 119.

8. Белиан и др. (Belian R.D., Conner J. R and Evans WD.) I I Astrophys. J. 1976, v.206, p.L135.

9. Билдстен и др. (Bildsten L., Chakrabarty D., Chiu J., et al.) // Astrophys. J. Suppl. Ser., 1997, v. 113, p.367.

10. Бойнтон и др. (Boynton P.E., Crosa L.M., Deeter J.E.) // Astrophys. J., 1980, v.237, p. 169.

11. БоркусВ.В. // Кандидатская диссертация, M.: ИКИ РАН, 1998.

12. Борнер и др. (Borner G., Hayakawa S., Nagase Е, Anzer U.) // Astron. Astrophys., 1987, v. 182, p.63.

13. Боррель и др. (Borrel V, Bouchet L., Jourdan E. et al.) // Astrophys. J., 1996, v.462, p.754.

14. Бочкарев Н.Г., Лютый B.M., Шеффер E.K., Волошина И.Б. // Письма в Астрон. журн., 1988, т. 14, с.992.

15. Бочкарев Н.Г. // Астрон. журн., 1989, т.66, с. 1239.

16. Байт и др. (White N. Swank J., Holt S.)//Astrophys. J., 1983, v.270, p.771.

17. Ватсон и др. (Watson M., Willingale R., Grindlay et al.) //Astrophys. J., 1981, v.250, p. 142.

18. Вильсон и др. (Wilson R.B., Harmon B.A., FingerM.H.) // IAU Circ., 1999, № 7116.

19. Витлок и др. (Whitlock L., Roussel-Dupre D., Priedhorsky W) // Astrophys. J., 1989, v.338, p.381.

20. Витон и др. (Wheaton WA„ Doty J.P, Primini F.A., et al.) // Nature, 1979, v.282, p.240.

21. By и др. (Woo J.W, Clark G.W, Day C.S.R., Nagase F., Takeshima T.) //Astrophys. J., 1994, v.436, p.L5.

22. Вусли и Таам (Woosley S.E., Taam R.E.)// Nature, 1976, v.263, p. 101.

23. Герц и Гриндлей (Hertz R, Grindlay J.) // Astrophys. J., v.278, p. 137.

24. Гильфанов М.Р., Сюняев Р.А., Чуразов Е.М. и др. // Письма в Астрон. журн., 1989, т. 15, с.675.

25. Гильфанов М.Р., Сюняев Р.А., Чуразов Е.М. и др. // Письма в Астрон. журн., 1991, т. 17, с.108.

26. ГошиЛэмб (Ghosh R, Lamb F.) // Astrophys. J., 1978,v.223, p.L83.

27. ГошиЛэмб (Ghosh P., Lamb F.)//Astrophys. J., 1979, v.234, p.296.

28. ГребеневС.А., ПавлинскийМ.Н., Сюняев P.A. // Письма в Астрон. журн., 1992, т. 18, с.570.

29. Гребенев С.А., Лутовинов А.А., Павлинский М.Н., Лященко О.В., Сюняев Р.А. // Препринт ИКИ РАН, 2000, ПР-2031.

30. Гриндлей и др. (Grindlay J., Gursky Н.) // Astrophys. J., 1976, v.205, p.L131.

31. Гуайназзи и др. (Guainazzi M., Parmar A., Oosterbroek T.) // Astron. Astrophys., 1999, v.349, p.819.

32. Дал Фиуме и др. (Dal Fiume D., Orlandini M., Cusumano G. et al.) // Astron. Astrophys., 1998, v.329, p.L41.

33. Джиаккони и dp. (Giacconi R., Gursky H., Kellog E., et al.) // Astrophys. J., 1971, v. 167, p.L67.

34. Джонс, Форман (Jones C.,Forman W) // Astrophys. J., 1976, v.209, p.L131.

35. Джосс и Pannanopm (Joss R, Rappaport S.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1984, v.22, p.537.

36. Джонстон и dp. (Johnston H., Verbunt F., Hasinger G.) // Astron. Astrophys., 1995, v.298, p.L21.

37. Диннерл (Dennerl K-)// Two Topics in X-Ray Astronomy, Proc. 23rd ESLAB Symp. (eds; Hunt J., BattrickB.), ESA SP-296, 1989, v.l, p.39.

38. Дитер и dp. (Deeter J.E., Boynton RE., Lamb FX, Zylstra G.) // Astrophys. J., 1987, v.314, p.634.

39. Дитер a dp. (Deeter J., Boynton R , Miyamoto S. et al.) // Astrophys. J., 1991, v.383, p.324.

40. Дотани и dp. (Dotani Т., Inoue H., Murakami T. et al.) // Nature, 1990, v.347, p.534.

41. Дэй, Теннант (Day C.S.R., Tennant A.F.)//Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1991, v.251, p.76.

42. Дэй и dp. (Day C., Nagase F., Asai K-, Takeshima T.) // Astrophys. J., 1993, v.408, p.656.

43. Дэй, Стивене (Day С., Stevens I.R.) // Astrophys. J., 1993, v.403, p.322.

44. Дэлтабьют, Мейер (Daltabuit E., Meyer S.) // Astron. Astrophys., 1972, v.20, p.415.

45. Железняков B.B. // Излучение в астрофизической плазме, М.: Янус-К, 1997.

46. Иное и dp. (Inoue Н., Koyama К., Makishima К- et al.) // Astrophys. J., 1981, v.250, p.L71.

47. Каваи и dp. (Kawai N., Fenimore E., Middleditch J., et al.) // Astrophys. J., v.330, p. 130.

48. Каллмэн, МакКрэй (Kallman Т., McCray R.)// Astrophys. J. Suppl. Ser., 1982, v.50, p.263.

49. Кац (Katz J.I.) // Nature Phys. Sci, 1973, v.246, p.87.

50. Келли и др. (Kelley R., Rappaport S., Clark G., et al.) //Astrophys. J., 1983, v.268, p.790.

51. Коминский и др. (Cominsky L., Clark G.W, Li F., Mayer W, Rappaport S.) // Nature, 1978, v.273, p.367.

52. Крувелиото и др. (Kouveliotou С., van Paradijs J., Fishman G., et al.) // Nature, 1996, v.379, p.799.

53. Кояма и др. (Koyama К, Inoue Н., Makishima К- et al.) //Astrophys. J., 1981, v.247, p.L27.

54. Крейкенбом и др. (Kreykenbohm I., Kretschmar P., Wilms J. et al.) // Astron. Astrophys., 1999, v.341, p.141.

55. Кречмар и др. ( Kretschmar P., Pan H., Kedziorra E. et al.) // Astron. Astrophys., 1997, v.325, p.623. Крисс и др. (Kriss G.A., Cominsky L.R., Remillard R.A., et al.) // Astrophys. J., 1983, v.266, p.806.

56. Кроса, Бойнтон (Crosa L., Boynton P.)// Astrophys. J., 1980, v.235. p.999.

57. Кул и Анзер (de Kool M., Anzer U.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1993, v.262, p.726.

58. Кшеминский (Krzeminski W) // Astrophys. J., 1974, v.192, p.L135.

59. Кэнигсбергер и др. (Koenigsberger G., Swank J.H., Szymkowiak A.E., White N.E.) // Astrophys. J., 1983, v.263, p.782.

60. Лайн и др. (Lyne A., Pritchard R., Smith F.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1988, v.233, p.667.

61. Лайн и др. // Частное сообщение, 1992.

62. Левин и др. (Levin А., Ма С., McClintock J. et al.) // Astrophys. J., 1988, v.327, p.732.

63. Левин и др. (Levin A., Rappaport S., Putney A. et al.) // Astrophys. J., 1991, v.381, p. 101.

64. Левин и dp. (Levin A., Rappaport S., Deeter J. et al.) // Astrophys. J., 1993, v.410, p.328.

65. Лехи a dp. (Leachy D., Darbro W, Eisner R. et al.) //Astrophys. J.1983, v.266, p.160.

66. Лозников B.M., БабалянГ.Г., Гребенев C.A., Сюняев P.A. // Письма в Астрон. журн., 1993, т.19, с.903.

67. Липу нов В.М. // Астрофизика нейтронных звезд. М.: Наука, 1987.

68. Лутовинов А.А., Гребенев СЛ., Сюняев Р.А., ПавлинскийМ.Н. // Письма в Астрон. журн., 1994, т.20, с.631.

69. Лутовинов и др. (Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M.) //Adv. Space Res., 1995a, v.16, p.(3)135.

70. Лутовинов и др. (Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M.) // in "The Lives of Neutron Stars", M.A. Alpar et al.(eds), 19956, Kluwer Academic Publishers, p.401.

71. Лутовинов и др. (Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R.) // "The Transparent Universe", (eds. Winkler C. et al.), ESA Publ. Division, SP-382, 1997, p.295.

72. Лутовинов и др. (Lutovinov A., Grebenev S., Sunyaev R., Pavlinsky M.) // Nuclear Physics B, 1998, v.69(l-3), p. 166.

73. Лутовинов A.A., Гребенев C.A., Сюняев P.A. // Письма в Астрон. журн., 1999, т.25, с.83.

74. Лутовинов А.А., Гребенев С.А., Павлинский М.Н., Сюняев Р.А. // Препринт ИКИ РАН, 2000а, ПР-2025.

75. Лутовинов А.А., Гребенев С.А., Сюняев Р.А. // Письма в Астрон. журн., 20006, т.26, с.З.

76. Лутовинов А.А., Гребенев С.А., Павлинский М.Н., Сюняев Р.А. // Препринт ИКИ РАН, 2000в, ПР-2027.

77. Лутовинов и др. (LutovinovA., GrebenevS., SunyaevR.)//Publ. Astron. Soc. Pacific, 2000r, в печати.

78. Лутовинов A.A., Гребенев С.А., Павлинский М.Н. и др. // Письма в Астрон. журн., 2000д, в печати.

79. Лутовинов и др. (LutovinovA., GrebenevS., Pavlinsky М., SunyaevR.)//электронный архив препринтов (http://xxx.lanl.gov), 2000е, astro-ph/0009349.

80. Льюин (Lewin WH.G.) // IAU Cine., 1976a, 7V°2922.

81. Льюин и др. (Lewin WH.G., Doty J., Clark G.W et al.) // Astrophys. J., 19766, v.207, p.L95.

82. Льюин и др. (Lewin WH.G., Hoffman J.A., Doty J., et al.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1976в, v. 177, p.83P.

83. Льюин и др. (Lewin WH.G., van Paradijs J., Taam R.E.) // Space Sci. Rev., 1993, v.62, p.223.

84. Лэмбидр. (Lamb F., PethickC., Pines D.)//Astrophys. J., 1973, v. 184, p.271.

85. Лэмб a dp. (Lamb D.Q., Lamb F.K., Pines D., et al.) //Astrophys. J., 1975, v. 198, p.L21.

86. Лэмптон и др. (Lampton M., Margon В., Bowner S.) // Astrophys. J., 1976, v.208, p.177.

87. ЛэнгК-Р- // Астрофизические формулы, M.: Мир, 1978, ч. 1, с.68.

88. Лэнг и др. (Lang F., Levin A., Bautz М. et al.) //Astrophys. J., 1981, v.246, p.L21.

89. Любарский Ю.Э., Сюняев P.A. // Письма в Астрон. журн., 1982, т.8, с.612.

90. Маеда и др. (Maeda Y., Koyama К., Sakano М., et al.) // Publ. Astron. Soc. Japan, 1996, v.48, p.417.

91. Макино (Makino F.) // IAU Circ., 1990, № 4967.

92. Макиишма и др. (Makishima K-, Ohashi Т., Inoue H. et al.) // Astrophys. J., 1981, v.247 p.L23.

93. Макиишма и др. (Makishima K-, Inoue H., Koyama K- et al.) // Astrophys. J., 1982, v.255, p.L49.

94. Макиишма и др. (Makishima K-, Mitsuda K-, Inoue H. et al.) // Astrophys. J., 1983, v.267, p.310.

95. Макклинток и др. (McClintock J.E., Rappaport S., Joss PC. et al.) // Astrophys. J., 1976, v.206, p.L99.

96. Маккрей, Лэмб (McCray R., Lamb F.)//Astrophys. J., 1976, v.204, p.Ll 15.

97. Mapauiu и Кавальери (Marashi L., Cavaliere A.) // in: "Highlights in Astronomy", E.A.Muller(ed), Reidel, Dordrecht 1977, v.4, Part I, p. 127.

98. Маркерт и др. (Markert Т.Н., Canizares C.R., Clark G.W et al.) // Astrophys. J., 1977, v.218, p.801.

99. Мендельсон, Мазех (Mendelson H., Mazeh T.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1991, v.250, p.373.

100. Миддледич и др. (Middleditch J., Mason. K-, Nelson J., White N.) // Astrophys. J., 1981, v.244, p. 1001.

101. Muxapa (Mihara T.) // PhD Thesis, RIKEN, 1995.

102. Мольков и др. (Molkov S., Grebenev S., Pavlinsky M., Sunyaev R.) // Astr. Letters & Commun., 1999, v.38, p. 141.

103. Мольков и др. (Molkov S.V, Grebenev S.A., Lutovinov A.A.) // Astron. Astrophys., 2000a, v.357, p.L41.

104. Мольков C.B., Гребенев C.A., Лутовинов А.А. // 20006, в печати.

105. Морриссон, Маккаммон (Morrisson R., McCammon D.)// Astrophys. J., 1983, v.270, p.l 19.

106. Нагазе (Nagase F.)// Publ. Astron. Soc. Japan, 1989, v.41, P.l.

107. Нагазе и др. (Nagase F., Hayaka В., Kumeda et al.) // Astrophys. J., 1984, v.280, p.259.

108. Нагазе и др. (Nagase F., Hayakawa S., Sato N.)// Publ. Astron. Soc. Japan, 1986, v.38, p.547.

109. Нагазе и др. (Nagase F., Dotani Т., Tanaka Y., et al.) // Astrophys. J., 1991, v.375, p.L49.

110. Нагазе и др. (Nagase F., Corbet R., Day C. et al.) //Astrophys. J., 1992, v.396, p. 147.

111. Неджюрюла и др. (Negueruela I., Grove J.E., Сое M.J., et al.) // Astron. Astrophys., 1997, v.284, p.859.

112. Огельман и др. (Ogelman H., Kahabka P., Pietch W et al.) I I Space Sci. Rev., 1985, v.40, p.347.

113. Огельман (Ogelman H.) // Astron. Astrophys., 1987, v. 172, p.79.

114. Одли и др. (Audley M.D., Kelley R.L., Boldt E.A, et al.) //Astrophys. J., 1996, v.457, p.397.

115. Орландини и др. (Orlandini M., Dal Fiume D., Frontera F. et al.) // Astron. Astrophys., 1998, v.332, p. 121.

116. Ортолани a dp. (Ortolani S., Bica E., Barbuy В.) I I Astron. Astrophys., 1993, v.267, p.66.

117. Ортолани и др. (Ortolani S., Barbuy В., Bica E. et al.) // Astron. Astrophys., 1999, v.350, p.840.

118. Павлинский M.H. // Кандидатская диссертация, M: ИКИ РАН, 1991.

119. Павлинский М.Н., Гребенев СЛ., Сюняев Р.А. // Письма в Астрон. журн., 1992, т. 18, с.217

120. Павлинский и др. (Pavlinsky M.N., Grebenev S.A., Sunyaev R.A.) // Astrophys. J., 1994, v.425, p. 110.

121. Павлинский и др. (Pavlinsky M., Grebenev S., FinogenovA., Sunyaev R.)// Adv. Space Res., 1995, v. 16, p.(3)95.

122. Пан и др. (Pan H., Kretschmar P., Skinner G. et al.) // Astrophys. J. Suppl. Ser., 1994, v.92, p.448.

123. Пармар и др. (Parmar A.N., Pietsch W, McKechnie S., et al.) I I Nature, 1985, v.313, p.l 19.

124. Пармар и др. (Parmar A., White N., Stella L. et al.) //Astrophys. J., 1989a, v.338, p.359.

125. Пармар и др. (Parmar A.N., Stella L. and Giommi P)// Astron. Astrophys., 19896, v.222, p.96.

126. Педерсен и др. (Pedersen H., van Paradijs J. and Lewin W.H.G.)// Nature, 1981, v.294, p.725.

127. Поль и др. (Paul В., Agrawal A., Rao A., Mahchanda R.) // Astron. Astrophys., 1997, v.319, p.507.

128. Правдо и др. (Pravdo S., Becker R., Boldt E., et al.) // Astrophys. J., 1977a, v.215, p.L61.

129. Правдо и др. (Pravdo S„ Boldt E„ Holt S„ et al.) //Astrophys. J., 19776, v.216, p.L23.

130. Предгорски, Тэррел (Priedhorsky W, Terrell J.)// Astrophys. J., 1983, v.273, p.709.

131. Предел и Трюмпер (Predehl P., Triimper J.) // Astron. Astrophys., 1994, v.290, p.L29.

132. Проктор и др. (Proctor R., Skinner G., Willmore A.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1978, v. 185, p.745.

133. Pannanopm и др. (Rappaport S., Clark G., Cominsky L. et al.) // Astrophys. J., 1978, v.224, p.LI.

134. Садакане и др. (Sadakane K-, Hitara R., Jugaku J. et al.) // Astrophys. J., 1985, v.288, p.284.

135. Сазонов С.Ю., Сюняев P.A., Лунд П. // Письма в Астрон. журн., 1997, т.23, с.326.

136. Сато и др. (Sato N., Nagase F., Kawai N. et al.) //Astrophys. J., 1986a, v.304, p.241.

137. Сатоидр. (Sato N., Hayakawa S., Nagaze F.)// Publ. Astron. Soc. Japan, 19866, v.38, p.731.

138. Свэнк и др. (Swank J.H., Becker R.H., Boldt E.A. et al.) //Astrophys. J., 1977, v.212, p.L73.

139. Сидоли и др. (Sidoli L., Mereghetti S., Israel G., et al.) // Astrophys. J., v.525, p.215.

140. Скиннер и др. (Skinner G., Willmore A., Eyles C., et al.) // Nature, 1987, v.330, p.544.

141. Смарт У. // Небесная механика. M.: Мир, 1965.

142. Сунг и др. (Soong Y„ Gruber D„ Rothshild R.)//Astrophys. J., 1987, v.319, p.L77.

143. Сюняев, Титарчук (Sunyaev R.A., Titarchuk L.)// Astron. Astrophys., 1980, v.86, p.121.

144. Сюняев P.A., ТитарчукЛ.Г. // Письма в Астрон. журн., 1988, т.12, с.857.

145. Сюняев и др. (Sunyaev R.A., Babichenko S.I., Goganov D.A., et al.) // Adv. Space Res., 1990a. v. 10, p.(2)233.

146. Сюняев P.A., Гильфанов M.P., Чуразов E.H. и dp // Письма в Астрон. журн., 19906, т. 16. с.136.

147. Сюняев Р.А., Бороздин К-, Гильфанов М.Р. и др // Письма в Астрон. журн., 1991, т. 17. с. 126.

148. Тавара и др. (Tawara Y., Kii Т., Hayakawa S. et al.) I I Astrophys. J., 1984a, v.276, p.L41.

149. Тавара и др. (Tawara Y., Hirano Т., Kii T. et al.) I I Publ. Astron. Soc. Japan, 19846, v.36, p.861.

150. Тамура и др. (Tamura К, Tsunemy H., Kitamoto S. et al.) // Astrophys. J., 1992, v.389, p.676

151. Тананбаум и др. (Tananbaum H., Gursky H., Kellog E., et al.) // Astrophys. J., 1972, v. 174 p.L143.

152. Теребиж В.Ю. // Анализ временных рядов в астрофизике. М.: Наука, 1992.

153. Трюмпер и др. (Trumper J., Pietsch W, et al.) // Astrophys. J., 1978, v.219, p.L105.

154. Трюмпер и др. (Trumper J., Kahabka R, Ogelman H., et al.) // Astrophys. J., 1986, v.300. p.L63.

155. Унгер и др. (Unger S.J., Roche R, Negueruela I., et al.) // Astron. Astrophys., 1998, v.336, p.960.

156. Форман и др. (Forman W, Jones C., Tananbaum H. et al.) // Astrophys. J., 1973, v.182. p.L103.

157. Форман и др. (Forman W, Jones C., Tananbaum H.) // Astrophys. J., 1976, v.206, p.L29.

158. Хазингер и ван дер Клис (Hasinger G., van der KHs M.) // Astron. Astrophys., 1989, v.225, p.79.

159. Хансен и ванХорн (Hansen C.J., van Horn H.M.) // Astrophys. J., 1975, v.195, p.735.

160. Хатчетт и др. (Hatchett S., Buff J., McCray R.)//Astrophys. J., 1976, v.206, p.847.

161. Хатчетт, МакКрэй (Hatchett S., McCray R.) // Astrophys. J., 1977, v.211, p.552.

162. Хейндл и др. (Heindl WA., CoburnW, Gruber D.E., et al.)//Astrophys. J.,v.521. p.L49.

163. Ховарт, Принья (Howarth I.D., Prinja R.K) I I Astrophys. J. Suppl. Ser., 1989, v.69, p.527.

164. Хоффман и др. (Hoffman J.A., Lewin WH.G, Doty J.)//Astrophys. J., 1977, v.217, p.L23.

165. Хоффман и др. (Hoffman J.A., Marshall H.L., Lewin WH.G.) // Nature, 1978a, v.271, p.630.

166. Хоффман и др. (Hoffman J.A., Lewin WH.G., Doty J. et al.) // Astrophys. J., 19786, v.221 p.L57.142

167. Цунеми, Китамото (Tsunemi Н., Kitamoto S.) // Astrophys. J., 1988, v.334, p.L21.

168. Цунеми и др. (Tsunemi H., Kitamoto S., Tamura K) // Astrophys. J., 1996, v.456, p.316.

169. Чакраборти и др. (Chakraborty D., Grunsfeld J., Prince T. et al.) // Astrophys. J., 1993, v.403, p.L33.

170. Черепащук A.M. // Письма в Астрон. журн., 1982, т.8, с.623.

171. Чичков М.А., Сюняев P.A., Лапшов И.Ю. и др. // Письма в Астрон. журн., 1995, т.21. с.491.

172. Чой и др. (Choi C.S., Dotani Т., Nagase F., et al.) //Astrophys. J., 1994, v.427, p.400.

173. Шакура и др. (Shakura N.I., Ketsaris N.A., Prokhorov M.E., Postnov KA.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1998, v.300, p.992.

174. Шакура и др. (Shakura N.I., Prokhorov M.E., Postnov K.A., Ketsaris N.A.) // Astron. Astrophys., 1999, v.348, p.917.

175. Шеффер E.K. II Письма в Астрон. журн., 1987, т. 13, с.204.

176. Штауберт и др. (Staubert R., Bezler М., Kendziorra Е.) // Astron. Astrophys., 1983, v.l 17, p.215.

177. Шрейер и др. (Schreier Е., Levinson, R., Gursky, H., et al.) // Astrophys. J., 1972, v.172, p.L79.

178. Шрейер и др. (Schreier E., Swartz K, Giacconi R., et al.) // Astrophys. J., 1976, v.204, p.539.

179. Эбисава и др. (Ebisawa К, Day С., Kallman Т.) // Publ. Astron. Soc. Japan, 1996, v.48, p.425.

180. Эбисузаки, Номото (Ebisuzaki, Т., Nomoto, K)// Astrophys. J., 1986, v.305, p.L67.

181. Ямаучи и др. (Yamauchi S., Asaoka I., Kawada M., et al.) // Publ. Astron. Soc. Japan, 1990,v.42, p.L53.