Исследование быстрых рентгеновских транзиентов по данным космических обсерваторий тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

00461626 На правах рукописи

Карасев Дмитрий Иванович

Исследование быстрых рентгеновских транзиентов по данным космических обсерваторий

01.03.02. Астрофизика и звездная астрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

- 9 ЛЕН 2010

Москва, 2010

004616267

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель: кандидат физ.-мат. наук,

Лутовинов Александр Анатольевич (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук,

Бикмаев Ильфан Фяритович (КазГУ)

Юнгельсон Лев Рафаилович (ИНАСАН)

кандидат физ.-мат. наук,

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург.

Защита диссертации состоится 27 декабря 2010 г. в 11 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.

б диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан 27 ноября 2010 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.02

к.ф.-м.н.

А.Ю.Ткаченко

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Многими рентгеновскими космическими обсерваториями с широким полем зрения, преимущественно мониторами всего неба, время от времени регистрируются мощные всплески рентгеновской активности: пиковый поток может достигать и даже существенно

превышать рентгеновский поток Крабовидной туманности (1/<раб = 2,6 ■ т8 эрг см2 с1 в диапазоне энергий 2-10 кэВ). В то же время длительность подобных вспышек, как правило, не превышает суток. Это последнее обстоятельство отличает их от классических рентгеновских транзиентных источников, продолжительность всплеска активности которых1 составляет недели и месяцы, и позволяет выделить такие объекты в отдельный класс "быстрых рентгеновских транзиентов". Вопрос о природе источников столь коротких, но интенсивных всплесков является предметом дебатов как среди экспериментаторов, так и теоретиков, однако становится очевидным, что указать один общий механизм их появления не представляется возможным. Долгое время положение усугубляло отсутствие статистически значимой выборки таких событий. В частности, прибором WATCH космической обсерватории ГРАНАТ было зарегистрировано всего семь быстрых рентгеновских транзиентов, тогда как теория предсказывает до нескольких сотен всплесков в год (Кастро Тирадо и др., 1999; Арефьев и ДР-, 2003).

Первоначально природу быстрых рентгеновских транзиентов пытались объяснять внегалактическими источниками и рентгеновским послесвечением гамма-всплесков. Подтверждением таких выводов выступало то, что многие похожие события, зарегистрированные спутником BeppoSAX, удавалось отождествить с гамма-всплесками. Однако появление больших обзоров, выполненных космическими обсерваториями ASCA, RXTE и ИНТЕГРАЛ с широкими полями зрения и высокой чувствительностью, позволило обнаружить много новых коротких транзиентных событий, особенно в галактической плоскости. В результате в последнее время общепринятым стало мнение, что быстрые рентгеновские транзиенты в большинстве своем представляют массивные рентгеновские двойные системы. Механизм проявления вспышечной активности в этом случае связывают с различными особенностями аккреции вещества с массивной звезды-компаньона на компактный объект, в большинстве случаев нейтронную звезду (см., например, Гребенев и Сюняев, 2007; Романо и Сидоли, 2008). Тем не менее быстрые транзиенты с черными дырами также существуют. Так, например, хорошо известный объект этого класса V4641 Sgr

представляет собой двойную систему с черной дырой в качестве компактного объекта. Известны также случаи регистрации ряда кратковременных всплесков от источника Суд Х-1, по длительности и интенсивности вполне подходящих под критерии вспышек, наблюдающихся от быстрых транзиентов (Голенецкий и др., 2003).

Стоит отметить, что возможность наблюдения этих явлений в двойных системах с компактным объектом - достаточно неожиданна и интересна, поскольку характерное время всплеска значительно меньше скорости распространения возмущения в стандартном аккреционном диске - составляет более 1,5 дней (Гребенев и Сюняев, 2007). Но если компактный объект, входящий в двойную систему, может иметь любую природу, то непременная массивность оптической звезды-компаньона прежде под сомнение не ставилась.

Достаточно большое число сложностей в теоретическом моделировании таких объектов связано, в том числе, с недостаточной точностью наблюдений и интерпретацией получаемых результатов. Среди возникающих проблем можно выделить несколько основных:

1) недостаточное угловое разрешение и чувствительность приборов с широким полем зрения (ASM/RXTE, IBIS/INTEGRAL) не позволяют локализовать источник с достаточной точностью во время вспышки;

2) из-за неопределенностей межзвездного поглощения и расстояния до объекта невозможно определить классы оптических компаньонов объектов;

3) поскольку подавляющее большинство быстрых транзиентов лежит в галактической плоскости, возникают определенные трудности при исследовании их с помощью спектрометров типа PCA/RXTE, не имеющих пространственного разрешения; основная проблема здесь связана с корректным учетом вклада фонового излучения Галактики в полный спектр источника.

Все это затрудняет однозначное установление природы быстрых рентгеновских транзиентов.

Настоящая диссертация направлена на изучение природы таких объектов и разработку методов, позволяющих справиться с указанными выше трудностями.

Цель работы

Целью представленной работы является всестороннее исследование свойств и установление природы быстрых рентгеновских транзиентов по данным космических обсерваторий, а также наземных наблюдательных комплексов. Также одной из основных задач диссертации было исследование межзвездного поглощения в направлении на центр Галактики и разработка методов, позволяющих корректно учесть влияние этого поглощения на результаты наблюдений как в оптическом, так и в рентгеновском диапазонах.

Научная новизна

Все результаты, представленные к защите, являются новыми. Разработан метод корректного учета фонового излучения Галактики при исследовании источников с помощью спектрометра РСА/ЯХТЕ. На примере объекта ХТЕЛ901+014 впервые показано существование маломассивных быстрых рентгеновских транзиентов.

Открыты пульсации рентгеновского потока быстрого рентгеновского транзиента АХЛ1749.1-2733. Впервые исследована природа оптических компаньонов рентгеновских пульсаров АХЛ749.1-2733 и АХЛ749.2-2725, которые, вероятнее всего, расположены в дальних частях спиральных рукавов Галактики.

Впервые, по данным наблюдений телескопа РТТ-150, получена карта поглощения широкой области неба (30'*30') в окрестностях галактического центра с угловым разрешением до 1' и средней точностью 0,2 звездной величины.

Разработан метод определения расстояния и поглощения до массивных двойных систем Галактики.

Научная и практическая ценность работы

В диссертации предложен метод, позволяющий корректно учесть вклад фонового рентгеновского излучения хребта Галактики в спектр исследуемого объекта, регистрируемый спектрометром РСА/РХТЕ, что дает возможность существенно уменьшить искажения формы и нормировки этого спектра. Это особенно важно при изучении слабых источников (поток < 10 мКраб), расположенных близко (Ь<[5°|) к плоскости Галактики.

В диссертации установлена маломассивная природа одного из объектов класса быстрых рентгеновских транзиентов; таким образом, поднят вопрос о существовании дополнительных механизмов, отвечающих за мощную вспышечную активность в двойных системах.

В диссертации подробным образом изучены особенности межзвездной среды в одной из областей вблизи галактического центра (Chandra Bulge Field, CBF), определен закон и построена карта поглощения для исследуемого поля в фильтрах SDSS. Отметим, что CBF - это именно та область неба, исследования которой с помощью обсерватории Chandra позволили однозначно установить природу фонового излучения Галактики и которая является удобной для дальнейшего изучения звездного населения диска, балджа Галактики и остатков вспышек сверхновых. Полученная карта будет использована при дальнейшем изучении данного поля.

В диссертации разработана методика определения расстояния и поглощения до массивных двойных систем, причем для проведения весьма корректных оценок достаточно наблюдений в двух фотометрических фильтрах (наличие измерений в нескольких фильтрах повышает точность оценок). С ее помощью были исследованы два рентгеновских пульсара, расположенных в направлении галактического центра. В результате было показано, что расстояние до них существенно превышает расстояние до центра Галактики и, вероятнее всего, они локализованы в одном из дальних спиральных рукавов.

Последний результат открывает возможность исследования распределения массивных рентгеновских двойных систем в Галактике с использованием лишь фотометрических наблюдений. И, поскольку массивные двойные являются одним из индикаторов звездообразования в Галактике, можно проследить спиральную структуру Галактики, в особенности ее дальних рукавов, плохо доступных для изучения другими способами.

Апробация работы

Результаты, полученные в диссертации, докладывались на семинарах и конференциях молодых ученых, проводимых в ИКИ РАН, международных научных конференциях INTEGRAL Workshop (2006, 2008, 2009), Всероссийских конференциях «Астрофизика высоких энергий: сегодня и завтра» (Москва, 2007, 2008, 2009), XIV международной конференции молодых ученых (Киев, Украина, 2006).

Полный • список трудов диссертанта включает 6 работ в

реферируемых журналах и 2 - в трудах конференций, из них все — по теме диссертации.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, трех частей по 4 главы каждая, заключения и списка цитируемой литературы. Объем диссертации - 102 страницы, в том числе 39 рисунков и 9 таблиц. Список литературы содержит 90 ссылок.

Содержание работы

Во Введении дается описание проблем, затронутых в настоящей диссертации, ставятся цели и обосновывается актуальность работы; приводятся технические характеристики используемых в исследовании инструментов, а именно приборов космических обсерваторий ИНТЕГРАЛ, RXTE, ROSAT, XMM-Newton, а также оптических и инфракрасных телескопов РТТ-150, БТА(САО), SOFI/NTT; рассмотрены некоторые особенности используемых в исследовании каталогов общего доступа.

Первая часть диссертации посвящена исследованию одного из представителей класса быстрых рентгеновских транзиентов -XTEJ1901+014.

В первой главе дается вводная информация об исследуемом объекте, а также экспозиции и времени наблюдений.

Во второй главе рассмотрены вопросы, связанные с обработкой данных космических обсерваторий, полученных при наблюдении источника XTEJ1901+014. Отмечен ряд важных особенностей, которыми сопровождается изучение этого объекта с помощью обсерватории RXTE и, в частности, спектрометра РСА. Предложен метод, позволяющий наиболее корректно обработать полученные с его помощью данные.

Известно, что спектрометр PCA/RXTE не имеет позиционной чувствительности, а просто собирает поток излучения со всего поля зрения (-1°). При наличии в этом поле нескольких точечных источников или некоторой фоновой засветки он регистрирует суммарный поток, в котором выделить вклад каждого из компонентов достаточно трудно. Таким образом, форма и нормировка спектров исследуемых объектов, в особенности слабых, могут быть существенно искажены.

Транзиент XTEJ1901+014 находится в галактической плоскости (/ = 35,4°, b = -7,6°), где фоновое рентгеновское излучение Галактики имеет достаточно высокую интенсивность (Ревнивцев и др., 2009). Для того чтобы корректно оценить форму и нормировку его спектра, а затем определить вклад в суммарный спектр, восстановленный спектрометром PCA/RXTE, предлагается использовать данные, полученные в

результате точечных наведений на близкие транзиентные рентгеновские пульсары в момент, когда они находятся в "выключенном" состоянии. Таким образом, удается получить длительную экспозицию наблюдения «пустой» области неба и в результате - значимый спектр диффузного излучения, который затем необходимо вычесть из суммарного с правильной нормировкой. Для оценки нормировки используются данные, полученные во время перенаведения спутника на исследуемый источник, а также сканирующих наблюдений галактической плоскости в окрестностях источника (рис.1, левая панель). Определить, что вспомогательный пульсар находится в "выключенном" состоянии, можно просто по отсутствию пульсаций наблюдаемого потока с известной частотой. При исследовании транзиента XTEJ1901+014 для таких целей было использовано наблюдение пульсара GS 1843-02 (Кояма и др., 1990).

В третьей главе приведены результаты спектрального и временного исследований источника XTEJ1901+014 по данным космических рентгеновских обсерваторий ИНТЕГРАЛ, RXTE, ROSAT и XMM-Newton. Важно отметить, что, хотя наблюдения источника этими инструментами проводились в разное время (так, даты наблюдений обсерваторий ROSAT и XMM-Newton разделяют более 16 лет), спектры, полученные в разных диапазонах энергий, "сшиваются" без введения каких-либо значительных поправок на нормировку, т.е. можно говорить о постоянстве как формы спектра источника, так и потока от него на протяжении довольно длительного промежутка времени. Комбинированный спектр этого объекта хорошо описывается моделью степенного закона с наклоном Г ~ 2, дополненной поправкой на межзвездное поглощение, величина которой, выраженная в числе

атомов водорода на 1 см2, составляет NH = (2,6 ± 0,5) ■ 1022 см'2 (рис.1, правая панель). Отметим, что полученная модельная оценка поглощения превышает величину, указываемую в известных атласах

NH,атлас = (0,8 ±0,1) ■ 1022 см'2. Однако следует помнить о том, что пространственное разрешение подобных атласов составляет -0,6°, и они не позволяют учесть возможные локальные вариации поглощения, которые, особенно в галактической плоскости, могут быть весьма существенны на масштабах нескольких угловых минут (см. часть 2 диссертации).

Говоря об исследовании временных характеристик источника XTEJ1901+014, прежде всего, следует отметить, что событий, подобных тем, благодаря которым он был классифицирован как быстрый рентгеновский транзиент (вспышка в апреле 2002 года), при дальнейшем исследовании зарегистрировано не было. Судя по всему,

Рис. 1. Левая панель: а) энергетический спектр, построенный по данным спектрометра РСА/ЯХТЕ, для области неба радиусом 1°, содержащей источник ХТЕЛ901+014 (для наглядности интенсивность удвоена); Ь) истинный энергетический спектр источника ХТЕЛ901+014; с) энергетический спектр

о

диффузного излучения Галактики. Линиями показаны модели, наилучшим образом описывающие приведенные спектры. Правая панель: широкополосный энергетический спектр (0.6-100 кэВ) источника ХТЕЛ901+014 по данным приборов РЗРС-СЛЧОЭАТ (треугольники), РСА/РХТЕ (крестики) и 15Ст/ИНТЕГРАЛ (кружки).

объект регистрировался в спокойном состоянии с потоком ~ 3 мКраб. Данные спектрометра PCA/RXTE и обсерватории XMM-Newton указывают лишь на существование некоторой апериодической переменности — ряда всплесков, в которых поток источника превышал среднее значение в ~1,5 — 2 раза. Форма спектра при этом оставалась неизменной. Каких-либо пульсаций рентгеновского потока источника ни одной обсерваторией выявлено не было.

В четвертой главе на основании данных наблюдений телескопами РТТ-150 и БТА (САО), а также оценок поглощения до источника по данным каталогов USNO-B1 и 2MASS делается вывод о том, что исследуемый объект с большой вероятностью является маломассивной двойной системой.

Из сказанного выше ясно, что более точному определению типа системы мешает неопределенность величины межзвездного поглощения в направлении на источник. Поэтому нами были сделаны некоторые оценки поглощения с использованием звезд, лежащих в окружности радиусом 4' вокруг ХТЕ J1901+014. Поскольку цвета звезд зависят только от величины поглощения, то по данным каталогов 2MASS и USNO-B1, варьированием поглощения, были определены типы соседних звезд, опираясь на цветовые таблицы из работы Бонни и др. (2006). Затем, с использованием цветовой диаграммы Ks-(J-Ks) из работы Хирас и др., (2008) расстояние подбиралось таким образом, чтобы полученному значению J-Ks соответствовала величина Ks, характерная для звезды данного типа. В результате удалось получить приблизительные оценки поглощения в направлении на источник и показать, что до расстояния 5 кпк его величина не превышает NH= (0,8 ± 0,2) ■ 1022 см'2.

По данным наблюдений обсерватории XMM-Newton источник XTEJ1901+014 удалось локализовать с точностью = 2". Данные известных оптических и инфракрасных каталогов, а также дополнительные наблюдения телескопами РТТ-150 и БТА (САО) позволили определить лишь верхние пределы на величины источника в фильтрах Ks, г' и /. Однако даже этого оказалось вполне достаточно, чтобы сделать некоторые важные оценки. В результате удалось показать, что наиболее вероятно нерелятивистским компаньоном в этой системе является маломассивная звезда, что не характерно для быстрых рентгеновских транзиентов (рис.2).

Вторая часть диссертации посвящена исследованию распределения и закона поглощения для наименее поглощенной области в окрестностях галактического центра. Эта область неба наблюдалась обсерваторией Chandra с рекордной экспозицией ~1 млн с, поэтому получила название Chandra Bulge Field (CBF). Необходимо

Рис. 2 Зависимость расстояния до звезд от их температур (типов) для разных величин поглощения. Звезды главной последовательности и ОВ-гиганты представлены широкой полосой; также отмечена область гигантов. Длинная пунктирная линия показывает расстояние до края Галактики в направлении на источник; короткими пунктирами отмечено расстояние, где источник достиг бы эддингтоновского предела светимости для нейтронной звезды во время вспышки 2002 года. Цифры отмечают следующие области: 1 - звезда этого типа может быть оптическим компаньоном источника ХТЕ Л901+014, при этом светимость во время вспышки 2002 года ниже эддингтоновского предела; 2 - эти звезды могут быть компаньонами, однако светимость во время вспышки 2002 года превышает эддингтоновский предел ; 3 - эти звезды не могут быть компаньонами источника, поскольку в этом случае он был бы расположен за пределами Галактики. Левая панель: оценки приведены в предположении величины межзвездного поглощения равной Л/н = 2,6 ■ 1022 см'2 (из моделирования спектра). Правая панель: оценки приведены в предположении величины межзвездного поглощения равной Nн = 0,8 ■ 1022 см"2(из атласа + описанных выше оценок).

отметить, что корректное определение величины и закона поглощения критически важно при исследовании природы как быстрых транзиентов, так и галактических рентгеновских двойных в целом.

В первой главе описаны особенности исследуемой области неба, методы и пакеты программного обеспечения, позволяющие провести точный анализ фотометрических данных, полученных с помощью телескопа РТТ-150.

Во второй главе подробно описана методика построения карты поглощения.

Значение поглощения определялось по положению гигантов красного сгущения балджа Галактики на диаграмме цвет-видимая величина. Напомним, что это сгущение представляет собой группу красных гигантов (в и ранних К-спеюральных классов), имеющих примерно одинаковую светимость и цвет, а также их свойства слабо зависят от металличности. В ряде работ (см., например, Пачинский и Станек, 1998) отмечается, что большинство таких объектов расположено примерно на одном расстоянии, равном расстоянию до центра Галактики, поэтому с их помощью можно проводить оценку совокупного поглощения до него.

Карта поглощения исследуемого поля строилась следующим образом: в разных областях поля строились диаграммы цвет-видимая величина г'(г' - /), для которых определялось положение центроида гигантов красного сгущения в соответствующих координатах. Затем полученные величины яркости г'НСе и цвета (г' Ч')ЯСв центроида сравнивались с абсолютной величиной г'0 и цветом (г' -/% центроида гигантов красного сгущения, которые были получены из калибровочной диаграммы цвет-абсолютная величина МГ~{г' - ¡%. И, наконец, величина поглощения А при известном расстоянии до балджа (О) определась как

А-= г'ясв ~ г'0 + 5 - 51д(Ц).

В третьей главе рассматриваются свойства гигантов красного сгущения в диапазонах г' и ¡' фотометрической системы ЗОБЭ.

Понятно, что прежде чем делать оценки поглощения, необходимо получить калибровочные (абсолютные) значения величин г'0 и цвета (г' -/")о центроида гигантов красного сгущения. Для фильтров стандартных фотометрических систем (например, системы Джонса; см. Бессель, 2005) это легко сделать, используя данные обсерватории Мррагсоз. Но, поскольку фотометрическая система ЭОББ (Бессель, 2005), в которой производились наблюдения телескопом РТТ-150, отличается от стандартной, сделать это напрямую не представляется возможным.

Для решения этой задачи мы воспользовались возможностями синтетической фотометрии с помощью программного пакета БУИРНОТЛЯЛЕ. Предварительным отождествлением звезд из каталогов НКррагсоэ (ван Лиувена, Фантино, 2005) и 2МА8Б была получена выборка из -10000 звезд с известными расстояниями и фотометрией в шести фильтрах В, V, I, Л, Н, Кв. Далее, на основании спектрального атласа Брузуала-Перссона-Ганна-Страйкера (Стрекер и др., 1979; Ганн, Страйкер, 1983) и пакета БУИРНОТ выбиралась спектральная модель, дающая наилучшую аппроксимацию фотометрических данных в этих шести фильтрах, и таким образом определялись классы звезд выборки. Далее для них синтезировались величины в требуемых фильтрах г' и /', строилась диаграмма цвет-абсолютная величина, из которой определялись абсолютные значения центроида гигантов красного сгущения.

В четвертой главе приведены результаты исследования закона поглощения в СВР, построена карта поглощения.

Поскольку в ряде работ (Поповский, 2000; Удальский, 2003; Ревнивцев и др., 2010; Карасев и др., 2010) отмечалось существенное отклонение закона поглощения от стандартного (Карделли и др. 1989) в направлении на центр Галактики, то, прежде чем построить карту поглощения, необходимо было провести уточнение этого закона в пределах исследуемого поля. В результате было установлено, что в СВР закон поглощения также отличен от стандартного, а именно, если в стандартном случае АГ/(АГ'~ Аг) = 4,3, то в этом поле - Аг/(АГ - Аг) = 2,53 ± 0,04. Необходимо отметить, что в пределах исследуемой области закон поглощения с точностью до ошибки измерений можно считать всюду одинаковым.

В результате была построена карта поглощения, покрывающая полностью область размером 30' * 30' поля СВР с лучшим на сегодняшний день разрешением V. Разброс значений поглощения по полю при этом составил Д.- 3,0-5,5 (рис. 3).

Третья часть диссертации посвящена исследованию двух транзиентных рентгеновских пульсаров АХи1749.1-2733 и АХЛ749.2-2725, расположенных в направлении на центр Галактики.

В первой главе приведена информация об исследуемых объектах, а также времени и экспозиции наблюдений.

Во второй главе описываются наблюдаемые особенности системы ДХУ1749.1-2733 в мягком и стандартном рентгеновских диапазонах энергий (0,6-10 кэВ).

Цвет центроида, г'- /' I «

Рис.3. Левая панель: зависимость видимой величины в полосе г^св от наблюдаемого цвета гигантов красного сгущения (г- ¡")ксо. отражающая закон поглощения в СВР. Сплошная диния — наилучшая аппроксимация наблюдательных данных. Для сравнения штрихпунктирной линией показан наклон регрессии в предположении стандартного закона поглощения. Правая панель: карта поглощения, построенная для поля СВР (оттенками серого показано распределение значения величины поглощения по полю) с разрешением 1'. Центру поля соответствуют галактические координаты / = 0,085° ;Ь = -1,404°.

По данным космических обсерваторий XMM-Newton и ИНТЕГРАЛ впервые было показано существование переменности рентгеновского потока от источника AXJ1749.1-2733. Период пульсаций составил ~132с. Важно при этом отметить, что объект наблюдался обсерваториями не только в разное время, но и в разных состояниях: XMM-Newton (март, 2007) - в спокойном состоянии (поток не превышал нескольких милликраб) и ИНТЕГРАЛОМ (сент., 2003) - во время одной из вспышек (поток в диапазоне 17-50 кэВ -40 мКраб).

Профиль импульса объекта AXJ1749.1-2733 - двухпиковый, поэтому было проведено дополнительное исследование реального периода системы (-66 с либо -132 с). Доля пульсирующего излучения источника относительно неизменна в энергетическом диапазоне 3-40 кэВ и составляет -25-30%, тогда как в жестком рентгеновском диапазоне (>40 кэВ) увеличивается до -50%, что является типичным для рентгеновских пульсаров (Цыганков и др., 2007).

Отметим также, что период пульсаций AXJ1749.1-2733 значимо не изменился за -4,5 года, разделяющих наблюдения обсерваторий ИНТЕГРАЛ и XMM-Newton.

Исследуя рентгеновский спектр источника по данным обсерватории XMM-Newton, удалось выявить значительное поглощение NH = (21,1 ± 2,5) ■ 1(?2 см~2, что существенно выше межзвездного в направлении на источник и, скорее всего, связано с внутренним поглощением в двойной системе, что характерно для массивных рентгеновских двойных систем. Таким образом, было выдвинуто предположение, что быстрый рентгеновский транзиент AXJ1749.1-2733 — массивная двойная система с нейтронной звездой.

В третьей главе представлены результаты исследования транзиентного рентгеновского пульсара AXJ1749.2-2725, который попадал в поле зрения обсерватории XMM-Newton во время наблюдения источника AXJ1749.1-2733.

Рентгеновский спектр источника AXJ1749.2-2725, полученный по данным XMM-Newton, хорошо описывается степенным законом с наклоном Г = 1,41 ± 0,75 и также, подобно AXJ1749.1-2733, сильно поглощен в мягкой части спектра - NH = (14,1 ± 6,13) ■ 1022 см~2. Поэтому вполне оправдано предположение о массивности AXJ1749.2-2725.

Временной анализ данных обсерватории XMM-Newton позволил измерить период рентгеновских пульсаций источника Р = 216,86 ± 0,14 с. Сравнение проведенных измерений с результатами обсерватории ASCA (Тории и др., 1998; Сакано и др., 2002) показывает, что вращение нейтронной ззезды значимо ускорилось за 12 лет, а средний темп уско -

рения составил: Р/Р = - 1,3 ■ 10'3 год'1 (где Р — приращение периода). Используя уравнение для максимально возможного ускорения вращения

Рис. 4. Изображения неба, полученные телескопом SOFI/NTT в фильтре Ks и содержащие пульсары АХ J1749.2-2725 (слева) и АХ J1749.1-2733 (справа). Большой сплошной кружок иллюстрирует величину стандартной ошибки позиционирования XMM-Newton/MOS2 (статистическая + систематическая). Малый сплошной кружок, сдвинутый в соответствии с коррекцией систематического сдвига (показан стрелочками), - величина только статистической ошибки XMM-Newton; пунктирный кружок — абсолютная точность позиционирования источников обсерваторией Chandra. Крестиком отмечена звезда-компаньон АХ J1749.1-2733, ранее предложенная Хирасом и др., 2008.

за счет переноса момента при аккреции (Липунов и др., 1981), можно приблизительно оценить рентгеновскую светимость (Lx) источника -1-х,2-1о кзв = 7 ■ 1034 эрг с'1' и получить оценку расстояния до источника -16 кпк, что существенно дальше центра Галактики.

Четвертая глава посвящена установлению природы исследуемых источников. Было проведено оптическое отождествление, определены классы оптических компаньонов, сделаны оценки расстояния и поглощения до объектов.

Благодаря тому, что источники одновременно попадали в поле зрения обсерватории XMM-Newton, удалось, используя данные наблюдений телескопа SOFI/NTT, корректно оценить систематическую ошибку наблюдений XMM-Newton, связанную с конечной точностью позиционирования звездных датчиков, и оптически отождествить источники. Отметим, что последующие наблюдения обсерваторией Chandra подтвердили полученный результат (рис. 4). Далее с использованием результатов фотометрических измерений в ближнем инфракрасном диапазоне (фильтры Н и Ks) были определены спектральные классы звезд-компаньонов и расстояния до исследуемых объектов. Кратко суть методики состоит в следующем:

1) прежде всего, определяем величину поглощения до галактического центра, изучая положение гигантов красного сгущения на диаграмме цвет-видимая величина, которая строится для звезд в окрестностях исследуемого объекта (как это описано в части 2 диссертации);

2) исследуем и устанавливаем закон поглощения в направлении на источники; зная абсолютные величины центроида красных гигантов и величину коррекции на расстояние, определяем величину коррекции на поглощение; затем, сравнивая эти две поправки, определяем закон поглощения;

3) варьируя расстояние, класс объекта и поглощение до него, подбираем наиболее вероятные классы звезд с расстояниями и поглощениями до них (звезд), которые хорошо описывают наблюдательные данные.

Применяя этот метод, нам удалось существенно ограничить классы возможных компаньонов рентгеновских пульсаров AXJ 1749.2-2725 и АХJ1749.1-2733, а также провести оценки расстояния и поглощения в направлении на эти источники. Наиболее вероятным компаньоном

Рис. 5. Диаграмма поглощение (Ан)- расстояние до объекта, показывающая, где были бы расположены звезды различных спектральных классов, будь они компаньонами рентгеновских пульсаров AXJ 1749.2-2725 (слева) и АХЛ 749.1-2733 (справа). Горизонтальная пунктирная линия показывает расстояние до центра Галактики, вертикальная пунктирная линия - величину поглощения в направлении на него. Потенциально возможные классы оптических компаньонов лежат в белых областях диаграммы.

пульсара АХ J1749.2-2725 является звезда класса ВЗ, расположенная на расстоянии D = 14 ± 2,5 кпк, что хорошо согласуется с результатами оценок по рентгеновским данным (см. выше).

Для источника АХ J1749.1-2733 наиболее вероятным компаньоном является либо звезда класса ВЗ на расстоянии D =11 ± 3 кпк, либо В1-2 на расстоянии D = 16,0 ± 3,5 кпк (рис. 5).

Таким образом, было показано, что рентгеновские пульсары AXJ1749.2-2725 и AXJ1749.1-2733 входят в состав массивных рентгеновских двойных систем и находятся в дальней (позади галактического центра) части Галактики, вероятно, в одном из спиральных рукавов.

В Заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Предложен метод корректного учета вклада рентгеновского галактического фонового излучения при исследовании с помощью спектрометра PCA/RXTE источников, расположенных близко к плоскости Галактики.

2. Впервые показано существование среди класса быстрых рентгеновских транзиентов маломассивных двойных систем, а именно удалось установить, что источник XTEJ1901+014 является маломассивной двойной системой.

3. Получена карта поглощения и определен закон поглощения в направлении на балдж Галактики в области сверхглубокого обзора обсерватории Chandra. Показано, что закон поглощения существенно отличается от стандартного.

4. Предложена модификация метода оценки межзвездного поглощения на основе исследования узла красных гигантов, с помощью которой возможно определение класса оптического компаньона массивной рентгеновской двойной системы, и расстояния до нее для объектов, расположенных в направлении на центр Галактики.

5. Установлена природа рентгеновских источников AXJ1749.1-2733 и AXJ1749.2-2725. Показано, что оба они являются транзиентными рентгеновскими пульсарами в массивных двойных системах, расположенных позади галактического центра.

Список публикаций по теме диссертации

1. Карасев Д.И., Лутовинов А.А., Гребенев С.А. Исследование быстрого рентгеновского транзиента ХТЕ J1901+014 на основании данных INTEGRAL, RXTE, и ROSAT. // Письма в Астрономический журнал. 2007. Т. 33. №3. С. 186.

2. Карасев Д.И., Лутовинов А.А., Буренин Р.А. ХТЕ J1901+014 -первый маломассивный быстрый рентгеновский транзиент? II Письма в Астрономический журнал. 2008. Т.34. №11. С.834.

3. Karasev D. I., Tsygankov, S. S., Lutovinov, A. A. Discovery of X-ray pulsations from the HMXB source AXJ1749.1-2733 // MNRAS: Letters. 2008. V, 386. №1. P. 10.

4. Karasev D. I., Lutovinov A. A., Burenin R. A. AXJ1749.1-2733 and AXJ 1749.2-2725 - the close pair of X-ray pulsars behind the Galactic Center: an optical identification // MNRAS: Letters. 2010. V.409, P.69

5. Карасев Д.И., Ревнивцев М.Г., Лутовинов А. А., Буренин P. A. Исследование звездного населения и межзвездного поглощения в

направлении на область сверхглубокого обзора Chandra по данным РТТ-150II Письма в Астрономический журнал. 2010. Т. 36. № 11. С. 832.

6. Revnivtsev М., van den Berg М., Burenin R., Grindlay J., Karasev D., Forman, W Interstellar extinction and the distribution of stellar populations in the direction of the ultra-deep Chandra Galactic field // Astronomy and Astrophysics. 2010. T. 515. id.A49 .

7. Karasev D. I., Lutovinov A. A., Grebenev S. A. INTEGRAL and RXTE Observations of the Fast X-Ray Transient XTE1901+014 II The Obscured Universe. Proceedings of the VI INTEGRAL Workshop. July 2-8, 2006. Moscow. ESA Communication Production Office ESTEC, Noordwijk, The Netherlands. 2007. C.271.

8. Karasev D. I., Tsygankov S. S., Lutovinov A. A., Burenin R. A. The study of the nature of sources AX J1749.1-2733 and AX J1749.2-2725 // Proceedings of the VIII INTEGRAL Workshop. 13-17 October 2009, Otranto (Lecce) Italy. Published online at http://pos.sissa.it/cgi-bin/reader/conf.cgi?confid=96, p. 103

Литература

Арефьев и др. (Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin К.) II Astrophysical Journal. 2003. V. 586. I. 2. P. 1238.

Бессель. (Bessell M.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2005. V. 43. P. 293.

Бонни и др. (Bonneau D., Clausse J.-M., Delfosse X.) // Astronomy & Astrophysics. 2006. V. 456. P. 789 1

ван Лиувена и Фантино (van Leeuven F., Fantino E.) // Astronomy & Astrophysics. 2005. V. 439. P. 791.

Ганн, Страйкер (Gunn J., Stryker L.) // Astrophysical Journal. 1983. V. 52. P. 121. Голенецкий и др. (Golenetskii S., Aptekar R., Frederiks D.) // Astrophysical Journal. 2003. V. 596. P. 1113.

Гребенев и Сюняев (Grebenev S., Sunyaev R.) II Astronomy Letters. 2007. V. 33. P. 149.

Карасев и др. (Karasev D., Lutovinov A., Burenin R.) // MNRAS: Letters. 2010. V. 409. P. 69.

Карделли и др. (Cardelli J., Clayton G., Mathis J.) // Astrophysical Journal. 1989. V. 345. P. 245.

Кастро Тирадо и др. (Castro-Tirado A., Brandt S.) II Astronomy & Astrophysics. 1999. V. 337. P. 379.

Кояма и др. (Koyama К., Kunieda H., Takeuchi Y.) //Astronomical Society of Japan,

Publications (ISSN 0004-6264). 1990. V.42. P.59.

Липунов и др. (LipunovV.) II Soviet Astronomy. 1981. V.25. P. 375.

Пачинский и Станек (Paczynski В., Stanek К.) //Astrophysical Journal. 1998. V. 494.

P. 219.

Поповский (Popowski P.) // Astrophysical Journal. 2000. V. 528. P. 9.

Ревнивцев и др. (Revnivtsev M., Sazonov S., Churazov E.) II Nature. 2009. V. 458. P.

1142.

Ревнивцев и др. (Revnivtsev M., Burenin R., Sazonov S.) //Astronomy Letters. 2010. V. 35. P. 305.

Романо и Сидоли (Hillwig Т., Gies D., Huang W. et al.) II Mem. S.A.It. 2010.V. 000. P.1 Сакано и др. (Sakano M., Koyama К., Maeda Y.) II Astrophysical Journal. 2002. V. 138. P. 19.

Стрекер и др. (Strecker D., Erickson E., Whitteborn F.) // Astrophysical Journal. 1979. V. 41. P. 501.

Тории и др. (Torii К., Kunugasa К., Katayama К.) // Astrophysical Journal. 1998. V. 508. P. 500.

Удальский (Udalski) // Astrophysical Journal. 2003. V. 590. P. 284.

Хирас и др. (Zurita Heras J., Chaty S.) // Astronomy & Astrophysics. 2008. V. 489.

P. 657.

Цыганков и др. (Tsygankov S., Lutovinov A., Churasov E..) // Astronomy Letters. 2007. V. 33. P. 368.

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

_Подписано к печати_15.11.2010

Заказ 2224 Формат 70х 108/32 Тираж 100 0,9 уч.-изд.л.

Введение

Краткая аннотация.о

Инструменты.

1 ИССЛЕДОВАНИЕ БЫСТРОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ТРАНЗИ

ЕНТА XTEJ1901+014.

1.1 Быстрый рентгеновский таранзиент XTEJ1901-r014.

1.2 Наблюдения и особенности анализа данных.

1.2.1 Оценка и учет влияния фонового излучения Галактики на спектр и кривую блеска быстрого транзиента XTEJ1901-r014.

1.2.2 Оценка и учет влияния дополнительного источника в поле зрения РСА.

1.2.3 Обобщение методики.

1.3 XTEJ1901—014 по данным космических обсерваторий.

1.3.1 Исслодоваие свойств во время вспышки (только данные ASM)

1.3.2 Временной анализ. Спокойное состояние источника

1.3.3 Спектральный анализ. Спокойное состояние источника

1.4 Локализация и оптический компаньон.

1.4.1 Оценка межзвездного поглощения до источника.

1.4.2 XTEJ1901-014 - маломассивная двойная система.

1.4.3 Обсуждение.

2 ИССЛЕДОВАНИЕ ВЕЛИЧИНЫ И ЗАКОНА МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ В НАПРАВЛЕНИИ НА ЦЕНТР ГАЛАКТИ

КИ ПО ДАННЫМ РТТ

2.1 Введение.

2.2 Метод определения поглощения.об

2.3 Свойства гигантов красного сгущения в диапазонах г', I'.

2.4 Определение закона и построение карты поглощения

2.4.1 Обсуждение

3 ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКИХ ТРАНЗИЕНТНЫХ ИСТОЧНИКОВ АХЛ1749.1-2733 И АХЛ1749.2

3.1 Введение.

3.1.1 Наблюдения.

3.2 АХЛ749.1-2733 - транзиентный рентгеновский пульсар.

3.2.1 Временной анализ.

3.2.2 Спектральный анализ.

3.3 Исследование транзиентного пульсара АХ Л749.2—

3.4 Идентификация АХ Л1749.2-2725 и АХ Л1749.1—

3.4.1 Классы компаньонов и расстояния до систем.

3.4.2 Выводы.

Краткая аннотация

Многими рентгеновскими космическими обсерваториями с широким полем зрения, преимущественно мониторами всего неба, время от времени регистрируются мощные всплески рентгеновской активности: пиковый поток может достигать и даже существенно превышать рентгеновский поток Крабо-видной туманности (1Краб = 2,6 • Ю-8 эрг см-2 с"1 в диапазоне энергий 2-10 к.->13). В то же время длительность подобных вспышек, как правило, не превышает суток. Это последнее обстоятельство отличает их от классических рентгеновских транзиентных источников, продолжительность всплеска активности которых составляет недели и месяцы, и позволяет выделить такие объекты в отдельный класс "быстрых рентгеновских транзиентов". Вопрос о природе источников столь коротких, но интенсивных всплесков является предметом дебатов как среди экспериментаторов, так и среди теоретиков, однако становится очевидным, что указать один общий механизм их появления не представляется возможным. Долгое время положение усугубляло отсутствие статистически значимой выборки таких событий. В частности, прибором WATCH космической обсерватории ГРАНАТ было зарегистрировано всего семь быстрых рентгеновских транзиентов, тогда как теория предсказывает до нескольких сотен всплесков в год ([1], [2|). Первоначально природу быстрых рентгеновских транзиентов пытались объяснять внех^алак-тическими источниками и рентгеновским послесвечением гамма-всплесков.

Подтверждением таких выводов выступало то, что многие похожие события, зарегистрированные спутником BeppoSAX, удавалось отождествить с гамма-всплесками. Однако, появление больших обзоров, выполненных космическими обсерваториями ASCA, RXTE и ИНТЕГРАЛ с широкими полями зрения и высокой чувствительностью, позволило обнаружить много новых коротких транзиентных событий, особенно в галактической плоскости. В результате в последнее время общепринятым стало мнение, что быстрые рентгеновские транзиснты в большинстве своем представляют массивные рентгеновские двойные системы [3]. Механизм проявления вспышечной активности в этом случае связывают с различными особенностями аккреции вещества с массивной звезды-компаньона на компактный объект, в большинстве случаев нейтронную звезду (см., например, [4], [5]). Тем не менее, быстрые транзиен-ты с черными дырами также существуют. Так, например, хорошо известный объект этого класса V4641Sgr представляет собой двойную систему с черной дырой в качестве компактного объекта. Известны также случаи регистрации ряда кратковременных всплесков от источника Cyg Х-1, по длительности и интенсивности вполне подходящих под критерии вспышек, наблюдающихся от быстрых транзиентов [6]. Стоит отметить, что возможность наблюдения этих явлений в двойных системах с компактным объектом достаточно неожиданна и интересна, поскольку характерное время всплеска значительно меньше скорости распространения возмущения в стандартном аккреционном диске - составляет более 1,5 дней [4|. Но если компактный объект, входящий в двойную систему, может иметь любую природу, то непременная массивность оптической звезды-компаньона прежде под сомнение не ставилась. Достаточно большое число сложностей в теоретическом моделировании таких объектов связано, в том числе, с недостаточной точностью наблюдений и интерпретацией получаемых результатов. Среди возникающих проблем можно выделить несколько основных:

1) недостаточное угловое разрешение и чувствительность приборов с широким полем зрения (ASM/RXTE, IBIS/INTEGRAL) не позволяют лежализовать источник с достаточной точностью во время вспышки; 2) из-за неопределенностей межзвездного поглощения и величины расстояния до объекта невозможно определить классы оптических компаньонов объектов;

3) поскольку подавляющее большинство быстрых транзиентов лежит в галактической плоскости, возникают определенные трудности при исследовании их с помощью спектрометров типа РСА/Г1ХТЕ, не имеющих пространственного разрешения; основная проблема здесь связана с корректным учетом вклада фонового излучения Галактики в полный спектр источника.

Все это затрудняет однозначное установление природы быстрых рентгеновских транзиентов. Настоящая диссертация направлена на изучение природы таких объектов и разработку методов, позволяющих справиться с указанными выше трудностями.

Инструменты

Международная обсерватория гамма-лучей ИНТЕГРАЛ

Международная астрофизическая обсерватория гамма - лучей ИНТЕГРАЛ [7] была запущена 17 октября 2002 года с космодрома "Байконур" ракетой - носителем "Протон". Спутник был выведен на высокоапогейную орбиту с перигием 7300 км. и апогеем 153000 км; наклон орбиты составляет 51.6 град; время одного полного оборота - 72 часа. Столь вытянутая орбита позволяет ему проводить практически непрерывные наблюдения (^85% времени ) в условиях постоянного фона вне радиационных поясов Земли.

Основными задачами проекта являются: проведение сверхтонкой (Е/<5Е=500) 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 диапазонах. Для решения поставленных обсерватория оборудована следующими приборами: спектрометр SPI (20 кэВ - 8 МэВ), телескоп IBIS (15-200 кэВ), рентгеновский монитор JEM-X (3-35 кэВ) и оптический монитор ОМС (Рис.1).

Телескоп IBIS

В настоящей работе часть анализа свойств источников была выполнена по данным телескопа IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite). С его помощью возможно получить локализацию источников жесткого рентгеновского излучения с точностью до 1.5 угловых минут. Прибор построен по принципу кодирующей апертуры и эффективно работает в диапазоне энергий от 15 кэВ до 200 кэВ. Телескоп 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 (ISGRI), включающий в себя 16384 кадмий-теллуровых (Cd-Te) элемента, позволяет обнаруживать низкоэнер

IBIS ~ кодированном маету?

JEM-X кодиронйнаапмаска Оптический монигор (ОНО

Спектрометр (SPI)

ЭВМ и элек!роника ^ обеспечении работы^И^ прибором

Де т ек т ор i елеск опа

IBIS

Детектор рентгеновскою телескопа JEH X \

Блок управлении wepi оснабяением

Реактивное колесо наведении КО

Аппаратура обработки донных и связи

Звездные да1чики

ЭВМ и .»лек троникг« обеспечении работ приборов

Панель детекторов

Аиионика системы ориентации Ьа гарей Топливные баки i чмк и ориен гвц

Рис. 1. Бортовая аппаратура обсерватории ИНТЕГРАЛ гичные гамма-лучи (15-200 кэВ). Второй (РЮвГГ) слой состоит из 4096 цезий-йодных (С81) элементов и обеспечивает регистрацию высокоэнергичных гамма-квантов вплоть до энергий ~ 10 МэВ. В данной работе использовались лишь данные слоя 1ЭСШ |8|. Основные характеристики 130Ш/1В18 приведены в таблице 1.

Таблица 1. Научные характеристики телескопа ISGRI/IBIS

Рабочий диапазон энергии 15 кэВ - 200 кэВ

Энергетическое разрешение (Г\УНМ) 7% па 100 кэВ

Эффективная площадь 960 см2 на 50 кэВ

Поле зрения 9° х 9° (кодирование, 100%) 19° х 19° (кодирование, 50%)

Угловое разрешение (Г\УНМ) 12'

Чувствительность в континууме фотонов см-2 сек-1 кэВ-1 (значимость детектирования Зсг, АЕ — Е/2, период накопления сигнала 106 сек) 3.8 х Ю-7 на 100 кэВ

Чувствительность в линии фотонов см-2 сек-1 (3<х, период накопления сигнала 106 сек) 1.3 х Ю-5 на 100 кэВ

Абсолютная временная точность (3 а) 61 /íc

Временной анализ данных IBIS/ИНТЕГРАЛ был проведен с использованием программного обеспечения разработанного National Institute of Astrophysics, Палермо, Италия1 [9]. Для проведения спектрального анализа применялось программное обеспечение созданное в Институте космических исследований РАН, Москва, Россия (описание его основных особенностей можно найти в работах [10] и [11]). http:/'/'www.pa.iasf. cur .it -Íerrigno/INTEGR ALsoftware.html

Космическая обсерватория RXTE

Космическая обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) на сегодняшний день представляет собой инструмент, который наиболее полно позволяет исследовать переменность космических объектов в рентгеновском диапазоне энергий [12]. RXTE был выведен на околоземную круговую орбиту 30 декабря 1995 года. Параметры орбиты: высота - G00 км., наклон - 23°. Спутник оборудован следующими приборами: монитор всего неба ASM (1.5-12 кэВ), спектрометр РСА (2-60 кэВ), спектрометр HEXTE (20-200 кэВ) (Рис.2). В настоящей работе использовались данные приборов ASM и РСА.

Монитор всего неба ASM

Монитор ASM состоит из трех широкоугольных теневых камер, оборудованных ксеноновыми пропорциональными детекторами общей площадью 90 см2. ASM - прибор с широким полем зрения, обеспечивающий регулярное наблюдение более 300 рентгеновских источников в диапазоне энергий 1.512 кэВ в трех энергетических каналах А (1.5-3 кэВ), В (3-5 кэВ), С (5-12 кэВ) с периодом, равным периоду обращения спутника вокруг Земли - 90 мин. Каждое наблюдение состоит из нескольких измерений длительностью 90 сек., которые могут как непрерывно следовать друг за другом, так и разделяться длительными промежутками времени. Чувствительность прибора - около 20 мКраб, пространственное разрешение З'х15'. Благодаря широкому полю зрения и достаточно высокой чувствительности прибор хорошо подходит для обнаружения быстрых переменных источников, однако, наличие временных провалов в наблюдении не всегда позволяет детально изучить эту переменность. Результаты наблюдении по всем источникам находятся в свободном доступе (www.xte.mit.edu).

Также следует отметить, что поток, равный 1 Краб для энергетического канала А соответствует 26.8 аппаратным отсчетам/с, для канала В - 23.3; для С - 25.4, и, соответственно, в полном диапазоне энергий 1.5 - 12 кэВ 1 краб - 75.5 отсчетов/с.

XTE Spacecraft

N иЬ gain ant епгш

Рис. 2. Космическая обсерватория ЛХТЕ.

Спектрометр РСА.

Спектрометр РСА (см. рис. 2; таб.2) представляет собой массив из 5 пропорциональных ксеноновых детекторов (РСШ.РСШ) с пропановым вето слоем общей площадью 6500 см2. Пропановый вето-слой служит для отсеивания фоновых электронов, а также как антисовпадательная защита от фронтально падающих заряженных частиц. Научные данные собираются с трех слоев анодов, расположенных в ксеноновом слое. В самом низу располагается слабый калибровочный источник рентгеновского излучения Аш241, каждый фотон от которого записывается с индивидуальной меткой.

Поток в 1 Краб в диапазоне 3 - 20 кэВ соответствует 11000 отсчетам/с в случае 5 работающих РС11. Вклад каждого РС11 в полный измеренный поток рсио - 0.204, РСШ - 0.204, РСШ - 0.206, РСШ - 0.194, РС1Т4 - 0.192. Модель фона для спектрометра РСА была взята из стандартной базы данных

САЬШУ и в настоящем исследовании была выбрана с учетом того, что предполагалось изучение слабого источника. Стоит также отметить что, с 2000 года у РС1Ю отсутствует пропановый вето-слой [13], но, несмотря на это, разработчикам прибора удалось подобрать корректную модель фона для этого детектора. При обработке данных наблюдений обсерватории БХТЕ использовался стандартный набор программ, входящий в пакет НЕЛУОЕТ 6.0.

Таблица 2. Основные характеристики спектрометра PC А. значимый энергетический диапазон 3-20 кэВ энергетическое разрешение <18% на 6 кэВ радиус поля зрения 1" наилучшее временное разрешение 1 мкс. чувстви1ельность 0.1 мКраб фон 2 мКраб

Космическая обсерватория ROSAT

Космическая рентгеновская обсерватория ROSAT (Roentgen Satellite) была выведена на орбиту 1 июня 1990 года и проработала на орбите около 9 лет3. На борту спутника находился рентгеновский зеркальный телескоп (X-ray Telescope, XRT), в фокальной плоскости которого находилось 3 прибора: два позиционно-чувствительных пропорциональных счётчика (Position Sensitive Proportional Counters, PSPC-B - для точечных наведений и PSPC-С - для обзора) и прибор для получения высококачественных изображений с высоким разрешением (High Resolution Imager, HRI). Ультрафиолетовый телескоп (extreme ultraviolet, XUV) и широкоугольная камера (Wide Field Caméra, WFC), которые были установлены соосно XRT, обеспечивали наблюдение в диапазоне от 0.042 до 0.21 кэВ. Общий вид обсерватории ROSAT

2http://heasarc. gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/caldb /caldbintro.html

3http://\ww.mpe.mpg. rîe/xray/wave/rosat /links/index, phphomepages

Рис. 3. Общий вид обсерватории ШЭБАТ показан на рис.3. Уникальной особенностью этой обсерватори было достаточно высокое пространственное разрешение.

В настоящей работе использовались данные приборов РЭРС-С и НШ, их основные характеристики приведены в таблице 3. Обработка данных обзора всего неба телескопом РЭРС-С/РЮЗАТ была проведена в соответствии со стандартной методикой обработки данных телескопа Р8РС для источников, расположенных в поле зрения прибора с некоторым смещением относительно его центра, а также с учетом рекомендаций, приведенных в работе [14]. Калибровочные данные, а также матрица отклика для РЭРС-С/ РОВАТ. были взяты из стандартной базы НЕАЭАИС САЫ)13. При обработке данных наблюдений обсерватории НОБАТ использовался стандартный набор программ, входящий в пакет ПЕАБОРТ 6.0.

Таблица 3. Основные характеристики приборов обсерватории ROSAT энергетический диапазон 0.1 - 2.5 кэВ энергетическое разрешение PSPC: ÄE/E=0.43x (£7/0.93) -0.5 эффективная площадь PSPC: 240 см2 на 1 кэВ HRI: 80 см2 па 1 кэВ поле зрения PSPC: радиус 1° HRI: 38' х 38' пространственное разрешение HRI: 2"

Космическая обсерватория ХММ-Newton

Главной особенностью обсерватории XMM-Newton [15] (рис.4), выведенной на орбиту 10 декабря 1999 года, стало наличие сразу трех рентгеновских телескопов, входящих в состав комплекса EPIC, имеющих рекордную эффективную площадь в диапазоне энергий 0.1-15 кэВ среди телескопов зеркального типа. Каждый телескоп представляет собой модуль зеркал и ПЗС матрицу, расположенную в его фокусе. Зеркальные модули состоят из 58 тонких никелевых зеркал, имеющих форму параболоида, переходящего в гиперболоид, и собранных вместе в конструкцию наподобие ''луковицы". С помощью телескопов этой обсерватории возможно определя ть положения рентгеновских объектов с точностью лучше чем 2 угловые секунды. В настоящей работе использовались данные рентгеновских телескопов MOS/EPIC и PN/EP1C (таб. 4). Научные данные обсерватории XMM-Newton были обработаны с помощью стандартного программного обеспечения SAS 7.1.04. Стандартным образом была произведена фильтрация протонных вспышек, которые являются результатом взаимодействия мягких протонов в магнитосфере Земли с

4littp:/'/'xmm2.esac.esa.mt /sas/'

Рис. 4. Общий вид обсерватории ХММ^е^Чоп телескопом. Для восстановления спектров и кривых блеска источников отбирались фотоны, попадающие в круг радиусом 14" вокруг исследуемого объекта; спектры и кривые блеска фона были получены в областях того же радиуса в окрестности источников.

Таблица 4. Основные характеристики приборов обсерватории ХММ-Кеи-Чоп энергетический диапазон 0.1-15 кэВ энергетическое разрешение (Е/ёЕ)~ 20-50 эффективная плошадь МОЭ: 922 см2 на 1 кэВ Р\: 1227 см2 на 1 кэВ иоле зрения МОЭ: 33' х 33' РК: 27.5' х 27.5'

Конечный модельный анализ временных и спектральных данных был произведен с использованием программного обеспечения, входящего в пакет HEASOFT 6.0

Данные всех рентгеновских обсерваторий, используемые в диссертации, были получены из архива 1IEASARC и находятся в открытом доступе.

Каталоги и наземные наблюдательные колтлексы

Значительная часть работы была выполнена с использованием наземных наблюдательных комплексов, в том числе телескопов РТТ-150, SOFI/NTT и БТА(САО). Основные характеристики перечисленных телескопов приведены в таблице 5.

Российско-турецкий 1.5-м телескоп (РТТ-150) установлен в Государственной Обсерватории Турции ТУБИТАК, на юге Турции, в 50 км от города Ан-талия, на высоте 2500 м (гора Бакырлытепе). В состав фокальных приборов телескопа входят: ПЗС-фотометр (ПЗС-матрицы Андор DW-436), TFOSC -спектрометр среднего и низкого разрешения (ПЗС-матрица Firechild).

Телескоп NTT (New Technology Telescope) установлен в Чили на горе Cerro la Silla и представляет собой 3.58-м альт-азимутальный телескоп системы Ричи-Кретьсна, в котором впервые была применена активная оптика. На текущий момент основными приборами этого телескопа являются широкоугольный инфракрасный спектро-фотометр SOFI и спектрограф EFOSC2. В настоящей работе использовались данные, взятые из общедоступного архива ESO 6.

БТА(6-м Большой Телескоп Альт-азимутальный) располагается на горе Пастухова в Карачаево-Черкессии на высоте 2070 ai над уровнем моря и является одним из важнейших инструментов Специальной астрофизической обсерватории РАН (CAO РАН).

Полученные оптические данные были обработаны с помощью извест

5http://heasarc.gsfc.nasa.gov/lheasoft

6http: / / archive.eso.org/

Таблица о. Основные характеристики используемых мелескопов телескоп диаметр зеркала фотометрическая система; использ. фильтры [16] поле зрения

PTT-15011 1.5 м SDSS, Бессель; g\ г', i' Андор DW-436: 8' х 8' TFOSC: 13.3' х 13.3'

NTT12 3.6 м 2MASS; J, Н, Ks SOFI: 2' х 2'

БТА(САО)13 6 м Бсссель; I 14' ных программых пакетов (IRAF7, zhtools8, etc.) и некоторых специальных программ. PSF-фотометрия изображений была выполнена с помощью программного обеспечения DAOPHOT III9. Астрометрические решения были получены с помощью программного пакета WCStools10 и каталога 2MASS в качестве опорного.

В работе также использовались данные известных оптических и инфракрасных каталогов, находящихся в открытом доступе, а именно: USNO-B1

- фотометрические данные полученные из обзора Паломар [17]; Hipparcos

- фотометрический обзор ближнайшей части Галактики данные в системе Hipparcos (преобразовано в систему Джонсона), а также параллаксы для близких звезд [20]; 2MASS14, [18] - обзор всего неба в ближнем инфракрасном диапазоне, фильтры J, Н, Ks; Carsberg Meridian catalog - обзор неба в фильтре г' фотометрической системы SDSS [19]; DENIS15 - обзор южного неба в ближнем инфракрасном диапазоне, фильтры i(Gunn), Н, Ks.

7lit tp://iraf.noao.edu/

8 lit tp:/'/hea-www.harvard.edu/RD/zhtools/ http:/ /www.eso.org/sci/data-processing/software/scisoft/

10 lit t p: / /1 de-wvvw.harvard.edu / westools/ 14littp: / /irsa.ipac.caltech.edu/applications/2MASS 1''http' //cdsweb.u-strasbg.fr/denis.html

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. Предложен метод корректного учета вклада рентгеновского галактического фонового излучения при исследовании с помощью спектрометра PCA/RXTE источников, расположенных близко к плоскости Галактики.

2. Впервые показано существование среди класса быстрых рентгеновских транзиент,ов маломассивных двойных систем, а именно удалось установить, что источник XTEJ1901+014 является маломассивной двойной системой.

3. Получена карта поглощения и определен закон поглощения в направлении на балдж Галактики в области сверхглубокого обзора обсерватории Chandra. Показано, что закон поглощения существенно отличается от стандартного.

4- Предложена модификация метода оценки межзвездного поглощения на основе исследования узла красных гигантов, с помогцью которой возможно определение класса оптического компаньона массивной рентгеновской двойной системы, и расстояния до нее для объектов, расположенных в направлении на центр Галактики.

5. Установлена природа рентгеновских источников AXJ1749.1-2733 и AXJ1749.2-2725. Показано, что оба они являются транзиентными рентгеновскими пульсарами в массивных двойных системах, расположенных позади галактического центра.

1. Castro-Tirado A., Brandt S. // Astron. Astropliys., 337, 379 (1999)

2. Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin K. // Astrophys. J., 586, I. 2. 1238 (2003)

3. Negueruela, I.; Smith, D. M.; Reig, P. // Proceedings of the The X-ray Universe 2005 (ESA SP-604), p.165 (2006)

4. Grebenev S.A., Sunyaev R.A. // Astron.Letters, 33, 175 (2007)

5. Zurita Heras J., Chaty S. // Astron. Astrophys., 489, 657 (2008)

6. Golenetskii S., Aptekar R., Frederiks D., // Astrophys. J., 596, 1113 (2003)

7. Winkler C., Courvoisier T.J.-L., Di Cocco G., et al. // Astron. Astrophys., 411, LI (2003)

8. Lebrun, F., Leray, J. P., Lavocat P., et al. // Astron. Astroph., 441, 1412003)

9. Segreto A., Ferrigno C., arXiv:astro-ph/0709.4132, (2007)

10. Ревнивцев М.Г., Сюняев P.А., Варшалович Д.А. и др. // ПАЖ 30, 4302004)llj Krivonos, R., Revnivtsev, M., Lutovinov et al., // Astron. Astrophys., 475, 775 (2007)

11. H. V. Bradt, R. E. Rothschild, J. H. Swank, et al., // Astron. Astrophys., 97, 355 (1993)

12. Revnivtsev M., Sazonov S., Jahoda K., et al. // Astron. Astrophys., 418, 927 (2004)14. 1. Т. Belloni, G. Hasinger, and С. Izzo, // Astron. Astrophys., 283, 1037 (1994)

13. Jansen F., Lnmb D., Altieri В., et al., // Astron. Astroph. 365, p.Ll-L6 (2001)

14. Bessell, Alichael S., // Annual Review of Astron. Astroph., 43, 293 (2005)

15. Monet D.G.; Levine S.E.; Canzian, В., et al, // Astron. J., 125, I. 2, 984, (2003)

16. Skrutskie, M. F.; Cutri, R. M.; Stiening, R., et al., // Astron. Journal, 131, I. 2, P.1163, (2005)19| Evans, D.W., Irwin, M.J., Helmer, L., //Astron. Astroph., 395, 347 (2002)

17. F. van Leeuven and E. Fantino, // Astron. Astroph., 439, 791 (2005)

18. Remillard R., Smith D., // Astron. Telegram, 88, 1 (2002)

19. Wijnands, R., // Astron. Telegram, 89, 1 (2002)

20. Powell C., Norton A., Haswell C., et al. // Astron. Telegram, 93, 1 (2002)

21. M. Revnivtsev, S. Sazonov, M. Gilfanov, et al., // Astron. Astropliys., 452, 169 (2006)

22. Revnivtsev M., Sazonov, S.; Churazov, E., et al., // Nature, 458, 7242, pp. 1142 (2009)

23. K. Jahoda, C.B. Markwardt, Y. Radeva, et al., // Astropliys. J., 163, 401 (2006)

24. Remillard, R.; Levine, A.; Takeshima, Т., et al., 'j IAU Circ., 6826, 2 (1998)

25. D. Smith, W. Heindl, H. Swank, et al., // Astrophys. J., 569, 362 (2002)

26. L. Titarchuk, N. Shaposhnikov, and V. Arefiev, // Astrophys. J., 660, 334 (2007).

27. J. M. Dickey and F. J. Lockman, // Astron. Astrophys. 28, 215 (1990)

28. Kalberla P. M. W., Burton W. В., Hartmann D., et al. // Astron. Astrophys., 440, 775 (2005)32| Georganopoulos, М.; Kirk, J. G.; Mastichiadis, A. // Astronomical Society of the Pacific. ISBN: 1-58381-059-5. p.116 (2001)33 343536 3738 394041 424344 4546