Переменное рентгеновское излучение от аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Ибрагимов Аскар Абдуллович

Переменное рентгеновское излучение от аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд

01.03.02. Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

00348 г / '

Москва - 2009

003487832

Работа выполнена в Казанском государственном университете.

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук

Гильфанов Марат Равильевич (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук, профессор Постнов Константин Александрович

доктор физ.-мат. наук

(ГАИШ МГУ) Гребенев Сергей Андреевич (ИКИ РАН)

Ведущая организация: Главная астрономическая обсерватория, Пулково

Защита диссертации состоится 25 декабря 2009 г. в 12 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117997, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд 2

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан 24 ноября 2009 г.

Ученый секретарь

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

А.Ю.Ткаченко

1 Общая характеристика работы 1.1 Актуальность темы

Около трети всех звезд в нашей Галактике входят в двойные системы. В таких системах возможна аккреция вещества с одной звезды на другую. Данный процесс является очень эффективным механизмом высвобождения энергии в системах с нейтронными звездами и черными дырами. Излучение от аккрецирующих двойных систем наблюдается в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. На процессы в таких источниках оказывают влияние релятивистские эффекты, высокие температуры и сильные магнитные поля. В данной диссертации представлен анализ наблюдений двух систем, Лебедя Х-1 и SAX J1808.4-3658, главным образом по наблюдениям обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).

Лебедь Х-1 - двойная система, состоящая из сверхгиганта и черной дыры. Звездный ветер со сверхгиганта частично аккрецируется на черную дыру. По этому яркому и давно известному объекту накоплен обширный набор данных. Наиболее ярким наблюдаемым феноменом является смена спектральных состояний в источнике; в так называемом «жестком» состоянии наблюдаемое излучение (степенной спектр с наклоном порядка 1,7 и завалом на энергиях больше 100 кэВ) возникает в результате тепловой комптонизации на «горячих» электронах вблизи компактного объекта (Галеев и др., 1979; Таут и Прингл, 1992; Свенссон и Здзиарски, 1994; Белобородов, 1999; Миллер и Стоун, 2000). «Мягкое» состояние описывается излучением черного тела с температурой порядка 500 эВ и степенным спектром (фотонный индекс порядка 2,5, Герлински и др. 1999). Каждые несколько лет источник демонстрирует переходы между этими состояниями. В последние 10 лет за счет улучшения качества данных стало понятно, что на самом деле спектры источника достаточно сложны. Для «жесткого» состояния были с хорошей точностью определены температура горячего облака 100 кэВ), и Томсоновская оптическая толща порядка 1-2 (Здзиарски и др., 1996, 1997; Герлински и др., 1997; Поутанен, 1998; Ди Сальво и др., 2001; Фронтера и др., 2001; Здзиарски и Герлински, 2004). Кроме этого, в спектре были обнаружены: отраженная компонента (возникающая в результате взаимодействия жесткого комп-тонизованного излучения с холодной, оптически плотной средой, Дон и-др. 1992; Эбисава и др. 1996; Герлински и др. 1997), мягкая компонента

(вероятно, относящаяся к аккреционному диску, см. Балучинска и Хасин-гер 1991; Балучинска-Чёрч и др. 1995; Эбисава и др. .1996) и дополнительный «мягкий избыток» (Ди Сальво и др., 2001; Фронтера и др., 2001). В гамма-диапазоне свыше 500 кэВ наблюдается излучение, свидетельствующее о комптонизации на нетепловых частицах (МакКоннелл и др., 1994; Линг и др., 1997). Известны корреляции наклона спектра с характеристическими частотами спектров мощности и с амплитудой отраженной компоненты, см. Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев (1999).

Одним из возможных вариантов геометрии источника является модель «усечённого диска», показанная на Рис. 1. Согласно этой модели, в «жестком» состоянии диск заканчивается на некоем переходном радиусе, внутри которого аккреционный поток становится оптически тонким и геометрически толстым. В «мягком» состоянии корона имеет существенно меньшие размеры, а нетепловая комптонизация происходит в активных областях на поверхности диска. Диск излучает мягкие «затравочные» фотоны (впоследствии подвергающиеся комптонизации) и служит так же средой, порождающей отраженную компоненту.

Существует много работ, посвященных анализу индивидуальных наблюдений. Этот подход может быть дополнен статистическим анализом большого числа наблюдений, так как это позволяет обнаружить возможные закономерности в поведении объекта. Полученные результаты (как правило, открытые или успешно подтвержденные зависимости) предоставляют новую информацию, полезную при теоретическом моделировании процессов излучения и геометрии систем в похожих объектах. Кроме того, многолетние наблюдения позволяют анализировать относительно медленные процессы в источниках.

Примером долгопериодического процесса является исследованная нами в данной диссертации «суперорбитальная» переменность в источнике Лебедь Х-1, с периодом примерно 150 дней, наблюдаемая практически во всех спектральных диапазонах (Броксолп и др., 1999; Пули и др.,-1999; Эземдир и Демирчан, 2001; Беннлох и др., 2001, 2004; Карицкая и др., 2001; Ляхович и др., 2006). Общепринятая интерпретация этого феномена - прецессия аккреционного диска и/или джета (Катц, 1973, 1980;.Ларуод, 1998; Уайджерс и Прингл, 1999; Огливие и Дубус, 2001; Торрес и др., 2005; Капрони и др., 2006, геометрия системы показана на Рис. 2); исключением является объект 411 1820-303 (где край диска, частично заслоняющий центральный объект, меняет размеры в зависи-

Мягкое излучение Компт'онизированное диска жесткое излучение

Отраженная компонента

ЯГ'

Горячий

внутренний поток

Черная дыра

Холодный внешний диск

Магкое

Комптонизированное

излучение диска жесткое излучение

V

Холодный диск

Отраженное излучение

Черная дыра

Активные области

Рис. 1: Геометрии «жесткого» и «мягкого» спектральных состояний источника Лебедь X-1 в модели «усечённого диска». Адаптация из Здзиарски и др. (2002). Показаны черная дыра, радио-джет, аккреционный диск, горячая корона и активные области.

HDE 226868

наблюдатель

Рис. 2: Геометрия системы Лебедя Х-1 в момент нулевой орбитальной фазы. Показаны конус прецессии, аккреционный диск, сверхгигант и вектор в направлении наблюдателя.

мости от переменного темпа аккреции, Здзиарски и др. 2007). В данной диссертации мы анализируем наблюдаемые профили суперорбитальной переменности в радио- и рентгеновском диапазонах, что позволяет нам сделать интересные выводы о геометрическом строении системы.

Так же, в диссертации рассмотрен представитель класса аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров - SAX J1808.4-3658. Данные объекты - транзиенты с периодом вспышек порядка двух лет. На данный момент известно 12 источников: SAX J1808.4-3658 (// = 101 Гц), ХТЕ J1751-305 (у = 435 Гц), ХТЕ J0929-314 (у = 185 Гц), ХТЕ J1807-294 (// = 191 Гц), ХТЕ J1814-338 (и = 314 Гц), IGR J00291+5934 = 599 Гц), HETE J1900.1-2455 {и = 377 Гц), SWIFT J1756.9-2508 (и = 182 Гц), HETE J1900.1-2455 (и = 377 Гц), Aql Х-1 (и = 550 Гц), SAX J 1748.9-2021 {и = 442 Гц), NGC 6440 Х-2 (у = 205 Гц), IGR J17511-3057 (и = 245 Гц). Спектр объектов состоит из двух основных компонент - мягкой чернотельной компоненты в диапазоне ниже 7 кэВ и степенного спектра (с наклоном порядка 1,9 и с завалом в районе ~ 100 кэВ). Обе компоненты демонстрируют миллисекундные пульсации, что указывает на их происхождение в районе так называемых «горячих пятен» на магнитных полюсах звезды, куда падает вещество под воздействием магнитного поля (Рис. 3). Жесткий степенной спектр, по-видимому, возникает в аккреционной ударной волне, в то время как чернотельное излучение может генерироваться на нагретой поверхности нейтронной звезды вокруг ударной волны. Бы-

Рис. 3: Схема аккрецирующего миллисекундного рентгеновского пульсара (Герлински, Дон и Баррет, 2002). Показаны аккреционный диск, магнитное поле, аккреционная ударная волна и горячее пятно.

ло обнаружено, что эти две компоненты не синфазны, т.е. между ними существует временная задержка (более жесткие фотоны опережают более мягкие). Данная задержка имеет зависимость от энергии: она плавно уменьшается до величины примерно 200-300 мкс в диапазоне до 10 кэВ, после чего остается постоянной (исключение.- IGR J00291+5934, где после 10 кэВ имеет место обратный тренд, см. Фаланга и др. 2005).

1.2 Цель работы

Диссертационная работа посвящена исследованию широкополосных спектров источника Лебедь Х-1 в диапазоне 3-1000 кэВ, «суперорбитальной» переменности (с периодом 152 дня), наблюдаемой в Лебеде Х-1, спектральных и временных характеристик аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пульсара SAX J 1808.4-3658 и моделированию кривых блеска рентгеновских миллисекундных пульсаров с учетом экранирования диском второго пятна (на «противоположном» магнитном полюсе звезды), что позволяет объяснить сложные профили пульсов в этом объекте.

1.3 Научная новизна

Впервые проанализированы 42 спектра рентгеновского источника с черной дырой Лебедь Х-1 по данным совместных наблюдений спутников

ССЯО и ЯХТЕ в широком диапазоне энергий 3-1000 кэВ. Обнаружено, что широкополосные спектры не описываются использовавшимися ранее моделями вида «излучение от диска плюс комптонизация», а требуют присутствия дополнительной мягкой компоненты в диапазоне ниже 10 кэВ. Эта компонента может возникнуть в результате (тепловой или нетепловой) комптонизации в некоей отдельной активной области. Нетепловая комптонизация позволяет одновременно промоделировать как мягкий избыток, так и степенной «хвост» на энергиях выше 500 кэВ. В диссертации мы анализируем наблюдаемые зависимости между спектральными параметрами. Показано, что выявленная сильная корреляция между «компактностью» (отношением светимости к характеристическому размеру излучающей области) и частотами квазипериодических осцилляций (Ак-сельсон, Боргоново и Ларссон, 2005) прекрасно описывается законом, предсказываемым моделью «усеченного диска». Наша интерпретация демонстрирует, что наклон комптоновского континуума может не совпадать с наклоном наблюдаемого спектра.

Проанализированы параметры суперорбитальной переменности источника Лебедь Х-1 с помощью ряда физических моделей анизотропии излучения. Впервые определены параметры прецессии диска (угол прецессии порядка 10-20 градусов). Продемонстрировано, что модель тепловой комптонизации в геометрии «плоского слоя» прекрасно описывает изменения амплитуды суперорбитальной переменности в зависимости от энергии. Профиль переменности в радиодиапазоне хорошо аппроксимируется моделью излучения релятивистского джета со скоростью порядка 0,3-0,5 световой.

Открыта зависимость характеристик орбитальной переменности от фазы суперорбитальной. Такое поведение объясняется нами наличием «аккреционного балджа» на краю диска, вероятно, в месте перехода сфокусированного ветра в диск. В зависимости от фазы прецессии диска, на луче зрения оказывается разное количество поглощающего вещества, что и ведет к появлению наблюдаемой зависимости. Наблюдаемый эффект промоделирован теоретически. Фурье-спектр модели успешно объясняет открытые ранее асимметричные частоты «биений» между частотами орбитальной и суперорбитальной переменности (Ляхович и др., 2006).

Впервые выполнен подробный спектральный анализ вспышки 2002 года аккрецирующего миллисекундного пульсара БАХ Л808.4-3658 и

построены зависимости параметров аппроксимации от времени и друг от друга. В частности, мы демонстрируем, что амплитуда отраженной компоненты падает с уменьшением темпа аккреции. Показано, что форма профилей пульсов имеет ярко выраженную зависимость от энергии. Проведены оценки геометрических параметров системы. Впервые высказана идея, что изменение профилей пульсов связано с переменным во времени экранированием одного из «горячих пятен» краем аккреционного диска. Эволюция спектральных (амплитуда отражения) и временных параметров (частоты квазипериодических осцилляций, формы пульсов) свидетельствует о том, что в процессе вспышки диск медленно отступает от нейтронной звезды.

Нами проанализирован ряд сложных профилей пульсов пульсара SAX J1808.4-3658 (вспышка 2002п) и предложено объяснение, что причиной их появления и эволюции является последовательное появление в поле зрения наблюдателя второго горячего пятна, по мере того как оно перестает экранироваться диском, отступающим от звезды (такое поведение диска естественно следует из увеличения альвеновского радиуса в процессе падения темпа аккреции). Нами показано, что эволюция наблюдаемых профилей хорошо описывается предложенным сценарием. Данная модель является первым физически правдоподобным объяснением наблюдаемой эволюции сложных профилей пульсов аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров.

1.4 Научная и практическая ценность работы

'Многие предшествующие исследования спектров черных дыр либо опирались на небольшое количество наблюдений, либо использовали только узкий энергетический диапазон при анализе множества спектров. Однако естественно, что в первом случае невозможно выявить статистические зависимости, а во втором - с уверенностью определить модель, корректно описывающую спектр за пределом выбранного узкого диапазона. Наша работа восполняет этот пробел, используя несколько десятков спектров в очень большом интервале энергий. Нами было продемонстрировано, что спектры (вблизи «жесткого» состояния) практически всегда требуют дополнительной мягкой компоненты в районе до 10 кэВ. Ранее обнаруженная в работе Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999 зависимость между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты

подтвердилась, но количественные значения параметров подверглись заметной корректировке. Продемонстрированные нами корреляции изменений спектральных характеристик позволяют проверить теоретические модели процессов, происходящих в источнике.

Путем исследования суперорбитальной переменности Лебедя Х-1 с применением физически обоснованных моделей, мы получаем хорошо обоснованные значения параметров прецессии. Мы показываем, что тепловая комптонизация в слое отлично описывает изменение анизотропии с энергией в рентгеновском диапазоне.

Проанализированы проф>или орбитальной переменности на разных суперорбитальных фазах и продемонстрировано, что они заметно различаются между собой. Результатом открытия зависимости характеристик орбитальной переменности от суперорбитальной явилось уточнение геометрии системы. Эта новая информация является полезной для теоретиков, моделирующих процессы аккреции в системах с мощным звезднь!м ветром.

Исследование аккрецирующих миллисекундных пульсаров и, в частности, анализ их профилей пульсов важно для понимания механизмов излучения в этих объектах, свойств контролируемой магнитным полем аккреции (которые не прояснены до конца на данный момент) и для фундаментальных исследований сверхплотного вещества, составляющего «внутреннее ядро», нейтронных звезд. Различные теории строения внутреннего ядра предсказывают различные зависимости массы нейтронной звезды от радиуса. Моделирование профилей пульсов позволяет уточнить эти параметры для наших объектов.

1.5 Апробация работы

Результаты, полученные в диссертации, докладывались на следующих конференциях и семинарах: международная школа NATO ASI (Marmaris, •Turkey, 2004), Nordita Workdays on QPOs (Copenhagen, Denmark, 2005), рабочее совещание Суд X-2±1 (Kittilá, Finnish Lapland, 2005), конференция High Energies in the Highlands (Fort William, Scotland, UK, 2005), международная школа Observing the X- and Gamma-ray Sky (Cargèse, Corsica, France, 2006), конференция The multicolored landscape of compact objects and their explosive progenitors (Cefalú, Sicily, Italy, 2006), рабочее совещание INTEGRAL The Obscured Universe (Москва, 2006), 36-я ассам-

блея COSPAR (Beijing, China, 2006), конференция The Extreme Universe in the Suzaku Era (Kyoto, Japan, 2006), совещания проекта Observations and physics of accreting neutron stars (Bern, Switzerland, 2007-2009), конференции Cool discs, hot flows: The varying faces of accreting compact objects (Funasdalen, Sweden, 2008) и A Decade of Accreting Millisecond X-ray Pulsars (Amsterdam, The Netherlands, 2008), серия зимних конференций в ИКИ РАН: НЕА-2000, НЕА-2001, НЕА-2002, НЕА-2003, Zeldovich-90 (2004), НЕА-2005, НЕА-2007, НЕА-2008.

По теме диссертации опубликовано пять работ.

Полный список трудов диссертанта включает 7 работ в реферируемых изданиях.

1.6 Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка использованной литературы. Объем диссертации -120 страниц, в том числе 46 рисунков и 10 таблиц. Список литературы содержит 192 ссылки.

2 Содержание работы

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

Первая глава диссертации посвящена анализу 42 широкополосных рентгеновских спектров рентгеновской двойной с черной дырой Лебедь Х-1, наблюдённых совместно инструментами Ginga + CGR01/0SSE и RXTE + CGRO/OSSE в 1991 и 1996-1999 годах. Спектры в диапазоне 3-1000 кэВ могут быть успешно описаны моделью тепловой комптони-зации (вместе с отражением от холодного диска), плюс дополнительной мягкой компонентой в диапазоне до 10 кэВ (более заментной в спектрах с большей амплитудой отраженной компоненты и более крутым наклоном спектра основного комптоновского континуума). Мы предполагаем, что эта компонента порождается тепловой комптонизацией на электронах с маленьким комптоновским параметром или является низкочастотной частью спектра нетепловой комптонизации, продолжающейся далеко за 1 МэВ.

'Compton Gamma-Ray Observatory

Рис. 4: Корреляции между спектральными параметрами для модели «тепловая + нетепловая комптонизация» для 42 спектров Лебедя Х-1. Кружки - данные 1991 и 1997 года, квадратики - данные 1996, 1998 и 1999 года. /,,/(< - «компактность», Л - амплитуда отраженной компоненты, а - ширина Гауссианы, описывающей линию железа на 6,4 кэВ, ^ц/^чм - относительный вклад нетепловой комптонизации в общий поток, г -оптическая толща облака в компоненте тепловой комптонизации, кТе - температура электронов в компоненте тепловой комптонизации, Ьх - полная светимость комптони-зирующего облака, для расстояния 2 кпс.

Мы анализируем полученные нами зависимости между спектральными параметрами (см. Рис. 4) и подтверждаем общую корреляцию между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты. Мы отмечаем, что простые феноменологические модели (такие как «степенной за-кон+комптоновское отражение»), примененные к узкому диапазону (3-20 кэВ, см. например Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999) переоценивают значения наклона и амплитуды отражения, однако сохраняют тренд этих параметров. Нами показано, что спектральные параметры сильно коррелируют с частотами квазипериодических осцилляций (ОРО). Так называемая модель «динамической короны» (Мальзак и др., 2001) удовлетворительно объясняет корреляцию между наклоном спектра и амплитудой отражения, тогда как модель «усечённого диска» не объясняет ее количественно. Однако, в случае динамической короны сложно дать объяснение корреляции компактности с частотами ОРО, которая естественным образом следуют из модели «усечённого диска». Мы не обнаружили заметной связи между температурой электронов в горячем облаке и остальными модельными параметрами, тогда как оптическая толщина горячего облака электронов уменьшается с умягчением спектра.

Во второй главе мы исследуем «суперорбитальную» переменность, наблюдаемую в рентгеновском и радио-излучении Лебедя Х-1 с помощью модели прецессии аккреционного диска. Прецессия изменяет ориентацию источника излучения (диска или джета) относительно наблюдателя. Это приводит к модуляции излучения вследствие анизотропии диаграммы направленности выходящего излучения. Мы рассматриваем диаграммы направленности чернотельного излучения (изотропное угловое распределение при меняющейся проекции излучающей поверхности), тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое, излучения релятивистского джета и поглощения в плоскопараллельном слое. Мы аппроксимируем нашими моделями данные, полученные приборами КХТЕ/АЭМ, СвР^О/ВАТБЕ и радиотелескопом Яу!е. В итоге, мы получаем углы прецессии ~ 10"-20°. Модель тепловой комптонизации для рентгеновских данных прекрасно описывает наблюдаемое уменьшение амплитуды переменности от 1 до 300 кэВ (анизотропия излучения уменьшается за счет увеличения числа рассеяний). Наша модель радиоизлучения джета показывает его скорость ~ (0,3-0,5)с. Это находится в согласии с ограничениями, связанными с отсутствием второго (противоположного)

Рис. 5: Доверительные контуры 90% вероятности для угла наклона плоскости орбиты в Лебеде Х-1 к лучу зрения » и угла прецессии 5. Сплошная и штрих-пунктирная линии соответствуют аппроксимации данных всех детекторов в составе прибора (ЗХТЕ/АБМ (1,5-3, 3-5 и 5-12 кэВ) и детектора ССКО/ВАТБЕ А (20-100 кэВ). Точечная и штриховые кривые показывают контуры для аппроксимации данных радиотелескопа (Чу!е моделью излучения джета для наклона спектра Г = 1 и скорости джета 0,3 и 0,5 световой. Две горизонтальные линии на г = 30° и 45" примерно соответствуют ограничениям на наклон системы согласно другим методам (по данным из литературы). Линия в правом нижнем углу соответствует г = И, за которой находится симметричное решение (исключенное по определениям наклона системы другими методами).

джета, а так же отсутствием корреляции между рентгеновским и радиоизлучением на коротких масштабах времени. Наши результаты проиллюстрированы на Рис. 5.

Третья глава продолжает тему суперорбитальной переменности в Лебеде Х-1. Она описывает наше открытие явной зависимости характеристик орбитальной переменности и «жесткости» спектра (в мягкой рентгеновской области) от текущей фазы супеорбитальной переменности (Рис. 6). В то время как выше мы анализировали профили переменности без «сортировки» данных по орбитальным и суперорбитальным фазам, здесь мы обращаем внимание на орбитальные кривые блеска на различных фазах суперорбитальной переменности. Нами продемонстрировано, что эти кривые будут заметно различаться. Мы успешно объясняем это явление комбинацией двух эффектов: прецессии аккреционного диска (как причины суперорбитальной модуляции) и поглощением в аккреционном балдже, располагающемся на краю аккреционного диска (смещенного от линии, соединяющей звёзды, примерно на 25°, см. Рис. 7). Наши выводы подтверждаются тем фактом, что наблюдаемые в рентгеновском диапазоне «дипы» (кратковременные скачки поглощения на луче зрения) показывают концентрацию к нулевой суперорбитальной фазе (когда балдж находится на луче зрения). Фурье-анализ нашей модели объясняет ранее установленный наблюдательный факт асимметричных пиков на частотах биения между орбитальной и суперорбитальной часто-, тами (Ляхович и др., 2006). Мы не обнаружили статистически значимых изменений в орбитальной переменности на разных суперорбитальных фазах по радиоданным 15ГГц радиоданным телескопа Иу1е. Это объясняется тем, что радио-излучение генерируется в джете, а орбитальная переменность в радиодиапазоне создается поглощением в ветре вдали от диска. Мы отмечаем, что распределение потоков в жестком состоянии источника как в радио-, так и в рентгеновском диапазоне имеет лог-нормальное распределение на временных интервалах порядка > Ю^ секунд , аналогично известному распределению на временах порядка секунды. (Это означает, что для статистически адекватного временного усреднения и анализа ошибок требуется использовать не потоки, а их логарифмы.) В работе мы указываем корректную формулу для ошибки гтэ кривой блеска для случая, когда эта ошибка больше измеряемой величины.

В четвертой главе рассматривается вспышка аккрецирующего мил-

£ I .а

ДО

| I I I I |-1 I I 1 | I I I 1 | I 1 I I | ;

0.00

(а)

Щ

+ 4-+144-

¿шТВ^ ¿к''

' ■ ? I •!< ' Ц. ' ' ' |Т| I ! I .¡1

о.о о.5 1.о 1.5 го суперорбитальная фаза

Рис. 6: (а) Профиль суперорбитальной переменности в Лебеде Х-1 (1,5-3 кэВ, РХТЕ/АЗМ). (Ь) Сравнение гтв орбитальной переменности,, полученных разными методами. Крестики - собственная гтэ (среднеквадратическое отклонение) орбитальной модуляции как функция суперорбитальной фазы. Сплошная линия - амплитуда аппроксимации наблюдаемых профилей орбитальной переменности суммой трех гармоник, штриховая пиния - гтэ этой аппроксимации. Сплошная кривая на панелях (а) и (Ь) -результат теоретического моделирования, (с) Зависимость собственной гглэ орбитальной переменности от суперорбитальной фазы для диапазонов ЯХТЕ/АвМ 1,5-3, 3-5 и 5-12 кэВ (кружки, треугольники и квадратики, соответственно).

(а) Вид в плоскости орбиты Ф =:0

наблюдатель

ф =0

(Ь) Вид в плоскости орбиты ф =0.5

балдж

ф = о

(с) Вид сверху

ф =0.5

наблюдатель

Балдж

диск

ф= о

Сверхгигант

Рис. 7: Иллюстрация эффекта поглощения в аккреционном балдже в Лебеде Х-1 (Ф - суперорбитальная фаза, о - орбитальная фаза), (а) рисунок в плоскости орбиты, суперорбитапьная фаза Ф = 0; (Ь) рисунок в плоскости орбиты, суперорбитальная фаза Ф = 0,5; (с) вид перпендикулярно плоскости орбиты. ПокаЗаны сверхгигант, черная дыра, балдж и аккреционный диск, а так же направление на наблюдателя.

Рис. 8: Фурье-амплитуды и фазы профилей пульсов для диапазонов 2-3,7 кэВ и 10-24 кэВ для вспышки 2002 г. пульсара SAX J1808.4-3658. Рецессия диска и появление в поле зрения наблюдателя второго пятна вызывают последовательные изменения профилей пульсов начиная с MJD 52570.

лисекундного рентгеновского пульсара SAX J1808.4—3658, который наблюдался в течение октября - ноября 2002 г. спутником RXTE. Мы впервые демонстрируем, как - параллельно с уменьшением амплитуды отражения - уменьшается размер горячего пятна на поверхности нейтронной звезды. Эти факты естественно объясняются тем, что внутренний край аккреционного диска отдаляется от нейтронной звезды из-за того, что темп аккреции падает со временем. Профили пульсов источника явственно демонстрируют присутствие вторичного максимума в пульсах на поздней стадии вспышки (после 29 октября 2002 г). Это означает, что диск отступает от нейтронной звезды достаточно далеко для того, чтобы второе пятно на противоположном магнитном полюсе звезды оказалось в поле зрения наблюдателя. Мы используем факт появления вторичного максимума, чтобы оценить звездный магнитный момент ц = (8± 4) х Ю25 Гс см3, соответствующий магнитному полю на поверхности звезды порядка 108 Гс (что соответствует значению, недавно полученному по данным замедления частоты пульсара (Хартман и др., 2008) и оценке по эффекту пропеллера Гильфанов и др. 1998). Мы демонстрируем, что «временной шум» и резкие изменения в фазе базовой гармоники связаны с изменениями в профиле пульса. Видно, что профиль пульса сильно зависит от энергии (см. Рис. 8). Наблюдаемые «мягкие» временные задержки (запаздывание фазы на мягких энергиях по сравнению с жесткими) являются результатом разной фазовой зависимости двух спектральных компонент, черного тела и комптонизационного континуума. Амплитуда и энергетическая зависимость временных задержек согласуются с представлением, что чернотельное излучение возникает в «горячем пятне», а комптонизованное излучение - в аккреционной ударной волне. Амплитуда, профилей пульсов позволяет оценить широту магнитного полюса как ~ 4-10°.

В пятой главе описывается модель кривой блеска быстровращающе-гося аккрецирующего пульсара. Мы моделируем два пятна на поверхности нейтронной звезды, имеющие заданные конечные размеры. Для пятен задаются'исходный спектр излучения (степенной закон с индексом 1,9) и диаграмма направленности излучения. (Отметим, что воспроизведение вторичных максимумов в профилях пульса является затруднительным без учета второго пятна.) Поверхность пятен делится на большое количество ячеек. Для каждой ячейки вычисляется её вклад в общую кривую блеска и проверяются условия экранирования излучения от неё

звездой и внутренним краем диска. На Рис. 9 показаны геометрия задачи и примеры профилей пульса. Размер пятна на звезде может быть довольно большим, с угловым радиусом порядка 30", и экранирование диском такого пятна может быть неполным. Второе пятно в разные моменты времени экранируется по-разному и это порождает многообразие наблюдаемых профилей. Путем прямой аппроксимации наблюдаемых профилей нашей моделью мы демонстрируем, что (а) возможно хорошее описание наблюдаемых профилей нашей моделью и (б) модель воспроизводит плавное отступление внутреннего края диска для объяснения эволюции профилей со временем.

В Заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

3 Основные результаты, выносимые на защиту

• Вперые исследованы 42 спектра источника Лебедь Х-1 в широком диапазоне энергий (3-1 ООО кэВ, данных Стда, ССРЮ/ОЗвЕ, РХТЕ). Спектры успешно описываются моделью тепловой комптонизации, отраженной компоненты и дополнительной мягкой компоненты. Мы показали, что дополнительная компонента может являться либо тепловой комптонизацией на электронах с маленьким комптоновским параметром, либо нетепловой комптонизацией (что позволяет объяснить наблюдаемый поток на энергиях свыше 1 МэВ). Показано, что увеличение амплитуды отраженной компоненты сопровождается увеличением эквивалентной ширины линии железа на энергии 6,4 кэВ, увеличением частот квазипериодических осцилляции и увеличением наклона степенного спектра (т.е. уменьшением «компактности»), Параллельно уменьшаются оптическая толща компоненты тепловой комптонизации и увеличивается вклад нетепловой комптонизации. Мы предлагаем качественный сценарий, который связывает состояние системы с текущим положением «переходного радиуса» между аккреционным диском и внутренним горячим оптически тонким потоком (модель «усечённого диска», см. Рис. 1).

• Изучен феномен суперорбитальной переменности в источнике Лебедь Х-1. Переменность аппроксимирована рядом физических моделей, связанных с прецессией аккреционного диска. Найдены гео-

Нейтронная звезда

Рис. 9: Геометрия модели быстровращающегося пульсара и пример модельного профиля пульса.

метрические параметры системы в случае каждой модели. Показано, что изменение амплитуды переменности в рентгеновском диапазоне прекрасно объясняется зависимостью от энергии индикатрисы излучения тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое.

• Открыта зависимость характеристик орбитальной пере'менности в Лебеде Х-1 от фазы суперорбитальной. Это явление объяснено комбинацией эффекта прецессии и поглощения в балдже, находящемся

на краю аккреционного диска, на стороне, обращенной к сверхгиганту. Эффект промоделирован теоретически.

• Проанализирована эволюция спектров и профилей пульсов на разных энергиях аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пульсара SAX J1808.4-3658 в процессе вспышки 2002 года. Эволюция спектров со временем показывает уменьшение амплитуды отраженной компоненты и размера «горячего пятна» с уменьшением светимости. Это свидетельствует о том, что с течением времени внутренний край диска «отступает» от звезды. При падении светимости до определенного уровня профиль пульса становится двугорбым, что интерпретируется нами как появление вклада излучения от «нижнего горячего пятна», которое оказывается видимым благодаря рецессии диска. По наблюдательным данным нами получены ограничения на размер пятна и на геометрические параметры системы. Наблюдения для момента времени, когда «нижнее» пятно впервые оказывается видимым, позволяет нам оценить величину магнитного момента звезды.

• Создана модель профилей пульсов аккрецирующего миллисекундного пульсара, учитывающая экранирование одного из горячих пятен на поверхности нейтронной звезды внутренним краем диска, и продемонстрировано соответствие модельных профилей наблюдаемым.

Список основных публикаций по теме диссертации

1. Ибрагимов А., Поутанен Ю., Гильфанов М., Здзиарски А., Шредер К. II Ibragimov A., Poutanen J., Gilfanov М., Zdziarski А., Schräder С., Broad-band spectra of Суд X-1 and correlations between spectral characteristics, MNRAS - 2005 - v.362 - pp. 1435-1450

2. Ибрагимов А., Здзиарски А., Поутанен Ю. // Ibragimov A., Zdziarski A.,' Poutanen J., Superorbital variability of X-ray and radio emission.of Суд X-1 - I. Emission anisotropy of precessing sources, MNRAS - 2007 -v.381-pp. 723-731.

3. Поутанен Ю., Здзиарски А., Ибрагимов A. // Poutanen J., Zdziarski A., .Ibragimov, A., Superorbital variability of X-ray and radio emission of Суд

Х-1 - II. Dependence of the orbital modulation on the superorbital phase, MNRAS - 2008 - v. 389 - pp. 1427-1438.

4. Ибрагимов А., Поутанен Ю. // Ibragimov A., Poutanen J., Spectral and temporal properties of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4-3658 during its 2002 outburst, MNRAS - 2009 - v. 400 - pp. 492-508.

5. Поутанен Ю., Ибрагимов А., Аннала M. II Poutanen J., Ibragimov A., Annala M., ApJL - 2009 - v. 706 - pp. L129-L132.

Список литературы

Аксельсон, Боргоново и Ларссон 2005 // Axelsson М., Borgonovo L., Larsson S., 2005, А&А, 438, 999

Балучинска и Хасингер 1991 И Balucitiska М., Hasinger G., 1991, А&А, 241, 439 Балучинска-Чёрч и др. 1995 II Baluciiiska-Church М., Belloni Т., Church М. J., Hasinger G„ 1995, А&А, 302, L5

Белобородое 1999II Beloborodov А., 1999, ApJ, 510, L123

Беннлох и др. 2001 // Benlloch S., Wilms J., Staubert R., Nowak M. A., 2001, in Glmenez A., Reglero

A., Winkler C., eds., ESA SP-459, Exploring the gamma-ray universe. ESA, Noordwijk, p. 263 Беннлох и др. 2004 II Benlloch S., Pottschmidt K., Wilms J., Nowak M. A., Gleissner Т., Pooley G. G„ 2004, AIPC, 714, 61

Броксопп и др. 1999 II Brocksopp С., Fender R. P., Larionov V., Lyuty V. M„ Tarasov A. E., Pooley

G. G„ Paciesas W. S„ Roche P., 1999. MNRAS, 309, 1063 Галеев, Роснер и Вайяна 1979// Galeev А. А„ Rosner R., Vaiana G. S„ 1979, ApJ, 229, 318 Герлински и др. 1997 // Gierliriski M., Zdziarski A. A., Done C., Johnson W. N., Ebisawa K., Ueda Y„

Haardt F., Phllps B. F„ 1997, MNRAS, 288, 958 Герлински и др. 1999// Gierlinski M., Zdziarski A. A., Poutanen J., Coppi P. S., Ebisawa K., Johnson

W. N.,' 1999, MNRAS, 309, 496 Герлински, Дон и Баррет 2002II Gierlinski М., Done С., Barret D., 2002, MNRAS, 331,141 Гильфанов и др. 1998II Gilfanov М., Revnivtsev М., Sunyaev R., Churazov E„ 1998, A&A. 338, L83 Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999II Gilfanov М„ Churazov Е„ Revnivtsev М., 1999, А&А, 352, 182

Ди Сальво и др. 2001 II Di Salvo Т., Done С., Zycki Р. Т., Burderi L., Robba N. R., 2001, ApJ, 547, 1024

Дон и др. 1992II Done С., Mulchaey J. S., Mushotzky R. F„ Amaud K., 1992, ApJ, 395, 275 Фаланга и др. 2005 И Falanga М., et al„ 2005, А&А, 444, 15 Фронтера и др. 2001 II Frontera F. et al„ 2001, ApJ, 546,1027

Капрони и др. 2006// Caproni A,, Livio М., Abraham Z., Mosquera Cuesta Н. J., 2006, ApJ, 653,112 Карицхая и др. 2001 II Karitskaya Е. A., et а!.. 2001, Astron. Rep., 45, 350

Катц 1973 II Katz J. I., 1973, Nat. Phys. Sei., 246, 87 Катц 1980II Katz J. I., 1980, ApJ, 236, L127 Лэруод 1998 II Larwood J., 1998, MNRAS, 299, L32 Линг и др. 1997 II Ling J. С., et al„ 1997, ApJ, 484, 375

Ляхович и др. 2006//LachowiczP., Zdziarski A. A., Schwarzenberg-CzernyA., PooleyG. G., Kitamoto

S„ 2006, MNRAS, 368, 1025 МакКоннелл и др. 1994 II McConnell M. L. et al„ 1994, ApJ, 424, 933

Мальзак, Белобородов и Поутзнен 2001 II Malzac J., Beloborodov A., Poutanen J., 2001, MNRAS, 326,417

Миллер и Стоун 2000 II Miller К. A., Stone J. М„ 2000, ApJ, 534, 398 Огливие и Дубус 2001 II Ogilvie G. I., Dubus G., 2001, MNRAS, 320, 485

Поутанен 1998// Poutanen J., 1998, in Abramowicz M„ Björnsson G., Pringle J., eds, Theory of Black

Hole Accretion Discs. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 100 Пули, Фендер и Броксопп 1999 //PooleyG. G., Fender R. P., Brocksopp С., 1999, MNRAS, 302,11 Свенссон и Здзиарски 1994 // Svensson R., Zdziarski А. А., 1994, ApJ, 436, 599 Таут и Прингл 1992 // Tout С. А„ Pringle J. Е„ 1992, MNRAS, 259, 604 Торрес и др. 2005II Torres D. F., Romero G. E., Barcons X., Lu Y., 2005, ApJ, 626, 1015 Уайджерс и Прингл 1999 // Wijers R. A. M. J„ Pringle J. E., 1999, MNRAS, 308, 207 Хартман и др. 2008 // Hartman J. M„ et al., 2008, ApJ, 675, 1468

Эбисава и др., 1996 II Eblsawa К., Ueda Y., Inoue H„ Tanaka Y., White N. E„ 1996, ApJ, 467, 419 Эземдир и Демирчан 2001 // Özdemir S., Demircan O., 2001, Ap&SS, 278, 319 Здзиарски и др. 1996 // Zdziarski A. A., Gierlinski М., Gondek D„ Magdziarz P., 1996, A&AS, 120C, 553

Здзиарски и др. 1997 // Zdziarski А. А., Johnson W. N.. Poutanen J., Magdziarz P., Gierlinski M., 1997, in Winkler С., Courvoisler Т. J.-L., Durouchoux Ph., eds, SP-382, The Transparent Universe, Proc. 2nd INTEGRAL Workshop. ESA, Noordwljk, p. 373 '

Здзиарски и др. 2002 // Zdziarski A. A., Poutanen J., Paciesas W. S., Wen L., 2002, ApJ, 578, 357 Здзиарски и Герлински 2004// Zdziarski A. A., Gierlinski M„ 2004, Progr. Theor. Phys. Suppl., 155, 99

Здзиарски, Уэн м Герлински 2007 II Zdziarski А. A,, Wen L., Gierlinski M., 2007, MNRAS, 377, "006

055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН _Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 16.11.09

Заказ 2192 Формат 70x108/32 Тираж 100 1,0 у.ч.-изд.л.

1 Широкополосные рентгеновские спектры источника Лебедь Х-1 и корреляции между спектральными характеристиками

1.1 Введение.

1.2 Наблюдения и анализ данных.

1.3 Спектральный анализ.

1.3.1 Степенной закон с отражением по данным 3—20 кэВ

1.3.2 Комптонизация и широкополосные спектры.

1.4 Обсуждение.

1.4.1 Поглощение на мягких энергиях.

1.4.2 Типы переменности.

1.4.3 Частоты QPO.

1.4.4 Сравнение между феноменологическими и физическими моделями и корреляция R — Г.

1.4.5 Физическая картина.

2.2 Наблюдательные данные.39

2.3 Периодическая переменность.41

2.4 Модуляция потока в связи с прецессией.44

2.4.1 Аналитические модели.44

2.4.2 Анизотропия тепловой комптонизации.48

2.5 Обсуждение и выводы.52

3 Суперорбитальная переменность радио- и рентгеновского излучения в Лебеде X-1. Зависимость орбитальной модуляции и жесткости спектров от суперорбитальной фазы 55

3.1 Введение.55

3.2 Кривые блеска и их анализ.56

3.2.1 Данные.56

3.2.2 Средние потоки и дисперсия.56

3.2.3 Жесткость.60

3.3 Зависимость орбитальной переменности от суперорбитальной фазы.60

3.4 Спектральная переменность.61

3.4.1 Жесткость.61

3.4.2 Рентгеновские дипы.61

3.5 Теоретическая интерпретация.66

3.5.1 Геометрия ветра в Лебеде Х-1.66

3.5.2 Модель.68

3.5.3 Моделирование данных.71

3.6 Обсуждение.73

3.6.1 Происхождение частоты биений.73

3.6.2 Суперорбитальная переменность и вспышки Лебедя Х-1.74

3.7 Заключение.74

4 Аккрецирующий миллисекундный рентгеновский пульсар SAX J 1808.4—3658: изменение радиуса диска в процессе вспышки 2002 г. 75

4.1 Введение.75

4.2 Наблюдения.77

4.3 Спектральный анализ.79

4.3.1 Эволюция формы спектра .79

4.3.2 Энергетические спектры.79

4.4 Временной анализ.85

4.4.1 Профили пульсов и их зависимость от энергии.85

4.4.2 Временные задержки.87

4.4.3 Фазово-разрешенная спектроскопия.87

4.5 Теоретические оценки.90

4.5.1 Размер пятна.90

4.5.2 Амплитуда переменности и ограничения на геометрию .93

4.5.3 Видимость противоположного горячего пятна и внутренний радиус диска . 93

4.5.4 Ограничения на магнитное поле.95

4.5.5 Переменная амплитуда отражения.98

4.5.6 Изменение профилей пульсов с изменением радиуса диска.99

4.6 Приложение 1. Поток от кольцевого пятна.100

4.7 Приложение 2. Отражение от аккреционного диска.102

4.8 Приложение 3. Затмение второго пятна аккреционным диском.103

4.9 Заключение.103

5 Моделирование изменений профиля пульса в аккрецирующих миллисекундных пульсарах 105

5.1 Введение.105

5.2 Модель профилей пульсов.106

5.3 Сравнение с наблюденными профилями пульсов.109

5.4 Выводы.110

6 Заключение 111

Введение

Около трети всех звезд в нашей Галактике входят в двойные системы. В таких системах возможна аккреция вещества с одной звезды на другую. Данный процесс является очень эффективным механизмом высвобождения энергии в системах с нейтронными звездами и черными дырами. Излучение от аккрецирующих двойных систем наблюдается в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. На процессы в таких источниках оказывают влияние релятивистские эффекты, высокие температуры и сильные магнитные поля. В данной диссертации представлен анализ наблюдении двух систем, Лебедя Х-1 и SAX J 1808.4-3658, главным образом по наблюдениям обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).

Лебедь Х-1 — двойная система, состоящая из сверхгиганта и черной дыры. Звездный ветер со сверхгиганта частично аккрецируется на черную дыру. По этому яркому и давно известному объекту накоплен обширныи набор данных. Наиболее ярким наблюдаемым феноменом является смена спектральных состояний в источнике; в так называемом «жестком» состоянии наблюдаемое излучение (степенной спектр с наклоном порядка 1.7 и завалом на энергиях больше 100 кэВ) возникает в результате тепловой комптонизации на «горячих» электронах вблизи компактного объекта (Galeev et al., 1979; Tout & Pringle, 1992; Svensson & Zdziarski, 1994; Beloborodov, 1999a; Miller &. Stone, 2000). «Мягкое» состояние описывается излучением черного тела с температурой порядка 500 эВ и степенным спектром (спектральный индекс порядка 2.5, Gierlinski et al. 1999). Каждые несколько лет источник демонстрирует переходы между этими состояниями. В последние 10 лет за счет улучшения качества данных стало понятно, что на самом деле спектры источника достаточно сложны. Для «жесткого» состояния были с хорошей точностью определены температура горячего облака (~ 100 кэВ), и Томсоновская оптическая толща порядка 1-2 (Zdziarski et al., 1996, 1997; Gierlinski et al., 1997; Poutanen, 1998; Di Salvo et al., 2001; Frontera et al., 2001; Zdziarski & Gierlinski, 2004). Кроме этого, в спектре были обнаружены: отраженная компонента (возникающая в результате взаимодействия жесткого комптонизо-ванного излучения с холодной, оптически плотной средой, Done et al. 1992; Ebisawa et al. 1996; Gierlinski et al. 1997), мягкая компонента (вероятно, относящаяся к аккреционному диску, см. Balucinska & Hasinger 1991; Balucinska-Church et al. 1995; Ebisawa et al. 1996) и дополнительный «мягкий избыток» (Di Salvo et al., 2001; Frontera et al., 2001). В гамма-диапазоне свыше 500 кэВ наблюдается излучение, свидетельствующее о комптонизации на нетепловых частицах (McConnell et al., 1994; Ling et al., 1997). Известны корреляции наклона спектра с характеристическими частотами спектров мощности и с амплитудой отраженной компоненты, см. Gilfanov et al. (1999).

Одним из возможных вариантов геометрии источника является модель «усечённого диска», показанная на рис. 1. Согласно этой модели, в «жестком» состоянии диск заканчивается на некоем переходном радиусе, внутри которого аккреционный поток становится оптически тонким и геометрически толстым. В «мягком» состоянии корона имеет существенно меньшие размеры, а нетепловая комптонизация происходит в активных областях на поверхности диска. Диск излучает мягкие «затравочные» фотоны (впоследствии подвергающиеся комптонизации) и служит также средой, порождающей отраженную компоненту.

Существует много работ, посвященных анализу индивидуальных наблюдений. Многие предшествующие исследования спектров черных дыр либо опирались на небольшое количество данных, либо использовали только узкий энергетический диапазон при анализе множества спектров. Однако естественно, что в первом случае невозможно выявить статистические зависимости, а во втором — с уверенностью определить модель, корректно описывающую спектр за пределом выбранного узкого диапазона В данной диссертации, нами впервые проанализирован большой набор спектров рентгеновскою источника с черной дырой Лебедь Х-1 по данным совместных наблюдений спутников Ginga, CGRO и RXTE в широком диапазоне энергий 3—1000 кэВ. Обнаружено, что широкополосные спектры не описываются использовавшимися ранее моделями вида «излучение от диска плюс комптонизация», а требуют присутствия дополнительной мягкой компоненты в диапазоне ниже 10 кэВ. Эта компонента может возникнуть в результате (тепловой или нетепловой) комптонизации в некоей отдельной активной области. Нетепловая комптонизация позволяет одновременно промоделировать как мягкий избыток, так и степенной «хвост» на энергиях выше 500 кэВ. В диссертации мы анализируем наблюдаемые зависимости между спектральными параметрами. Ранее обнаруженная в работе Gilfanov et al. (1999) зависимость между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты подтвердилась, но количественные значения параметров подверглись заметной корректировке. Показано, что выявленная сильная корреляция между «компактностью» (отношением светимости к характеристическому размеру излучающей области) и частотами квазипериодических осцилляций (Axelsson et al., 2005) прекрасно описывается законом, предсказываемым моделью «усеченного диска». Наша интерпретация демонстрирует, что наклон комптоновского континуума может не совпадать с наклоном наблюдаемого спектра. Продемонстрированные нами корреляции изменений спектральных характеристик позволяют проверить теоретические модели процессов, происходящих в источнике.

Долговременные наблюдения позволяют нам анализировать процессы, протекающие на масштабах многих дней. Примером долгопериодического процесса является исследованная нами в данной диссертации «суперорбитальная» переменность в источнике Лебедь Х-1, с периодом примерно 150 дней, наблюдаемая практически во всех спектральных диапазонах (Brocksopp et al., 1999а; Pooley et al., 1999; Ozdemir & Demircan, 2001; Benlloch et al., 2001, 2004; Karitskaya et al., 2001; Lachowicz et al., 2006). Общепринятая интерпретация этого феномена — прецессия аккреционного диска и/или джета (Katz, 1973, 1980; Larwood, 1998; Wijers & Pringle, 1999; Ogilvie & Dubus, 2001; Torres et al., 2005; Caproni et al., 2006, геометрия системы показана на рис. 2.4); исключением является объект 4U 1820—303 (где край диска, частично заслоняющий центральный объект, меняет размеры в зависимости от переменного темпа аккреции, Zdziarski et al. 2007а). В данной диссертации проанализированы параметры суперорбитальной переменности источника Лебедь Х-1 с помощью ряда физических моделей анизотропии излучения. Впервые определены параметры прецессии диска (угол прецессии порядка 10—20 градусов). Продемонстрировано, что модель тепловой комптонизации в геометрии «плоского слоя» прекрасно описывает изменения амплитуды суперорбитальной переменности в зависимости от энергии. Профиль переменности в радиодиапазоне хорошо аппроксимируется моделью излучения релятивистского джета со скоростью порядка 0.3—0.5 световой.

Кроме того, нами открыта зависимость характеристик орбитальной переменности от фазы суперорбитальной. Такое поведение объясняется нами наличием «аккреционного балджа» на краю диска, вероятно, в месте перехода сфокусированного ветра в диск. В зависимости от фазы прецессии диска, на луче зрения оказывается разное количество поглощающего вещества, что и

Мягкое излучение Комптонизированное диска жесткое излучение

Горячий внутренний поток К

Отраженная компонента 4

Черная дыра

Радио джет

Холодный внешний диск

Магкое Комптонизированное излучение диска жесткое излучение

Отраженное излучение

Холодный диск

Активные области

Черная дыра

Рис. 1. Геометрии «жесткого» и «мягкого» спектральных состояний источника Лебедь Х-1 в модели «усечённого диска». Адаптация из Zdziarski et al. (2002). Показаны черная дыра, радио-джет, аккреционный диск, горячая корона и активные области.

Рис. 2. Схема аккрецирующего миллисекундного рентгеновского пульсара (Gierlinski et al., 2002). Показаны аккреционный диск, магнитное поле, аккреционная ударная волна и гррячее пятно. ведет к появлению наблюдаемой зависимости. Наблюдаемый эффект промоделирован теоретически. Фурье-спектр модели успешно объясняет открытые ранее асимметричные частоты «биений-» между частотами орбитальной я суперорВитальной переменности (Lachowicz et ai., 2006). Эта новая информация является полезной для теоретиков, моделирующих процессы аккреции в системах с мощным звездным ветром.

Так же, в диссертации рассмотрен представитель класса аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров — SAX J 1808.4-3658. Данные объекты —транзиенты с периодом вспышек порядка двух лет. На данный момент известно 12 источников: SAX J1808.4—3658 (i/ = 401 Гц), ХТЕ J1751-305 (v = 435 Гц), ХТЕ J0929-314 (и = 185 Гц), ХТЕ J1807-294 (и = 191 Гц), ХТЕ J1814—338 (и = 314 Гц), IGR J00291+5934 {и = 599 Гц), НЕТЕ J1900.1-2455 {у = 377 Гц), SWIFT J 1756.9—2508 (v = 182 Гц), НЕТЕ J 1S00.1-2455 (и = 377 Гц), Aql Х-1 (г/ = 550 Гц), SAX J 1748.9-2021 (и = 442 Гц), NGC 6440 Х-2 (у = 205 Гц), IGR J17511-3057 (v = 245 Гц). Спектр объектов состоит из двух основных компонент — мягкой чернотельной компоненты в диапазоне ниже 7 кэВ и степенного спектра (с наклоном порядка 1.9 и с завалом в районе ~ 100 кэВ). Обе компоненты демонстрируют миллисекундные пульсации, что указывает на их происхождение в районе так называемых «горячих пятен» на магнитных полюсах звезды, куда падает вещество под воздействием магнитного поля (рис. 2). Жесткий степенной спектр, по-видимому, возникает в аккреционной ударной волне, в то время как чернотельное излучение может генерироваться на нагретой поверхности нейтронной звезды вокруг ударной волны. Было обнаружено, что эти две компоненты не синфазны, т.е. между ними существует временная задержка (более жесткие фотоны опережают более мягкие). Данная задержка имеет зависимость от энергии: она плавно уменьшается до величины примерно 200-300 микросекунд в диапазоне до 10 кэВ, после чего остается постоянной (исключение — IGR J00291+5934, где после 10 кэВ имеет место обратный тренд, см. Falanga et al. 2005b).

Нами впервые выполнен подробный спектральный анализ вспышки 2002 года аккрецирующего миллисекундного пульсара SAX J 1808.4—3658 и построены зависимости параметров аппроксимации от времени и друг от друга. В частности, мы демонстрируем, что амплитуда отраженной компоненты падает с уменьшением темпа аккреции. Показано, что форма профилей пульсов имеет ярко выраженную зависимость от энергии. Проведены оценки геометрических параметров системы. Впервые высказана идея, что изменение профилей пульсов связано с переменным во времени экранированием одного из «горячих пятен» краем аккреционного диска. Эволюция спектральных (амплитуда отражения) и временных параметров (частоты квазипериодических осцилляции, формы пульсов) свидетельствует о том, что в процессе вспышки диск медленно отступает от нейтронной звезды.

Исследование аккрецирующих миллисекундных пульсаров и, в частности, анализ их профилей пульсов важно для понимания механизмов излучения в этих объектах, свойств контролируемой магнитным полем аккреции (которые не прояснены до конца на данный момент) и для фундаментальных исследований сверхплотного вещества, составляющего «внутреннее ядро» нейтронных звезд. Различные теории строения внутреннего ядра предсказывают различные зависимости массы нейтронной звезды от радиуса. Моделирование профилей пульсов позволяет уточнить эти параметры для наших объектов. Нами проанализирован ряд сложных профилей пульсов пульсара SAX J 1808.4—3658 (вспышка 2002г.) и предложено объяснение, что причиной их появления и эволюции является последовательное появление в поле зрения наблюдателя второго горячего пятна, по мере того как оно перестает экранироваться диском, отступающим от звезды (такое поведение диска естественно следует из увеличения Альфвеновского радиуса в процессе падения темпа аккреции). Нами показано, что эволюция наблюдаемых профилей хорошо описывается предложенным сценарием. Данная модель является первым физически правдоподобным объяснением наблюдаемой эволюции сложных профилей пульсов аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров.

5.4 Выводы

Мы разработали модель профилей пульсов в аккрецирующих миллисекундных пульсарах с учетом частичного экранирования второго излучающего пятна аккреционным диском. Мы показали, что появление второго пятна веде к сильным изменением в профилях пульсов и соответствующим скачкам в фурье-фазах. С помощью прямой аппроксимации пульсов SAX 1808, полученных в процессе вспышки 2002 года, мы смогли численно описать положение центроидов пятен на разных энергиях, их профиль излучения и внутренний радиус диска. Подчеркнем, что сильная эволюция профилей пульсов может быть объяснена только процессом открытия второго пятна аккреционным диском, отодвигающимся от звезды.

Глава 6

Заключение

• Вперые исследованы 42 спектра источника Лебедь Х-1 в широком диапазоне энергий (3— 1000 кэВ, данных Ginga, CGRO/OSSE, RXTE). Спектры успешно описываются моделью тепловой комптонизации, отраженной компоненты и дополнительной мягкой компоненты. Мы показали, что дополнительная компонента может являться либо тепловой комптони-зацией на электронах с маленьким комптоновским параметром, либо нетепловой компто-низяцией (что позволяет объяснить наблюдаемый поток на энергиях свыше 1 МэВ). Показано, что увеличение амплитуды отраженной компоненты сопровождается увеличением эквивалентной ширины линии железа на энергии 6.4 кэВ, увеличением частот квазипериодических осцилляций и увеличением наклона степенного спектра (т.е. уменьшением «компактности»). Параллельно уменьшаются оптическая толща компоненты тепловой комптонизации и увеличивается вклад нетепловой комптонизации. Мы предлагаем качественный сценарий, который связывает состояние системы с текущим положением «переходного радиуса» между аккреционным диском и внутренним горячим оптически тонким потоком (модель «усечённого диска», см. рис. 1).

• Изучен феномен суперорбитальной переменности в источнике Лебедь Х-1. Переменность аппроксимирована рядом физических моделей, связанных с прецессией аккреционного диска. Найдены геометрические параметры системы в случае каждой модели. Показано, что изменение амплитуды переменности в рентгеновском диапазоне прекрасно обьясня-ется зависимостью от энергии индикатрисы излучения тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое.

• Открыта зависимость характеристик орбитальной переменности в Лебеде Х-1 от фазы суперорбитальной. Это явление объяснено комбинацией эффекта прецессии и поглощения в балдже, находящемся на краю аккреционного диска, на стороне, обращенной к сверхгиганту. Эффект промоделирован теоретически.

• Проанализирована эволюция спектров и профилей пульсов на разных энергиях аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пульсара SAX J 1808.4—3658 в процессе вспышки 2002 года. Эволюция спектров со временем показывает уменьшение амплитуды отраженной компоненты и размера «горячего пятна» с уменьшением светимости. Это свидетельствует о том, что с течением времени внутренний край диска «отступает» от звезды. При падении светимости до определенного уровня профиль пульса становится двугорбым, что интерпретируется нами как появление вклада излучения от «нижнего горячего пятна», которое оказывается видимым благодаря рецессии диска. По наблюдательным данным нами получены ограничения на размер пятна и на геометрические параметры системы. Наблюдения для момента времени, когда нижнее» пятно впервые оказывается видимым, позволяет нам оценить величину магнитного момента звезды.

Создана модель профилей пульсов аккрецирующего миллисекундного пульсара, учитывающая экранирование одного из горячих пятен на поверхности нейтронной звезды внутренним краем диска, и продемонстрировано соответствие модельных профилей наблюдаемым.

1. Anderson S. F., Margon В., Deutscli H. W„ Downes R. A., Allen R. G., 1997, ApJ, 482, L69

2. Arnaud K. A., 1996, in Jakoby G H., Barnes J., eds, ASP Conf Ser. Vol. 101, Astronomical Data Analysis Software and Systems V. Astron. Soc Рас., San Francisco, p 17

3. Arons J., King I. R„ 1993, ApJ, 413, L121

4. AxelssonM., Borgonovo L., Larsson S., 2005, A&A, 438, 999

5. Balucinska M„ Hasinger G., 1991, A&A, 241, 139

6. Bahicinska-Church M., Belloni Т., Church M. J., Hasinger G., 1995, A&A, 302, L5 Bahicinska-Church M„ et al. 2000, MNRAS, 311, 861 (BC00) Bednarck W„ 2006, MNRAS, 368, 579 Beloborodov A., 1999a, ApJ, 510, L123

7. Beloborodov A., 1999b, in Poutanen J., Svensson R., cds, ASP Conf. Ser. Vol. 161, High Energy Processes in Accreting Black Holes. Astron. Soc. Pas., San Francisco, p. 295

8. Beloborodov A., 2001, Adv. Space Res, 28. 411

9. Beloborodov A. M., 2002, ApJ, 566, L85

10. Benlloch S., Wilms J., Staubert R., Nowak M. A., 2001, in Gimenez A., Reglero A., Winkler C., eds., ESA SP-459, Exploring the gamma-ray universe. ESA, Noordwijk, p. 263

11. Benlloch S., Pottschmidt K., Wilms J., Nowak M. A. Gleissner Т., Pooley G. G., 2004, AIPC, 714, 61

12. Bevington P. R., Robinson К D., 1992, Data Reduction and Error Analysis for the Physical Sciences, 2nd Ed., New York, McGraw-Hill

13. Bildsten L„ Chakrabarty D„ 2001, ApJ, 557, 292

14. Bisnovatyi-Kogan G. S., Blinnikov S. I., 1977, A&A, 59, 111

15. Boroson В., Kallman Т., Blondin J. M., Owen M. P., 2001, ApJ, 550, 919

16. Bradt H. V., Rothschild R. E„ Swank J. H., 1993, A&AS, 97, 355

17. Сое M. J., 2000, in Smith M. A. Henrichs H F, Fabregat J., eds, ASP Conf. Ser. Vol. 214, The Be Phenomenon in Early-Type Stars, IAU Colloq. 175. Astron. Soc, Рае., San Francisco, p. 656

18. Coppi P. S., 1992, ApJ, 258, 657

19. Coppi P.S., 1999, in Poutanen J., Svensson R„ eds, ASP Conf. Ser. Vol. 161, High Energy Processes in Accreting Black Holes. Astron. Soc. Pas., San Francisco, p. 375

20. Cui W„ Morgan E. H., Titarchuk L. G„ 1998, ApJ, 504, L27

21. Dcloye C. J., Heinke С. O., Taam R. E„ Jonker P. G., 2008, MNRAS, 391, 1619

22. Di Salvo Т., Done C., Zycki P. Т., Burderi L., Robba N. R„ 2001, ApJ, 547, 1024

23. Done C„ Mulchacy J. S., Mushotzky R. F., Arnaud K., 1992, ApJ, 395, 275

24. Ebisawa K., Ueda Y., Inoue H„ Tanaka Y„ White N. E., 1996, ApJ, 467, 419

25. Edelson R., Turner T. J., Pounds K-, Vaughan S., Markowitz A., Marshall H., Dobbie P., Warwick R., 2002, ApJ, 568, 610

26. Eikenberry S. S„ Cameron P. В., Fierce B. W., Kull D. M, Dror D. H., Houck J. R., Margon В., 2001, ApJ, 561, 1027

27. Esin A. A., Narayan R., Cui W., Grove E. C„ Zhang, S.-N., 1998, ApJ, 505, 854 Fabrika S., 2004, Astrophys. Space Phys. Rev., 12, 1 Falanga M. et al., 2005a, A&A, 436, 647 Falanga M. et al. 2005b, A&A, 444, 15

28. Falanga M., Poutanen J., Bonning E. W., Kuiper L., Bonnet-Bidaud J. M., Goldwurm A., Hermsen W., Stella L„ 2007, A&A, 464, 1069

29. Falanga M„ Titarchuk L., 2007, ApJ, 661 1084

30. Fender R. P., Pooley G. G„ Durouchoux P., Tilanus R. P. J., Brocksopp C., 2000, MNRAS, 312,853 Feng Y. X., Cui W„ 2002, ApJ, 564, 953 Friend D. В., Castor J. 1., 1982, ApJ, 261, 293 Frontera F. et al., 2001, ApJ, 546, 1027

31. Galccv A. A., RosnerR. Vaiana G. S„ 1979, ApJ, 229, 318 Gallo E , Fender R. P., Pooley G. G„ 2003, MNRAS, 344, GO

32. Galloway D. K., Chakrabarty D„ Morgan E. H., Remillard R. A., 2002, ApJ, 576, L137

33. Galloway D. K., Markwardl С. В., Morgan E. H„ Chakrabarty D., Strohmayor Т. E„ 2005, ApJ, 622, L45

34. Galloway D. K„ Gumming A., 2006, ApJ, 652, 559

35. Gierlinski M„ Done C„ 2003, MNRAS, 342, 1083

36. Gierlinski M., Done C„ Barret D., 2002, MNRAS, 331, 141

37. Gierlinski M„ Poutanen J„ 2005, MNRAS, 359, 1261

38. Gierlinski M., Zdziarski A. A., 2003, MNRAS, 343, L84

39. Gierlinski M„ Zdziarski A. A„ Done C., Johnson W. N„ Ebisawa K., Ueda Y., Haardt F„ Phlips B. F., 1997, MNRAS, 288, 958

40. Gierlinski M„ Zdziarski A. A., Poutanen J. Coppi P. S„ Ebisawa K-, Johnson W. N., 1999, MNRAS, 309, 496 (G99)

41. GilfanovM., Rcvnivtsev M., Sunyaev R„ ChurazovE., 1998, A&A, 338, L83 Gilfanov M„ Churazov E., Revnivtsev M., 1999, A&A, 352, 182 (GCR99)

42. Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M., 2000, in Gang Zhao, Jun-Jie Wang, Hong Mei Qiu, Boerner G., eds, SGSC Conference Series, vol. 1, Proceedings of 5-th Sino-German workshop on Astrophysics, p. 114 (astro-ph/0002415)

43. Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M., 2004, in Kaarct P., Lamb F. K., Swank J. H., eds, AIP Conf. Proc. 714, X-ray Timing: Rossi and Beyond. AIP, Melville, p. 97

44. Gies D. R., Bolton С. Т., 1986, ApJ, 304, 371

45. Gies D. R„ Bolton С. Т., 1986b, ApJ, 304, 389

46. Gies D. R. et al., 2003, ApJ, 583, 424

47. Giles А. В., Hill К. M„ Greenhill J. G., 1999, MNRAS, 304, 47

48. GleissnerT. et al., 2004, A&A, 425, 1061

49. Golenetskii S., Aptekar R„ Frederiks D„ Mazets E., Palshin V., Hurley K., Cline Т., Stern В., 2003, ApJ, 596, 1113

50. Gregory P. C., Xu H.-J., Backhouse C. J., Reid A., 1989, ApJ, 339, 1054 Gregory P. C., 2002, ApJ, 575,427

51. Gregory P. C„ PeracaulaM., Tayior A. R„ 1999, ApJ, 520, 376

52. Grove J. E., Johnson W. N. Kroeger R. A., McNaron-Brown K., Skibo J. G., 1998, ApJ, 500, 899

53. Hartman J. M. et al., 2008a, ApJ, 675, 1468 (H08)

54. Hartman J. M„ Watts A., Chakrabarty D., 2008b, ApJ, 697, 2102

55. Hartmdn J. M., Patruno A , Chakrabarty D , Markwardt С. В., Morgan E. H., van dei Klis M., Wijnands R., 2009, ApJ, 702, 1673

56. Hcllier C., Mason К. O., 1989, MNRAS, 239, 715

57. Jahoda K-, Markwardt С. В., Radeva Y., Rots A. H. Stark M. J., Swank J. H„ Strohmayer T. E„ Zhang W„ 2006, ApJS, 163,401

58. Karitskaya E. A., et al., 2001, Astron. Rep., 45, 350

59. Katz J. I., 1973, Nat. Phys. Sei., 246, 87

60. Katz J. I., 1980, ApJ, 236, L127

61. Kluzniak W., Rappaport S., 2007, ApJ, 671, 1990

62. Krimm H. A. ct al., 2007, ApJ, 668, LI47

63. H„ Miller J. A., 1997, ApJ, 478, L671.ng J. C., et ai., 1997, ApJ, 484, 3751.mb N. R., 1976, Ap&SS, 39, 4471.ng M., Romanova M. M., Lovelace R. V. E., 2005, ApJ, 634, 12141.bow S. H„ Shu F. H., 1975, ApJ, 198, 383

64. Maccarone T. J., 2005, MNRAS, 360, L68

65. Magdziarz P., Zdziarski A. A., 1995, MNRAS, 273, 837

66. Malzac J., Beloborodos A., Poutanen J., 2001, MNRAS, 326,417 (MBP01) A\alzac J., Pctrucci P.-O , 2002, MNRAS, 336, 1209 Markoff S., Nowak M. A., Wilms J., 2005, ApJ, 635, 1203

67. Matt G., 2001, in White N. E„ Malaguti G„ Palumbo G. G. C., cds, AIP Conf. Proe. 599, X-ray Astronomy. Stellar Endpoints, AGNs and the Diffuse X-ra> Background AIP, Melville, p. 209

68. McConnell M L. et a!., 1994, ApJ, 424, 933

69. McConnell M. L. et a!., 2002, ApJ, 572, 984

70. Meyer F., Liu B. F„ Meyer-Hofmeister E„ 2000, A&A, 354, L67

71. Meyer F., Meyer-Hofmeister E., 1994, A&A, 288, 175

72. Miller K. A., Stone J. M., 2000, ApJ, 534, 398

73. Narayan R., Mahadevan R., Quataert E., 1999, in Abrainowicz M. A., Bjornsson G., Pringlc J., eds. Theory of Black Hole Accretion Discs. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 148

74. Negueruela I., 2004, preprint (astro-ph/0411335)

75. Nowak M. A., Wilms J., Dove J. В., 2002, MNRAS, 332,856

76. Ogilvie G. I., Dubus G„ 2001, MNRAS, 320, 485

77. Ozdemir S., Demircan O., 2001, Ap&S S, 278, 319

78. Patruno A., Rea N„ Altamirano D., Linares M., Wijnands R„ van der Wis M„ 2009a, MNRAS, 396, L51

79. Patruno A., Watts A. L, Klein-Wolt M., Wijnands R., van der Klis M., 2009b, ApJ, submitted (arXiv:0904.0560)

80. Patruno A., Wijnands R., van der Klis M., 2009c, ApJ, 698, L60

81. Perola G. C., Matt G., Cappi M., Fiorc F., Guainazzi M., Maraschi L , Pctrucci P.-O. Piro L., 2002, A&A, 389,802

82. Pooley G. G., Fender R. P„ Brocksopp C., 1999, MNRAS, 302, LI

83. Postnov K. A., Shakura N. I., 1987, Sov. Astr. Lett., 13, 122 (PAZh, 13, 300)

84. Pottschmidt K. et a!., 2003, A&A, 407, 1039

85. Poutanen J., Svensson R,, 1996, ApJ, 470, 249

86. Poutanen J., Nagendra K. N., Svensson R., 1996, MNRAS, 283, 892

87. Poutanen J., 1998, in Abramowicz M., Bj5rnsson G., Pringle J., eds, Theory of Black Hole Accretion Discs.

88. Cambridge Uni\. Press, Cambridge, p. 100 Poutanen .)., Krolik Л. H„ Rydc F., 1997, MNRAS, 292, L21 Poutanen J., Coppi P., 1998, Pliysica Scripta, T77, 57 Poutanen J., Gierlinski M„ 2003, MNRAS, 343, 1301 (PG03)

89. Poutanen J., Zdziarski A. A., 2003, in Durouchoux Ph., Fuchs Y„ Rodriguez J., eds, New Views on Microquasars. Center for Space Physics, Kolkata, p. 87

90. Poutanen J., 2006, Adv. Space Res., 38, 2697

91. Poutanen J., 2008, in Wijnands R., Altamirano D., Soleri P., Degenaar N., Rea N., Casclla P., Patruno A., Linares M., eds, AIP Conf. proc. 1068, A decadc of accreting X-ray millisecond pulsars, AIP, Melville, p. 77

92. Poutanen J., Beloborodov A. M., 2006, MNRAS, 373, 836

93. Psaltis D., Chakrabarty D., 1999, ApJ, 521. 332

94. Raichur H„ Paul В., 2008. MNRAS, 387, 439

95. Rappaport S. A., Fregeau J. M., Spruit H„ 2004, ApJ, 606, 436

96. Revnivtsev M., Gilfanov M„ Churazov E., 1999, A&A, 347, L23

97. Revnivtsev M„ Gilfanov M., Churazov E„ 2001, A&A, 380, 520

98. Rybicki G. В., Lightman A. P., 1979, Radiative Processes in Astrophysics. Wiley, New York

99. Schwarzenberg-Czerny A., 1991, MNRAS, 253, 198

100. Scott D. M., Leahy D. A., 1999, ApJ, 510, 974

101. Shakura N. I., Sunyacv R. A., 1973, A&A, 24, 337

102. Shapiro S. L„ Lightman A. P., & Eardlcy D. M., 1976, ApJ, 204, 187

103. Shimura Т., Takahara F., 1995, ApJ, 445, 780

104. Stirling A. M., Spencer R. E., de la Force C. J., Garrett M. A., Fender R. P., Ogley R. N., 2001, MNRAS, 327, 1273

105. Torres D. F., Romero G. E„ Barcons X., Lu Y„ 2005, ApJ, 626, 1015 Tout C. A., Pringle J. E., 1992, MNRAS, 259. 604 TiirlcrM. et al., 2006, ATcl 911

106. Ultlcy P., McHardy I. M., Vaughan S., 2005, MNRAS, 359, 345van Straatcn S, van der Klis M., Wijnands J , 2005, ApJ, 619, 455

107. Vaughan S., Edelson R., Warwick R. S., Uttlcy P., 2003, MNRAS, 345, 1271 (V03)

108. Viironen K., Poutanen J., 2004, A&A, 426, 985

109. Walborn N. R., 1973, ApJ, 186, 611

110. Wang Z. et al., 2001, ApJ, 563, L61

111. Wardzinski G., Zdziarski A. A., Gierlinski M., Grove J. E„ Jahoda K., Johnson W. N., 2002, MNRAS, 337, 829

112. Weaver K. A., Krolik J. Ы., Pier E. A., 1998, ApJ, 498, 213

113. Wen L., Cui W„ Levine A. M„ Bradt H. V., 1999, ApJ, 525, 968

114. Wen L. Levine A. M., Corbet R. H. D„ Bradt H. V., 2006, ApJS, 163, 372

115. White N. E„ Holt S. S„ 1982, ApJ, 257, 318

116. White N. E., Swank J. H , 1982, ApJ, 253, L61

117. Wijers R. A. M. J., Pringle J. E., 1999, MNRAS, 308, 207

118. Wijnands R., 2006, in Lowry J. A., ed., Trends in Pulsar Research. Nova Science Publishers, New York, p. 53

119. Wijnands R., van der Wis M., 1998, Nature, 394, 344

120. Yuan F„ Zdziarski A. A., Xue Y., Wu X.-B., 2007, ApJ, 659, 541

121. Zdziarski A. A., Gierlinski M., Gondek D., Magdziarz P., 1996, A&AS, 120C, 553

122. Zdziarski A. A., Johnson W. N., Poutanen J., Magdziarz P., Gierlinski M„ 1997, in Winkler C., Courvoisier T. J.-L, Durouchoux Ph., eds, SP-382, The Transparent Universe, Proc. 2nd INTEGRAL Workshop. ESA, Noordwijk, p. 373

123. Zdziarski A. A., Poutanen J., Mikolajewska J., Gierlinski M., Ebisawa K., Johnson W. N„ 1998, MNRAS, 301,435

124. Zdziarski A. A., Gierlinski M., Mikolajewska J., Wardzinski G., Smith D. M., Harmon B. A„ Kitamoto S., 2004, MNRAS, 351, 791

125. Zdziarski A. A., Wen L„ Gierlinski M., 2007a, MNRAS, 377, 1006

126. Zdziarski A. A., Wen L., Gierlinski M. Kostrzewa, Z., 2007b, MNRAS, 377, 1017

127. Zdziarski A. A., Neronov A., Chernyakova M„ 2008, MNRAS, submitted (arXiv:0802.1174)

128. Ziolkowski J., 2005, MNRAS, 358,851