Жесткие сильно поглощенные источники рентгеновского излучения тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИКО-ТЕХНИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. А.Ф. ИОФФЕ

КРАСИЛЬЩИКОВ АЛЕКСАНДР МИХАЙЛОВИЧ

ЖЕСТКИЕ СИЛЬНО ПОГЛОЩЕННЫЕ ИСТОЧНИКИ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ: МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОЦЕССОВ АККРЕЦИИ И НАБЛЮДЕНИЯ НА КОСМИЧЕСКИХ ЛАБОРАТОРИЯХ CHANDRA, INTEGRAL, SWIFT

Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастроном и я

На правах рукописи

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации па соискание ученой степени кандидата физико-математических паук

Сап кч^Петербу р г 2006

Работа выполнена в Физико-техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН.

Научный руководитель доктор физико-математических наук,

профессор Быков A.M.

Официальные оппоненты доктор физико-математических наук

Птускин B.C.

кандидат физико-математических наук

Пальшин В. Д.

Ведущая организация ГАО РАН

Защита состоится Ж. 2006 г. в на заседании Дис-

сертационного совета Д 062.205ЮГ при Физико-техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН по адресу: 194021, Санкт-Петербург, ул. Политехническая, 26.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе РАН.

Автореферат разослан 2006 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета

кандидат физико-математических наук

^.O^TCAVW-

_J_Орбели А.Л.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы диссертации.

Жёсткие сильно поглощенные рентгеновские источники - это лажный класс источников, наблюдательное изучение которых стало возможно толе.ко сейчас, с появлением телескопов, способных строить изображения в диапазоне энергий выше 10-15 кэВ. Характерной чертой этих источников является мощное энерговыделепие при падении (аккреции) вещества па гравитиругощий компактный объект: белый карлик, нейтронную звезду или чёрную дыру (включая сверх массивные чёрные дыры в ядрах галактик).

Изучение физических процессов в аккреционных источниках представляет важную проблему, поскольку по эффективности выделения энергии они намного превосходят иные известные источники энерговыделения и, в частности, термоядерные источники энергии в звёздах. Аккреционные источники являются яркими об1>ектами по всех наблюдаемых диапазонах спектра. Наблюдение таких источников в различных спектральных диапазонах (прежде всего, в рентгеновском и гамма-диапазонах), а также их теоретическое моделирование, является исключительно важным, поскольку позволяет судить о свойствах вещества и физических процессах внутри и п окрестности компактных объектов. Физические процессы в этих источниках происходят в экстремальных условиях, недостижимых в земных лабораториях: в сильных гравитационных полях, сильных (до Ю10 — 1013 Гс) магнитных полях, при высоких температурах и плотностях.

Изучение аккреционных источников в галактических компактных объектах позволяет делать выводы об эволюции звездного населения Галактики, а изучение внегалактических аккреционных источников в ядрах галактик позволяет накладывать существенные ограничения на параметры современных космологических моделей.

Цели работы.

Целью диссертации является изучение аккреционных источников излучения посредством теоретического и численного моделирования и с помощью наблюдений на современных орбитальных и наземных телескопах в различных диапазонах электромагнитного спектра.

Конкретно, целями диссертации являются:

1. Исследование источников жесткого нетенлового рентгеновского излучения в полях остатков сверхновых 7-Cygni и 1С 443 (которые ассоциируются с гамма-источниками, обнаруженными камерой CGnO EGRET) путем их наблюдения в рентгеновском диапазоне и анализа mi toro вол новых архивных данных.

2. Исследование источника жесткого нетеплового рентгеновского излучения, возможно, связанного с ускорением частиц при взаимодействии мощных ветров массивных молодых звезд в активной области звездообразования NGC 6334, путем наблюдения в рентгеновском диапазоне и анализа многоволновых архивных данных.

3. Исследование физических процессов в аккреционной колонке вблизи поверхности за магниченной нейтронной звезды. Построение численной модели аккреционной колонки и изучение динамики аккреционного потока

и формирования ударного фронта в аккреционной колонке над поверхностью звезды. Поиск режимов аккреции, позволяющих ядрам С, N, О достигать поверхности нейтронной звезды без разрушения в реакциях скалывания.

Новизна работы.

1. Впервые построены изображения поля остатка сверхновой 7-Cygni в жёстких диапазонах от 20 до 80 кэВ и изучена «го пространственная структура. В северо-западной части 7-Cygni обнаружен и локализован с точностью до 4 полый точечный источник реш-генопского излучения

IGR. J2018 1-4043, вероятно, являющийся активным ядром ранее неизвестной галактик», проецирующейся на поле 7-Cygni. Этот источник может быть ассоциирован с мощным пеотождествлёппым га мм а-источником 3EG J2020 14017.

2. В активной области звездообразования NGC 6334 в диапазоне до S0 кэВ обнаружен новый жёсткий рентгеновский источник, вероятно, являющийся активным ядром ранее неизвестной галактики, проецирующейся на поле NGC 6334.

3. Впервые построена численная модель нестационарной суб-эддипгтоиовской колонковой аккреции на замаши челну ю нейтронную звезду. В рамках этой модели впервые изучена динамика формирования и эволюция бесстол кповительпой ударной волны в аккреционной колонке вблизи поверхности звезды. Найдены режимы аккреции, при которых ядра С, N, О в падающем потоке могут достигать поверхности звезды без разрушения в реакциях скалывания.

Достоверность научных результатов.

Достоверность результатов, полученных путём обработки и анализа дан-пых наблюдений космических и наземных телескопов, подтверждается истолкованием методов обработки наблюдательных данных, разработанных и применяемых п ведущих обсерваториях мира, к росс-калибровкам и между различными приборами, а также сотрудничеством с разработчиками и создателями использованных телескопов.

Достоверность результатов, полученных аналитически и численным моделированием, подтверждается испол1>зовапием общепризнанных математических и численных методов в рамках физических приближений, применимость которых ограничена четко сформулированными критериями. Метод Годунова, использованный при моделировании аккреционного потока, имеет надёжное математическое обоснование и применяется в газодинамических расчётах уже более сорока лет. Скорости основных физических процессов п аккреционном потоке вычислены па основе сечений этих процессов, рассчитан пых методами квантовой электродинамики. Там, где это возможно, результаты численных расчетов сверены с теоретическими формулами, полученными в различных предельных случаях.

Практическая значимость работы.

Результаты работы, связанные с наблюдениями аккрецирующих о&1>ектоп, важны для понимания природы конкретных жёстких поглощённых источников и, в частности, для идентификации самого яркого из неотождествлёпных

гам ма-источ п и коп 3EG J2020-I-4Q17, а также в целом для проверки современных представлений о строении и эволюции активных ядер галактик.

В рамках современных моделей взаимодействия остатков сверхновых и мощных ветров массивных звёзд ранних спектральных классов полученные результаты позволяют дать ограничения на параметры межзвёздной среды в исследованных о&ьектах.

Результаты работы, относящиеся к моделированию аккреции па замаг-пичеииую нейтронную звезда важны для теории аккреции па компактные объекты и представляют интерес для интерпретации наблюдаемых спектров излучения рентгеновских двойных систем с нейтронной звездой. Кроме того, эти результаты важны для моделирования рентгеновских вспышек первого типа и интерпретации наблюдений таких вспышек. Основные положения, выносимые на защиту.

1. Построение нестацио!тарной модели суб-эддингтоповской аккреции па за-магпичеппую нейтронную звезду. Изучение динамики формирования и эволюции ударной волны в аккреционной колонке вблизи поверхности звезды. Демонстрация возможности эффективной трансформации кинетической энергии аккреционного потока в циклотронное излучение. Определение режимов аккреции, при которых значительная доля падающего вещества может достигать поверхности звезды без разрушения в реакциях скалывания.

2. Получение изображений поля остатка сверхновой "y-Cygni в жестких рентгеновских диапазонах от 20 до SO кэВ и построение мозаичных карт остатка с размером ячейки около 5'. Обпаружепие и локализация с точностью до 4" жёсткого источника IGR J20181 4043, возможно, связанного с пеотождествлёппым гамма-источником 3EG J2020-H017. Интерпретация источника IGR J201S + 4043 как аккрецирующего активного ядра галактики с космологическим красным смещением z < 0.1. Обпаружепие протяженного источника нетеплового оптического и радиоизлучения в области взаимодействия остатка 7-Cygni с ветром массивной молодой звезды HD 193322.

3. Обнаружение и исследование структуры жёсткого рентгеновского излучения активпой области звездообразования NGC 6334 п диапазоне от 0.5 до 80 кэВ. Вывод о том, что вероятными источниками наблюдаемого жесткого излучения являются а) сильно поглощенный внегалактический радиоисточник NGC 6334В, ассоциируемый с аккрецирующим активным ядром галактики, и б) диффузный источник NGC 6334А, связанный с излучением энергичных электронов в области столкновения ветров массивных звёзд ранних спектральных классов.

Апробация работы и публикации.

Результаты, вошедшие в диссертацию, получены в период с 1998 по 2006 г. и изложены в 11 печатных работах (включая 6 статей в реферируемых журналах). Результаты диссертационной работы были представлены па международных конференциях: ТЪе 3rd INTEGRAL Workshop "The Extreme Universe" (Taormina, Italy, 1998), Joint European and National Astronomy Meeting (JENAM-2000; Москва, 2000), Committee on Space Research Scientific Assembly (COSPAR-2006; Beijing, China, 2006); на всероссийских конференциях: Физика нейтронных звёзд (NS-2001; Санкт-Петербург, 2001), Астро-

физика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2001, НЕА-2002; Москва, 2001, 2002), а также па семиггарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН (Санкт-Петербург, 1098-2006), па семинаре теоретического отдела Института теоретической и экспериментальной физики (Москва, 2001), па семинаре Центра обработки данных обсерватории INTEGRAL (Geneva, Switzerland, 2001), на семинаре Астрофизического института университета г. Тюбинген (Tübingen, Germany, 2002).

Структура и объем диссертации.

Диссертация состоит из введения, четырёх глав, заключепия и приложения, содержит 100 страниц печатного текста, п том числе 35 рисунков, б таблиц и список литературы, включающий 145 наименований.

ОСНОВНОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении сформулирован[.I цели и задачи диссертации, обоснована актуальность работы и её новизна, а также достоверность полученных результатов, приведены положения, выносимые на защиту.

Глава 1 П0СПЯ1 цена описанию орбитальной гамма-обсерватории INTEGRAL.

В разделе 1.1 дан обзор характеристик телескопов, установленных на обсерватории INTEGRAL, и программы наблюдений, проводимых на пей.

Гамма-обеерватория INTEGRAL [23] введена в строй п октябре 2002 года. Она состоит из трёх приборов, наблюдающих небо в жестких рентгеновских и гамма-лучах: спектрометра SPI (20 кэВ - 8 МэВ), камеры IBIS имеютцей пизкоэпергичиый (ISGRI, 15 - 250 кэВ (12J) и высокоэпергичпый (PICsIT, 0.2 - 10 МэВ) детекторы, и рентгеновского монитора JEM-X (3 - 35 кэВ) [14].

Особенность телескопов обсерватории INTEGRAL состоит в испол(>зопа-нии кодирующих масок, что позволяет строить изображения наблюдаемых объектов в диапазоне выше 10 кэВ, по приводит к существенным трудностям при обработке и интерпретации данных.

Программа наблюдений па обсерватории INTEGRAL состоит из наблюдений, проводимых научным советом обсерватории iCore Program), и наблюдений, проводимых в рамках открытого конкурса (Announcements of Opportunity), в котором могут участвовать все заинтересованные лица.

В разделе 1,2 на примере наблюдений камерой ISGRI» монитором JEM-X поля галактического остатка сверхновой 1С 443 продемонстрирован!л некоторые особенности и трудности, возникающие при интерпретации данных наблюдений телескопом с кодирующей маской.

Глава 2 посвящена наблюдениям жёсткого источника в поле остатка сверхповой 7-Cygni. В этой главе дан краткий обзор современных представлений о структуре 7-Cygni, проанализированы наблюдательные данные о 7-Cygni, полученные п различных спектральных диапазонах, и сделаны выводы о структуре и природе жёстких источников в поле этого остатка.

Остаток сверхновой 7-Cygni (G78.2 I 2.1) - это протяженный источник размером около градуса, наблюдаемый п широком диапазоне энергий от радио-до гамма-излучения. Этот остаток расположен в богатой источниками области Лебедя, содержащей массивные газо-пылевые комплексы, поблизости от мощной звёздной ассоциации Cygnus ОВ2. Остаток 7-Cygni был открыт в 1977 году как радиооболочка |2,9J.

Остатки сверхновых являются наиболее вероятны ми источниками космических лучей. Взаимодействие нуклонпой составляющей космических лучей с межзвёздной средой может приводить к рождению тг°-мезонов, распад которых сопровождается гамма-излучением ¡1J. В поле 7-Cygni присутствует источник жесткого гамма-изучения 2CG 078+2 (2EG J2020f4026 / 3EG J2020+-4017 / GEV J2020 + 4043) - самый яркий из пеотождествлёп-пых источников, наблюдённых камерой CGRO-EGRET. Поэтому, наряду с остатком сверхновой 1С 443, остаток 7-Cygni считается вероятным источником гамма-излучения от взаимодействия нуклонной составляющей галактических космических лучей [21] с межзвёздным газом. Поток излучения источника 3EG J2020 f 4017 п диапазоне выше 100 МэВ составляет около 1.2-1СГ6 фот см-2 с-1 (7,2lj. Пространственное разрешение гамма-телескопов недостаточно для надёжной идентификации источников, находящихся в плоскости Галактики, поэтому нельзя исключить интерпретацию 3EG J2020+4017 как точечного источника, например, аккрецирующего активного ядра галактики (подавляющее большинство идентифицированных источников EGRET является активными ядрами галактик). Несмотря па интенсивные поиски в окрестности номинальной позиции 3EG J2020+4017 (в том числе, направленные наблюдения в нескольких радиодиапазопах и в рентгеновском диапазоне до 8 кэВ), источник так и не был обнаружен [4,22j. В представленной диссертации предложена новая идентификация гамма-источника 3EG J2020 f 4017.

В период с 2003 по 2005 год поле 7-Cygni многократно наблюдалось камерой INTEGRAL ISGRI. Суммарная экспозиция 7-Cygni в полностью кодированном поле зрения ISGRI составила около 1.5 млн. секунд. По этим данным был и впервые построены изображения остатка в жёстких спектраль-IH.IX диапазонах 20-40 кэВ и 40-80 кэВ с разрешением около 6'. Рентгеновская карта 7-Cygni содержит несколько ярких локализованных излучающих сгустков, имеющих размер 1СУ — 2СУ. Самый яркий сгусток (далее - источник IGR J2018 \ 4043) находится в северо-западной части остатка, неподалёку от яркой звезды HD 193322, относящейся к классу 09V. Расстояния до 7-Cygni и до HD 193322 |16] совпадают в пределах ошибок, что позволяет рассматривать взаимодействие негра этой звезды с остатком как потенциальный источник наблюдаемого жёсткого излучения. На эту же возможность указывает и наличие яркого протяженного источника излучения в линии |OIII| (5010 А), также находящегося в северо-западной части остатка [15J. Анализ архивных данных, полученных телескопом ASGA в поле 7-Cygni, указывает на наличие жёсткого источника, положение которого совпадает с положением источника IGR J2018+4043. Следует, однако, заметить, что источник, обнаруженный ASGA, находился па краю поля зрения камеры GIS, что внесло дополнительную пеопределёнпость в его параметр!л (в том числе, в положение, угловой размер и форму). Дополнительный анализ архивных данных о 7-Cygni, полученных камерой RXTE PGA, позволяет построить совместный спектр всего остатка (камера PGA не имеет пространственного разрешения и собирает сигнал из круглой апертуры диаметром около градуса). Такой комбинированный спектр может быть описан степеппым законом с изломом на энергии 11.1±1.2 кэВ. При меньших энергиях показатель спектра равен 2.0±0.4, а при больших энергиях он равен 1.2±0.4. Модель также содержит лоренцевскую линию с энергией 6.2±0.04 кэВ и шириной 1.0±0.2кэВ, которая

может указывать па наличие п поле зрения РСА пеотождестплёппого аккрецирующего источника (например, активного ядра галактики), излучающего п смещённой линии железа. Экстраполяция такого спектра п диапазон ISGRI не противоречит суммарному потоку, наблюденному ISGRIот трёх наиболее ярких источников в поле 7-Cygni.

С 26 по 30 марта 2006 годи окрестность источника IGR J2018+ 4043 была наблюдена телескопом Swift XRT. В поле XRT обнаружен жёсткий точечный источник с координатами 20:18:38.55 +40:41:00.4 (J2000, ошибка локализации - 4".2). Спектр »того источника может бить описан степенным законом с показателем Г = l.l+{¡;jj, а наблюденный поток излучения в диапазоне 0.5-10.0 кэВ составляет 3.4^(5;^ х 10~12 эрг см~2 c_t. Таким образом, найденный источник может быть отождествлён с источником IGR J2018 14043, посколр.ку их свойства и положения согласуются в пределах погрешностей. Карта окрестности источника IGR J2018 I 4043 в мягком и жёстком peirrre-повских диапазонах приведена tía рис, 1. Экстраполяция рентгеновского спектра IGR J2018+4043 в гамма-диапазон камеры EGRET ляш^ поток излучения, совместимый с наблюденным потоком от гамма-источника GEV J20201 4043. Поскольку в рассматриваемом поле имеются вариации гамма-фона и присутствуют ещё два гамма-источника па расстоянии менее 3° от IGR J2018 I 4043, точность локализации EGRET может быть существенно хуже номинальной. Указанные факторы позволяют говорить о вероятном совпадении этих источников, несмотря па расстояние 0°.31, разделяющее их поминальные позиции.

В силу того, что поданным обсерватории Swift положение IGR J2018I 4043 определено с высокой точностью, был произведён поиск этого источника в архивных данных в радио-, инфракрасных и оптических диапазонах. По данным телескопа VLA, полученным па частоте 1.4 ГГц, обнаружен радиоисточник, состоящий из точечной и протяжённой составляющих, положение которых не противоречит положению IGR J20181 4043. Суммарная плотность потока излучения от этого источника составляет около 480 мЯк при среднем уровне шума около 5 мЯп. Разрешение телескопа VLA в конфигурации "D" недостаточно для падежного разделения точечного источника и протяженной структуры, которая сама по себе может быть интерпретирована как область взаимодействия остатка сверхновой 7-Cygni с ветром массивной звезды IID 103322. В каталоге источников инфракрасного излучения, наблюдённых обсерваторией MSX [0] па длине волны 8.28 мкм, обнаружен источник с плотностью потока излучения 88±9 мЯп, совпадающий по положению с IGR J2018H043. При анализе данных инфракрасного обзора 2MASS [20| и оптического обзора POSS-II |18Г обнаружен сильно поглощенный источник, совпадающий по положению с IGR J2018 I 4043 и имеющий протяженность около 10". Величина этого источника п стандартных инфракрасных фильтрах, определённая с учётом его протяженности, составляет J — 13.0, Н — 11.5, Ks — 10,7. Плотность потока излучения IGR J2018 I 4043 п красном фильтре POSS-II (6500-7000 А) составляет около 0.27 мЯн, а п инфракрасном фильтре POSS-II (7350-8750 А) - около 0.76 мЯп. В голубом фильтре POSS-II (37505500 А) источник не обнаружен из-за сильного галактического поглощения.

На основе полученных данных об IGR J201814043 было построено спектральное распределение энергии этого источника от радио- до гамма-диапазо-

INTEGRAL ISGRI 40-80 keV

50:00.0

.НО 183322 45Л0 0

u ..

В VS^? 40Л0.0

35:00.0

«ЭОЯО.О

«ооя 25Я0.0

ywl«XRT2-« MV

sofloа

«¡оов.

20:00.0

:* HD IMSU ■ '

44 то . + :

«Я00 15 ЛОЛ

40:40 ЛОЛ

МОО.О : / юлол

жло.о VLAbeam

М:00.[» ■a ' О

05 ЛОЛ

ЭО.О 20;19:00.0 30.0 «¿0

ЛОЛ ЭОЛ : 21ЛО.О ЗОЛ 2020:00.0 30.0 19Я0.0 ЭОЛ 18:00 JO 1730,

Рис. 1: Изображение окрестности источника IGR J2018+4043 в диапазоне 40-80 кэВ, построедное по данным камеры INTEGRAL ISGRI, с наложенными контурами плотности рядиопотока на частоте 1.4 ГГц, наблюденного яа телескопе VLA. Светлый и тёмный пиксели ISGR1 соответствуют значимости детектирования 3,6 с и 3.8 а. Контуры радиопотока соответствуют линейной шкале от 9 до 73 мЯн на лучок. Белым крестиком отмечено положение источника IGR J2018+4043, определенное но данным обсерватории Svnft. На врезке дана карта интенсивности излучения, полученная по данным телескопа Swift XRT в диапазоне 2-8 кэВ.

на, учитывающее сильное галактическое поглощение (Ау « 0.8) в направлении на IGRJ2018 1-4043.

Оцененная по данным обсерватории Swift лучевая концентрация водорода в направлении на IGR J20181-4043 составляет ÍVh = х 1022 см^2, что

в 2-3 раза превышает значения Nu, типичные для поля остатка 7-Cygni. Таким образом, вероятнее всего, источник IGR J2018 f 4043 находится дальше, чем остаток сверхновой 7-Cygni, и не связан с этим остатком. Спектральное распределение энергии, излучаемой IGR J20181 4043, имеет вид, типичный для активного ядра сейфертовской галактики, которое конвертирует энергию аккреции в петепловое излучение релятивистских электронов. Более конкретно, двухпиковая структура спектра IGR J20181 4043 весьма схожа со спектрами блазаров, которые обычно интерпретируются в рамках си их ротрог шоком птопопс кой модели |8]. В таком случае протяженную составляю!г(ую источника, наблюденную в оптических и инфракрасных диапазонах, можно интерпретировать как родителтлкую галактику, содержащую активное ядро. Её наличие позволяет дать ограничение г < 0.1 па космологическое красное смещение IGR J2018 (-4043.

Глава 3 посвящена наблюдениям жёсткого источника в поле активной области звездообразования NGC 0334. В этой главе дан краткий обзор современных представлений о структуре NGC G334, проанализированы данные об NGC 6334, полученные в различных спектральных диапазонах, и сделаны выводы о структуре и природе жёсткого рентгеновского источника в поле этой активной области звездообразования.

NGC G334 имеет болометрическую светимость L>Hj ~ 1.0-10QLa и ассоциируется с гигантским моле куля pi hjm облаком, масса которого составляет Aïfiofui ~ l-C'10'Aív). Многочисленные наблюдения в радио- И инфракрасном диапазонах позволили установить наличие сложной структуры NGC 6334, состоящей из нескольких хорошо локализован пых звездообразующих ядер. Массивные звездообразующие ядра расположены вдоль сдпой оси и образуют хребет размером около 20'хЗ', вероятно, связанный с аналогичной структурой молекулярного облака [13|.

В период с 2003 по 2004 год поле NGC 6334 неоднократно наблюдалось камерой INTEGRAL ISGRI. Суммарная экспозиция в полностью кодируемом поле ISGRI составила около 420 тыс. секунд. По этим данным впервые были построены карты поля NGC 6334 в жёстких диапазонах до 80 кэВ и обнаружен жёсткий источник с потоком излучения (1.8±0.37)х10~11 эрг см-2 с-1 в диапазоне 20-60 кэВ, спектр которого может быть описан степенным законом с показателем 7— 0.0±0.3.

Неопределённость положения жёсткого источника, обнаруженного ISGRI, составляет несколько минут. Поэтому для отождествления источника данные ISGRI были проанализированы совместно с архивными данными высокого разрешения, полученными камерой Chandra AGIS в диапазоне 0.2-8.0 кэВ, а также архивными радиодаппыми на частоте 1.4 ГГц и оптическими данными в фильтре R. Анализ данных обсерватории Chandra позволил установить, что поле NGC 6334 состоит из множества излучающих сгустков, в основном расположенных вдоль хребта NGC 6334. Спектральный анализ наиболее мощных сгустков, положение которых совместимо с положением источника ISGRI, выявил два из них — NGC 6334В и NGC 6334А — в качестве капди-

датов в источники жуткого рентгеновского излучения.

Точечный источник NGC 6334В имеет внегалактическую природу. Согласно радиодагшым, полученным при наблюдениях: этого источника п линии HI, расстояние до пего составляет по меньшей мере С кпк |17]. Согласно спектральным данным обсерватории Chandra, лучевая концентрация водорода п направлении па NGC 6334В приблизительно равна 102:{ см-2, что существенно выше значений N// < 3-1022 см-2, типичных для поля NGC 6334, и также указывает на внегалактическую природу этого источника. Спектральные характеристики NGC 6334В n широком диапазоне энергий согласуются с параметрами, типичными для сильно поглощенных аккрецирующих внегалактических источников, которые ассоциируются с активными ядрами галактик. Кроме того, NGC 6334В демонстрирует радио переменность па масштабах около года [17], что также весьма характерно для актив!илх ядер галактик.

Протяжённая НИ-область NGC 6334А является частью активной области звездообразования NGC 6334. Согласно данным инфракрасных и радиопа-блюдетшй, в области NGC 6334А имеется мощный (болометрическая светимость ~2.5'10г' Л(;)) высокоскоростной биполярный источник излучения в дальнем инфракрасном диапазоне и мощный НоО-мгиер, а также ряд объектов Хербига-Аро и четко очерченная радиооболочка размером около 15" , которую можно интерпретировать как ударный фронт, созданный либо молодым остатком сверхновой, либо мощным ветром молодой звезды класса 07V5. Для проверки гипотезы о наличии молодого остатка сверхпопой в облаке NGC 6334 в спектре рентгеновского излучения, полученном камерой ISGRI, был произведён поиск линий нестабильного па энергиях 67.9 кэВ и 78.4 кэВ. Результатом этого поиска явился верхний предал па уровне Зсг, составляющий 2.1-10 5 фот см~2 с-1 в обеих линиях. Полученный предел соответствует верхнему пределу массы ^Ti, произведённого сверхпопой, равному 2.3'10_(i Mo- Это намного меньше типичных теоретических значений для сверхновых моложе 100 лег [10,24]. Таким образом, существование в поле NGC 6334А молодой сверхновой с высокой вероятностью исключено.

Глава 4 посвящена моделированию аккреции ira замапшченную нейтронную звезду. Краткий обзор существующих моделей аккреции дан в разделе 4.1. В разделе 4.2 представлена численная модель суб-эддингтоновской колонковой аккреции па замаптиченпую нейтронную звезду.

Нейтронные звезды представляют собой распространенный класс астрофизических объектов: их доля в звёздном населении Галактики оценивается как Ю-3. Согласно современным теоретическим представлениям и интерпретации результатов наблюдений молодых радиопулт-саров (с возрастом меньше нескольких миллионов лет), значительная част:, нейтронных звёзд обладает сильным (В ~ 10ш-10,а Гс) магнитным полем.

Источником вещества, аккрецировапного на нейтронную звезду, может быть как межзвёздная среда, сквозь которую движется аккрецирующая звезда, так и звезда-ком паш>оп (если аккрецирующая нейтронная звезда находится в двойной системе). Если звезда^ компаньон испускает сильный ветер, аккреция может происходит!» непосредственно из этого ветра; в противном случае вещество звезд! л-до нора переполняет полость Ронта этой звезды, пе-

ретекает через точку Лаграпжа и формирует аккреционный диск вокруг нейтронной звезды.

Аналитические и численные модели аккреции па компактные объекты строятся с середины 60-х годов XX века (см. пионерские работы [3] и [19)). Основными вопросами теории аккреции па нейтронную звезду являются вопросы о механизмах энерговыделения и переноса излучения в аккреционной колонке и в частности, вопрос о наличии в колонке ударной волны. Ароне и др. (см. |11| и ссылки в этой работе) построили детальные модели существенно сверхъэддингтоновской радиационно-доминированной аккреции и в рамках этих моделей изучили динамику аккреционного потока и возникающих в нем ударных волн.

В представленной диссертации построена и изучена одномерная модель нестационарной суб-эддингтоновской аккреции, имеющей скорость А/ — 1015-Ю1« г с-1, на нейтронную звезду с магнитным полем В* — 5х10ш-101:! Гс. В отличие от большинства предшествовавших работ, наличие ударных волн в колонке изначально не постулируется, а является результатом эволюции рассматриваемой системы. Особенность работы состоит в построении гидродинамического кода, основанного на методе Годунова, который позволяет исследовать разрывные течения и, в частности, описывать динамику удар-пых волн. Модель последовательно учитывает кинетику электронно-ионных потоков в сильном магнитном поле. Магнитное поле п колонке считается заданным; связанные с ним процессы взаимодействия вещества и излучения играют важней! ну го роль в эволюции аккреционного потока.

Основными параметрами модели являются масса нейтронной звезды А/* и её радиус г*, а также величина магнитного поля В* па её магнитном полюсе и скорость аккреции на единицу площади основания аккреционной колонки М/Аа.

Эволюция потока, движущегося вдоль силовых линий диполытого магнитного поля нейтронной звезды, описывается системой газодинамических уравнений:

'•'IМ*'»^ И

|:(г1[А«(е, + (з)

где массовая плотность р ~ рв 4- р,, давление р = р; +рс, н 23 обозначают объемные плотности силы и скорости энерговыделения, а 5 = г, е обозначает сорт частиц.

Слагаемые Т и описывают физические процессы в аккреционной колонке, обусловленные гравитацией, обменом энергии между электронами и ионами в кулоновских столкновениях с возбуждением электронных уровней Ландау и при рассеянии па малые углы, тормозное излучение электронов па ионах и электронах, однократные комнтоиовские процессы и перепое излучения в широкой циклотронной линии. В качестве граничных условий рассмотрено втекание в колонку холодного свободно падающего вещества и наличие

: о.оз г Ь> <"""0.13 t„ : i

: М=3-1016 / /г/с : i ! 1

: В=3-101г? Гс i !

/ г 0.18 t.r| 1 19-4 i,r

tlt=5.2-l0-ec J i ■ ■ • ■".....i

2 3 4 5 6

1 б (высота, см)

Рис. 2: Эволюция аккреционного потока для случая В» = З'Ю12 Гс, Л/ = 3-1016 г с"*: а) ■зависимость высоты ударной волны от времени; Ь) эволюция профиля скорости потока.

плотной и топкой атмосферы нейтронной звезды, п которой скорость аккреционного потока падает до пуля. Считалось, что и начальный момент врем(*-тш аккреционная колонка заполнена холодным газом и не содержит ударных поли.

Для численного интегрирования системы (1)-(3) использован модифицированный метод годунопского типа (ёмкостная схема по типу Ле Века с расщеплением), позволяющий изучать динамику ударных волн с одновременным аккуратным учётом микроскопических процессов обмена энергией между компонентами потока па различных масштабах времени.

Численные расчёты, проведённые в рамках построенной модели, показали, что па временах порядка Ю-5 с в колонке развиваются сильные ударные волны. Эти волны совершают устойчивые колебания около своих положений равновесия с периодами порядка Ю-5 с, затухающие за время порядка Ю-3 с. Рассчитанные профили течения демонстрируют устойчивые и сильные ударные волны, которые тормозят и нагревают аккреционный поток. Па таких волнах ионы нагреваются намного сильнее, чем электроны, поскольку в ионах содержится основная часть кинетической энергии потока. Однако при дальнейшем движении к поверхности нагретые ионы отдают значительную часть своей энергии электронам, которые, в свою очередь, выделяют её в виде циклотронных и тормозных фотонов и отдают нерезопапепым фотонам при комптоповском рассеянии. В большинстве случаев степень сжатия на фронтах несколько превосходит 4 (максимальное значение для нерелятивнстских однож ид костных ударных волн) из-за слаборелятивистских изменений ад и а-

батического индекса ионов, нагретых до температуры в несколько десятков МэВ.

Пример эволюции положения ударной волны в аккрециогшой колонке и профиля скорости аккреционного потока приведён па рис. 2 для случая В, ~ 3-Ю12 Гс, М - 310líí Г с"1, Ао - 1010 см2.

Важным свойством модели является трансформация значительной доли потока энергии вещества в энергию фотонов оптически толстой электронной циклотронной линии. Давление запертого циклотронного излучения существенно влияет на динамику аккреционного потока. Сильное торможение и эффективное охлаждение потока в оптически тонком режиме п колонке приводит к тому, что до поверхности звезды доходит лини, около половины энергии аккреционного потока.

В теории рентгеновских вспышек первого типа, происходящих на поверхности нейтронных звезд, важным является вопрос О наличии по вспыгпечпой области ядер С, N, О как катализаторов термоядерного горения водорода. В случае, когда аккреционный поток тормозится п атмосфере нейтронной звезды, ядра С, N, О разрушаются, не достигая поверхности звезды [5|. Для построенных моделей суб-эддингтоиовского аккреционного потока найдены такие режимы аккреции, когда значительная часть ядер С, N, О может достичь поверхности нейтронной звезды без разрушения в реакциях скалывания, и таким образом, катализировать рентгеновские вспышки первого типа па поверхности нейтронной звезды.

В приложении дан список использованных сокращений, описана методика вычисления скорости обмена энергией п электрон по-ионных столкновениях с возбуждением электронных уровней Ландау в сильном магнитном поле, а также приведены списки проанализированных экспозиций полей 7-Cygni, 1С 443 и NGC 6334 в поле телескопов INTEGRAL ISGRIи INTEGRAL JEM-X.

В заключении сформулированы основные результаты работы, приведён список публикаций, содержащих описание основных результатов, и список цитированной литературы.

ОСНОВНЫЕ ВЫВОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ РАБОТЫ

1. В результате наблюдений поля остатка сперхновой 7-Cygni гамма-обсерваторией INTEGRAL впервые получены изображения остатка сверхновой в жёстких рентгеновских диапазонах от 20 кэВ до 80 кэВ. В северозападной части 7-Cygni п диапазоне до 80 кэВ обнаружен источпик жёсткого излучения IGR J2018H 4043.

2. В результате наблюдений северо-западной части 7-Cygni обсерваторией Swift обнаружен и локализован с точностью до 4" жёсткий рентгеновский источник, имеющий координаты 20:18:38.55 40:41:00.4 (J2000). Он может быть отождествлён с источником IGR J2018 [ 4043.

3. Источпик IGR J2018 I 4043 имеет аккреционную природу. Вероятнее всего, он является активным ядром близкой (z < 0.1) галактики, которое проецируется на поле 7-Cygni (с меньшей вероятностью этот источпик может быть галактическим микрокпазаром). Однако область взаимодействия остатка с ветром массивной молодой звезды HD 103322 также может вносить вклад и жёсткое излучение 7-Cygni, зарегистрированное камерой

ISGRI, и в радиоизлучение, обнаруженное телескопом VLA.

4. По результатам наблюдений поля остатка сверхновой 1С 443 монитором INTEGRAL JEM-Xобнаружены избытки излугелия «диапазонах 6-10 кэВ и 10-20 кэВ. Эти избытки пространственно коррелируют с источниками, наблюденными обсерваториями BeppoSAXи ХММ-Newton в диатиюне до 10 кэВ.

5. В результате наблюдений галактической активной области звездообразования NGC 6334 гамма-обсерваторией INTEGRAL обнаружен источник жёсткого рентгеновского излучения с петепловым спектром, который тянется по крайней мере до 100 кэВ.

6. Проведённый мпоговолновой анализ области NGC С334 позволил заключит!., что обнаруженный жёсткий источник можно отождествит]> как с фоновым внегалактическим радиоисточпиком NGC 0334В, проецирующимся на область NGC 6334, так и с протяженной НП-областыо NGC 6334А, ассоциирующейся с ярким инфракрасным источником и раднооболочкой.

7. Построена одномерная численная модель нестационарной аккреции вещества в колонке пад полярной областью замашичепной нейтронной звезды. В рамках этой модели установлено наличие ударных воли в аккреционном потоке и исследована их временная эволюция.

8. Часть энергии аккреционного потока трансформируется в циклотронное излучение в оптически толстой линии, давление которого существенно влияет па торможение потоков плазмы. При этом значительная часть кинетической энергии потока выделяется в виде излучения, не достигая дна колонки.

СПИСОК РАБОТ, ОПУБЛИКОВАННЫХ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. Bykov A.M., Bloemen II., Ivanchik A.V., Konstantinov A.N., Krassilchtchikov A.M., Lazarev V.E. Can we observe nuclear gamma-ray lines from accreting objects with INTEGRAL? // Astrophysical Letters and Communications — 1999. - V. 38. - P. 285-289.

2. Быков A.M., Красильщиков A.M. Об аккреции на за магниченную нейтронную звезду // Научно-технические ведомости СПбГПУ — 2003. — Вып. 4. - С. 139-142.

3. Быков A.M., Красильщиков A.M. О динамике потоков, аккрецирующих па замагпиченпую нейтронную звезду // Письма и астрономический жу|>-пал - 2004. - Т. 30. - С. 351-361.

4. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Bloemen II., Chevalier R.A., Gustov M.Yu., Hermsen W., Lebrun F., Lozinskaya T.A., Rauw G., Smirnova T.V., Stumer S.J., Swings J.-P., Terrier R., Toptygin I.N. Hard X-ray Emission Clumps in the 7-Cygni Supernova Remnant: an INTEGRAL-ISGRI View // Astronomy and Astrophysics — 2004. — V. 427. — P. L21-L24.

5. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Lebrun F., Renaud M., Terrier R., Bloemen H., McBreen В., Courvoisier T.J.-L., Gustov M.Yu., Hermsen W., Leyder J.-C., Lozinskaya T.A., Rauw G., Swings J.-P. INTEGRAL detection of hard X-rays from NGC 6334: Nonthermal emission from colliding winds or an AGN? // Astronomy and Astrophysics — 2006. — V. 449. - P. 917-923.

6. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Kennea J., Pavlov G.G.,

Dubner G.M., Giacani E.B., Bloemen H., Hermsen W., Kaastra J., Lebrun F., Renaud M., Terrier R., DeBecker M., Rauw G., Swings J.-P. On the nature of the hard X-ray source IGR J2018 14043 // Astrophysical Journal — 2006.

- V. 649. — P. L21-L24.

7. Быков A.M., Красилыциков A.M. О су б-эддипгтоиопской аккреции на замагиичеппую нейтронную звезду // Тезисы докладов международной конференции европейских астрономических союзов (JENAM-2000).

- Москва, 2000. — С. 63.

8. Красильщиков A.M., Быкоп A.M. Модель суб-эддипгтоповской аккреции на замагпиченнуто нейтронную звезду // Тезисы докладов международной конференции "Физика нейтронных звёзд"- — Санкт-Петербург, 2001.

- С. 27.

9. Быков A.M., Красильщиков A.M. Модель суб-эддипгтоповской аккреции на замапшчеппую нейтронную звезду // Тезисы докладов всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-

2001)". - Москва, 2001. - С. 10.

10. Быков A.M., Красильщиков A.M. О динамике потоков, аккрецирующих на замагпичепную нейтронную звезду // Тезисы докладов всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-

2002)". - Москва, 2002, - С. 6.

11. Kennea J., Pavlov G.G., Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Lebrun F., Bloemen H., Hermsen W., Kaastra J. Swift XRT detection of the INTEGRAL ISGRI source IGR J20181 4043 // Astronomer's Telegram. — 2006. - Atel #788.

ЛИТЕРАТУРА, ЦИТИРУЕМАЯ В АВТОРЕФЕРАТЕ

(X| Березипский B.C., Буланов С.В., Гинзбург В.Л., Догель В.А., Птус-

кип B.C. Астрофизика космических лучей // М., "Наука". — 1990. [21 Лозинская Т.А. // Письма в астрономический журнал. — 1977. — Т. 3.

- С. 306-309.

[31 Зельдович Я.Б. // Доклады АН СССР. — 1964. — Т. 155. — С. G7-70. [4] Becker W., Weisskopf М.С., Arzoumanian Z., et al. // Astrophys. J. — 2004.

- V. 615. - P. 897-907.

[5| Bildsten L., Salpeter E.E., Waaserman I. // Astrophys. J. - 1992. — V. 384.

- P. 143-176.

[61 Egan M.P., Price S.D., Kraemer K.E. // Bull. Amer. Astron. Soc. — 2003. —

V. 203. - M. 58.07. [7| Esposito J.A., Hunter S.B., Kanbach G., et at. // Astrophys. J. — 1996. —

V. 461. — P. 820-827. [81 Ghisellini G. // Nucl. Phys. B. - 2004. - V. 132. - P. 76-85. 9 Higgs L., Landecker Т., Roger R. // Astron. J. — 1977. — V. 82. — P. 718-724.

[10] Iwamoto K., Brachwitz F., Nomoto, K., et al. // Astrophys. J. Suppl. — 1999.

- V. 125. - P. 439462.

[Ill Klein R.I., Arons J., Garrett J., Hsu J.J.-L. // Astrophys. J. — 1996. — V. 457. - P. L85-L88.

(121 Lebrun F., Leray J.P., Lavocat P., et al. // Astron. Astrophys. — 2003. —

V. 411. —P. L141-148. 1131 Lough ran L., McBreen B., Fazio G.G., et al. // Astrophys. J. — 108G. —

V. 303. - P. 629-637. [141 Lund N., Budtz-Joergensen C., Westergaard N.J., et al. // Astron. Astrophys.

- 2003. - V. 411. - P. L231-L238.

|15 Mavromatakis F.J/ Astron. Astrophys. — 2003. — V. 408. - P. 237-243. [16] MeKibben W.P., Bagnuolo W.G., Jr., Gies D.R., et al., // Proe. Astron. Soc.

Pacif. - 1998. - V. 110. - P. 900-905. [171 Moran J.M., Rodriguez L.F., Greene B., et al. // Astrophys. J. — 1990. -

V. 348. — P. 147-152. [181 Reid I.N., Brewer C., Brucato R.J., et al. // Proc. Astron. Soc. Paeif. - 1991.

-V. 103.-P. 661-674. |19] Sal peter E.E._// Astrophys. J. - 1964. - V. 140. - P. 796-800. 20 Skrutskie M.F., Cutri R.M., Stíenmg R., et al. // Astron. J. — 2006. -

V. 131. - P. 11G3-1183. [211 Sturner S.J., Dermer C.D. // Astron. Astrophys. — 1905. - V. 293. — P. L17 L20.

[22] Weisskopf M.C., Swartz D.A., Carramiñana A., et al. // ArXiv. — 2000. -as tro-ph/0606596.

[23] Winkler C., Courvoisier T., Di Coceo G., et al. // Astron. Astrophys. — 2003.

- V. 411. - P. L1-L6.

[24] Woosley S.E., Weaver T.A. // Astrophys. J. Suppl. - 1995. - V. 101. -P. 181-235.

Лицензия ЛР №020593 от 07.08.97

Подписано в печать 16.10.2006. Формат 60x84/16, Печать цифровая. Усл. печ, л, 1,0. Тираж 100. Заказ 877Ь.

Отпечатано с готового оригинал-макета, предоставленного автором, в Цифровом типографском центре Издательства Политехнического университета, 195251 .Санкт-Петербург, Политехническая ул., 29. Тел.: 550-40-14

Тел./факс: 297-57-76

0 Введение

0.1 Актуальность темы диссертации.

0.2 Цели работы.

0.3 Новизна работы.

0.4 Достоверность полученных результатов

0.5 Положения, выносимые на защиту

1 Гамма-обсерватория INTEGRAL

1.1 Телескопы обсерватории INTEGRAL.

1.2 Особенности наблюдений на обсерватории INTEGRAL на примере остатка сверхновой 1С

1.2.1 Наблюдения 1С 443 камерой INTEGRAL ISGRI

1.2.2 Наблюдения 1С 443 монитором INTEGRAL JEM-X .1G

1.2.3 Выводы.

2 Жёсткий источник в поле остатка сверхновой 7-Cygni

2.1 Наблюдения 7-Cygni камерой INTEGRAL ISGRI.

2.2 Наблюдения 7-Cygni на обсерваториях ASCA и RXTE 2.3 Аиализ многоволновых данных о 7-Cygni

2.4 Дополнительные данные о северо-западной части 7-Cygni, полученные камерой INTEGRAL ISGRI

2.5 Наблюдения северо-западной части 7-Cygni телескопом Swift XRT

2.6 Архивные оптические и радиодапные о северо-западной части 7-Cygni

2.7 Анализ и интерпретация мпоговолиовых данных о жёстком источнике в северо-западной части 7-Cygni

2.8 Выводы.

3 Жёсткий источник в поле активной области звездообразования NGC

3.1 Наблюдения NGC 6334 камерой INTEGRAL ISGRI

3.2 Наблюдения NGC 6334 монитором JEM-X.

3.3 Наблюдения NGC 6334 камерой Chandra ACIS.

3.4 Анализ и интерпретация многоволновых данных об NGC

3.5 Выводы.

4 Аккреция на замагниченную нейтронную звезду

4.1 Краткий обзор моделей аккреции на нейтронную звезду.

4.1.1 Модель Шапиро и Солнитсра.

4.1.2 Модель Лапгсра и Раппопорта.

4.1.3 Модели Аронса и Клейна.

4.2 Суб-эдцингтоновская аккреция.

4.2.1 Основные предположения и допущения.

4.2.2 Основные параметры и уравнения.

4.2.3 Физические процессы в аккреционной колонке

4.2.4 Методика моделирования.

4.2.5 Основные результаты моделирования.

4.2.6 Разрушение ядер С, N, О в аккреционном потоке.

4.2.7 Выводы.

Последняя четверть прошлого века и начало века нынешнего ознаменованы стремительным прогрессом рентгеновской и гамма-астрономии. Земная атмосфера непрозрачна для рентгеновского и гамма-излучения, и прогресс в наблюдениях связан, в частности, с прогрессом космической техники, в настоящее время позволяющей с высокой точностью выводить на околоземную орбиту телескопы весом в десятки тони, а также с прогрессом электронно-вычислительной техники, позволяющей в реальном времени передавать на Землю и обрабатывать многомерные массивы данных размером в десятки гигабайт.

В наши дни многочисленные орбитальные телескопы строят детальные карты неба как в мягком, так и в жестком рентгеновском диапазоне, что позволяет изучать спектральные и временные характеристики излучения различных типов источников на масштабах от отдельных вырожденных звёзд до скоплений галактик.

Возрастающий объём и детальность наблюдательной информации требуют построения количественных моделей источников жёсткого излучения, а результаты моделирования зачастую требуют переосмысления уже некогда проинтерпретированных наблюдательных данных и стимулируют поиск новых свойств у уже изученных ф объектов.

Источниками жесткого излучения в континууме и в линиях могут быть как точечные (вырожденные звезды, активные ядра галактик), так и протяженные объекты (скопления галактик, скопления молодых звезд, остатки сверхновых звёзд, взаимодействующие с межзвёздной средой).

0.1 Актуальность темы диссертации

Жёсткие сильно поглощенные рентгеновские источники - это важный класс источников, наблюдательное изучение которых стало возможно только сейчас, с появлением телескопов, способных строить изображения в диапазоне энергий выше 10-15 кэВ. Характерной чертой этих источников является мощное энерговыделение при падении (аккреции) вещества на гравитирующий компактный объект: белый карлик, нейтронную звезду или чёрную дыру (включая сверхмассивные чёрные дыры в ядрах галактик).

Изучение физических процессов в аккреционных источниках представляет важную проблему, поскольку но эффективности выделения энергии они намного превосходят иные известные источники эперговыделения и, в частности, термоядерные источники энергии в звёздах. Аккрециониые источники являются яркими объектами во всех наблюдаемых диапазонах спектра. Наблюдение таких источников в различ-^ ных спектральных диапазонах (прежде всего, в рентгеновском и гамма-диапазонах), а также их теоретическое моделирование, является исключительно важным, поскольку позволяет судить о свойствах вещества и физических процессах внутри и в окрестности компактных объектов. Физические процессы в этих источниках происходят в экстремальных условиях, недостижимых в земных лабораториях: в сильных гравитационных полях, сильных (до Ю10 - 1013 Гс) магнитных полях, при высоких температурах и плотностях.

Изучение аккреционных источников в галактических компактных объектах позволяет делать выводы об эволюции звездного населения Галактики, а изучение внегалактических аккреционных источников в ядрах галактик позволяет накладывать существенные ограничения па параметры современных космологических моделей.

0.2 Цели работы

Целью диссертации является изучение аккреционных источников излучеиия посредством теоретического и численного моделирования и с помощью наблюдений на современных орбитальных и наземных телескопах в различных диапазонах электромагнитного спектра.

Конкретно, целями диссертации являются:

1. Исследование источников жесткого иетеплового рентгеновского излучеиия в поле остатков сверхновых 7-Cygni и 1С 443 (которые ассоциируются с гамма-источпиками, обнаруженными камерой CGRO EGRET) путем их наблюдения в рентгеновском диапазоне и анализа многоволновых архивных данных.

2. Исследование источника жесткого иетеплового рентгеновского излучеиия, возможно, связанного с ускорением частиц при взаимодействии мощных ветров массивных молодых звезд в активной области звездообразования NGC 6334, путем наблюдения в рентгеновском диапазоне и анализа многоволповых архивных данных.

3. Исследование физических процессов в аккреционной колонке вблизи поверхности замагниченпой нейтронной звезды. Построение численной модели аккреционной колонки и изучение динамики аккреционного потока и формирования ударного фронта в аккреционной колонке над поверхностью звезды. Поиск режимов аккреции, позволяющих ядрам С, N, О достигать поверхности нейтронной звезды без разрушения в реакциях скалывания.

0.3

Новизна работы

1. Впервые построены изображения поля остатка сверхновой 7-Cygni в жёстких диапазонах от 20 до 80 кэВ и изучена его пространственная структура. В северо-западпой части 7-Cygni обнаружен и локализован с точностью до 4" новый точечный источник рентгеновского излучения IGR J2018+4043, вероятно, являющийся активным ядром ранее неизвестной галактики, проецирующейся на ноле 7-Cygni. Этот источник может быть ассоциирован с мощным пеотождеств-лёпным гамма-источником 3EG J2020+4017.

2. В активной области звездообразования NGC 6334 в диапазоне до 80 кэВ обнаружен новый жёсткий рентгеновский источник, вероятно, являющийся активным ядром рапсе неизвестной галактики, проецирующейся па ноле NGC 6334.

3. Впервые построена численная модель нестационарной суб-эддингтоновской колонковой аккреции на замагниченную нейтронную звезду. В рамках этой модели впервые изучена динамика формирования и эволюция бесстолкновителыюй ударной волны в аккреционной колонке вблизи поверхности звезды. Найдены режимы аккреции, при которых ядра С, N, О в падающем потоке могут достигать поверхности звезды без разрушения в реакциях скалываиия.

0.4 Достоверность полученных результатов

Достоверность результатов, полученных путём обработки и анализа данных наблюдений космических и наземных телескопов, подтверждается использованием методов обработки наблюдательных данных, разработаных и применяемых в ведущих обсерваториях мира, кросс-калибровками между различными приборами, а также сотрудничеством с разработчиками и создателями используемых телескопов.

Достоверность результатов, полученных аналитически и численным моделированием, подтверждается использованием общепризнанных математических и численных методов в рамках физических приближений, применимость которых ограничена четко сформулированными критериями. Метод Годунова, использованный при моделировании аккреционного потока, имеет надёжное математическое обоснование и используется в газодинамических расчётах уже более сорока лет. Скорости основных физических процессов в аккреционном потоке вычислены на основе сечений этих процессов, рассчитанных методами квантовой электродинамики. Там, где это возможно, результаты численных расчетов сверены с теоретическими формулами, полученными в различных предельных случаях.

0.5 Положения, выносимые на защиту

1. Построение нестационарной модели суб-эддингтоновской аккреции на замаг-1 ниченную нейтронную звезду. Изучение динамики формирования и эволюции ударной волны в аккреционной колонке вблизи поверхности звезды. Демонстрация возможности эффективной трансформации кинетической энергии аккреционного потока в циклотронное излучение. Определение режимов аккреции, при которых значительная доля падающего вещества может достигать поверхности звезды без разрушения в реакциях скалывания.

2. Получение изображений поля остатка сверхновой 7-Cygni в жестких рентгеновских диапазонах от 20 до 80 кэВ и построение мозаичных карт остатка с размером ячейки около 5'. Обнаружение и локализация с точностью до 4" жёсткого источника IGR J2018+4043, возможно, связанного с неотождествлённым гамма-источником 3EG J2020+4017. Интерпретация источника IGR J2018+4043 как аккрецирующего активного ядра галактики с космологическим красным смещением г < 0.1. Обнаружение протяженного источника нетеплового оптического и радиоизлучения в области взаимодействия остатка 7-Cygni с ветром

9 массивной молодой звезды HD 193322.

3. Обнаружение и исследование структуры жёсткого рентгеновского излучения активной области звездообразования NGC 6334 в диапазоне от 0.5 до 80 кэВ. Вывод о том, что вероятными источниками наблюдаемого жесткого излучения являются а) сильно поглощенный внегалактический радиоисточник NGC 6334В, ассоциируемый с аккрецирующим активным ядром галактики, и б) диффузный источник NGC 6334А, связанный с излучением энергичных электронов в области столкновения ветров массивных звёзд ранних спектральных классов.

1 Основные результаты работы

1. В результате наблюдений поля остатка сверхновой 7-Cygni гамма-обсерваторией INTEGRAL впервые получены изображения остатка сверхновой в жёстких рентгеновских диапазонах от 20 кэВ до 80 кэВ. В северо-западной части 7-Cygni в диапазоне до 80 кэВ обнаружен новый источник жёсткого излучения IGR J2018+4043.

2. В результате наблюдений северо-западной части 7-Cygni обсерваторией Swift обнаружен и локализован с точностью до 4" жёсткий рентгеновский источник, имеющий координаты 20:18:38.55 +40:41:00.4 (J2000). Он может быть отождествлён с источником IGR J2018+4043.

3. Вероятнее всего, источник IGR J2018+4043 является активным ядром близкой (z < 0.1) галактики, которое проецируется на поле 7-Cygni (с меньшей вероятностью этот источник может быть галактическим микроквазаром). Однако область взаимодействия остатка с ветром массивной молодой звезды HD 193322 также может вносить вклад в жёсткое излучение 7-Cygni, зарегистрированное камерой ISGRI, и в радиоизлучение, обнаруженное телескопом VLA.

4. Несмотря на значительную экспозицию поля 1С 443, по техническим причинам пи один источник в этом поле не может быть надёжно детектирован камерой INTEGRAL ISGRI.

5. По результатам наблюдений ноля остатка сверхновой 1С 443 монитором INTEGRAL JEM-X обнаружены избытки излучения в диапазонах 6-10 кэВ и 10-20 кэВ. Эти избытки пространственно коррелируют с источниками, наблюденными обсерваториями BeppoSAX и XMM-Newton в диапазоне до 10 кэВ.

6. В результате наблюдений галактической активной области звездообразования NGC 6334 гамма-обсерваторией INTEGRAL обнаружен источник жёсткого рентгеновского излучения с нетенловым спектром, который тянется по крайней мере до 100 кэВ.

7. Проведённый мпоговолновой анализ области NGC 6334 позволил заключить, что обнаруженный жёсткий источник можно отождествить как с фоновым внегалактическим радиоисточником NGC 6334В, проецирующимся на область NGC 6334, так и с протяженной НН-областыо NGC 6334А, ассоциирующейся с ярким инфракрасным источником и радиооболочкой.

8. Построена одномерная численная модель нестационарной аккреции вещества в колонке над полярной областью замагниченной нейтронной звезды. В рамках этой модели установлено наличие ударных волн в аккреционном потоке и исследована их временная эволюция.

9. Часть энергии аккреционного потока трансформируется в циклотронное излучение в оптически толстой линии, давление которого существенно влияет на торможение потоков плазмы. При этом значительная часть кинетической энергии потока выделяется в виде излучения, не достигая диа колонки.

2 Список публикаций, содержащих описание основных результатов диссертации

1. Bykov A.M., Bloemen Н., Ivanchik A.V., Konstantinov A.N., Krassilchtchikov A.M., Lazarev V.E. Can we observe nuclear gamma-ray lines from accreting objects with INTEGRAL? // Astrophysical Letters and Communications, 1999, v.38, p.285-289.

2. Быков A.M., Красильщиков A.M. О суб-Эддингтоповской аккреции на за-магниченную нейтронную звезду // Тезисы докладов международной конференции европейских астрономических союзов (JENAM-2000), Москва, 2000, с. 63

3. Красильщиков A.M., Быков A.M. Модель суб-Эддингтоновской аккреции на замагниченную нейтронную звезду // Тезисы докладов международной конференции "Физика нейтронных звёзд", ФТИ, Санкт-Петербург, 2001, с.27

4. Быков A.M., Красильщиков A.M. Модель суб-Эддингтоповской аккреции на замагниченную нейтронную звезду // Тезисы докладов всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2001)", Москва,

2001, с. 10.

5. Быков A.M., Красильщиков A.M. О динамике потоков, аккрецирующих на замагниченную нейтронную звезду // Тезисы докладов всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2002)", Москва,

2002, с. 6.

6. Быков A.M., Красильщиков A.M. Об аккреции па замагниченную нейтронную звезду // Научно-технические ведомости СПбГПУ, 2003, вып. 4, с. 139-142.

7. Быков A.M., Красильщиков A.M. О динамике потоков, аккрецирующих на замагниченную нейтронную звезду // Письма в астрономический журнал, 2004, т. 30, ном. 5, с. 351-361.

8. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Bloemen H., Chevalier R.A., Gustov M.Yu., Hermscn W., Lebrun F., Lozinskaya T.A., Rauw G., Smirnova T.V., Sturner S.J., Swings J.-P., Terrier R., Toptygin I.N. Hard X-ray Emission Clumps in the 7-Cygni Supernova Remnant: an INTEGRAL-ISGRI View // Astronomy and Astrophysics, 2004, v. 427, p. L21-L24.

9. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Lebrun F., Renaud M., Terrier R., Bloemen H., McBrccn В., Courvoisier T.J.-L., Gustov M.Yu., Hcrmsen W., Leyder J.-C., Lozinskaya T.A., Rauw G., Swings J.-P. INTEGRAL detection of hard X-rays from NGC 6334: Nonthermal emission from colliding winds or an AGN? 11 Astronomy and Astrophysics, 2006, v. 449, p. 917-923.

10. Kennea J., Pavlov G.G., Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Lebrun F., Bloemen H., Hermsen W., Kaastra J. Swift XRT detection of the INTEGRAL ISGRI source IGR J2018+4043 // The Astronomer's Telegram, 2006, Atel #788.

11. Bykov A.M., Krassilchtchikov A.M., Uvarov Yu.A., Kennea J., Pavlov G.G., Dubner G.M., Giacani E.B., Bloemen H., Hermsen W., Kaastra J., Lebrun F., Renaud M., Terrier R., DeBecker M., Rauw G., Swings J.-P. On the nature of the hard X-ray source IGR J2018+4043 // The Astrophysical Journal Letters, v. 649, p. L21-L24.

Заключение

1. Бсрсстсцкий В.Б., Лифшиц Е.М., Питаевский Л.П., 1980, Квантовая электродинамика, М., "Наука".

2. Бисноватый-Коган Г.С., Фридман A.M., 1969, Астрономический Журнал, 46, 721

3. Блинников С.И., Лозинская Т.А., Чугай Н.Н., 1987, Итоги Науки и Техники, сер. Астрономия, 32, 142

4. Быков A.M., Красильщиков A.M., 2004, Письма в Астрономический Журнал, 30, 351

5. Великович А.Л., Либерман М.А., 1987, Физика ударных волн в газах и плазме. М.: "Наука"

6. Годунов С.К., 1959, Математический сборник, 47, 271

7. Годунов С.К., Забродин А.В., Иванов М.Я. и др., 1976, Численное интегрирование многомерных задач газовой динамики. М.: "Наука"де Гроот С.Р., ван Лёвен В.А., вап Верт Ч.П., 1983, Релятивистская кинетическая теория: принципы и применения. М.: "Мир"

8. Железняков В.В., 1997, Излучение в астрофизической плазме. М.: "Янус-К".

9. Забродин А.В., Прокопов Г.П., 1998, Вопросы Атомной Науки и Техники, сер. "Мат. моделирование физических процессов вып.З, с.З.

10. Зельдович Я.Б., 1964, Доклады АН СССР, 155, 67

11. Зельдович Я.Б., Шакура Н.И., 1969, Астрономический Журнал, 42, 225

12. Лозинская Т.А., 1977, Письма в Астрономический Журнал, 3, 306

13. Лозинская Т.А., 1986, Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики, М.: "Наука"

14. Лозинская Т.А., Правдикова В.В., Фипогенов А.В., 2000, Письма в Астрономический Журнал, 26, 102

15. Шкловский И.С., 1984, Звезды: их рождение, жизнь и смерть, М.: "Наука"

16. Aharonian F.A., Sunyaev R.A., 1984, MNRAS, 210, 257

17. Arnaud K.A., 1996, Astronomical Data Analysis Software and Systems V, eds. Jacoby G. and Barnes J., ASP Conf. Series, 101, 17

18. Arons J., Klein R.I., Lea S.M., 1987, ApJ, 312, 666

19. Asaoka I., Aschcnbach В., 1994, A&A, 284, 573

20. Barthelmy S.D., 2000, Proc. SPIE, 4140, 50

21. Basko M.M., Sunyaev R.A., 1976, MNRAS, 175, 395

22. Bcckcr W., Wcisskopf M.C., Arzoumanian Z., et al., 2004, ApJ, 615, 897

23. Bcckmann V., Gchrcls N., Shradcr C.R., Soldi S., 2006, ApJ, 638, 642

24. Bildsten L., Salpeter E.E., Wasserman I., 1992, ApJ, 384, 143

25. Blackburn J.K., 1995, Astronomical Data Analysis Software and Systems IV, ASP Conference Series, 77, 367

26. Bocchino F., Bykov A.M., 2000, A&A, 362, L29

27. Bocchino F., Bykov A.M., 2001, A&A, 376, 248

28. Bocchino F., Bykov A.M., 2003, A&A, 400, 203

29. Braun A., Yahel R.Z., 1984, ApJ, 278, 349

30. Buckley J.H., Akerlof C.W., Carter-Lewis D.A. et al., 1998, A&A, 329, 639

31. Burton M.G., Hollenbach D.J., Haas M.R., et al., 1990, ApJ, 355, 197

32. Burrows D.N., et al., 2000, Proc. SPIE, 4140, 64

33. Bussard R.W., 1980, ApJ, 237, 970

34. Bykov A.M., 2001, Space Science Reviews, 99, 317

35. Bykov A.M., 2003, A&A, 410, L5

36. Chcrnyakova M., Walter R., Courvoisicr Th.J.-L., 2004,1.troduction to the INTEGRAL data analysis, vers. 4.2,http: //isdc.unige.ch/Soft / download/osa/osasw/osasw-4.2/doctree.html

37. Chevalier R.A., 1999, ApJ, 511, 798

38. Dwarakanath K.S., Udaya Shankar N., 1990, Journal of Astrophysics and Astronomy, 11, 323

39. Egan M.P., Price S.D., Kraemer K.E., 2003, AAS, 203, 58.07

40. Esposito J.A., Hunter S.D., Kanbach G., et al., 1996, ApJ, 461, 820

41. Ezoe Y., Kokubun M., Makishima K., et al., 2006, ApJ, 638, 860

42. Fabian A.C., 2004, in: Coevolution of Black Holes and Galaxies. Editor L.Ho, Cambridge University Press, 447

43. Fender R.P., 2005, in: Compact Stellar X-ray Sources. Ed. W.H.G. Lewin and M. van der Klis, Cambridge University Press, 2005, astro-ph/0303339.

44. Fesen R.A., Kirschner R.P., 1980, ApJ, 242, 1023

45. Filliatre P., Chaty S., 2004, ApJ, 616, 469

46. Frank J., King A., Raine D.J., 2003, Accretion Power in Astrophysics, Cambridge University Press

47. Fruscione A., 2004, Chandra Newsletter, 11, 14

48. Gaisser Т., Protheroe R, Stanev Т., 1998, ApJ, 492, 219

49. Gear C.W., 1971, Numerical initial value problems in ordinary differential equations, Englewood Cliffs, N. J.: Prentice-Hall

50. Gehrels N., Macomb D.J., Bertsch D.L., et al., 2001, in: The Nature of Unidentified Galactic High Energy Garnma-ray Sources, eds. A.Carraminana et al., 81

51. Ghisellini G., 2004, Nucl. Phys. B, 132, 76

52. Gehrels N., Michelson P., 1999, Astroparticle Physics, 11, 277

53. Goldwurm A., David P., Foschini L., et al., 2003, A&A, 411, 223

54. Grader R.J., Hill R.W., Stoering J.P., 1970, ApJ, 161, L45

55. Green D.A. 2004, Bulletin of the Astronomical Society of India, 32, 335

56. Hartman R.C., et al., 1999, ApJS, 123, 79

57. Haug E., 1975, Zeitschrift ftir Naturforschung, 30a, 1099van der Heyden K.J., Bleeker J.A.M., Kaastra J.S., 2004, A&A, 421, 1031

58. Higgs L., Landecker Т., Roger R., 1977, AJ, 82, 718

59. Hindmarsh A.C., 1983, ODEPACK: a systematized collection of ODE solvers, in: Scientific Computing, eds. R.S.Stepleman et al., North-Holland Publishers, Amsterdam, p.551.amoto K., Brachwitz F., Nomoto, K., et al., 1999, ApJS, 125, 439

60. Jahoda K., Markwardt C.B., Radeva Y., et al., 2005, astro-ph/0511531, ApJS accepted

61. Jensen P.L., Clausen K., Cassi C., et al., 2003, A&A, 411, L7

62. Jewell P.R., 1999, Bulletin of the American Astronomical Society, 31, 1497

63. Kennea J., Pavlov G.G., Bykov A.M., et al., 2006, The Astronomer's Telegram, 788

64. Klein R.I., Arons J., 1989, Proc. 23rd ESLAB Symp. on Two-Topics in X-Ray Astronomy, Ed. N.White, ESA SP-296, Noordwijk, 1989, 89

65. Klein R.I., Arons J., Garrett J., Hsu J.J.-L., ApJ, 1996, 457, L85

66. Matsuzaki K., Sekimoto Y., KamaeT., et al., 1999, Astronomische Nachrichten, 320, no. 4, 323

67. Marti'J., Perez-Ramirez D., Garrido J.L., et al, 2005, A&A, 439, 279 Mavrornatakis F., 2003, A&A, 408, 237

68. McBrccn В., Fazio G.G., Stier M., Wright E.L., 1979, ApJ, 232, L183

69. McKibben W.P., Bagnuolo W.G., Jr., Gies D.R., et al., 1998, PASP, 110, 900

70. McLean B.J., Greene G.R., Lattanzi M.G., Pirenne.B., 2000, ADASS IX, ASP Conf. Proc., 216, 145.

71. Mills B.Y., 1985, Proc. Astronomical Society of Australia, 6, no. 1, 72 Milne D.K., 1980, A&A, 81, 293

72. Moran J.M., Rodriguez L.F., Greene В., ct al., 1990, ApJ, 348, 147 Muno M.P., Belloni Т., Dhawan V., et al., 2005, ApJ, 626, 1020 Neckel Т., 1978, A&A, 69, 51

73. Nousek J., Townsley L., Broos P., et al, 1999, Proc. HEAD of the AAS, 31, 2617 Оке J.B., 1990, AJ, 99, 1621

74. Olbert C.M., Clearfield C.R., Williams N.E., et al., 2001, ApJ, 554, L205 Pannuti Т., Allen G., Houck J. et al., 2003, ApJ, 593, 377

75. Pence W., 1997, Astronomical Data Analysis Software and Systems VI, A.S.P. Conference Scries, 125, 30

76. Pottschmidt K., Wilms J., Chernyakova M., ct al., 2003, A&A, 411, L383

77. Press W.H., Flannery B.P., Teukolsky S.A., Vetterling W.T., 1993, Numerical Recipes in FORTRAN 77: The Art of Scientific Computing, Cambridge University Press

78. Pringlc J.E., Rccs M.J., 1972, AkA, 21, 1 Raymond J.C., Smith B.W., 1977, ApJS, 35, 419

79. Read S.M., Viola V.E., 1984, Atomic Data and Nuclear Data Tables, 31 no.3 , 359 Reeves J., 2003, ASPC Conf. Series, 290, 35 Reid I.N., et al., 1991, PASP, 103, 661

80. Reisenegger A., Magnetic Fields Across the Hertzsprung-Russell Diagram, ASP Conference Proceedings Vol. 248. Edited by G.Mathys, S.K.Solanki, and D.TAVickramasinghe. San Francisco, 2001, p.469

81. Rho J., Jarrett Т.Н., Cutri R.M., et al, 2001, ApJ, 547, 885

82. Ribo M., 2005, in: Future Directions in High Resolution Astronomy, ASP Conf. Proc.,340, 269

83. Richter M.J., Graham J.R., Wright G.S., 1995, ApJ, 454, 277 Ryle M., Smith F.G., 1948, Nature, 162, 462 Salpeter E.E., 1964, ApJ, 140, 796

84. Salt R.J., Teuben P.J., Wright M.C.H., 1995, ADASS IV, ASP Conf. Ser., 77, 433

85. Sarma A.P., Troland P.H., Roberts D.A., et al., 2000, ApJ, 533, 271

86. Schlegel D.J., Finkbeiner D.P., Davis M., 1998, ApJ, 500, 525

87. Sekimoto Y., Matsuzaki K., Kamae Т., et al., 2000, PASJ, 52, L31

88. Shakura N.I., Sunyaev R.A., 1973, AkA, 24, 337

89. Shapiro S.L., Salpeter E.E., 1975, ApJ, 198, 671

90. Smith R.C., et al., 2003, Bulletin of the American Astronomical Society, 35, 1266

91. Skrutskie M.F., et al., 2006, A J, 131, 1163

92. Sturner S.J., Dermer C.D., 1995, A&A, 293, L17

93. Sturner S.J., Keohane J., Reiiner O., 2004, Adv. Space Res., 33, 429

94. Sturner S.J., Skibo J.G., Dermer C.D., Mattox J.R., 1997, ApJ, 490, 619

95. Swanenburg B.N., Bennett K., Bignami G.F., et al. 1981, ApJ, 243, L69

96. Swank J.H. 1994, Bulletin of the American Astronomical Society, 26, 1420

97. Timmcs F.X., Woosley S.E., Weaver Th.A., 1996, ApJ, 457, 834

98. Tomsick J., Chaty S., Rodriguez J., et al., 2006, astro-ph/0603810

99. Turon C., Creze M., Egret D., et al., 1993, Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires, 43, 5

100. Uchiyama Y., Takahashi Т., Aharonian F.A., Mattox J.R., 2002, ApJ, 571, 866

101. Voges W., 1993, Advances in Space Research, 13 no.12, 391

102. Weisskopf M.C., Swartz D.A., Carraminana A., et al., 2006, astro-ph/0606596

103. White R.L., Long K.S., 1983, ApJ, 264, 196