Переменность компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

10. Майер и др. 2000 (Meyer F., Liu B. F., Meyer-Hofmeister E.)// 2000, Astron. Astrophys., 361, 175 Макароне, 2003 (Maccarone T.)// 2003, Astron. Astrophys. 409, 697 МакКлинток, Ремиллард 2003 (McClintock J., Remillard R.)// 2003, astro-ph/306 213 Mao 2001 (Mao Sh.)// 2001, astro-ph/0108.

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

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

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

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

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

16. Рентгеновский монитор МОХЕ и его оптимизация 8.

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

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

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

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

22. Арефьев и др. 19 906 (Арефьев В., Бугров В., Волчанский А. и др.)// 19.

23. Приборы и техника эксп., № 4.

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

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

26. Павлинский и др. 20 006 (Павлинский М.Н., Мазов П. А., Гребенев А., Деханов И.А.) 20 006, Препринт ИКИ РАН, Пр-2.

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

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

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

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

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