Жесткое рентгеновское излучение на больших угловых масштабах - фоновое излучение Галактики и внегалактический фон Вселенной тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

□ОЗОБ211

Кривонос Роман Александрович

ЖЕСТКОЕ РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ НА БОЛЬШИХ УГЛОВЫХ МАСШТАБАХ - ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ ГАЛАКТИКИ И ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИЙ ФОН - ВСЕЛЕННОЙ

01.03.02. Астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2007

003052111

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель:

кандидат физ -мат. наук, Ревнивцев Михаил

Геннадьевич (ИКИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор физ -мат. наук, профессор Постное Константин

Александрович (ГАИШ МГУ)

доктор физ.-мат. наук, профессор Гнедин Юрий

Николаевич (ГАО РАН)

Ведущая организация:

Казанский Государственный Университет

/?

Защита диссертации состоится 26 марта 2007 г. в 42- часов на заседании диссертационного совета Д 002.113 02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу:

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

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН

Автореферат разослан 21 февраля 2007 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.02

к.ф.-м.н.

А.Ю.Ткаченко

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Наше понимание окружающей Вселенной значительно расширилось благодаря быстрому развитию наблюдательной астрономии за последние несколько десятков лет. Основной прогресс был достигнут в ранее недоступных, внеатмосферных исследованиях, в том числе в рентгеновском и гамма-диапазонах энергий. Начиная с запусков первых рентгеновских детекторов на ракетах в 1960х годах, появилась возможность непосредственно наблюдать излучение, приходящее из областей, нагретых до температур недостижимых в земных лабораториях или находящихся в специфических условиях межзвездной среды. Были исследованы свойства горячей плазмы на фронтах ударных волн, при перетекании вещества в двойных звездных системах, в нестационарных процессах термоядерного горения на поверхности нейтронных звёзд и белых карликов, а также, при многих других высокоэнергетичных явлениях в межзвездной среде.

Систематическое исследование неба является одним из основных методов астрономии, в том числе рентгеновской. Проведение специализированных обзоров источников рентгеновского излучения позволяет не только открывать новые и систематизировать большое разнообразие уже известных источников, но и применять статистические методы для исследований их распределений в пространстве, что частно дает очень важную информацию о природе этих объектов.

Систематические обзоры всего неба в рентгеновском диапазоне энергий неоднократно проводились различными обсерваториями, в том числе: Ухуру (2-6 кэВ, 1970-1973 гг.), Апе1Л/ (2-18 кэВ, 1974-1980 гг.), НЕА01 (2-10,13-180 кэВ, 1977-1979), РОБАТ (0.1-2.4 кэВ, 1990-1999 гг.), ЯХТЕ (3-20 кэВ, 1996-2002 гг.) и д.р. Как видно, большинство обзоров неба были проведены в области «мягкого» рентгеновского диапазона. Однако, как показали наблюдения, существует большой класс объектов, мягкое рентгеновское излучение которых может быть сильно поглощено в веществе либо межзвездной среды, либо в непосредственной близости от рентгеновского источника. Следовательно, такие объекты будут пропущены в обзорах стандартного рентгеновского диапазона, что приведет к смещенным оценкам общего подсчета источников. Поэтому, в настоящее время, в рентгеновской астрономии большое предпочтение отдается систематическим обзорам неба в области как можно более жесткого рентгеновского диапазона, в том числе на энергиях выше 20-ти кэВ. Однако, регистрация фотонов таких энергий осложнена по ряду причин. Во-первых, фотоны этого диапазона не могут быть сфокусированы способом, ставшим уже привычным для энергетического диапазона 0.5-10 кэВ, - их проникающая сила слишком велика для

1

этого. Приходится применять другие, менее эффективные, методики восстановления изображений. Во-вторых, становится доминирующим роль шумов детекторов.

Последний систематический обзор всего неба в жестком рентгеновском диапазоне был проведен на спутнике НЕА01 в диапазоне 13-180 кэВ с помощью эксперимента А4 более тридцати лет назад. Только сейчас появилась возможность сделать новый обзор всего неба на энергиях жёсткого рентгеновского диапазона, в частности с помощью современной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ.

Ярчайшие источники излучения на рентгеновском небе можно грубо разделить на три основные группы:

1) Компактные объекты в нашей Галактике и яркие активные ядра ближайших галактик. Излучение возникает при аккреции вещества на компактный объект (чёрную дыру, нейтронную звезду или белый карлик). Среди ярких источников рентгеновского излучения в нашей Галактике можно также упомянуть протяжённые источники - такие как остатки вспышек сверхновых.

2) Рентгеновский фон Галактики. Протяжённое излучение образованное, по всей видимости, суммарным излучением большого числа звездных систем малой рентгеновской светимости, таких как коронально активные звёзды и аккрецирующие белые карлики. Излучение концентрируется в плоскости Галактики.

3) Космический Рентгеновский Фон (КРФ). Излучение, приходящее со всех направлений небесной сферы, образованное активными ядрами галактик (АЯГ) на различных красных смещениях.

Данная диссертационная работа посвящена крупномасштабным структурам на рентгеновском небе, а именно - рентгеновскому фону Галактики и ярчайшим активным ядрам близких галактик.

Рентгеновский фон Галактики

Галактический рентгеновский фон (ГРФ) представляет собой протяжённое рентгеновское излучение сконцентрированное в галактической плоскости. Угловой размер этого излучения составяет около 100° по галактической долготе и -2° по широте. В области галактического центра наблюдается характерное утолщение («балдж») с общей протяженностью -5° по галактической широте (Рис. 1). Со времени открытия рентгеновского фона Галактики конкурировали две гипотезы его происхождения. В рамках одной гипотезы предполагалось наличие очень горячего газа в Галактике с температурой >5-10 кэВ, который и дает наблюдаемое рентгеновское излучение. Однако, эта гипотеза сталкивалась с большими трудностями. Основная проблема заключается в том, что такой газ нельзя удержать гравитационным потенциалом галактической плоскости, следовательно, такой горячий газ должен формировать постоянный отток вещества с большой внутренней энергией. Для того, чтобы сделать излучение ГРФ стационарным, в 2

горячую плазму должен постоянно поступать лоток энергии на уровне порядка 1043 эрг/с. Однако, в источник такой энергии в Галактике неизвестен. Несмотря на значительные трудности этой гипотезы, она оставалась рабочей практически с открытия ГРФ и до недавнего времени. Альтернативное объяснение происхождения фонового излучения Галактики, как результат суперпозиции излучения большого числа слабых компактных рентгеновских источников, таких как коро-нзльно активные звезды и катаклизмические переменные, не получила широкого признания из-за недостаточности информации о свойствах популяций этих источников в Галактике.

63 -К1 гк о гс «'о 80

Галактическая долгота

Рис. 1 Карта галактической плоскости, построенная по данным сканирующих наблюдений обсерватории РХТЕ в диапазоне энергий 3-20 кэВ Контуры показывают уровни одинаковой поверхностной яркости, различающиеся в 1.4 раза. Минимальная поверхностная яркость изображённая контуром на карте - 10"11 эрг/с/смг/кв.град. Точечные источники изображены алятнами» с характерным размером 1°. Самая заметная протяжённая область на карте вдоль галактической плоскости, представляет собой фоновое излучение Галактики.

Значительный прогресс в понимании образования рентгеновского фона Галактики был достигнут в последнее время благодаря анализу наблюдательных данных обсерватории КХТЕ (энергетический диапазон 3-20 кэВ). Было показано, что распределение поверхностной яркости ГРФ в диапазоне 3-20 кэВ хорошо согласуется с распределением интенсивности излучения Галактики в инфракрасном диапазоне, которое, в свою очередь, отражает распределение звёздной массы. Таким образом было показано, что излучательная способность единицы объема Галактики в ГРФ прямо пропорциональна плотности звезд-, этом объеме. Функция светимости слабых рентгеновских источников в Галактике, полученная так же при помощи данных обсерватории РЗХТЕ, показала, что излучения уже известных классов галактических источников впопне достаточно для объяснения феномена ГРФ. Доминирующий вкпад в фоновое рентгеновское излучение Галактики дается объектами малой рентгеновской светимости -аккрецирующими белыми карликами и коронально активными звездами. Последние вносят основной вклад в «мягком» участке спектра -на энергиях до 12-15 кэВ. На более высоких энергиях (>20 кэВ), доминирует излучение от двойных систем с белыми карликами, аккрецирующими вещество со звезды-компаньона.

з

Если действительно излучение ГРФ на энергиях >20 кеВ дается аккрецирующими белыми карликами, то можно предсказать форму спектра ГРФ на этих энергиях. Рентгеновское излучение у поверхности белого карлика рождается при превращении кинетической энергии аккрецирующего вещества в тепловую. Скорость падения вещества на поверхность белого карлика зависит от его массы и не превышает -1000 км/с. На некоторой высоте от поверхности белого карлика образуется ударная волна, на которой возникает резкий скачок плотности и температуры газа. Жесткое рентгеновское излучение возникает в оптически тонкой плазме, разогретой до десятков - сотен миллионов градусов за ударной волной. Средняя энергия выходящих фотонов пропорциональна температуре газа, которая, в свою очередь, зависит от скорости падения вещества, и, следовательно, от массы белого карлика. Таким образом, вещество, падающее на белый карлик, не может разогреться до температуры выше некоторой, а значит выходящие фотоны не могут иметь энергию выше некоторой. Если фоновое излучение Галактики в жёстком рентгеновском диапазоне энергий формируется суммарным излучением таких систем, то в спектре ГРФ должен наблюдаться резкий обрыв на энергиях выше 20-ти кэВ.

Фоновое излучение Галактики на энергиях выше 20-ти кэВ изучено достаточно плохо. Спектрометры жесткого рентгеновского диапазона с малым полем зрения были не способны на приемлемом уровне регистрировать слабый поток от ГРФ. Увеличение поля зрения спектрометров приводило к тому, что основной вклад в поток, регистрируемый из области галактической плоскости, давало небольшое число относительно ярких галактических (или внегалактических) источников. Для подробного изучения ГРФ в жестком рентгеновском диапазоне был необходим прибор, обладающий большим полем зрения, и в то же время имеющий способность учитывать вклад излучения ярких точечных источников.

На данный момент, практически единственным научно-исследовательским спутником, способным провести исследование ГРФ в жестком рентгеновском диапазоне, является международная обсерватория ИНТЕГРАЛ. Сочетание характеристик телескопа с кодирующей апертурой IBIS и полупроводникового детектора ISGRI делают этот эксперимент уникальным для исследования галактического фонового излучения в жестком рентгеновском диапазоне энергий.

Космический рентгеновский фон

Космический Рентгеновский Фон (КРФ) представляет собой излучение, приходящее со всех направлений и образованное, предположительно, суммарным излучением большого числа активных ядер галактик (АЯГ) на различных красных смещениях. Регистрируемое фоновое излучение относительно хорошо исследовано в диапазоне

энергий 2-10 кэВ, где было практически полностью объяснено суммарным излучением большого количества АЯГ.

Глубокие (высокочувствительные) обзоры, проведённые на-давно обсерваториями Чандра и XMM-Newton, дали большое количество информации по космологической эволюции АЯГ и росту сверхмассивных чёрных дыр во Вселенной. В частности, было обнаружено уменьшение средней светимости АЯГ с одновременным увеличением их общего числа при переходе от больших красных смещений к малым. Другой важный результат связан с открытием большого числа поглощённых АЯГ на средних и больших красных смещениях. Однако, при всех успехах глубоких обзоров, невозможно построить картину эволюции АЯГ и роста свермассивных черных дыр без отправной точки на красном смещении z=0 (ближняя Вселенная), которую можно получить лишь исследованием всего неба. Для того, чтобы максимально избавиться от эффектов селекции по колонке поглощения, неизбежно присутствующих в прошлых обзорах неба, например, обсерватории ROSAT, необходимо провести обзор неба именно в жестком рентгеновском диапазоне.

Наблюдательный материал диссертационной работы был получен с помощью рентгеновского телескопа IBIS международной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ, накопленный за время работы миссии в 2003-2006 гг. Все результаты, выносимые на защиту, получены лично диссертантом или при его определяющем участии.

Цель работы

Целью данной работы являлось систематическое исследование всего неба в жестких рентгеновских лучах (17-200 кэВ) и построение каталога источников всего неба в этом диапазоне энергий.

Обзор всего неба на энергиях выше 20-ти кэВ выступает наблюдательной основой для исследования излучения компактных источников, фонового излучения Галактики и космического рентгеновского фона.

В рамках исследования фонового излучения Галактики, основной целью являлось определение природы его образования на энергиях выше 20-ти кэВ. Для этого была поставлены следующие задачи: 1) построить распределение поверхностной яркости ГРФ и сравнить её с известным распределением видимой звёздной массы Галактики и межзвёздного газа, 2) получить и исследовать спектр ГРФ на энергиях 20-200 кэВ 3) Оценить объёмную излучательную способность ГРФ и сравнить ее со значением, известным для рентгеновских систем малой светимости в окресностях Солнца (~1027 эрг/сек на массу Солнца).

Основной целью при исследовании космического рентгеновского фона, являлось изучение свойств популяции АЯГ в ближней Вселенной, таких как поверхностная плотность, функция светимости, распределение по значению колонки поглощения, пространственное распределение и их вклад в КРФ.

Научная новизна

Получен каталог источников жесткого рентгеновского излучения из обзора всего неба, выполненного в данной работе по результатам наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ. Чувствительность обзора на порядок величины превышает чувствительность последнего подобного обзора всего неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий, проведенного обсерваторией НЕАО-1.

В рамках обзора всего неба, впервые было зарегистрировано протяженное излучение от расширяющейся оболочки сверхновой КХ и 1713.7-3946 в диапазоне 17-60 кэВ.

Впервые получено распределение поверхностной яркости фонового излучения Галактики в полосе энергий 17-60 кэВ и представлен спектр излучения в диапазоне 17-200 кэВ. Впервые показано, что спектр ГРФ имеет резкий обрыв в области энергий 60-100 кэВ, что согласуется с моделью формирования ГРФ на этих энергиях, как суммарного излучения аккрецирующих белых карликов.

Впервые продемонстрирована анизотропия распределения объёмной плотности АЯГ на малых красных смещениях, показано согласие с крупномасштабным распределением массы в ближней Вселенной.

Научная и практическая ценность работы

Представлен каталог источников, который может быть использован для планирования наблюдений источников жёсткого рентгеновского излучения в других диапазонах электромагнитного спектра.

Статистически чистая подборка активных галактических ядер в близкой Вселенной уже дала возможность получить наилучшую на сегодняшний момент функцию светимости АЯГ в близкой Вселенной. Использование этой подборки для исследований различных корреляций с излучением АЯГ в других областях спектра даст результаты наименее подверженные различным эффектам селекции.

Полученная карта поверхностной яркости фонового излучения Галактики, может быть использована для планирования наблюдений космических обсерваторий. В работе получен спектр ГРФ не доступ-6

ного ранее качества, и, что самое важное, без вклада ярких галактических источников, что представляет собой большую научную ценность, По форме спектра ГРФ удалось оценить среднюю массу аккрецирующих белых карликов в Галактике.

Апробация работы

Результаты, полученные в данной работе докладывались на международных конференциях "Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)" {Москва, Россия, 2004), Симпозиум №230 Международного Астрономического Общества "Populations of High Energy Sources in Galaxies" (Дублин, Ирландия, 2005), "The Obscured Universe" (Москва, Россия, 2006); всероссийских конференциях "Астрофизика высоких энергий - сегодня и завтра" (Москва, Россия, 2005. 2006), IX конференция молодых учёных "Физические Процессы в Космосе и Околоземной среде" (Иркутск, Россия, 2006). Результаты диссертационной работы также были представлены на астрофизических семинарах Института Космических Исследований РАН и Института Астрофизики им, Макса Планка (Германия).

По теме диссертации опубликовано 5 работ.

мКраб[

Рис. 2 Распределение поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне энергий 17-60 кэВ. Карта приведена в галактических координатах. Поток, регистрируемый из Галактического Центра составляет 150 мКраб и соответствует белому цвету на изображении. Неопределенность измерения потока составляет 15 мКраб, что на изображении соответствует синему цвету. Контуры изображают уровни одинаковой поверхностной яркости Галактики в инфракрасном диапазоне на длине волны 4.9 мкм по данным эксперимента COBE/DIRBE. Карта в инфракрасном диапазоне свёрнута с функцией отклика телескопа IBIS как коллиматора на точечный источник.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, трёх частей и заключения. Первая часть разделена на четыре главы, вторая на пять и третья часть содержит четыре главы. Объём диссертации 110 страниц, а том числе 37 рисунков и 3 таблицы. Список литературы содержит 270 наименований.

Содержание работы

Во Введении даётся краткое описание систематических обзоров неба в рентгеновском диапазоне, описывается ряд полученных результатов и нерешённых проблем, ставятся цели и обосновывается актуальность диссертационной работы,

Первая часть диссертации посвящена обзору всего неба по данным международной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ. Приводится описание научных инструментов обсерватории и их пригодность для проведения обзора неба в жёстком рентгеновском диапазоне энергий. В главе 1-2 даётся описание алгоритма восстановления изображения неба методом кодирующей апертуры. Описывается базовый метод обработки наблюдательных данных телескопа IBIS с твёрдотельным детектором ISGRI. В главе 1.3 приводится описание обзора всего неба. Каталог источников представлен в главе 1.4.

Рис. 3 Сравнение профиля поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 *эВ вдоль галактической долготы (заштрихованная область) с профилем яркости Галактики в инфракрасном диапазоне, в излучении молекулярного газа (СО), нейтрального водорода (пиния на длине волны 21 см) и профилем поверхностной яркости Галактики на энергиях выше 100 Мэв по данным инструмента EGRET, обсерватории имени Ком-птона. Последний профиль отражает интенсивность излучения Галактики, в результате взаимодействия частиц космических лучей с атомами межзвёздного газа. Профили свёрнуты с функцией отклика телескопа IBIS как коллиматора на точечный источник

Вторая часть посвящена исследованию фонового излучения Галактики. Чувствительность телескопа IBIS, как телескопа с кодирующей апертурой, к протяженным объектам, размер которых значительно превышает угловое разрешение телескопа, очень мала. Поэтому, потребовалось существенно модифицировать методику анализа наблюдательных данных телескопа, описанию которой посвящена глава 2.2. Результаты анализа приведены в главе 2.3 и могут быть сведены к следующим пунктам. 1) построена карта поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 кэВ (см. Рис. 2); 2) получен спектр галактического фона в диапазоне 20200 кэВ (Рис. 4); 3) в спектре обнаружен резкий обрыв на энергиях -50 кэВ, который подтверждает гипотезу образования ГРФ в результате суммарного излучения слабых рентгеновских источников (в данном диапазоне энергий - промежуточных поляров и поляров); 4) используя модели излучения аккрецирующего белого карлика различной массы и аппроксимируя ими полученный спектр ГРФ, получена оценка на среднюю массу аккрецирующего белого карлика в Галактике (Рис. 4, справа): ~ 0.5 массы Солнца. Глава 2 4 посвящена обсуждению полученных результатов, которые позволяют сделать вывод о происхождении ГРФ. Сравнивается пространственное распределение интенсивности фона в рентгеновском диапазоне с известным распределением возможных источников ГРФ, а именно звездного населения Галактики и межзвездного газа. Показано, что карта излучения в диапазоне 17-60 кэВ хорошо согласуется только с распределением поверхностной яркости в спектральном интерзале инфракрасного диапазона (-5 мкм). Основной вклад в излучение Галактики в этом диапазоне дается излучением маломассивных звезд поздних спектральных классов К-М. На Рис. 3 показано сравнение морфологии ГРФ с другими протяженными компонентами излучения Галактики: молекулярный газ, нейтральный водород, а также показана карта гамма-излучения Галактики на энергиях выше 100 МэВ, являющегося результатом взаимодействия частиц космических лучей высоких энергий с межзвездной средой. Как видно из рисунка, измеренная поверхностная яркость ГРФ не согласуется с распределением межзвездного газа в Галактике, а более соответствует распределению звездной массы. Среди полученных результатов присутствует важная деталь - в спектре ГРФ был обнаружен резкий завал на энергии 50 кэВ (Рис. 4).

о з

£ 5

Корональные звезды

Пром. поляры /

X -ни /

\ "г* / Карликовые

/ \-""Ч новые

/т ^ ^

о 1

т

V-,

V'

1.0 м.

\0.5 М.

\ V'

V .

-1 !

Х!

Энергия, кэб

Энергия, (ОБ

Рис. 4 Спе(ггр фонового излучения Галактики по данным обсерватории РХТЕ (открытые квадраты) и ИНТЕГРАЛ (сплошные квадраты, точки при энергиях >20 кэВ). Заштрихованной областью изображён композитный спектр, составленный из типичных спектров классов источников, сложенных с весом соответствующим вкладу в ГРФ. Слева: изображены типичные спектры отдельных классов источников. Справа: пунктирной кривой показан модельный спектр промежуточного поляра с массой белого карлика 0.5 массы Солнца. Для сравнения приведены модельные спектры для массы белого карлика 0.3 и 0.5 массы Солнца (кривые с точками).

Обрыв в спектре ГРФ на таких энергиях должен образоваться вследствие ограничения на максимальную температуру горячей плазмы у поверхности белого карлика {основных источников ГРФ на таких энергиях), которое, в свою очередь связано с массой белого карлика.

Таким образом, полученные наблюдательные факты соответствия морфологии ГРФ и звездного населения Галактики и наличие завала в спектре фонового излучения подтверждают гипотезу формирования ГРФ, как суммарного излучения галактических рентгеновских источников малых светимостей.

В третьей части проводится исследование свойств популяции активных ядер галактик на малых красных смещениях и их вклада в космический рентгеновский фон. В главе 3.1 проводится построение кривой подсчётов внегалактических источников предполагая равномерное распределение источников по небесной сфере. Исследуется поверхностная плотность источников с использованием карты чувствительности обзора.

Ю

os i 15 г

Рис. 5 Распределение объёмной плотности Активных Ядер Галактик в ближней Вселенной, на расстояниях меньше 70 Мпк. Карта представлена в галактических координатах в виде AITOFF проекции. Каждый элемент карты пре-ставпяет объёмную плотность источников в телесном угле, образованном сферическим конусом с углом полураствора 45 градусов. Плотность АЯГ выражена в единицах 2x10'4 источника со светимостью >10'42 эрг/сек на Мпк3. Надписи указывают положения основных концентраций массы в ближней Вселенной. Контурами обозначена поверхностная плотность галактик из инфракрасного обзора IRAS, расположенных на расстояниях меньше 70 Мпк. Из рисунка видно хорошее согласие обнаруженной анизотропии АЯГ и распределения видимой массы в ближней Вселенной.

Чувствительность обзора всего неба (глава 3.1) позволяет регистрировать поток от внегалактических источников со светимостью |_~1042"1Оад эрг/сек на расстояниях до 50-70 Мпк. Это позволяет исследовать популяцию активных ядер галактик в ближней Вселенной. В главе 3.2 получена функция светимости АЯГ на малых красных смещениях. Отличительной чертой полученной функции светимости является практически полное отсутствие эффектов селекции к АЯГ с колонками поглощения вплоть до N,(1-10м см"2. Исследуется распределение АЯГ малой (1.<1043 эрг/с) и большой светимости по величине колонки поглощения. Показано, что большая доля АЯГ малой светимости {1_<1043 5 эрг/сек) имеет значительное поглощение, в отличии от АЯГ больших саетимостей, В предположении отсутствия эволюции доли поглощенных источников с красным смещением и с использованием модели эволюции кумулятивной излучательной способности единичного объема Вселенной с красным смещением, получено предсказание спектра космического рентгеновского фона, которое хорошо согласуется с результатами наблюдений. В глава 3.3 показано, что по результатам обзора неба обсерватории ИНТЕГРАЛ можно утверждать, что в распределении АЯГ на расстояниях 0<70 Мпк суще-

ствует явная анизотропия, по всей видимости связанная с крупномасштабной структурой ближней Вселенной.

В Заключении перечислены все результаты, полученные в диссертационной работе.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Представлен каталог источников жесткого рентгеновского излучения из обзора всего неба, выполненного в данной работе по результатам наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ. Чувствительность обзора на порядок величины превышает чувствительность последнего подобного обзора всего неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий, проведенного обсерваторией НЕАО-1.

2. Показано, что распределение поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 кэВ пропорционально распределению ее поверхностной яркости в ближнем инфракрасном диапазоне. Сделан вывод, что объемная излучательная способность Галактики в диапазоне энергий 17-60 кэВ пропорциональна плотности звезд, что подтверждает гипотезу формирования рентгеновского фона Галактики в результате сложения излучения слабых источников.

3. Получен спектр фонового излучения Галактики в диапазоне энергий 20-200 кэВ. Обнаружен резкий завал в спектре на энергиях выше 50-ти кэВ. Используя модель формирования фонового излучения Галактики в результате сложения излучения большого количества катаклизмиче-ских переменных малой рентгеновской светимости, сделана оценка средней массы аккрецирующих белых карликов в двойных звездных системах в Галактике.

4. Получена кривая подсчетов активных ядер галактик в диапазоне энергий 17-60 кэВ по данным обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ до порога чувствительности 10"11 эрг/сек/см2. Показано, что вклад АЯГ, детектируемых выше порога чувствительности, в полное излучение космического рентгеновского фона составляет порядка 1 -го процента.

5. Используя результаты обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ, построена функция светимости АЯГ на малых красных смещениях в диапазоне энергий 17-60 кэВ. Показано, что относительная доля поглощенных источников (Ын1->1022 см'2) с малой светимостью (I. < 10435 эрг/сек) больше относительной доли поглощенных источников с большой светимостью. Полученное распределение поглощенных источников по величине колонки поглощения совместно с измеренной эволю-12

цией кумулятивной излучательной способности единичного объема Вселенной с красным смещением позволяет успешно описать спектр КРФ в диапазоне энергий 5-200 кэВ.

6) Обнаружена анизотропия объёмной плотности АЯГ в ближней Вселенной (D < 70 Мпк). Распределение объемной плотности АЯГ хорошо согласуется с известной крупномасштабной структурой распределения галактик в ближней Вселенной.

Список публикаций по теме диссертации:

1) Extragalactic source counts in the 20-50 koV energy band from the deep observation of the Coma region by INTEGRAL/IBIS, R.Krivonos. A.Vikhlinin, E.Churazov, A.Lutovinov, S.Molkov, R.Sunyaev, The Astro-physical Journal, Volume 625, Issue 1, pp. 89-94.

2) Extragalactic hard X-ray source counts with INTEGRAL observatory: A Progress Report, Krivonos. R . Revnivtsev, M., Sazonov, S., Churazov, E., Sunyaev, R„ 2006, IAU Symposium, 230, p.455

3) Hard X-ray luminosity function and absorption distribution of nearby AGN: INTEGRAL all-sky survey, S.Sazonov, M.Revnivtsev, R.Krivonos. E. Churazov, R. Sunyaev, Astronomy and Astrophysics, 2007, Volume 462, p. 57

4) Hard X-ray emission from the Galactic ridge, R.Krivonos. M.Revnivtsev, E.Churazov, S.Sazonov, S.Grebenev, R.Sunyaev, Astronomy and Astrophysics, 2007, Volume 463, p. 957

5) Обзор всего неба в жёстких рентгеновских лучах по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ, Р.Кривонос. М.Ревнивцев, А.Лутовинов, С.Сазонов, Е.Чуразов, Р.Сюняев, тезисы к конференции «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра», Москва, Россия, 2527 декабря 2006.

055/02/2 Ротапринт ИКИ

РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

__Подписано к печати 14.02.2007

Заказ 2075 Формат 70х 108/32 Тираж 100 0,5 уч.-изд.л.

Введение

1 Обзор всего неба

1.1 Астрофизическая гамма-обсерватория ИНТЕГРАЛ.

1.2 Обработка наблюдательных данных.

1.2.1 Метод кодирующей апертуры.

1.2.2 Алгоритм восстановления изображения.

1.3 Покрытие и чувствительность обзора.

1.4 Детектироваште источников.

1.5 Точность определения координат источников.

1.6 Каталог источников.

2 Фоновое Излучение Галактики

2.1 Введение

2.2 Анализ наблюдательных данных

2.2.1 Инструментальный фон детектора

2.2.2 Функция отклика телескопа IBIS как коллиматора

2.2.3 Вклад точечных источников под порогом детектирования

2.3 Результат ы.

2.3.1 Морфология.

2.3.2 Спектр ГРФ.

2.4 Обсуждение.

3.2 Кривая подсчетов АЯГ.

3.3 Функция светимости АЯГ .

3.3.1 Распределение АЯГ по величине колонке поглощения

3.3.2 Функция светимости АЯГ.

3.3.3 Кумулятивная объемная плотность и светимость . .

3.3.4 Систематические погрешности.

3.3.5 Спектр Космического Рентгеновского Фона.

4ОГЛАВЛЕНИЕ

3.4 Анизотропия распределения близких АЯГ. 83

3.5 Заключение. 91

Заключение 93

Введение

Актуальность темы,

Обзоры неба в рентгеновском диапазоне энергий

Наше понимание окружающей Вселенной значительно расширилось благодаря быстрому развитию наблюдательной астрономии за последние несколько десятков лет. Основной прогресс был достигнут в ранее недоступных, внеатмосферных исследованиях, в том числе в рентгеновском и гамма-диапазонах энергий. Начиная с запусков первых рентгеновских детекторов на ракетах в 1960х годах, появилась возможность непосредственно наблюдать излучение, приходящее из областей, нагретых до температур недостижимых в земных лабораториях или находящихся в специфических условиях межзвездной среды. Были исследованы свойства горячей плазмы иа фронтах ударных волн, при перетекании вещества в двойных звездных системах, в нестационарных процессах термоядерного горения на поверхности нейтронных звёзд и белых карликов, а также, при многих других высокоэнергетичиых явлениях в межзвездной среде.

Систематическое исследование неба является одним из основных методов астрономии, в том числе рентгеновской. Проведение специализированных обзоров источников рентгеновского излучения позволяет не только открывать новые и систематизировать большое разнообразие уже известных источников, но и применять статистические методы для исследований их распределений в пространстве, что частно дает очень важную информацию о природе этих объектов.

Систематические обзоры всего неба в рентгеновском диапазоне энергий неоднократно проводились различными обсерваториями, в том числе: Ухуру (2-6 кэВ, 1970-1973 гг.), Аг1е1-У (2-18 кэВ, 1974-1980 гг.), НЕА01 (2-10,13-180 кэВ, 1977-1979), РЮЗАТ (0.1-2.4 кэВ, 1990-1999 гг.), ЯХТЕ (3-20 кэВ, 1996-2002 гг.) и д.р. Как видно, большинство обзоров неба были проведены в области "мягкого" рентгеновского диапазона. Однако, как показали наблюдения, существует большой класс объектов, мягкое рентгеновское излучение которых может быть сильно поглощено в веществе либо межзвездной среды, либо в непосредственной близости от рентгеновского источника. Следовательно, такие объекты будут пропущены в обзорах стандартного рентгеновского диапазона, что приведет к смещенным оценкам общего подсчёта источников. Поэтому, в настоящее время, в рентгеновской астрономии большое предпочтение отдается систематическим обзорам неба в области как можно более жесткого рентгеновского диапазона, в том числе на энергиях выше 20-ти кэВ. Однако, регистрация излучения таких эиергий осложнена по ряду причин. Во-первых, фо-тоегы этого диапазона не могут быть сфокусированы способом, ставшим уже привычным для энергетического диапазона 0.5-10 кэВ, - их проникающая сила слишком велика для этого. Приходится применять другие, менее эффективные, методики восстановления изображений. Во-вторых, становится доминирующим роль шумов детекторов.

Последний систематический обзор всего неба в жестком рентгеновском диапазоне был проведен на спутнике НЕАО-1 в полосе энергий 13-180 кэВ с помощью эксперимента А4 более тридцати лет назад. Только сейчас появилась возможность сделать новый обзор всего неба па энергиях жёсткого рентгеновского диапазона, в частности с помощью современной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ,

Ярчайшие источники излучения на рентгеновском небе можно грубо разделить на три основные группы:

1. Компактные объекты в пашей Галактике и яркие активные ядра ближайших галактик. Излучение возникает при аккреции вещества на компактный объект (чёрную дыру, нейтронную звезду или белый карлик). Среди ярких источников рентгеновского излучения в пашей Галактике можно также упомянуть протяжённые источники - такие как остатки вспышек сверхновых.

2. Рентгеновский фон Галактики. Протяжённое излучение образованное, по всей видимости, суммарным излучением большого числа звездных систем малой рентгеновской светимости, таких как коро-нально активные звёзды и аккрецирующие белые карлики. Излучение концентрируется в плоскости Галактики.

3. Космический Рентгеновский Фон (КРФ). Излучение, приходящее со всех направлений небесной сферы, образованное активными ядрами галактик (АЯГ) на различных красных смещениях.

Данная диссертационная работа посвящена свойствам крупномасштабных структур на рентгеновском небе, а именно - рентгеновского фона Галактики и ярчайших активных ядрам близких галактик.

Рентгеновский фон Галактики

Галактический рентгеновский фон (ГРФ) представляет собой протяжённое рентгеновское излучение, сконцентрированное в галактической плоскости. Угловой размер этого излучения составяет около 100° по галактической долготе и ~ 2° по широте, В области галактического центра наблюдается характерное утолщение ("балдж") с общей протяженностью ~ 5° по галактической широте. Со времени открытия рентгеновского фона Галактики конкурировали две гипотезы его происхождения. В рамках одной гипотезы предполагалось наличие очень горячего газа в Галактике с температурой >5-10 кэВ, который и дает наблюдаемое рентгеновское излучение. Однако, это предположение сталкивалось с большими трудностями. Основная проблема заключается в том, что такой газ нельзя удержать гравитационным потенциалом галактической плоскости, следовательно, этот горячий газ должен формировать постоянный отток вещества с большой внутренней энергией. Для того, чтобы сделать излучение ГРФ стационарным, в горячую плазму должен постоянно поступать поток энергии па уровне порядка 1043 эрг с-1. Однако, источник такой энергии в Галактике неизвестен. Несмотря на значительные трудности этой гипотезы, она оставалась рабочей практически с открытия ГРФ и до недавнего времени. Альтернативное объяснение происхождения фонового излучения Галактики, как результат суперпозиции излучения большого числа слабых компактных рентгеновских источников, таких как коронально активные звёзды и катаклизмические переменные, не получила широкого признания из-за недостаточной информации о свойствах популяций этих источников в Галактике.

Значительный прогресс в понимании образования рентгеновского фона Галактики был достигнут в последнее время благодаря анализу наблюдательных данных обсерватории ЯХТЕ (энергетический диапазон 3-20 кэВ). Было показано, что распределение поверхностной яркости ГРФ в диапазоне 3-20 кэВ хорошо согласуется с распределением интенсивности излучения Галактики в инфракрасном диапазоне, которое, в свою очередь, отражает распределение звёздной массы. Таким образом было показано, что излучательпая способность единицы объема Галактики в ГРФ прямо пропорциональна плотности звезд в этом объеме. Функция светимости слабых рентгеновских источников в Галактике, полученная так же при помощи данных обсерватории ЯХТЕ, показала, что излучения уже известных классов галактических источников вполне достаточно для объяснения феномена ГРФ. Доминирующий вклад в фоновое рентгеновское излучение Галактики дается объектами малой рентгеновской светимости -аккрецирующими белыми карликами и коронально активными звездами. Последние вносят основной вклад в мягком участке спектра - на энергиях до 12-15 кэВ. На более высоких энергиях (>20 кэВ), доминирует излучение от двойных систем с белыми карликами, аккрецирующими вещество со звезды-компаньона.

Если действительно излучение ГРФ на энергиях > 20 кэВ даётся аккрецирующими белыми карликами, то можно предсказать форму спектра ГРФ на этих энергиях. Рентгеновское излучение у поверхности белого карлика рождается при превращении кинетической энергии аккрецирующего вещества в тепловую. Скорость падения вещества на поверхность белого карлика зависит от его массы и не превышает ~1000 км/с. На некоторой высоте от поверхности белого карлика образуется ударная волна, на которой возникает резкий скачок плотности и температуры газа. Жёсткое рентгеновское излучение возникает в оптически тонкой плазме, разогретой до десятков - сотен миллионов градусов за ударной волной. Средняя энергия выходящих фотонов пропорциональна температуре газа, которая, в свою очередь, зависит от скорости падения вещества, и, следовательно, от массы белого карлика. Таким образом, вещество, падающее на белый карлик, не может разогреться до температуры выше некоторой, а значит выходящие фотоны не могут иметь энергию выше некоторой. Если фоновое излучение Галактики в жёстком рентгеновском диапазоне энергий формируется суммарным излучением таких систем, то в спектре ГРФ должен наблюдаться резкий обрыв па энергиях выше 20-ти кэВ.

Фоновое излучение Галактики на энергиях выше 20-ти кэВ изучено недостаточно хорошо. Спектрометры жесткого рентгеновского диапазона с малым полем зрения были не способны на приемлемом уровне регистрировать слабый поток от ГРФ. Увеличение поля зрения спектрометров приводило к тому, что основной вклад в поток, регистрируемый из области галактической плоскости, давало небольшое число относительно ярких галактических (или внегалактических) источников. Для подробного изучения ГРФ в жестком рентгеновском диапазоне был необходим прибор, обладающий большим полем зрения, и в то же время имеющий способность учитывать вклад излучения ярких точечных источников.

На данный момент, практически единственным научно-исследовательским спутником, способным провести исследование ГРФ в жестком рентгеновском диапазоне, является международная обсерватория ИНТЕГРАЛ. Сочетание характеристик телескопа с кодирующей апертурой IBIS и полупроводникового детектора ISGR1 делают этот эксперимент уникальным для исследования галактического фонового излучения в жёстком рентгеновском диапазоне энергий.

Космический рентгеновский фон

Космический Рентгеновский Фон (КРФ) представляет собой излучение, приходящее со всех направлений небесной сферы и образованное, предположительно, суммарным излучением большого числа активных ядер галактик (АЯГ) па различных красных смещениях. Регистрируемое фоновое излучение относительно хорошо исследовано в диапазоне энергий 2-10 кэВ, где было практически полностью объяснено суммарным излучением большого количества АЯГ.

Глубокие (высокочувствительные) обзоры, проведённые падавно обсерваториями Чандра и XMM-Newton, дали большое количество информации по космологической эволюции АЯГ и росту сверхмассивных чёрных дыр во Вселенной. В частности, было обнаружено уменьшение средней светимости АЯГ с одновременным увеличением их общего числа при переходе от больших красных смещений к малым. Другой важный результат связан с открытием большого числа поглощённых АЯГ на средних и больших красных смещениях. Однако, при всех успехах глубоких обзоров, невозможно построить картину эволюции АЯГ и роста свермас-сивных черных дыр без отправной точки на красном смещении z = О (ближняя Вселенная), которую можно получить лишь исследованием всего неба. Для того, чтобы максимально избавиться от эффектов селекции по колонке поглощения, неизбежно присутствующих в прошлых обзорах неба, например, обсерватории ROSAT, необходимо провести обзор неба именно в жестком рентгеновском диапазоне.

Наблюдательный материал диссертационной работы был получен с помощью рентгеновского телескопа IBIS международной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ, накопленный за время работы миссии в 20032006 гг.

Все результаты, выносимые па защиту, получены лично диссертантом или при его определяющем участии.

Цель работы

Целыо данной работы являлось систематическое исследование всего неба в жестких рентгеновских лучах (17-200 кэВ) и построение каталога источников всего неба в этом диапазоне энергий.

Обзор всего неба на энергиях выше 20-ти кэВ выступает наблюдательной основой для исследования излучения компактных источников, фонового излучения Галактики и космического рентгеновского фона.

В рамках исследования фонового излучения Галактики, основной целью являлось определение природы его образования на энергиях выше 20-ти кэВ. Для этого были поставлены следующие задачи: 1. построить распределение поверхностной яркости ГРФ и сравнить её с известным распределением видимой звёздной массы Галактики а межзвёздного газа; 2. получить и исследовать спектр ГРФ на энергиях 20-200 кэВ; 3. Оценить объёмную излучательную способность ГРФ и сравнить ее со значением, известным для рентгеновских систем малой светимости в окресностях Солнца 1027 эрг/сек на массу Солнца).

Основной целью при исследовании космического рептгеповского фона, являлось изучение свойств популяции АЯГ в ближней Вселенной, таких как поверхностная плотность, функция светимости, распределение по значению колонки поглощения, пространственное распределение и вклад в КРФ.

Краткое содержание работы

Во Введении даётся краткое описание систематических обзоров неба в рентгеновском диапазоне, описывается ряд полученных результатов и нерешённых проблем, ставятся цели и обосновывается актуальность диссертационной работы.

Первая часть диссертации посвящена описанию обзора всего неба по данным международной гамма-обсерватории ИНТЕГРАЛ. Приводится описание научных инструментов обсерватории и их пригодность для проведения обзора неба в жёстком рентгеновском диапазоне энергий. В главе 1.2 даётся описание алгоритма восстановления изображения неба методом кодирующей апертуры. Описывается базовый метод обработки наблюдательных данных телескопа IBIS с твёрдотельным детектором ISGRI. В главе 1.3 приводится описание обзора всего неба. Каталог источников представлен в главе 1.4.

Вторая часть работы посвящена исследованию фонового излучения Галактики. Чувствительность телескопа IBIS, как телескопа с кодирующей апертурой, к протяженным объектам, размер которых значительно превышает угловое разрешение телескопа, очень мала. Поэтому, потребовалось существенно модифицировать методику анализа наблюдательных данных телескопа, описанию которой посвящена глава 2.2. Результаты анализа приведены в главе 2.3 и могут быть сведены к следующим пунктам, 1) построена карга поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 кэВ; 2) получен спектр галактического фона в диапазоне 20-200 кэВ; 3) в спектре обнаружен резкий обрыв на энергиях 50 кэВ, который подтверждает гипотезу образования ГРФ в результате суммарного излучения слабых рентгеновских источников {в данном диапазоне энергий - промежуточных поляров и поляров); 4) используя модели излучения аккрецирующего белого карлика различной массы и аппроксимируя ими полученный спектр ГРФ, получена оценка на среднюю массу аккрецирующего белого карлика в Галактике: í¡y 0.5 массы Солнца. Глава 2.4 посвящена обсуждению полученных результатов, которые позволяют сделать вывод о происхождении ГРФ. Сравнивается пространственное распределение интенсивности фона в рентгеновском диапазоне с известным распределением возможных источников ГРФ, а именно звёздного населения Галактики и межзвёздного газа. Показано, что карта излучения в диапазоне 17-60 кэВ хорошо согласуется только с распределением поверхностной яркости в спектральном интервале инфракрасного диапазона (4.9 мкм). Основной вклад в излучение Галактики в этом диапазоне дается излучением маломассивных звёзд поздних спектральных классов К-М. Показано сравнение морфологии ГРФ с другими протяженными компонентами излучения Галактики: молекулярный газ, нейтральный водород, а также показана карта гамма-излучения Галактики па энергиях выше 100 МэВ, являющаяся результатом взаимодействия частиц космических лучей высоких энергий с межзвёздной средой. Измеренное распределение поверхностной яркости ГРФ не согласуется с распределением межзвездного газа в Галактике, а более соответствует распределению звёздной массы. Среди полученных результатов присутствует важная деталь - в спектре ГРФ был обнаружен резкий завал на энергии 50 кэВ.

Обрыв в спектре ГРФ на таких энергиях должен образоваться вслед-ствии ограничения на максимальную температуру горячей плазмы у поверхности белого карлика (основных источников ГРФ на таких энергиях), которое, в свою очередь связано с массой белого карлика.

Таким образом, полученные наблюдательные факты соответствия морфологии ГРФ и звёздного населения Галактики и наличие завала в спектре фонового излучения подтверждают гипотезу формирования ГРФ, как суммарного излучения галактических рентгеновских источников малых светимостей.

В третьей части проводится исследование свойств популяции активных ядер галактик на малых красных смещениях и их вклада в космический рентгеновский фон. В главе 3.1 проводится построение кривой подсчётов внегалактических источников, предполагая равномерное распределение источников по небесной сфере. Исследуется поверхностная плотность источников с использованием карты чувствительности обзора.

Чувствительность обзора всего неба (глава 3.1) позволяет регистрировать поток от внегалактических источников со светимостью Ь ~ 1042 —1043 эрг/сек на расстояниях до 50-70 Мпк. Это позволяет исследовать популяцию активных ядер галактик в ближней Вселенной. В главе 3.2 получена функция светимости АЯГ на малых красных смещениях. Отличительной чертой полученной функции светимости является практически полное отсутствие эффектов селекции к АЯГ с колонками поглощения вплоть до Л/ц ~ Ю24 см-2. Исследуется распределение АЯГ малой (Ь < 1043'6 эрг с-1) и большой светимости по величине колонки поглощения. Показано, что большая доля АЯГ малой светимости (Ь < 1043 6 эрг с-1) имеет значительное поглощение, в отличии от АЯГ больших светимостей. В предположении отсутствия эволюции доли поглощенных источников с красным смещением, и с использованием модели эволюции кумулятивной излуча-тельной способности единичного объема Вселенной с красным смещением, получено предсказание спектра космического рентгеновского фона, которое хорошо согласуется с результатами наблюдений. В главе 3.3 показано, что по результатам обзора неба обсерватории ИНТЕГРАЛ можно утверждать. что в распределении АЯГ на расстояниях Б < 70 Мпк существует явная анизотропия, по всей видимости связанная с крупномасштабной структурой ближней Вселенной.

В Заключении перечислены все результаты, полученные в диссертационной работе.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Представлен каталог источников жесткого рентгеновского излучения из обзора всего неба, выполненного в данной работе по результатам наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ. Чувствительность обзора на порядок величины превышает чувствительность последнего подобного обзора всего неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий, проведенного обсерваторией НЕАО-1.

2. Показано, что распределение поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 кэВ пропорционально распределению ее поверхностной яркости в ближнем инфракрасном диапазоне. Сделан вывод, что объемная излучательная способность Галактики в диапазоне энергий 17-60 кэВ пропорциональна плотности звезд, что подтверждает гипотезу формирования рентгеновского фона Галактики в результате сложения излучения слабых источников.

3. Получен спектр фонового излучения Галактики в диапазоне энергий 20-200 кэВ. Обнаружен резкий завал в спектре на энергиях выше 50-ти кэВ. Используя модель формирования фонового излучения Галактики в результате сложения излучения большого количества катаклизмических переменных малой рентгеновской светимости, сделана оценка средней массы аккрецирующих белых карликов в двойных звездных системах в Галактике.

4. Получена кривая подсчетов активных ядер галактик в диапазоне энергий 17-60 кэВ по данным обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ до порога чувствительности Ю-11 эрг/сек/см2. Показано, что вклад АЯГ, детектируемых выше порога чувствительности, в полное излучение космического рентгеновского фона составляет порядка 1-го процента.

5. Используя результаты обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ, построена функция светимости АЯГ на малых красных смещениях в диапазоне энергий 17-60 кэВ. Показано, что относительная доля поглощенных источников (А/ц > 1022 см-2) с малой светимостью (Ь < 1043"6 эрг/сек) больше относительной доли поглощенных источников с большой светимостью. Полученное распределение поглощенных источников по величине колонки поглощения совместно с измеренной эволюцией кумулятивной излучательной способности единичного объема Вселенной с красным смещением позволяет успешно описать спектр КРФ в диапазоне энергий 5-200 кэВ.

6. Обнаружена анизотропия объёмной плотности АЯГ в ближней Вселенной (И < 70 Мпк). Распределение объёмной плотности АЯГ хорошо согласуется с известной крупномасштабной структурой распределения галактик в ближней Вселенной.

Основные выводы и результаты диссертационной работы:

1. Представлен каталог источников жесткого рентгеновского излучения из обзора всего неба, выполненного в данной работе по результатам наблюдений обсерватории ИНТЕГРАЛ. Чувствительность обзора на порядок величины превышает чувствительность последнего подобного обзора всего неба в жестком рентгеновском диапазоне энергий, проведенного обсерваторией НЕАО-1.

2. Показано, что распределение поверхностной яркости фонового излучения Галактики в диапазоне 17-60 кэВ пропорционально распределению ее поверхностной яркости в ближнем инфракрасном диапазоне. Сделан вывод, что объемная излучательная способность Галактики в диапазоне энергий 17-60 кэВ пропорциональна плотности звезд, что подтверждает гипотезу формирования рентгеновского фона Галактики в результате сложения излучения слабых источников.

3. Получен спектр фонового излучения Галактики в диапазоне энергий 20-200 кэВ. Обнаружен резкий завал в спектре па энергиях выше 50-ти кэВ. Используя модель формирования фонового излучения Галактики в результате сложения излучения большого количества катаклизмических переменных малой рентгеновской светимости, сделана оценка средней массы аккрецирующих белых карликов в двойных звездных системах в Галактике.

4. Получена кривая подсчетов активных ядер галактик в диапазоне энергий 17-60 кэВ по данным обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ до порога чувствительности 10-п эрг/сек/см2. Показано, что вклад АЯГ, детектируемых выше порога чувствительности, в полное излучение космического рентгеновского фона составляет порядка 1-го процента.

5. Используя результаты обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ, построена функция светимости АЯГ на малых красных смещениях в диапазоне энергий 17-60 кэВ. Показано, что относительная доля поглощенных источников (Лгн > Ю22 см"2) с малой светимостью

3.5 Заключение

В третьей части диссертационной работы по данным обзора всего неба обсерватории ИНТЕГРАЛ были исследованы важнейшие свойства популяции близких (z < 0.1) активных ядер галактик. Обзор был проведен в жестком рентгеновском диапазоне энергий 17-60 кэВ, что позволило детектировать источники без влияния эффекта селекции по величине колонки фотопоглощения вплоть до величины JVh ~ Ю24 см-2, т.е. практически до объектов с Комптоновски- толстой оболочкой (N-ц > 1.5 х 1024 см-2).

• Одним из неожиданных результатов обзора являлось детектирование относительно небольшого числа сильнопоглощенных АЯГ, все из которых были известны ранее. Наблюдаемая доля таких объектов составляет около 10%. Эта оценка может увеличиться до ~ 20% только в случае, если все объекты, для которых в настоящее время величина колонки поглощения неизвестна, окажутся Комптоновски-толстыми. Таким образом, объекты с Комптоновски- толстой оболочкой являются редкими.

• Получены распределения АЯГ по величине колонки фотопоглощения в их спектре для источников малой (logZhx < 43.6) и большой (logLhx > 43.6) светимости. Доля поглощенных источников (log Nn > 22) для источников малой и большой светимости составляет ~ 70% и ~ 25%, соответственно. Это согласуется с результатами, полученными в обзоре всего неба обсерватории RXTE [210], а также при анализе обзора обсерватории НЕАО-1 (2-10 кэВ) [235]. Аналогичная тенденция для АЯГ на больших красных смещениях была отмечена в работе [2541.

• Построена функция светимости ф(Ь^х) = (¿/VagnJd log L^ активных ядер галактик в ближней Вселенной (z < 0.1). Форма ф(Ьhx) хорошо согласуется с результатами, полученными на более низких энергиях, в частности, в диапазоне 3-20 кэВ [210] и 2-10 кэВ [235]. С помощью функции светимости была сделана оценка интегральной из-лучательной способности единицы объема ближней Вселенной для источников со светимостью > 1041 эрг с-1, как Р17-60 кЭв (> 41) = (12.4 ±1.5) х 1038 эрг с"1 Мпк"3.

Таким образом, проведение обзора всего неба в жестком диапазоне энергий позволило сделать точный подсчет близких поглощенных и непоглощенных АЯГ. Эта новая информация интересна не только для простого подсчета числа АЯГ и излучательной способности единичного объема ближней Вселенной, она также нужна для уточнения космологической эволюции АЯГ от далеких красных смещений до 2 = 0 и изучения роста сверхмассивных черных дыр во Вселенной.

92 ЧАСТЬ 3. КОСМИЧЕСКИЙ РЕНТГЕНОВСКИЙ ФОН В качестве примера использования результатов подсчета близких АЯГ для уточнения космологической эволюции этих объектов показано, что нормировка и форма спектра внегалактического фона согласуется с предположением о неизменности доли поглощенных объектов (для заданного начиная сг~ 1.5, при изменяющемся значении светимости единичного объема Вселенной. Необходимо отметить, что настоящие выводы основаны на использовании модельного (хотя и реалистичного) спектра АЯГ. В качестве продолжения данной работы мы планируем провести подробный анализ формы спектра излучения близких АЯГ. Также нельзя исключить того, что спектры рентгеновского излучения близких сейфертовских галактик могут отличаться от спектров далеких квазаров, т.к. в простом приближении форма внутреннего (непоглощенного) спектра может зависеть от массы черной дыры, темпа аккреции [233], и вращения. Измерения точных спектров далеких квазаров будут возможны только с помощью будущих телескопов жесткого рентгеновского диапазона. Анализ пространственного распределения близких (<70 Мпк) АЯГ, обнаруженных в обзоре ИНТЕГРАЛа, впервые позволил задетекти-ровать анизотропию объемной плотности рентгеновских АЯГ, которая, по всей видимости, связана с крупномасштабной структурой ближней Вселенной. Области повышенной плотности жестких рентгеновских АЯГ хорошо коррелируют с положением близких сверхскоплений - в созвездии Дева, Персей, Рыбы, а также с положением Великого Аттрактора.

1. Обнаружена анизотропия объёмной плотности АЯГ в ближней Вселенной (£> < 70 Мпк). Распределение объёмной плотности АЯГ хорошо согласуется с известной крупномасштабной структурой распределения галактик в ближней Вселенной.1. Литература

2. Aharonian F., et aL, 2006, Nature. 439. 695

3. Aleksandrovich, N. L., Aref'ev, V. A., Borozdin, K. N., Syunyaev, R. A., fe Skinner. G. K. 1995. Astronomy Letters, 21, 431

4. Aizu K., 1973, PThPh, 49, 1184

5. Atkins R., et al., 2005, PhRvL. 95, 251103

6. Augello, G., laria, R. Robba. N., et al. 2003, Astrophysical Journal, 596. L63

7. Ajello, M., Greiner. J., Kupcu, Yoldas, A., Tueller, J., Barthelmy, S., h Markwardt, C., 2006, ATel 864

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

9. Barger, A. J., k Cowie, L. L. 2005, Astrophysical Journal, 635, 115

10. Barger, A.J., Cowie, L.L., Mushotzky, R.F., et al., 2005, AJ, 129, 578

11. Bah call N. A., Burgett W. S., 1986. ApJ, 300. L35llj Barlow, E. J., Bird, A., Clark, D., et al. 2005, Astronomy & Astrophysics, 437, L27

12. Barlow, E. J., Knigge. C., Bird, A. J., Dean, A. J., Clark, D. J., Hill, A. B., Molina. M., & Sguera, V. 2006, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 372 , 234

13. Bassani, L., De Rosa, A., Bazzano, A., Bird, A.J., Dean, A.J., Gehrels. N., et al., 2005, Astrophysical Journal, 634. L21

14. Bassani, L., Molina, M., Malizia, A., et al., 2006, Astrophysical Journal, 636, L65

15. Beckmann V., Soldi S., Shrader C. R., Gehrels N., Produit N., 2006. Astrophysical Journal, 652, 126

16. Bélanger G., et al., 2004, Astrophysicaî Journal, 601. L163

17. Bélanger G., Goldwurm, A., Renaud, M., et al. 2006, Astrophysicaî Journal, 636, 275

18. Bergeron P., Safïer R. A., Liebert J., 1992, Astrophysicaî Journal, 394, 228

19. Bergeron P., Liebert J., Fulbrïght M. S. 1995, Astrophysicaî Journal, 444. 810

20. Bikmaev, I.F., Sunyaev, R.A., Revnivtsev, M.G., & Burenin. R.A., 2006a, Astron. Lett., 32, 221

21. Bikmaev, I.F., Sunyaev, R.A., Revnivtsev, M.G., & Burenin, R.A., 2006b, Astron. Lett., 32, 588

22. Bird, A. J. Barlow, E. J., Bassani, L., et al. 2006, Astrophysicaî Journal, 636, 765

23. Bird A. J.,Malizia A., Bazzano A., Barlow E. J., Bassani L., Hill A. В., Belanger G., Capitanio F., et al. 2006, astro, arXiv:astro-ph/0611493

24. Bloemen J. B. G. M., Blitz L., Hermseri W., 1984, Astrophysicaî Journal. 279, 136

25. Bloser P F., Narita T., Jenkins J. A., Perrin M,, Murray R., Grindîay J. E. 2002. SPIE, 4497, 88

26. Bouchet. L. Roques, J. P., Mandrou, P., Strong, A., Diehl, R., Lebrun, F., к Terrier, R. 2005, Astrophysicaî Journal, 635. 1103

27. Bodaghee, A., Walter, R., Zurita Heras, J., et al. 2006, Astronomy к Astrophysics, 447, 1027

28. Brandt, S., Kuulkers, E., Bazzano, A., et al. 2005. Astronomy Telegram, 622, 1

29. Brandt. W. N., к Hasinger. G. 2005, Annual Review of Astronomy к Astrophysics, 43, 827

30. Brandt, S., Budtz-J0rgensen, С., к Chenevez, J. 2006, Astronomy Telegram, 778, 1

31. Burenin, R., Mescheryakov, A., Revnivtsev, M., Bikmaev. I., & Sunyaev, R. 2006a, The Astronomer's Telegram, 880. 1

32. Burenin, R., Mescheryakov, A., Sazonov, S., Revnivtsev. M., Bikmaev, I., & Sunyaev, R. 2006b, Astronomy Telegram, 883. 1

33. Bykov, A., Krassilshchikov, A., U\'arov, Yu., et al. 2004, Astronomy & Astrophysics, 427, L21

34. Bykov, A., Krassilshchikov, A., Uvarov, Yu., et al. 2006, Astrophysical Journal Lett., 649, L21

35. Chelovekov, L, Grebenev, S., Sunyaev. R. 2006, Astronomy Letters, 32, 456

36. Churazov E,, Sunyaev R., Sazonov S., Revnivtsev M., Varshalovich D., 2005, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 357, 1377

37. Churazov et al., et al., 2006, astro, arXiv:astro-ph/0608250

38. Chernyakova. M., Lutovinov, A., Capitanio, F., Lund, N., & Gehrels. N. 2003, Astronomy Telegram, 157, 1

39. Chernyakova. M., Courvoisier. T., Rodriguez, J. Lutovinov, A, 2005a, Astronomy Telegram, 519, 1

40. Chernyakova, M., Lutovinov, A., Rodriguez, J., & Revnivtsev, M. 2005b, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 364, 455

41. Cornelisse, R., Charles, P. A., & Robertson, C. 2006. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 366, 918

42. Courvoisier, T., Walter, R., Rodriguez, J., Bouchet. L., Lutovinov A. 2003, IAUC 8063. 1

43. Crawford. d, F., Jauncey, d. L., & Murdoch, H. S. 1970, Astrophysical Journal, 162 , 40544| Dickey J. M., Lockman F. J., 1990. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 28, 215

44. Dwek E. et al., 1995, Astrophysical Journal, 445, 716

45. Donato, d. Sambruna, R.M., к Gliozzi, M., 2005, Astronomy & Astrophysics, 433, 1163

46. Ebisawa, K., et al. 2005, Astrophysical Journal, 635, 214

47. Erdogdu, P., et al. 2006, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373, 45

48. Fenimore, E. E., Cannon T. M., 1981 Applied Optics, 20, 1858.

49. Forman, W., Jones, C., Cominsky, L., Julien, P., Murray, S., Peters, G., Tananbaum, H., & Giacconi, R. 1978, Astrophysical Journal Suppl., 38, 357

50. Fouque, P., Solanes, J. M., Sanchis, T., к Balkowski, C. 2001, Astronomy & Astrophysics, 375, 770

51. Freitag M., Amaro-Seoane P., Kalogera V., 2006, astro, arXiv:astro-ph/0603280

52. Gänsicke, В. T., et al. 2005, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 361, 141

53. Gehreis N., Barthelmy S. D., Teegarden В. J., Tueller J., Leventhal M., MacCallum С. J., 1991, Astrophysical Journal, 375, L13

54. Giacconi R., Gursky H., Paolini R., Rossi B. 1962, Phys.Rev.Lett. 9, 439

55. Görski, К. M., Hivon, E., Banday, A. J., Wandelt, В. D., Hansen, F. К., Reinecke, M., к Bartelmann, M. 2005, Astrophysical Journal, 622, 759

56. Götz, D., Schanne, S., Rodriguez, J., Leyder, J.-C., von Kienlin, A., Mowlavi, N., к Mereghetti, S. 2006, Astronomy Telegram, 813, 1

57. Gondek, D., Zdziarski, A.A., Johnson, W.N., George, I.M., McNaron-Brown, K., Magdziarz, P., et al., 1996, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 282, 646

58. Grebenev, S. A., Ubertini, P., Chenevez, J., Orr, A., к Sunyaev, R. A. 2004a, Astronomy Telegram, 275, 1

59. Grebenev, S., Ubertini, P., Chenevez, J., et al. 2004b, Astronomy Telegram, 350, 1

60. Grebenev, S. A., Molkov, S. V., к Sunyaev, R. A. 2005a, Astronomy Telegram, 467, 1

61. Grebenev, S. A., Molkov, S. V., к Sunyaev, R. A. 2005b, The Astronomer's Telegram, 616, 1

62. Grimm, H.-J., Gilfanov, M., к Sunyaev, R. 2002. Astronomy & Astrophysics, 391, 923

63. Gros, A. Goldwurm, A., Cadolle-Bel, M., Goldoni. P., Rodriguez, J., Foschini, L., Del Santo, M., & Blay, P. 2003, Astronomy & Astrophysics, 411, L179

64. Giacconi, R., et a1. 2001, Astrophysical Journal, 551, 624

65. Giacconi R. Zirm A. Wang J, et al. 2002, ApJS, 139, 369

66. Gilfanov M., Revnivtsev VI., Sunyaev R., Churazov E., 1998, Astronomy Astrophysics, 338, L83

67. Gilfanov M, 2004, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 349, 146

68. Gottesman, S. R., Fenimore. E. E. 1989, Appl. Opt., 28. 4344

69. Grindlay J. E., 2006, astro, arXiv:astro-ph/06051337o. Giidel M., 2004, A&ARv, 12, 71

70. Gruber, D. E., Matteson, J. L., Peterson, L. E., & Jung, G. V. 1999, Astrophysical Journal, 520, 124

71. HalperrL, J. P. 2006, Astronomy Telegram, 847, 1

72. Hannikainen, D., Rodriguez, J., Pottschmidt, K. et al. 2003, IAUC 8088, 1

73. Hanski. M. O., Theureau, G. Ekholm, Т., к Teerikorpi, P. 2001, Astronomy !k Astrophysics, 378, 345

74. Hajdas W. Buhler P., Eggel C., Favre P., Mchedlishvili A., Zehnder A., 2003, Astronomy & Astrophysics, 411. L43

75. Hands A. D. P., Warwick R. S„ Watson M. G., Helfand D. J., 2004, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351, 31

76. Harris M. J., Share G. H., Leising M. D., Kinzer R. L., Messina D. C., 1990, Astrophysical Journal. 362. 135

77. Heinke С. O., Grindlay J. E., Edmonds P. D., Cohn H. N. Lugger P. M., Camilo F., Bogdanov S., Freire P. C. 2005, Astrophysical Journal, 625, 796

78. Hickox, R.C., & Markevitch, M., 2006, Astrophysical Journal, 645, 95

79. Hunter S. D., et al., 1997, Astrophysical Journal, 481, 205

80. Huchra, J., et al. 20Q5, ASP Conf. Ser. 329: Nearby Large-Scale Structures and the Zone of Avoidance, 329, 13587. in't Zand, J. J. M., & Heise, J. 2004, Astronomy Telegram, 362, 188. in't Zand, J. J. M. 2005, Astronomy & Astrophysics, 441, LI

81. Immler, S., Brandt, W.N., Vignali, C., Bauer, F.E., Crenshaw, K.M., Feldmeier, J.J., et al., 2003, AJ, 126, 153

82. Indebetouw R., et al. 2005, Astrophysical Journal. 619, 931

83. Ivanova, N., Heinke, С. O., Rasio, F. A., Taam, R. E., Belczynski, K., & Fregeau, J. 2006, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 372, 1043

84. Karasev, D. Lutovinov, A., Grebenev, S. 2007. Astronomy Letters, 33, 135

85. Keek, S., Kuiper. L. к Hermsen. W. 2006, The Astronomer's Telegram. 810, 1

86. Kennea, J., Pavlov, G.G., Bykov, A.M., Krassilchtchikov, A.M., Uvarov, Y.A., Lebrun, F„ et al., 2006, ATel 788

87. Kinzer R. L., Purcell W. R., Kurfess J. D., 1999, Astrophysical Journal, 515, 215

88. Kocevski D. D., Ebeling H., 2006, Astrophysical Journal, 645, 1043

89. Kormendy, J. 2001, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, 10, 69

90. Kormendy, J,, Richstone, D. 1995. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 33, 581

91. Koyama, K., Petre, R., Gotthelf, E. V., Hwang, U., Matsuura. M., Ozaki, M., & Holt, S. S. 1995, Nature, 378, 255

92. Koyama, K.t Kinugasa, K., Matsuzaki. K., Nishiuchi, M., Sugizaki, M., Torii, K., Yamauchi, S., & Aschenbach, В. 1997, PASJ, 49, L7

93. Kniffen D. A., Bertsch D, L., Morris D. J., Palmeira R. A. R,; Rao K. R. 1978, Astrophysical Journal. 225. 591

94. Knödlseder, J., et al. 2005, Astronomy &; Astrophysics, 441, 513103. de Kool M., 1992, Astronomy & Astrophysics. 261, 188

95. Kraushaar W. L„ Clark G. W., Garmire G. P„ Borken R., Higbie P., Leong V., Thorsos T., 1972, Astrophysical Journal, 177, 341

96. Kretschmar, P., Mereghetti, S. Hermsen, W., et al. 2004, Astronomy Telegram, 345, 1

97. Krivonos, R., Vikhlinin, A., Churazov, E,, Lutovinov, A., Molkov, S., к Sunyaev, R.; 2005a, Astrophysical Journal, 625, 89

98. Krivonos, R. Molkov, S., Revnivtsev, M., Grebenev, S., Sunyaev, R. & Paizis. A. 2005b, Astron. Telegram, 545, 1

99. Krivonos, R., Revnivtsev, M., Sazonov, S., Churazov, E., к Sunyaev, R. 2006, IAU Symposium, 230, 455

100. Krivonos. R., Revnivtsev, M., Churazov, E., et al. 2006, Astronomy &; Astrophysics, 463, 957110| Kuiper, L., Keek, S., Hermsen, W., Jonker, P. G., к Steeghs, D. 2006, Astron. Telegram, 684, 1

101. Kuulkeis, E., Lutovinov, A., Parmar, A., et al. 2003. Astronomy Telegram, 149, 1

102. Кuulkers, E., Shaw, S. Paizis, A., et al. 2006, Astronomy Telegram, 874, 1

103. Kuiper, L. Hermsen, W., den Hartog, P. R., & Collmar. W. 2006, Astrophysical Journal, 645, 556

104. Launhardt R., Zylka R. Mezger P. G., 2002, Astronomy к Astrophysics, 384, 112

105. Lahav, О., Lynden-Bell. D., к Rowan-Robinson, M. 1988, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 234, 677

106. Lahav, O., Fabian, A. C., Edge. А. С., к Putney, A. 1989, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 238, 881

107. Lebrun F., et al., 2004, Nature, 428

108. Levenson, N.A., Weaver, K.A., к Heckman, T.M., 2001, ApJS, 133, 269

109. Lewis, K.T., Eracleous, M., Gliozzi, M., Sambruna, R.M., к Mushotzky. R.F., 2005, Astrophysical Journal, 622, 816

110. Leventhal M., MacCaïlum C. J., Stang P. D., 1978, Astrophysical Journal, 225, Lll

111. Lindqvist М., Habing Н. J., Winnberg A., 1992, Astronomy & Astrophysics, 259, 118

112. Levine, A. M., et al. 1984. Astrophysical Jourr.al Suppl., 54, 5811123. Liu, Q. Z., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. 2000, A&AS Suppl., 147, 25

113. Liu, Q. Z., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. 2001, Astronomy & Astrophysics, 368, 1021

114. Lubinski, P. Gadolle Bel, M., von Kienlin, A., et al. 2005, Astronomy Telegram, 469, 1

115. Lutovinov, А. А., к Revnivtsev. M. G. 2003, Astronomy Letters, 29, 719

116. Lutovinov, A., Walter, R., Belanger, R., et al. 2003a, Astronomy Telegram, 155, 1

117. Lutovinov. A., Shaw, S., Foschini, L., Paul, J. 2003b, Astronomy Telegram, 154, 1

118. Lutovinov, A., Rodriguez, J., Produit, N., Paul. J. 2003c, Astronomy Telegram, 151, 1

119. Lutovinov, A., Rodriguez, J., Budtz-Jorgersen, C., et al. 2004a, Astronomy Telegram, 329, 11311 Lutovinov, A., Bel, M. C., Belanger, G., Goldwurm, A., Budtz-Jorgensen, C., Mowlavi, N., Paul, J. & Orr, A. 2004, Astronomy Telegram, 328, 1

120. Lutovinov, A. Rodriguez, J., Revnivtsev, M., & Shtykovskiy, P. 2005a, Astronomy & Astrophysics. 433, L41

121. Lutovinov. A. Revnivtsev, M., Gilfanov. M., et al. 2005b. Astronomy & Astrophysics, 444, 821

122. Lutovinov, A., Revnivtsev, M., Molkov, S., Sunyaev, R. 2005c, Astronomy & Astrophysics. 430,997

123. Lutz D., et al., 1996, Astronomy & Astrophysics, 315, L137 , 2931136. Lynden-Bell, D,, Faber, S. M., Burstein, D., Dalies, R. L,, Dressier, A., Terlevich, R. J., k. Wegner, G. 1988, Astrophysical Journal, 326, 19

124. Malizia, A., Bassani, L., Stephen, J.В., Malaguti, G., & Palumbo, G.G., 1997, ApJS, 113, 311

125. Malizia, A., Bassani, L., Stephen, J„ et al. 2005, Astrophysical Journal Lett., 630, L157

126. Mandrou P., Bui-van A., Vedrenne G., Niel M., 1980, Astrophysical Journal, 237, 424

127. Magdziarz. P. & Zdziarski, A.A., 1995. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 273, 837

128. Marshall, F. E., Boldt, E. A-, Holt, S, S., Miller, R. В., Mushotzky, R. F., Rose, L. A., Rothschild, R. E., fc Serlemitsos, P. J. 1980, Astrophysical Journal, 235 , 4

129. Masetti, N-, Palazzi, E,, Bassani, L., Malizia, A,, & Stephen, J.B., 2004, Astronomy & Astrophysics, 426, L41

130. Masetti, N. Bassani, L. Bird. A., Bassano, A. 2005, Astron. Telegram, 528,1

131. Masetti, N., Morelli, L., Palazzi, E., Stephen, J., Bazzano, A,, Dean, A. J., Walter, R., к Minniti, D. 2006a, Astronomy Telegram, 783, 1

132. Masetti, N., Morelli, L., Palazzi, E. Galaz, G., Bassani, L., Bazzano, A., et al,, 2006b, Astronomy & Astrophysics, 459, 21

133. Masetti, N., Fretorius, M.L., Palazzi, E., Bassani, L., Bazzano, A., & Bird, A.J, 2006c, Astronomy к Astrophysics, 449, 1139

134. Masetti, N., Bassani, L., Dean, A. J., Ubertini, P., & Walter, R. 2006d, The Astronomer's Telegram, 715, 1

135. Masetti, N., Bassani, L., Bazzano, A., Bird, A.J., Dean, A.J., Malizia, A., et al., 2006e, Astronomy & Astrophysics, 455, 11

136. Matt, G., Fabian, A.C., Guainazzi, M., Iwasawa, К. Bassani, L., & Malaguti, G., 2000, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 318, 173

137. Markwardt, C.B., Tueller, J., Skinner, G.K,, Gehreis, N., Barthelmy, S.D., & Mushotzky, R.F., 2005, Astrophysical Journal, 633, L77

138. Mukai K., Shiokawa K., 1993, Astrophysical Journal, 418, 863

139. Muno, M. P., et al. 2003, Astrophysical Journal, 589, 225

140. Muno, M. P, et al. 2004, Astrophysical Journal, 613, 326

141. Miyaji, T., к Boldt, E. 1990, Astrophysical Journal Lett., 353, L3

142. Molkov, S., Mowlavi, N., Goldwurm, A., et al. 2003, Astronomy-Telegram, 176, 1

143. Molkov S. V., Cherepashchuk A. M., Lutovinov A. A., Revnivtsev M. G., Postnov K. A., Sunyaev R. A., 2004, AstL, 30, 534

144. Molina, M., Bassani, L., Malizia, A., Stephen, J.B., & Bazzano, A., 2006, ATel 263

145. Moran, E.C., Eracleous, M., Leighly, K.M., Chartas, G., Filippenko, A.V., Ho, L.C., et al., 2005, AJ, 129, 2108

146. Morelli, L., Masetti, N., Bassani, L., et al., 2006, Astronomy Telegram, 785, 1

147. Nauenberg M., 1972, Astrophysical Journal, 175, 417

148. Neronov A., Chernyakova M., Courvoisier T. J. -., Walter R., 2005, astro, arXiv:astro-ph/0506437

149. Negueruela, I., Smith, D., Chaty, S. 2005, Astronomy Telegram, 470, 1

150. Negueruela, I., h Smith, D. 2006, Astronomy Telegram, 831, 1

151. Ottmann R., Schmitt J. H. M. M., 1992, Astronomy & Astrophysics, 256, 421

152. Oshima, T., Mitsuda, K., Ota, N., Yonehara, A., Hattori, M., Mihara, T., et al., 2001, Astrophysical Journal, 551, 929

153. Patterson, J. 1994, PASP, 106, 209

154. Palmer, D. M., Barthelmey, S. D., Cummings, J. R., Gehreis, N., Krimm, H. A., Marwardt, C. B., Sakamoto, T., & Tueller, J. 2005, The Astronomer's Telegram, 546, 1

155. Patel, S., Kouveliotou, C., Tennant, A., et al. 2004, Astrophysical Journal, 602, L45

156. Pavlinskii, M. N., Grebenev, S. A., & Syunyaev, R. A. 1992, Soviet Astronomy Letters, 18, 88

157. Perola, G.C., Matt, G., Cappi, M., Fiore, F., Guainazzi, M., Maraschi, L., et al., 2002, Astronomy & Astrophysics, 389, 802

158. Politano M., 1996, Astrophysical Journal, 465, 338

159. Pfeffermann, E., k. Aschenbach, B. 1996, Roentgenstrahlung from the Universe, 267

160. Pli on is. M, к Kolokotronis. V. 1998, Astrophysical Journal, 500, 1174J Produit, N., Ballet, J., Mowlavi, N. 2003, Astronomy Telegram., 278, 1

161. Protheroe, R. J., Wolfendale, A. W., & Wdowczyk, J. 1980, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 192, 445

162. Prodanovic T., Fields B. D., Beacom J. F., 2006, astro, arXiv:astro-ph/0603618

163. Purcell W. R., et al., 1996, AfcAS, 120, 389

164. Rea, N. Testa, V., Israel, G., et. al 2006, Astronomy Telegram. 713, 1

165. Reglero. V., SÛ410nchez, F., Rodrigo, Л.; Velasco, T., Gasent, J. L., et al., 2001, Exploring the gamma-ray universe. Proceedings of the 4th INTEGRAL Workshop, 4-8 September 2000, Alicante, Spain. Editor: B. Bat trick, p. 619 622

166. Read, A.M., Saxton, R.D., Esquej, M.P. Freyberg, M.J., & Altieri. B, 2005, Proc. 2005 EPIC XMM-Newton Consortium Meeting, MPE Report 288, 137

167. Rees M. J., 1980, IAUS, 92, 207

168. Reeves. J.N., & Turner, M.J.L., 2000, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 316, 234

169. Revnivtsev, M. G., Sazonov, S. Y., Gilfanov M. R., Sunyaev, R. A. 2003a, Astronomy Letters, 29, 587

170. Revnivtsev, M., Tuer 1er, M., Del Santo, M., et al. 2003b, IAUC 8097, 1

171. Revnivtsev, M., Chernyakova, M., Capitanio, F., et al. 2003c, Astronomy Telegram, 132, 1

172. Revnivtsev, M., Sazonov, S., Jahoda, K., & Gilfanov, M., 2004a, Astronomy & Astrophysics. 418, 927

173. Revnivtsev, M. G., Sunyaev, R. A., Gilfanov, M. R., Churazov, E. M., Goldwurm, A., Paul, J., Mandrou, P., Roques, J, P. 2004, Astronomy Letters, 30, 527

174. Revnivtsev, M., Sazonov, S., Churazov, E., et al. 2004b, Astronomy & Astrophysics, 425, L49

175. Revnivtsev, M., Sunyaev. R., Varshalovich, D., et al. 2004c, Astronomy Letters, 30, 382

176. Revnivtsev M., Gilfanov M., Sunyaev R., Jahoda К., Markwardt С., 2003, Astronomy к Astrophysics, 411, 329

177. Revnivtsev M., Sazonov S., Jahoda К., Gilfanov M., 2004, Astronomy к Astrophysics, 418, 927

178. Revnivtsev M, G., et al., 2004, AstL, 30, 382

179. Revnivtsev, M. G., Sazonov. S. Y., Molkov, S. V., Lutovinov, A. A., Churazov, E. M„ к Sunyaev, R. A. 2006, Astronomy Letters, 32, 145

180. Revnivtsev, M, Sazonov, S., Gilfanov, M., Churazov, E., к Sunyaev, R.2006, Astronomy к Astrophysics, 452, 169

181. Revnivtsev, M., Molkov, S., к Sazonov, S. 2006. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373, Lll

182. Revnivtsev, M,, Vikhlinin, A., к Sazonov, S. 2006. ArXiv Astrophysics e-prints, arXiv: astro-ph/0611952

183. Revnivtsev, M., Churazov, E., Sazonov. S. Forman, W., к Jones, C.2007, ArXiv Astrophysics e-prints, arXiv:astro-ph/0702578

184. Reig, P., Negueruela, I., Papamastorakis, G., Manousakis, A., & Kougentakis, T. 2005, Astronomy & Astrophysics, 440, 637

185. Renaud, M., Gros, A., Lebrun, F., Terrier, R. Goldwurm, A., Reynolds, S., к Kalemci. E. 2006a, Astronomy к Astrophysics. 456, 389

186. Renaud, M., Bélanger, G., Paul, J., Lebrun, F., к Terrier, R. 2006b. Astronomy к Astrophysics, 453, L5

187. Reynolds, С.S., 1997, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 286, 513

188. Risaliti. G., Elvis, M., к Nicastro, F.; 2002, Astrophysical Journal, 571, 234

189. Risaliti, G., Elvis, M., Fabbiano, G., Baldi, A., к Zezas. A., 2005, Astrophysical Journal. 623, L93

190. Richstone, D. et al. 1998, Nature, 395, A14

191. Rodriguez, J., Domingo Garau, A., Grebenev, S., et al. 2004, Astron. telegram, 340, 1

192. Rodriguez, J., Cabanac, C., Hannikainen, D. C., Beckmann, V., Shaw, S. E., к Schultz, Л. 2005, Astronomy к Astrophysics, 432, 235

193. Rowan-Robinson M., et al., 2000, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 314, 375

194. Sacher W., Schoenfelder V., 1984, Astrophysical Journal, 279, 817

195. Sakano M., Koyama K., Murakami H., Maeda Y., Yamauchi S., 2002, ApJS, 138, 19

196. Sazonov, S., & Revnivtsev, M., 2004, Astronomy & Astrophysics, 423, 469

197. Sazonov, S.Y., Ostriker, J.P., Sunyaev, R.A., 2004, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 347, 144

198. Sazonov, S.Y., Revnivtsev, M.G., Lutovinov, A.A., Sunyaev, R.A., & Grebenev, S.A., 2004b, Astronomy & Astrophysics, 421, L21

199. Sazonov, S., Churazov, E., Revnivtsev, M., Vikhlinin, A., & Sunyaev, R., 2005, Astronomy & Astrophysics, 444, L37

200. Sazonov, S., Revnivtsev, M., Krivonos, R., Churazov, ii Sunyaev, R., 2006, Astronomy & Astrophysics, 462, 57

201. Sazonov S., Revnivtsev M., Gilfanov M., Churazov E., Sunyaev R., 2006, Astronomy & Astrophysics, 450, 117

202. Sazonov, S., et al. in preparation

203. Schmitt J. H. M. M., Collura A., Sciortino S., Vaiana G. S., Harnden F. R., Rosner R., 1990, ApJ, 365, 704

204. Setti G., Rees M. J., 1970, IAUS, 37, 352

205. Skibo J. G., Ramaty R., 1993, A&AS, 97, 145

206. Skibo J. G., et al., 1997, Astrophysical Journal, 483, L95

207. Stecker, F. W. 1973, Astrophysical Journal, 185, 499

208. Stecker F. W., 1977, Astrophysical Journal, 212, 60

209. Strong, A. W., Diehl, R., Halloin, H., Schönfelder, V., Bouchet, L., Mandrou, P., Lebrun, F., & Terrier, R. 2005, Astronomy & Astrophysics, 444, 495

210. Sugizaki M., Mitsuda K., Kaneda H., Matsuzaki K., Yamauchi S., Koyama K, 2001, ApJS, 134, 77

211. Suleimanov V., Revnivtsev M., Ritter H., 2005, Astronomy & Astrophysics, 435, 191226j Saunders. W., et al. 2000, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 317, 55

212. Sguera, V. Bazzano, A., Bird, A., et al. 2006, Astrophysical Journal,646, 452

213. Skinner, G, K. et al. 1987, Astroph.Sp.Sci., 136, 337-349.

214. Sunyaev, R., Lutovinov, A., Molkov, S., Deluit, S. 2003a, Astronomy Telegram, 181, 1

215. Sunyaev, R., Grebenev, S., Lutovinov, A., et al. 2003b, Astronomy Telegram, 192, 1

216. Shakura, N.I., & Sunyaev, R.A., 1976, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 175, 613

217. Schmidt, M. 1968, Astrophysical Journal, 151, 393

218. Shinozaki, K., Miyaji, Т., Ishisaki, Y., Ueda, Y., & Ogasaka, Y,. 2006. Astrophysical Journal, 131, 2943

219. Tanaka Y., Miyaji Т. Hasinger G., 1999, AN, 320, 181 |237) Tanaka Y., 2002. Astronomy & Astrophysics, 382. 1052238| Terrier R., et al., 2003. Astronomy & Astrophysics, 411, L167

220. Terrier R., Lebrun F.; Belanger G. et al. 2004, Proceedings of the 5th INTEGRAL Workshop, Munich 16-20 February 2004. ESA SP-552, astro-ph/0405207

221. Tonry, J. L., Blakeslee, J. P., Ajhar, E. А,, к Dressier, A. 2000, Astrophysical Journal, 530, 625

222. Tomsick, Л., Lingenfelter, R., Walter, R., et al. 2003, IAUC 8076, 1

223. Tomsick, J. Lingenfelter, R., Corbel, S., Goldwurm, A. Kaaxet, P. 2004, Astronomy Telegram, 224, 1

224. Tomsick. J,, Chaty, S., Rodriguez, J., et al. 2006, Astrophysical Journal.647, 1309

225. Toor, А., к Seward, F. D. 1974, AJ, 79, 995

226. Torres, M.A.P., Garcia, M.R., McClintock, J.E., Steeghs, D., Miller, J., Callanan, P.J., et al., 2004, ATel 264

227. Torres, M. A. P, et al. 2005, Astronomy Telegram, 551, 1

228. Tueller, J., Markwardt, C., Ajello, M., Beckmann, V., Belloni, T., Falcone, A., et al., 2006, ATel 835

229. Tully, R.B. 1988, Nearby Galaxies Catalogue, Cambridge University Press

230. Turner, T.J., George, I.M., Nandra, K,, к Mushotzky, R.F., 1997, ApJS, 113. 23

231. Tueller, J., Barthelmy, S., Burrows, D., et al. 2005. Astronomy Telegram. 669, 1

232. Turler, M., Bel, M, C,, Diehl, R., Westergaard, N.-J., McBrecn, В. Williams, O. R., Grebenev, S. A., к Lutovinov, A. 2005, The Astronomer's Telegram, 624, 1

233. Ubertini P, et al., 2003, Astronomy к Astrophysics, 411, L131

234. Ubertini, P., Bassani, L. Malizia. A., et al. 2005, Astrophvsical Journal Lett., 629, L109

235. Ueda, Y., Akayama, M., Ohta, К., к Miyaji, T., 2003, Astrophysical Journal, 598, 886

236. Vedrenne, G., et al. 2003, Astronomy к Astrophysics, 411, L63

237. Vallee J. P., 1995, Astrophysical Journal, 454, 119

238. Valinia A., Marshall F. E., 1998, Astrophysical Journal, 505, 134

239. Vignali, C., Comastri, A., Stirpe, G.M., Cappi, M., Palumbo, G.G.C., Matsuoka. M., et al., 1998, Astronomy к Astrophysics, 333, 411

240. Vignali, С., к Comastri, А., 2002, Astronomy к Astrophysics, 381, 834

241. Warwick R, S., Pye J. P., Fabian A. С., 1980, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 190, 243

242. Warwick R. S., Turner M. J. L., Watson M. G., Willingale R., 1985, Nature, 317, 218

243. Warwick R. S. Norton A. J., Тигпет M. J. L., Watson M. G., Willingale R., 1988, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 232, 551110литература

244. Warner, В. 1995, Astroph.Sp.Sci., 232, 89

245. Walter, R., Bodaghee, A., Barlow, E., et al. 2003, Astronomy Telegram, 229, 1

246. Walter, R., Zurita Heras, J., Bassani, L., et al. 2006, Astronomy & Astrophysics, 453, 133

247. Worrall D, M., Marshall F. E., Boldt E. A., Swank Л. H., 1982, Astrophysical Journal, 255, 111

248. Winkler, C., Courvoisier. T., Di Cocco. G., et al. 2003, Astronomy & Astrophysics, 411, LI

249. Woudt, P.A., Kraan-Korteweg. R.C., Fairall, A.P., Boehringer, H., Cayatte, V., & Glass, I.S., 1998, Astronomy & Astrophysics, 338, 81269. Zwickl R. D., Webber W. R„ 1978, JGR. 83, 1157

250. Young, A.J., Wilson, A.S., Terashima, Y., Arnaud, K.A., & Smith, D.A., 2002, Astrophysical Journal, 564, 176