Переменность компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Направахрукописи

Арефьев Вадим Александрович

Переменность компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах

01.03.02. Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2004

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук,

Гильфанов Марат Равильевич

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук, доктор физ.-мат. наук,

Постнов Константин Александрович Титарчук Лев Григорьевич

Ведущая организация:

Московский инженерно-физический институт

Защита диссертации состоится 27 декабря 2004 г. в 11 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу:

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

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан 26 ноября 2004 г.

Диссертационного совета Д 002. к.ф.-м.н.

ученый секретарь

А.Ю.Ткаченко

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Небо в рентгеновском диапазоне отличается исключительной изменчивостью в широком интервале временных масштабов. Одним из классов источников, которые вносят наибольший вклад в наблюдаемую переменность, являются аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры. Однако многочисленные и разнообразные по своим характеристикам импульсы рентгеновского излучения - рентгеновские транзиенты - генерируются не только рентгеновскими двойными. Это могут быть как активные звезды поздних классов, некоторые молодые звезды, так и взрывы Сверхновых, с которыми, вероятно, связаны всплески гамма-излучения.

Рентгеновские транзиенты сильно различаются по своим характеристикам. Это и рентгеновские вспышки активных звезд длительностью в десятки секунд, с энергетическим спектром мягче 2-3 кэВ и полным энерговыделением ~1 032 эрг, так и вспышки рентгеновских Новых, длительностью до нескольких месяцев и даже лет, спектром фотонов, простирающимся до нескольких сотен килоэлектронвольт и полной энергетикой - 1 044 эрг. В максимуме вспышки излучение рентгеновской Новой увеличивается в миллионы раз и может по своей интенсивности превышать рентгеновское излучение всех других компактных рентгеновских источников родительской галактики. Недавно было найдено, что гамма-всплескам могут сопутствовать всплески рентгеновского" излучения, с полным энерговыделением до 1 052 эрг. Однако значительную переменность показывают и слабопеременные источники рентгеновского излучения. Рентгеновское излучение слабопеременных (не транзиентных) компактных рентгеновских источников также отличается сильной переменностью. Причем может меняться как интенсивность, так и эйергетический спектр носят

периодический характер, иногда происходят спонтанно в непредсказуемые моменты времени

Изучение особенностей переменности рентгеновского излучения является ключевым фактором как для понимания процессов формирования этого излучения, так и для выяснения свойств самих компактных объектов Для исследования данного излучения применяются специальные инструменты - рентгеновские мониторы Рентгеновский монитор должен обладать возможностью зарегистрировать, локализовать и, желательно, получить информацию об энергетическом спектре и изменении во времени рентгеновского излучения произошедшего события и как можно скорее передать эту информацию, чтобы можно было осуществить наблюдение данного события специализированными высокочувствительными телескопами, как в рентгеновском, так и в других диапазонах энергетического спектра Так как рентгеновские транзиенты и изменения в излучении слабопеременных источников происходят в непредсказуемые моменты времени, а для транзиентов и в непредсказуемой точке на небе, то идеальный рентгеновский монитор должен наблюдать все небо все время Однако в силу многочисленных технических ограничений до недавнего времени рентгеновские мониторы были способны наблюдать одновременно только небольшую область неба При этом различные области на небе наблюдались с различной длительностью и периодичностью

Такие ограниченные и нерегулярные наблюдения привели к тому, что наиболее часто регистрировались и, как следствие, оказались хорошо изучены, явления средней (недели - месяцы) длительности, тогда как более короткие (секунды - дни) и более длительные (месяцы -годы) события, и, как следствие, процессы, отвечающие за их возникновение, изучены достаточно плохо По этой же причине плохо изучена переменность на длинных масштабах времени у большинства «постоянных»—источников Поэтому исследование переменности

компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах могут оказаться весьма интересными.

Одна из задач, которая представляет большой интерес, -выяснение природы коротких рентгеновских транзиентных явлений, так называемых быстрых рентгеновских транзиентов (БРТ). К быстрым рентгеновским транзиентам обычно относят события длительностью меньше одного дня и с большим отношением потока в максимуме вспышки к постоянному уровню рентгеновского потока. Такие события неоднократно наблюдались в различных экспериментах, и было высказано предположение, что их природа связана с компактными объектами. Но, как правило, качество данных не позволяло найти параметры БРТ с хорошей точностью и, следовательно, однозначно определить источники БРТ. Открытие в конце 90-х годов спутником BeppoSAX рентгеновских вспышек, похожих на гамма-всплески, и рентгеновских послесвечений гамма-всплесков показывает, что, наряду с активными звездами и рентгеновскими двойными, заметную долю среди БРТ может занимать рентгеновское излучение, связанное с гамма-всплесками. Однако до настоящего времени нет надежных определений классов источников, которые генерируют БРТ, как нет информации об их относительном вкладе в статистику БРТ. Вероятно, что в дополнение к вышеперечисленным, некоторыми из источников БРТ являются экзотические (малочисленные или редко себя проявляющие) классы источников. Данные о таких классах (или оценки их численности и других характеристик) могут быть получены из анализа распределения БРТ.

В области более длительных временных масштабов только после запуска спутника RXTE стало возможным проведение долговременных, достаточно регулярных наблюдений большого числа слабопеременных компактных источников рентгеновского излучения. Это открывает возможность исследовать переменность рентгеновского излучения на временных масштабах, сравнимых и дольше

характерного вязкого времени аккреционного, диска, что, в свою очередь, дает шанс получить информацию не только о строении аккреционного диска, но, например, оценить размеры двойной системы.

Изучение длительных рентгеновских транзиентов, их эволюции на больших масштабах времен может оказаться важным для построения теоретических моделей, описывающих поведение таких источников. Например, ряд популярных моделей описывающих такой феномен, как рентгеновские Новые, проверялись на способность описать данные наблюдений источника А0620-00 - классической маломассивной двойной системы, содержащей черную дыру. Однако известно, что многие рентгеновские Новые, содержащие черные дыры, демонстрируют заметно более сложное поведение, отличающееся от поведения А0620-00. Если бы имелись качественные данные наблюдений таких пекулярных рентгеновских Новых, то их также можно было бы использовать для проверки теоретических моделей.

С практической стороны нужно отметить, что в последнее время, после запуска новых высокочувствительных рентгеновских обсерваторий ' «ХММ-Ньютон», «Чандра», астрофизической обсерватории «Интеграл», появились новые возможности для изучения переменности рентгеновского излучения компактных источников на малых и больших временных масштабах. Так как программы наблюдений этих обсерваторий составляются на длительное время и только малая часть наблюдательного времени выделяется для наблюдений транзиентных явлений, для эффективной реализации этих возможностей требуется тщательное предварительное планирование наблюдений. Важность систематизации и анализа доступных в настоящее время данных наблюдений рентгеновских транзиентов для планирования будущих наблюдений трудно переоценить.

С другой стороны, детальная информация о свойствах переменности компактных рентгеновских источников во всем интервале временных масштабов необходима при разработке новых рентгеновских мониторов. Наличие такой информации может существенно повлиять на выбор схемы эксперимента.

Цельработы

Исследование различных аспектов переменности компактных рентгеновских источников.

• Изучение распределения и состава быстрых рентгеновских транзиентов по архивным данным большого числа различных экспериментов.

• Исследование пекулярных рентгеновских транзиентов на сверх -долгих (месяцы - годы) временных масштабах.

• Исследование переменности не транзиентных рентгеновских источников в широком временном диапазоне.

• Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдения БРТ.

Научнаяновизна

В работе получен ряд оригинальных результатов, в том числе: Впервые получено соотношение между частотой возникновения и интегральным потоком БРТ - log(N)-log(S) - в широком диапазоне интегральных потоков. Показано, что распределение имеет степенную форму, причем степенной индекс глобального распределения БРТ определяется суперпозицией вкладов различных классов источников. Определены классы вероятных источников БРТ.

• По данным спутников Ginga, BeppoSAX, BATSE, WATCH/Granat, RXTE, показано, что особый тип рентгеновских вспышек -рентгеновские вспышки, похожие по своим свойствам на гамма-всплески, но проявляющие себя в рентгеновском диапазоне, -могут являться членами той же популяции, что и гамма-всплески. Вклад рентгеновских вспышек, вызванных гамма-всплесками, в распределение максимален в области средних потоков -3-10'5 эрг/см2.

• Получено ограничение на число рентгеновских всплесков 1-рода от рентгеновских барстеров с постоянной светимостью

от Эддингтоновской светимости для нейтронных зрезд. Отсюда можно получить ограничение либо на число рентгеновских барстеров с малым темпом аккреции, либо на частоту возникновения рентгеновских всплесков 1-рода от таких источников.

• В спектрах мощности маломассивных рентгеновских двойных систем на низких частотах ^- 108 -10'3 Гц был найден слом, ниже которого спектр мощности становится плоским, а выше частоты слома спектр мощности описывается степенным законом вида

Величина частоты слома коррелирует с величиной орбитальной частоты системы 4геа/Дог& ~ 0.2-2. В предположении, что частота слома соответствует вязкостному масштабу времени аккреционного диска /¿гвв*=Мия» можно определить характеристики внешних областей аккреционного диска и периода двойной системы. Оценено отношение толщины диска к его радиусу. Оно составляет что значительно

больше, чем предсказывает стандартная теория.

• Исследованы долговременные кривые блеска двух пекулярных рентгеновских источников - рентгеновского барстера 4U 1724-307 в шаровом скоплении Терзан 2 и рентгеновской Новой, галактического микроквазара, кандидата в черные дыры, - ХТЕ

Л550-564. Обсуждены механизмы возникновения пекулярных кривых блеска на больших временных масштабах.

Научная и практическая ценность работы

Изучение особенностей переменности рентгеновского излучения является ключевым фактором как для понимания процессов формирования рентгеновского излучения, так и для выяснения свойств самих компактных объектов.. Изучение функции распределения и состава быстрых рентгеновских транзиентов дает возможность проводить детальный анализ свойств классов источников, которые вносят свой вклад в статистику БРТ. Исследование пекулярных рентгеновских транзиентов на сверхдолгих (месяцы - годы) временных масштабах дает возможность провести критический тест ряда теоретических моделей, описывающих их поведение. Регулярные наблюдения слабопеременных рентгеновских источников в широком интервале временных масштабов дают возможность исследовать процессы переменности рентгеновского излучения на временных масштабах, сравнимых и больше характерного вязкого времени аккреционного диска. Это, в свою очередь, открывает возможность оценить такие параметры аккрецирующего источника, как размер диска и его толщина на внешней границе, и дает шанс получатьлнформацию о глобальных параметрах этих источников, например, оценить размеры двойной системы.

Детальная информация о переменности компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах необходима при разработке новых и оптимизации существующих рентгеновских мониторов. Наличие такой информации может существенно повлиять на выбор схемы эксперимента или оптимизацию его параметров. Данные наблюдений о переменности компактных рентгеновских источников являются также крайне важными при

планировании наблюдений таких астрофизических обсерваторий, как «ХММ-Ньютон», «Чандра», «Интеграл», RXTE.

Полученные результаты могут быть использованы в работе ИКИ РАН, ГАИШ МГУ, ФТИ РАН, МИФИ, ряда отечественных и зарубежных астрофизических научных центров.

Апробацияработы

Результаты, полученные в диссертации, докладывались на Международных научных конференциях: "Small Missions for Energetic Astrophysics: Ultraviolet to Gamma-Ray" (Лос Аламос, США, 1999); "Gamma-ray Bursts, 5th Huntsville Symposium" (Хантсвилл, США, 2000); Всероссийских конференциях «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра» (Москва, 2001, 2002, 2003); конференциях Американского астрономического общества (Рочестер, США, 2000; Сан Диего, США, 2001); конференции Американского физического общества (Альбукерка, США, 2002). Результаты выполненных исследований также докладывались на астрофизических семинарах в ИКИ РАН, Лос Аламосской национальной лаборатории (США), Институте астрофизики общества им. Макса Планка в Гаршинге (Германия).

По теме диссертации опубликовано 14 работ.

Структурадиссертации

Диссертация состоит из введения, трех частей, разбитых на 8 глав, заключения и приложения. Объем" диссертации - 142 страницы, в том числе 38 рисунков и 9 таблиц. Список литературы содержит 190 наименований.

Содержание работы

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

Первая часть диссертации состоит из трех глав и посвящена исследованию свойств быстрых рентгеновских транзиентов (БРТ) -коротких, но энергичных транзиентных явлений, происходящих на малых масштабах времени (секунда - день). В 1-й главе, с использованием архивных данных . большого числа различных экспериментов, найдены параметры распределения log(N)-log(S) БРТ между частотой возникновения БРТ и их интегральным потоком. Обсуждается форма распределения log(N)-log(S) и предлагаются наиболее вероятные классы источников, вносящих вклад в данное распределение. Найдено, что распределение описывается степенным законом с показателем степени Полученное распределение

показано на рис. 1. В главе 2 детально обсуждается рентгеновское излучение гамма-всплесков, связь между гамма-всплесками и БРТ и проводится оценка доли БРТ, вызванных гамма-всплесками. На рис. 2, 3 показаны ожидаемые интегральные потоки рентгеновского излучения, произведенного классическими гамма-всплесками, и их вероятный вклад в распределение БРТ.,, В главе 3 получено ограничение на число рентгеновских всплесков !-рода от рентгеновских барстеров с постоянной светимостью /_х^1-2% от Эддингтоновской. Из этого результата можно получить ограничение либо на число рентгеновских барстеров с малым темпом аккреции, либо на частоту возникновения рентгеновских всплесков !-рода от таких источников.

Вторая часть диссертации состоит из четырех глав и посвящена переменности компактных рентгеновских источников на больших временных масштабах. В главе 4 по данным рентгеновского монитора ASM/RXTE и детектора ME/EXOSAT исследована долговременная переменность рентгеновского излучения ряда

Рис. 1. Распределение ¡од(Ы)-!од(3) быстрых рентгеновских транзиентов. Закрашенные участки - данные наблюдений -показывают области, включающие статистические и систематические ошибки, определенные по каждому эксперименту. Сплошная прямая линия - наилучшая аппроксимация наблюдаемого распределения БРТ вида М(>3)=Ысг£Г*, где N¿=4-10*; а=1.

Рис. 2. Отношение полного потока мгновенного рентгеновского излучения к излучению в гамма-диапазоне: экспериментально измеренное - сплошная кривая; предсказанное теоретически на основе данных, полученных в гамма-диапазоне - штриховая кривая. На врезке в углу показаны аналитические аппроксимации нормальным распределением и суммой нормального распределения и квадратичного полинома.

Рис. 3. Вклад гамма-всплесков в ожидаемое распределение log(N)-log(S) для БРТ. Прерывистая прямая соответствует наилучшей аппроксимации распределения БРТ (см. рис. 1). Сплошная и пунктирная кривые показывают величины распределения рентгеновских вспышек от гамма-всплесков для различных моделей генерации рентгеновского излучения гамма-всплеском. Крест -оценка числа таких вспышек по данным обсерватории ROSAT.

слабопеременных маломассивных двойных. В их спектрах мощности на низких частотах имеется слом (рис. 4), причем величина частоты слома коррелирует с орбитальным периодом двойной системы (рис. 5). Показано, что величина частоты слома в спектре мощности рентгеновского излучения может дать важную информацию о структуре внешних частей аккреционного диска. В главе 5 исследована переменность пекулярного рентгеновского барстера 4U 1724-307 за 30 лет наблюдений (рис. 6.). В главе 6 исследована долговременная переменность пекулярной рентгеновской Новой, галактического микроквазара - ХТЕ Л 550-564. В отличие от обычных рентгеновских Новых, содержащих черные дыры, ХТЕ Л 550-564 продемонстрировал последовательность нескольких вспышек, с уменьшающейся энергетикой, причем в каждой последующей вспышке спектральная эволюция рентгеновского излучения существенно

упрощалась. В главе 7 представлены наблюдения постоянного излучения рентгеновских барстеров с постоянной малой светимостью. Это источники того же типа, от которых в главе 3 был проведен поиск рентгеновских всплесков. Показано, что на протяжении 20 лет эти источники не демонстрировали длительных эпизодов со светимостью, превышающей Эддингтоновскую более чем на несколько процентов.

Третья часть состоит из одной главы. В ней приводятся результаты моделирования и предложения по оптимизации рентгеновского монитора МОХЕ по данным, полученным в первой части.

В заключении перечислены основные результаты, полученные ь диссертации, и кратко сформулированы направления дальнейших исследований. В приложении приведены список сокращений и

краткое описание основных характеристик астрофизических приборов, данные которых использовались в работе над диссертацией.

Основные результаты, выносимые на защиту

• Впервые . получено соотношение 1од(Ы)-1од(3) между интегральным потоком и частотой возникновения быстрых рентгеновских транзиентов (БРТ) в широком диапазоне интегральных потоков. Найдено, что оно описывается степенным законом с показателем

• Показано, что степенной инДекс' 1од(Ы)-1од(3) распределения БРТ определяется суперпозицией вкладов различных классов источников, с различной внутренней светимостью. Определены классы вероятных источников БРТ. Наиболее многочисленными источниками БРТ являются энергичные звездные вспышки от различных типов магнитных звезд и рентгеновское излучение от гамма-всплесков. Показано, что наклон функции log(N)-log(S) в случае магнитных звезд определяется внутренним

о распределением интенсивности вспышек в самом источнике, а не пространственным распределением источников.

• Показано, что особый тип рентгеновских вспышек - рентгеновские вспышки, похожие по своим свойствам на гамма-всплески, но проявляющие себя в рентгеновском диапазоне, - могут являться членами той же популяции, что и классические гамма-всплески. По данным спутников Ginga, BeppoSAX, BATSE, WATCH/Granat, RXTE, получено распределение зависимости полного потока излучения гамма-всплесков в рентгеновском диапазоне (2-10 кэВ) от полного потока в гамма-диапазоне (5300кэВ) для классических гамма-всплесков. Оценен вклад рентгеновских вспышек, вызванных гамма-всплесками, в распределение log(N)-log(S) БРТ и показано, что он максимален для событий с полным потоком около

Получено ограничение на число рентгеновских всплесков 1-рода от рентгеновских барстеров с постоянной светимостью от Эддингтоновской. Отсюда можно получить ограничение либо

на число рентгеновских барстеров с малым темпом аккреции, либо на частоту возникновения рентгеновских всплесков 1-рода от таких источников. Показано, что рентгеновские барстеры с малым темпом аккреции не могут вносить заметный вклад в функцию log(N)-log(S) БРТ.

• По данным рентгеновского монитора RXTE/ASM и детектора EXOSAT/ME в широком временном диапазоне исследованы переменность рентгеновского излучения 12 маломассивных двойных систем. В спектрах мощности 11 из этих систем на низких частотах f~ 10'8 -10"3 Гц был найден слом, ниже которого спектр мощности становится плоским, а выше частоты слома спектр мощности описывается степенным законом вида Величина частоты слома коррелирует с величиной орбитальной частоты системы

• В предположении, что частота слома соответствует вязкостному масштабу времени аккреционного диска можно определить характеристики внешних областей аккреционного диска и периода двойной системы. Оценено отношение толщины диска к его радиусу. Оно составляет что значительно больше, чем предсказывает стандартная теория.

• Исследованы долговременные кривые блеска двух пекулярных источников - рентгеновского барстера 4U 1724-307 в шаровом скоплении Терзан 2 и рентгеновской Новой, галактического микроквазара, кандидата в черные дыры, - ХТЕ Л 550-564. Обсуждены механизмы возникновения пекулярных кривых блеска на больших временных масштабах.

Список основных публикаций по теме диссертации

1. Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin K. FastX-Ray Transients and Their Connection to Gamma-Ray Bursts/I Astrophys.Journal. 2003. V. 586. P. 1238.

2. Емельянов А.Н., Арефьев В.А., Чуразов Е.М., Гильфанов М.Р., Сюняев Р.А. Дефицит рентгеновских всплесков 1-рода от двойных систем с малым

темпом аккреции. Данные телескопа TTM/COMIS обсерватории «Мир-Квант»// Письма в АЖ. 2001. Т.27. №12. С.781.

3. Арефьев В.А., Гильфанов М.Р. Долговременная переменность рентгеновского излучения в маломассивных двойных системах

II Электронный журнал «Исследовано в России». 2004.1.7. №11. С.2 / http://zhurnal.ape.relarn.ru/2004.html

4. Емельянов А.Н., Ревнивцев М.Г., Арефьев В.А., Сюняев Р.А. Десятилетний пик рентгеновского потока барстера 4U 1724-307 в шаровом сшпг.ении Терзан 2: эволюция звезды-донора или влияние третьей звезды?!! Письма в АЖ. 2002. Т.28. №1. С. 14.

5. Арефьев В.А., Ревнивцев М.Г., Лутовинов А.А., Сюняев Р.А. Широкополосный рентгеновский спектр ХТЕ Л550-564 во время вспышки 2003 г.!1 Письма в АЖ. 2004. Т.ЗО. №10. С.736.

6. Арефьев В.А., Александрович Н.Л., Рентгеновские всплески первого рода из «пустых мест» - индикаторы «слабоаккрецирующих» барстеров? II Письма в АЖ. 2004. Т.ЗО. №2. С. 105.

7. Borozdin К. N., Priedhorsky W.C., Arefiev V. A., Kaniovsky A. S., Black К., BrandtS. Wide-Field All-Sky Monitor for X-Ray Astronomy!! Small Missions for Energetic Astrophysics : Ultraviolet to Gamma-Ray : Los Alamos, New Mexico / Edited by Steven P. Brumby. Melville, N.Y.: AIP, 1999. AIP Conference Proceedings. V. 499. P.20.

8. Арефьев В.А., Бугров В.П., Давиденко Н.И., Карпов Ю.М., Копылевич Н.М., Перьков А.И., Федотов С.Н., Шарак М.П. Позиционно-чувствительный гамма-спектрометр!/ Приборы и техника эксперимента. 1990. №3. С.96.

9. Арефьев В.А., Бугров В.П., Волчанский А.В., Гуров А.Ю., Короткова Е.В., Перьков А.И., Федотов С.Н., Шарак М.П. Гамма-телескоп с одномерной кодированной апертурой!! Приборы и техника эксперимента. 1990. №4. С.61.

055/02/2 Ротапринт ИКИ РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

_Подписано к печати 19.11.2004

Заказ 1972 Формат 70х 108/32 Тираж 100 0,7 уч.-изд.л

»24182

РОССИЙСКАЯ

ГОСУДАРСТВЕННАЯ БИБЛИОТЕКА

Введение. Часть 1.

глава 1.

глава 2.

глава 3.

Небо в рентгеновском диапазоне отличается исключительной изменчивостью в широком интервале временных масштабов. Одним из классов источников, которые вносят наибольший вклад в наблюдаемую переменность, являются аккрецирующие нейтронные звезды и черные дыры. Однако многочисленные и разнообразные по своим характеристикам импульсы рентгеновского излучения - рентгеновские транзиенты -генерируются не только рентгеновскими двойными. Это могут быть как активные звезды поздних классов, некоторые молодые звезды, так и взрывы сверхновых, с которыми, вероятно, связаны всплески гамма-излучения.

Рентгеновские транзиенты сильно различаются по своим характеристикам. Это и рентгеновские вспышки активных звезд длительностью в десятки секунд, с

-5Л энергетическим спектром мягче 2-3 кэВ и полным энерговыделением -10 эрг, и вспышки рентгеновских Новых, длительностью до нескольких месяцев и даже лет, со спектром фотонов, простирающимся до нескольких сотен кэВ, и полной энергетикой ~1044 эрг. В максимуме вспышки излучение рентгеновской Новой увеличивается в миллионы раз и может по своей интенсивности превышать рентгеновское излучение всех других компактных рентгеновских источников родительской галактики. Недавно было найдено, что гамма-всплескам могут сопутствовать всплески рентгеновского излучения, с полным энерговыделением до 1052 эрг. Рентгеновское излучение слабопеременных, т.е. не транзиентных компактных рентгеновских источников, также отличается сильной переменностью. Причем может меняться как интенсивность, так и энергетический спектр излучения. Иногда такие изменения показывают периодический характер, иногда происходят спонтанно в непредсказуемые моменты времени.

Изучение особенностей переменности рентгеновского излучения является ключевым фактором как для понимания процессов формирования рентгеновского излучения, так и для выяснения свойств самих компактных объектов. Для его исследования применяются специальные инструменты - рентгеновские мониторы. Рентгеновский монитор должен обладать возможностью зарегистрировать, локализовать и, желательно, получить информацию об энергетическом спектре и изменении во времени рентгеновского излучения произошедшего события, и как можно скорее передать эту информацию, чтобы можно было осуществить наблюдение данного события специализированными высокочувствительными телескопами, как в рентгеновском, так и в других диапазонах энергетического спектра. Так как рентгеновские транзиенты и изменения в излучении слабопеременных источников происходят в непредсказуемые моменты времени, а для транзиентов и в непредсказуемой точке на небе, то идеальный рентгеновский монитор должен наблюдать все небо все время. Однако в силу многочисленных технических ограничений, до недавнего времени рентгеновские мониторы были способны наблюдать одновременно только небольшую область неба. При этом различные области на небе наблюдались с различной длительностью и периодичностью.

Такие ограниченные и нерегулярные наблюдения привели к тому, что наиболее часто регистрировались и, как следствие, оказались хорошо изучены явления средней (недели - месяцы) длительности. Тогда как более короткие (секунды-дни) и более длительные (месяцы-годы) события, и как следствие, процессы, отвечающие за их возникновение, изучены достаточно плохо. По этой же причине плохо изучена переменность на длинных масштабах времени у большинства не транзиентных источников. Поэтому исследование переменности компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах могут оказаться весьма интересными.

В области малых времен одной из задач, которая представляет большой интерес, является выяснение природы коротких рентгеновских транзиентных явлений, так называемых быстрых рентгеновских транзиентов (БРТ). К быстрым рентгеновским транзиентам обычно относят события длительностью меньше одного дня и большим отношением потока в максимуме вспышки к постоянному уровню рентгеновского потока. Такие события неоднократно наблюдались различными экспериментами, и было высказано предположение, что их природа может быть связана с компактными объектами, такими как активные звезды или рентгеновские двойные.

Известно, что звезды и катаклизмические переменные генерируют мощные рентгеновские вспышки. Например, спутник ВерроБАХ наблюдал в диапазоне 2-10 кэВ вспышку от активной двойной Алголь, с пиковым потоком более 100 мКраб и длительностью более 2*105с. Вспышки меньшей амплитуды и меньшей длительности происходят гораздо чаще. Исследование распределения ярких вспышек от вспыхивающих звезд поможет понять, насколько применимы модели возникновения таких вспышек, которые обычно являются экстраполяцией Солнечных моделей.

Недавно было показано, что протозвезды и звезды до-главной последовательности, которые, возможно, имеют аккреционные диски, также генерируют рентгеновские вспышки. К таким звездам, например, относится т Тельца. Их рентгеновские вспышки достигают светимости 1033 эрг/с, иногда превышая болометрическую светимость в спокойном состоянии.

Нейтронные звезды со слабым магнитным полем - рентгеновские барстеры также являются источником ярких рентгеновских вспышек. Характерной чертой рентгеновских барстеров является генерация коротких мощных всплесков рентгеновского излучения - так называемых рентгеновских всплесков I - рода, которые являются результатом термоядерных взрывов на поверхности нейтронных звезд. Конкретный механизм образования рентгеновских всплесков 1-рода сильно зависит от темпа аккреции и состава аккрецирующего вещества. Известно, что существует сильная связь между темпом аккреции на нейтронную звезду и частотой рентгеновских всплесков I - рода, и она хорошо изучена при светимостях выше ~5*1035 эрг/с. Так как частота генерации всплесков быстро падает с уменьшением темпа аккреции, то теория предсказывает, что время между последовательными всплесками может достигать десятков лет, тогда как энерговыделение в момент такого редкого всплеска может существенно отличаться от того, которое происходит в момент генерации обычных всплесков. Однако экспериментально поведение барстеров при низких светимостях и свойства всплесков от таких слабоаккрецирующих барстеров изучены существенно хуже.

Одним из наиболее ярких проявлений переменности рентгеновских двойных являются вспышки рентгеновских Новых. В моменты вспышки рентгеновские Новые увеличивают свою светимость на несколько порядков и в течение нескольких месяцев становятся одними из ярчайших источников на небе в рентгеновском диапазоне. Около 75% кандидатов в черные дыры, известных в настоящее время, находится в источниках, которые проявляли себя как рентгеновские Новые. За 35 лет наблюдалось около 50 Новых, причем каждая вспышка обычно длилась -100-200 дней. Особый интерес представляет изучение плохо исследованной фазы начального нарастания светимости до достижения первичного максимума. При быстрой регистрации сигнала о появлении рентгеновской Новой и проведении наблюдений в широком диапазоне энергий можно было бы получить важные ограничения на фундаментальные свойства аккрецирующего объекта и механизмы, вызывающие возникновение аккреционных нестабильностей в рентгеновских Новых. Существуют также двойные системы, которые генерируют пекулярные рентгеновские выбросы, длительность которых существенно короче, чем у классических рентгеновских Новых. Переменность такого типа очень сложно зарегистрировать современными рентгеновскими мониторами. Показательно, что рентгеновский монитор ASM на борту обсерватории RXTE пропустил несколько мощных вспышек V4641 Sgr, являющегося кандидатом в черные дыры.

Наиболее очевидным примером короткого транзиентного события являются гамма-всплески. В результате измерений излучения гамма-всплесков в рентгеновском диапазоне, проведенных спутником Ginga, и открытием рентгеновских послесвечений гамма-всплесков спутником BeppoSAX стало очевидно, что гамма-всплески могут излучать значительную часть энергии в рентгеновском диапазоне. Это излучение совпадает по времени с гамма-всплеском (мгновенное рентгеновское излучение) и продолжается после окончания гамма-всплеска (рентгеновское послесвечение). Большое разнообразие характеристик гамма-всплесков и их послесвечений объясняется как физическими свойствами источника гамма-всплесков и окружающей среды, так и геометрией гамма-всплеска (коллимированный или изотропный), что вместе с открытием послесвечений гамма-всплесков в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах стало мощным стимулом для развития теоретических моделей. Открытие недавно спутником BeppoSAX рентгеновских вспышек, похожих на гамма-всплески, но не сопровождающихся заметным гамма-излучением, показывает, что рентгеновские транзиенты, подобные или связанные с гамма-всплесками, могут занимать заметную долю среди БРТ, наряду с активными звездами и рентгеновскими двойными.

Однако, как правило, качество экспериментальных данных не позволяло определить характеристики БРТ с хорошей точностью и, следовательно, однозначно определить источник БРТ. До настоящего времени нет надежных определений классов источников, которые генерируют БРТ, как нет информации об их относительном вкладе в статистику БРТ. Вероятно, что некоторыми из источников БРТ являются экзотические (малочисленные или редко себя проявляющие) классы источников. Данные о таких классах (или оценки их численности и других характеристик) могут быть получены из анализа распределения БРТ.

В области более длительных временных масштабов, только после запуска спутника RXTE, стало возможным проведение долговременных достаточно регулярных наблюдений большого числа слабопеременных компактных источников рентгеновского излучения. Это открывает возможность исследовать переменность рентгеновского излучения на временных масштабах, сравнимых и дольше характерного вязкого времени акреционного диска. Что, в свою очередь, дает шанс получить информацию не только о строении аккреционного диска, но, например, оценить размеры двойной системы.

Изучение длительных рентгеновских транзиентов, их эволюция на больших масштабах времен, может оказаться важным для построения теоретических моделей, описывающих поведение таких источников. Например, ряд популярных моделей, описывающих такой феномен, как рентгеновские Новые, проверялись на способность описать данные наблюдений источника А0620-00 - классической маломассивной двойной системы, содержащей черную дыру. Однако известно, что многие рентгеновские Новые, содержащие черные дыры, демонстрируют заметно более сложное поведение, отличающееся от поведения А0620-00. Если бы имелись качественные данные наблюдений таких пекулярных рентгеновских Новых, то их также можно было бы использовать для проверки теоретических моделей.

С практической стороны нужно отметить, что в последнее время, после запуска новых высокочувствительных рентгеновских обсерваторий «ХММ-Ньютон», «Чандра», астрофизической обсерватории «Интеграл», появились новые возможности для изучения переменности рентгеновского излучения компактных источников на малых и больших временных масштабах. Так как программы наблюдений этих обсерваторий составляются на длительное время, и только малая часть наблюдательного времени выделяется для наблюдений транзиентных явлений, для эффективной реализации этих возможностей требуется тщательное предварительное планирование наблюдений. Для планирования будущих наблюдений трудно переоценить важность систематизации и анализа данных наблюдений рентгеновских транзиентов. С другой стороны, детальная информация о свойствах переменности компактных рентгеновских источников во всем интервале временных масштабов необходима при разработке новых рентгеновских мониторов. Наличие такой информации может существенно повлиять на выбор схемы эксперимента. А создание высокочувствительного, широкоугольного эксперимента необходимо для получения большой однородной базы данных БРТ.

Целью данной работы является исследование различных аспектов переменности компактных рентгеновских источников. Изучение распределения и состава быстрых рентгеновских транзиентов по архивным данным большого числа различных экспериментов. Исследование пекулярных рентгеновских транзиентов на сверх-долгих (месяцы-годы) временных масштабах. Исследование переменности не транзиентных рентгеновских источников в широком временном диапазоне. Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдения БРТ.

Содержание работы. Диссертация состоит из введения, трех частей, заключения и приложения.

1. Арефьев и др. 2003 (Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin К.)//2003, Astrophys. J., 586, 1238 Асаи и др. 1996 (К. Asai, Т. Dotani, К. Mitsuda, et al.)// 1996 PASJ, 48, 257 Асаи и др. 1998 (К. Asai, Т. Dotani, R. Hoshi, et al.)// 1998, PASJ, 50, 611 Барбу и др. 1998 (Barbuy В., Bica Е., Ortolani S.)// 1998, Astron. Astophys., v. 333, p.

2. Баррэ, Мерегетти, 1993 (Barret D.,Mereghetti S.)// 1993, Nature, 365,

3. Баррэ и др. 2000 (Barret D. et al.)// 2000, Astrophys.J., 533,

4. Баско и др. 1974 (Basko М., Sunyaev R., Titarchuk L.)// 1974, Astron. Astrophys., 31, 249 Беллони и др. 2002 (Belloni Т., Colombo A., Homan, J., et a.l)// 2002, Astron. Astrophys., 390, 199 Брадт и др., 1993 (Brudt Н., Rothschild R., Swank J.)//1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 97,

5. Бринкман и др. 1985 (Brinkman A., Dam J., Mels W. et al.)//1985, Non-thermal and very high temperature phenomena in X-ray astronomy (eds. Perola G.C., Salvati M.), Rome: Institute Astronomico, p.

6. Валлас, Вусли, Уивер, 1982 (Wallace R., Woosley S., Weaver T.)// 1982, Astrophys.J., 258, 696 Варвик и др. 1982 (Warwick R., Norton A., Turner M., et al.)// 1988, Monsl. Not. RAS, 232,551 Ватсон и др. 1981 (М. Watson, R. Willingale, J. Grindlay, et al.)//1981, Astrophys.J., 250, 142 Веббинк 1985 (Webbink R.)// 1985, Dynamics of Star Clusters, lAU 113,

7. Гриндлэй и др. 1980 (Grindlay J., Marshall H., Hertz P. et al.)// 1980, Astrophys.J., v. 240, p.

8. Гриндлэй и др. 1984 (Grindlay J., Hertz P., Steiner J., et al.)// 1984, Astrophys.J., v.282, L

9. Джаккони и др., 1971 (Giacconi R., Kellog E., Gorenstein P., et al.)// 1971, Astrophys.J., V.165, p.

10. Майер и др. 2000 (Meyer F., Liu B. F., Meyer-Hofmeister E.)// 2000, Astron. Astrophys., 361, 175 Макароне, 2003 (Maccarone T.)// 2003, Astron. Astrophys. 409, 697 МакКлинток, Ремиллард 2003 (McClintock J., Remillard R.)// 2003, astro-ph/0306213 Mao 2001 (Mao Sh.)// 2001, astro-ph/0108

11. Мерегетти и др. 1995 (Mereghetti S., Barret D., Stella L. et al.)// 1995, Astron. Astrophys., 302,

12. Мольков и др. 2000 (Molkov S., Grebenev S., Lutovinov A.)// 2000, Astron. Astophys., v.357,p.

13. Мюрдин и др. 1980, (Murdin P., et al.)// 1980, Astron. Astrophys., 87, 292 Миллер, Хоман 2003 (Miller J., Homan J.)// 2003, ATEL 135 Орош 1998 (Orosz J.)// 1998, lAUC 7009 Орош и др. 2002 (Orosz J., Grott P., van der KlissM., et al.)// 2002, Astrophys. J., 568, 845 Павлинский и др. 1994 (М. Pavlinsky, S. Grebenev, R. Sunyaev)// 1994, Astrophys. J., 425, 110 Пачински, 1991 (Paczinski B.)// 1991, Astrophys .J., 371, 63L. Пачински, 1996 (Paczinski B.)// 1996, Acta Astronomica, 314,

14. Родригез и др. 2003 (Rodriguez J., Corbel S., Tomsick J.)// 2003, Astrophys. J. 595, 1032 Сванк и др. 1977 (Swank J., Becker R., Boldt E., et al.)// 1977, Astrophys.J., v. 212, p. 73. 114

15. Форман и др. 1978 (Forman W., Jones C, Cominsky L.)// 1978, Astron. Astrophys. Suppl. Sen, v.38,p.

16. Рентгеновский монитор МОХЕ и его оптимизация 8.

17. Внешний вид и конструкция летного детектора МОХЕ. Обозначены сверху по часовой стрелке: входная апертура, газовый клапан, электроды координатно-чувствительного слоя детектора, оболочка гелиевого конуса, защита боковой части детектора, входное окно координатно-чувствительного слоя детектора, механическая структура, поддерживающее входное окно детектора. 127

19. Полное число быстрых рентгеновских транзиентов на все небо (залитая область), в зависимости от интегрального потока: а) на уровне чувствительности Skywatcher за 1 сек наблюдений сплошная линия; б) за 1000 сек штриховая линия. 130

20. Зависимость сигнала в рентгеновском и гамма- детекторах в зависимости от типа события. Вверху гамма-всплеск, внизу рентгеновская Q вспышка с тепловым спектром. Q PCA/RXTE Sep 15, 1999 (WljnaiLde. тап der KUE 20OO)- ASM/RXTE 4тгв11-Ъу-dwell data Ariel V stmulatlon HEAO-1 simulBUon OuOO LOO Й.ТВ ОЛ0 IL25 D.«<l MAX! aimulaUon SkyTvatcher simulation _+4- .+t-< WrW.,,., Puc.3.

21. Вверху экспериментальная кривая блеска вспышки V4641 Sgr; в середине модельные восстановленные кривые блеска для нескольких мониторов; внизу модельная кривая блеска, восстановленная по данным ASM/RXTE, ASMAriel-V, НЕЛО-1, MAXI, Skywatcher. 131

22. Арефьев и др. 19906 (Арефьев В., Бугров В., Волчанский А. и др.)// 19

23. Приборы и техника эксп., №4.

24. Арефьев и др. 2003 (Arefiev V., Priedhorsky W., Borozdin К.)// 2003, Astrophys. J., V.586. P.1

25. Павлинский и др. 2000a (Павлинский M.H., Мазов П. А., Гребенев А. и др.) 2000а, Препринт ИКИ РАН Пр-2

26. Павлинский и др. 20006 (Павлинский М.Н.,Мазов П.А., Гребенев А., Деханов И.А.) 20006, Препринт ИКИ РАН, Пр-2

27. Пирро и др. 1998 (Piro. L., Amati L., Antonelli L., et al.) 1998, Astron. Astrophys., V.331, L.

28. Таам и др. 1993 (Taam R., Woosley S., Weaver T. and Lamb D.)// 1993, Astrophys. J, V.413.P.324 Фронтера и др. 2000 (Frontera F., Amati L., Costa E. et al.) 2000, Astrophys. J. Supp., V.127. P.59. Чен и др. 1997 (Chen W., Shrader C Livio M.) 1997, Astrophys. J., V.491. P.

29. Штромайер и др. 1998 (Strohmayer Т., Fenimore E., Murakami Т., et al.) 1998 Astrophys. J. V.500. P.873. 133

30. Обсуждены механизмы возникновения пекулярных кривых блеска на больших временных масштабах. Проведена оптимизация схемы рентгеновского монитора для наблюдения быстрых рентгеновских транзиентов, основываясь на результатах моделирование предложенная характеристик схема должна рентгеновского обеспечить монитора пп. 1,

31. Проведено и показано, что с ряд достоинств, по сравнению существующими и планируемыми в ближайшем будущем экспериментами. 139