Переменное рентгеновское излучение от аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд
На правах рукописи
Ибрагимов Аскар Абдуллович
Переменное рентгеновское излучение от
аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд
01.03.02. Астрофизика и радиоастрономия
Автореферат диссертации на соискание ученой степени
кандидата физико-математических наук
Москва – 2009
Работа выполнена в Казанском государственном университете.
Научный руководитель:
доктор физ.-мат. наук Гильфанов Марат Равильевич (ИКИ РАН)
Официальные оппоненты:
доктор физ.-мат. наук, профессор Постнов Константин Александрович (ГАИШ МГУ) доктор физ.-мат. наук Гребенев Сергей Андреевич (ИКИ РАН)
Ведущая организация: Главная астрономическая обсерватория, Пулково
Защита диссертации состоится 25 декабря 2009 г. в 12 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117997, ул. Профсоюзная, д. 84/32, ИКИ РАН, подъезд
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН Автореферат разослан 24 ноября 2009 г.
Ученый секретарь Диссертационного совета Д 002.113.02 А.Ю.Ткаченко к.ф.-м.н.
1
Общая характеристика работы
1.1 Актуальность темы Около трети всех звезд в нашей Галактике входят в двойные системы. В таких системах возможна аккреция вещества с одной звезды на другую.
Данный процесс является очень эффективным механизмом высвобож дения энергии в системах с нейтронными звездами и черными дырами.
Излучение от аккрецирующих двойных систем наблюдается в ультра фиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. На процессы в таких источниках оказывают влияние релятивистские эффекты, высокие тем пературы и сильные магнитные поля. В данной диссертации представлен анализ наблюдений двух систем, Лебедя Х-1 и SAX J1808.4-3658, глав ным образом по наблюдениям обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).
Лебедь Х-1 – двойная система, состоящая из сверхгиганта и черной дыры. Звездный ветер со сверхгиганта частично аккрецируется на чер ную дыру. По этому яркому и давно известному объекту накоплен обшир ный набор данных. Наиболее ярким наблюдаемым феноменом является смена спектральных состояний в источнике;
в так называемом «жест ком» состоянии наблюдаемое излучение (степенной спектр с наклоном порядка 1,7 и завалом на энергиях больше 100 кэВ) возникает в результа те тепловой комптонизации на «горячих» электронах вблизи компактного объекта (Галеев и др., 1979;
Таут и Прингл, 1992;
Свенссон и Здзиарски, 1994;
Белобородов, 1999;
Миллер и Стоун, 2000). «Мягкое» состояние описывается излучением черного тела с температурой порядка 500 эВ и степенным спектром (фотонный индекс порядка 2,5, Герлински и др.
1999). Каждые несколько лет источник демонстрирует переходы меж ду этими состояниями. В последние 10 лет за счет улучшения качества данных стало понятно, что на самом деле спектры источника достаточно сложны. Для «жесткого» состояния были с хорошей точностью определе ны температура горячего облака ( 100 кэВ), и Томсоновская оптическая толща порядка 1–2 (Здзиарски и др., 1996, 1997;
Герлински и др., 1997;
Поутанен, 1998;
Ди Сальво и др., 2001;
Фронтера и др., 2001;
Здзиарски и Герлински, 2004). Кроме этого, в спектре были обнаружены: отраженная компонента (возникающая в результате взаимодействия жесткого комп тонизованного излучения с холодной, оптически плотной средой, Дон и др. 1992;
Эбисава и др. 1996;
Герлински и др. 1997), мягкая компонента (вероятно, относящаяся к аккреционному диску, см. Балучинска и Хасин гер 1991;
Балучинска-Чёрч и др. 1995;
Эбисава и др. 1996) и дополни тельный «мягкий избыток» (Ди Сальво и др., 2001;
Фронтера и др., 2001).
В гамма-диапазоне свыше 500 кэВ наблюдается излучение, свидетель ствующее о комптонизации на нетепловых частицах (МакКоннелл и др., 1994;
Линг и др., 1997). Известны корреляции наклона спектра с характе ристическими частотами спектров мощности и с амплитудой отраженной компоненты, см. Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев (1999).
Одним из возможных вариантов геометрии источника является мо дель «усечённого диска», показанная на Рис. 1. Согласно этой модели, в «жестком» состоянии диск заканчивается на некоем переходном ради усе, внутри которого аккреционный поток становится оптически тонким и геометрически толстым. В «мягком» состоянии корона имеет существен но меньшие размеры, а нетепловая комптонизация происходит в актив ных областях на поверхности диска. Диск излучает мягкие «затравочные»
фотоны (впоследствии подвергающиеся комптонизации) и служит так же средой, порождающей отраженную компоненту.
Существует много работ, посвященных анализу индивидуальных на блюдений. Этот подход может быть дополнен статистическим анализом большого числа наблюдений, так как это позволяет обнаружить возмож ные закономерности в поведении объекта. Полученные результаты (как правило, открытые или успешно подтвержденные зависимости) предо ставляют новую информацию, полезную при теоретическом моделирова нии процессов излучения и геометрии систем в похожих объектах. Кроме того, многолетние наблюдения позволяют анализировать относительно медленные процессы в источниках.
Примером долгопериодического процесса является исследованная на ми в данной диссертации «суперорбитальная» переменность в источни ке Лебедь Х-1, с периодом примерно 150 дней, наблюдаемая практиче ски во всех спектральных диапазонах (Броксопп и др., 1999;
Пули и др., 1999;
Эземдир и Демирчан, 2001;
Беннлох и др., 2001, 2004;
Карицкая и др., 2001;
Ляхович и др., 2006). Общепринятая интерпретация этого феномена – прецессия аккреционного диска и/или джета (Катц, 1973, 1980;
Ларуод, 1998;
Уайджерс и Прингл, 1999;
Огливие и Дубус, 2001;
Торрес и др., 2005;
Капрони и др., 2006, геометрия системы показана на Рис. 2);
исключением является объект 4U 1820–303 (где край диска, частично заслоняющий центральный объект, меняет размеры в зависи Рис. 1: Геометрии «жесткого» и «мягкого» спектральных состояний источника Лебедь Х 1 в модели «усечённого диска». Адаптация из Здзиарски и др. (2002). Показаны черная дыра, радио-джет, аккреционный диск, горячая корона и активные области.
Рис. 2: Геометрия системы Лебедя Х-1 в момент нулевой орбитальной фазы. Показаны конус прецессии, аккреционный диск, сверхгигант и вектор в направлении наблюдателя.
мости от переменного темпа аккреции, Здзиарски и др. 2007). В данной диссертации мы анализируем наблюдаемые профили суперорбитальной переменности в радио- и рентгеновском диапазонах, что позволяет нам сделать интересные выводы о геометрическом строении системы.
Так же, в диссертации рассмотрен представитель класса аккрециру ющих миллисекундных рентгеновских пульсаров – SAX J1808.43658.
Данные объекты – транзиенты с периодом вспышек порядка двух лет. На данный момент известно 12 источников: SAX J1808.43658 ( = 401 Гц), XTE J1751–305 ( = 435 Гц), XTE J0929–314 ( = 185 Гц), XTE J1807– ( = 191 Гц), XTE J1814–338 ( = 314 Гц), IGR J00291+5934 ( = 599 Гц), HETE J1900.1–2455 ( = 377 Гц), SWIFT J1756.9–2508 ( = 182 Гц), HETE J1900.1-2455 ( = 377 Гц), Aql X-1 ( = 550 Гц), SAX J1748.9-2021 ( = Гц), NGC 6440 X-2 ( = 205 Гц), IGR J17511-3057 ( = 245 Гц). Спектр объектов состоит из двух основных компонент – мягкой чернотельной компоненты в диапазоне ниже 7 кэВ и степенного спектра (с наклоном порядка 1,9 и с завалом в районе 100 кэВ). Обе компоненты демонстри руют миллисекундные пульсации, что указывает на их происхождение в районе так называемых «горячих пятен» на магнитных полюсах звезды, куда падает вещество под воздействием магнитного поля (Рис. 3). Жест кий степенной спектр, по-видимому, возникает в аккреционной ударной волне, в то время как чернотельное излучение может генерироваться на нагретой поверхности нейтронной звезды вокруг ударной волны. Бы Рис. 3: Схема аккрецирующего миллисекундного рентгеновского пульсара (Герлински, Дон и Баррет, 2002). Показаны аккреционный диск, магнитное поле, аккреционная удар ная волна и горячее пятно.
ло обнаружено, что эти две компоненты не синфазны, т.е. между ними существует временная задержка (более жесткие фотоны опережают бо лее мягкие). Данная задержка имеет зависимость от энергии: она плавно уменьшается до величины примерно 200-300 мкс в диапазоне до 10 кэВ, после чего остается постоянной (исключение – IGR J00291+5934, где после 10 кэВ имеет место обратный тренд, см. Фаланга и др. 2005).
1.2 Цель работы Диссертационная работа посвящена исследованию широкополосных спек тров источника Лебедь Х-1 в диапазоне 3-1000 кэВ, «суперорбитальной»
переменности (с периодом 152 дня), наблюдаемой в Лебеде Х-1, спек тральных и временных характеристик аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пульсара SAX J1808.43658 и моделированию кривых блеска рентгеновских миллисекундных пульсаров с учетом экранирова ния диском второго пятна (на «противоположном» магнитном полюсе звезды), что позволяет объяснить сложные профили пульсов в этом объ екте.
1.3 Научная новизна Впервые проанализированы 42 спектра рентгеновского источника с чер ной дырой Лебедь Х-1 по данным совместных наблюдений спутников CGRO и RXTE в широком диапазоне энергий 3–1000 кэВ. Обнаружено, что широкополосные спектры не описываются использовавшимися ра нее моделями вида «излучение от диска плюс комптонизация», а требу ют присутствия дополнительной мягкой компоненты в диапазоне ниже кэВ. Эта компонента может возникнуть в результате (тепловой или нетеп ловой) комптонизации в некоей отдельной активной области. Нетепловая комптонизация позволяет одновременно промоделировать как мягкий из быток, так и степенной «хвост» на энергиях выше 500 кэВ. В диссертации мы анализируем наблюдаемые зависимости между спектральными па раметрами. Показано, что выявленная сильная корреляция между «ком пактностью» (отношением светимости к характеристическому размеру излучающей области) и частотами квазипериодических осцилляций (Ак сельсон, Боргоново и Ларссон, 2005) прекрасно описывается законом, предсказываемым моделью «усеченного диска». Наша интерпретация демонстрирует, что наклон комптоновского континуума может не совпа дать с наклоном наблюдаемого спектра.
Проанализированы параметры суперорбитальной переменности ис точника Лебедь Х-1 с помощью ряда физических моделей анизотропии излучения. Впервые определены параметры прецессии диска (угол пре цессии порядка 10–20 градусов). Продемонстрировано, что модель теп ловой комптонизации в геометрии «плоского слоя» прекрасно описывает изменения амплитуды суперорбитальной переменности в зависимости от энергии. Профиль переменности в радиодиапазоне хорошо аппрок симируется моделью излучения релятивистского джета со скоростью по рядка 0,3–0,5 световой.
Открыта зависимость характеристик орбитальной переменности от фазы суперорбитальной. Такое поведение объясняется нами наличи ем «аккреционного балджа» на краю диска, вероятно, в месте перехода сфокусированного ветра в диск. В зависимости от фазы прецессии дис ка, на луче зрения оказывается разное количество поглощающего веще ства, что и ведет к появлению наблюдаемой зависимости. Наблюдаемый эффект промоделирован теоретически. Фурье-спектр модели успешно объясняет открытые ранее асимметричные частоты «биений» между ча стотами орбитальной и суперорбитальной переменности (Ляхович и др., 2006).
Впервые выполнен подробный спектральный анализ вспышки года аккрецирующего миллисекундного пульсара SAX J1808.43658 и построены зависимости параметров аппроксимации от времени и друг от друга. В частности, мы демонстрируем, что амплитуда отраженной компоненты падает с уменьшением темпа аккреции. Показано, что фор ма профилей пульсов имеет ярко выраженную зависимость от энергии.
Проведены оценки геометрических параметров системы. Впервые выска зана идея, что изменение профилей пульсов связано с переменным во времени экранированием одного из «горячих пятен» краем аккреционно го диска. Эволюция спектральных (амплитуда отражения) и временных параметров (частоты квазипериодических осцилляций, формы пульсов) свидетельствует о том, что в процессе вспышки диск медленно отступает от нейтронной звезды.
Нами проанализирован ряд сложных профилей пульсов пульсара SAX J1808.43658 (вспышка 2002г.) и предложено объяснение, что причиной их появления и эволюции является последовательное появление в по ле зрения наблюдателя второго горячего пятна, по мере того как оно перестает экранироваться диском, отступающим от звезды (такое пове дение диска естественно следует из увеличения альвеновского радиуса в процессе падения темпа аккреции). Нами показано, что эволюция на блюдаемых профилей хорошо описывается предложенным сценарием.
Данная модель является первым физически правдоподобным объясне нием наблюдаемой эволюции сложных профилей пульсов аккрецирую щих миллисекундных рентгеновских пульсаров.
1.4 Научная и практическая ценность работы Многие предшествующие исследования спектров черных дыр либо опи рались на небольшое количество наблюдений, либо использовали толь ко узкий энергетический диапазон при анализе множества спектров. Од нако естественно, что в первом случае невозможно выявить статисти ческие зависимости, а во втором – с уверенностью определить модель, корректно описывающую спектр за пределом выбранного узкого диапазо на. Наша работа восполняет этот пробел, используя несколько десятков спектров в очень большом интервале энергий. Нами было продемонстри ровано, что спектры (вблизи «жесткого» состояния) практически всегда требуют дополнительной мягкой компоненты в районе до 10 кэВ. Ранее обнаруженная в работе Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999 зависи мость между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты подтвердилась, но количественные значения параметров подверглись заметной корректировке. Продемонстрированные нами корреляции из менений спектральных характеристик позволяют проверить теоретиче ские модели процессов, происходящих в источнике.
Путем исследования суперорбитальной переменности Лебедя Х-1 с применением физически обоснованных моделей, мы получаем хорошо обоснованные значения параметров прецессии. Мы показываем, что теп ловая комптонизация в слое отлично описывает изменение анизотропии с энергией в рентгеновском диапазоне.
Проанализированы профили орбитальной переменности на разных суперорбитальных фазах и продемонстрировано, что они заметно разли чаются между собой. Результатом открытия зависимости характеристик орбитальной переменности от суперорбитальной явилось уточнение гео метрии системы. Эта новая информация является полезной для теорети ков, моделирующих процессы аккреции в системах с мощным звездным ветром.
Исследование аккрецирующих миллисекундных пульсаров и, в част ности, анализ их профилей пульсов важно для понимания механизмов излучения в этих объектах, свойств контролируемой магнитным полем аккреции (которые не прояснены до конца на данный момент) и для фун даментальных исследований сверхплотного вещества, составляющего «внутреннее ядро» нейтронных звезд. Различные теории строения внут реннего ядра предсказывают различные зависимости массы нейтронной звезды от радиуса. Моделирование профилей пульсов позволяет уточ нить эти параметры для наших объектов.
1.5 Апробация работы Результаты, полученные в диссертации, докладывались на следующих конференциях и семинарах: международная школа NATO ASI (Marmaris, Turkey, 2004), Nordita Workdays on QPOs (Copenhagen, Denmark, 2005), рабочее совещание Cyg X-2±1 (Kittila, Finnish Lapland, 2005), конферен ция High Energies in the Highlands (Fort William, Scotland, UK, 2005), меж ` дународная школа Observing the X- and Gamma-ray Sky (Cargese, Corsica, France, 2006), конференция The multicolored landscape of compact objects and their explosive progenitors (Cefalu, Sicily, Italy, 2006), рабочее сове щание INTEGRAL The Obscured Universe (Москва, 2006), 36-я ассам блея COSPAR (Beijing, China, 2006), конференция The Extreme Universe in the Suzaku Era (Kyoto, Japan, 2006), cовещания проекта Observations and physics of accreting neutron stars (Bern, Switzerland, 2007-2009), кон ференции Cool discs, hot ows: The varying faces of accreting compact objects (Funasdalen, Sweden, 2008) и A Decade of Accreting Millisecond X ray Pulsars (Amsterdam, The Netherlands, 2008), серия зимних конферен ций в ИКИ РАН: HEA-2000, HEA-2001, HEA-2002, HEA-2003, Zeldovich- (2004), HEA-2005, HEA-2007, HEA-2008.
По теме диссертации опубликовано пять работ.
Полный список трудов диссертанта включает 7 работ в реферируемых изданиях.
1.6 Структура диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка ис пользованной литературы. Объем диссертации - 120 страниц, в том чис ле 46 рисунков и 10 таблиц. Список литературы содержит 192 ссылки.
2 Содержание работы Во Введении дается краткое описание проблем, затронутых в диссерта ции и обосновывается актуальность данной работы.
Первая глава диссертации посвящена анализу 42 широкополосных рентгеновских спектров рентгеновской двойной с черной дырой Лебедь Х-1, наблюдённых совместно инструментами Ginga + CGRO1 /OSSE и RXTE + CGRO/OSSE в 1991 и 1996–1999 годах. Спектры в диапазоне 3–1000 кэВ могут быть успешно описаны моделью тепловой комптони зации (вместе с отражением от холодного диска), плюс дополнительной мягкой компонентой в диапазоне до 10 кэВ (более заментной в спектрах с большей амплитудой отраженной компоненты и более крутым наклоном спектра основного комптоновского континуума). Мы предполагаем, что эта компонента порождается тепловой комптонизацией на электронах с маленьким комптоновским параметром или является низкочастотной ча стью спектра нетепловой комптонизации, продолжающейся далеко за МэВ.
Сompton Gamma-Ray Observatory Рис. 4: Корреляции между спектральными параметрами для модели «тепловая + нетеп ловая комптонизация» для 42 спектров Лебедя Х-1. Кружки – данные 1991 и 1997 года, квадратики – данные 1996, 1998 и 1999 года. lh /ls – «компактность», R – амплитуда отраженной компоненты, – ширина Гауссианы, описывающей линию железа на 6, кэВ, Fadd /Ftot – относительный вклад нетепловой комптонизации в общий поток, – оптическая толща облака в компоненте тепловой комптонизации, kTe – температура электронов в компоненте тепловой комптонизации, Lx - полная светимость комптони зирующего облака, для расстояния 2 кпс.
Мы анализируем полученные нами зависимости между спектральны ми параметрами (см. Рис. 4) и подтверждаем общую корреляцию между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты. Мы отмеча ем, что простые феноменологические модели (такие как «степенной за кон+комптоновское отражение»), примененные к узкому диапазону (3– кэВ, см. например Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999) переоценива ют значения наклона и амплитуды отражения, однако сохраняют тренд этих параметров. Нами показано, что спектральные параметры сильно коррелируют с частотами квазипериодических осцилляций (QPO). Так называемая модель «динамической короны» (Мальзак и др., 2001) удо влетворительно объясняет корреляцию между наклоном спектра и ам плитудой отражения, тогда как модель «усечённого диска» не объясня ет ее количественно. Однако, в случае динамической короны сложно дать объяснение корреляции компактности с частотами QPO, которая естественным образом следуют из модели «усечённого диска». Мы не обнаружили заметной связи между температурой электронов в горячем облаке и остальными модельными параметрами, тогда как оптическая толщина горячего облака электронов уменьшается с умягчением спек тра.
Во второй главе мы исследуем «суперорбитальную» переменность, наблюдаемую в рентгеновском и радио-излучении Лебедя Х-1 с помо щью модели прецессии аккреционного диска. Прецессия изменяет ори ентацию источника излучения (диска или джета) относительно наблю дателя. Это приводит к модуляции излучения вследствие анизотропии диаграммы направленности выходящего излучения. Мы рассматрива ем диаграммы направленности чернотельного излучения (изотропное угловое распределение при меняющейся проекции излучающей поверх ности), тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое, излуче ния релятивистского джета и поглощения в плоскопараллельном слое.
Мы аппроксимируем нашими моделями данные, полученные приборами RXTE/ASM, CGRO/BATSE и радиотелескопом Ryle. В итоге, мы получаем углы прецессии 10o–20o. Модель тепловой комптонизации для рентге новских данных прекрасно описывает наблюдаемое уменьшение ампли туды переменности от 1 до 300 кэВ (анизотропия излучения уменьшает ся за счет увеличения числа рассеяний). Наша модель радиоизлучения джета показывает его скорость (0,3–0,5)c. Это находится в согласии с ограничениями, связанными с отсутствием второго (противоположного) Рис. 5: Доверительные контуры 90% вероятности для угла наклона плоскости орбиты в Лебеде Х-1 к лучу зрения i и угла прецессии. Сплошная и штрих-пунктирная линии соответствуют аппроксимации данных всех детекторов в составе прибора RXTE/ASM (1,5–3, 3–5 и 5–12 кэВ) и детектора CGRO/BATSE А (20–100 кэВ). Точечная и штриховые кривые показывают контуры для аппроксимации данных радиотелескопа Ryle моделью излучения джета для наклона спектра = 1 и cкорости джета 0,3 и 0,5 световой. Две горизонтальные линии на i = 30o и 45o примерно соответствуют ограничениям на наклон системы согласно другим методам (по данным из литературы). Линия в правом нижнем углу соответствует i =, за которой находится симметричное решение (исключенное по определениям наклона системы другими методами).
джета, а так же отсутствием корреляции между рентгеновским и радио излучением на коротких масштабах времени. Наши результаты проил люстрированы на Рис. 5.
Третья глава продолжает тему суперорбитальной переменности в Лебеде Х-1. Она описывает наше открытие явной зависимости харак теристик орбитальной переменности и «жесткости» спектра (в мягкой рентгеновской области) от текущей фазы супеорбитальной переменно сти (Рис. 6). В то время как выше мы анализировали профили перемен ности без «сортировки» данных по орбитальным и суперорбитальным фазам, здесь мы обращаем внимание на орбитальные кривые блеска на различных фазах суперорбитальной переменности. Нами продемон стрировано, что эти кривые будут заметно различаться. Мы успешно объ ясняем это явление комбинацией двух эффектов: прецессии аккрецион ного диска (как причины суперорбитальной модуляции) и поглощением в аккреционном балдже, располагающемся на краю аккреционного диска (смещенного от линии, соединяющей звёзды, примерно на 25o, см. Рис.
7). Наши выводы подтверждаются тем фактом, что наблюдаемые в рент геновском диапазоне «дипы» (кратковременные скачки поглощения на луче зрения) показывают концентрацию к нулевой суперорбитальной фа зе (когда балдж находится на луче зрения). Фурье-анализ нашей модели объясняет ранее установленный наблюдательный факт асимметричных пиков на частотах биения между орбитальной и суперорбитальной часто тами (Ляхович и др., 2006). Мы не обнаружили статистически значимых изменений в орбитальной переменности на разных суперорбитальных фазах по радиоданным 15ГГц радиоданным телескопа Ryle. Это объяс няется тем, что радио-излучение генерируется в джете, а орбитальная переменность в радиодиапазоне создается поглощением в ветре вдали от диска. Мы отмечаем, что распределение потоков в жестком состо янии источника как в радио-, так и в рентгеновском диапазоне имеет лог-нормальное распределение на временных интервалах порядка секунд, аналогично известному распределению на временах порядка секунды. (Это означает, что для статистически адекватного временного усреднения и анализа ошибок требуется использовать не потоки, а их логарифмы.) В работе мы указываем корректную формулу для ошибки rms кривой блеска для случая, когда эта ошибка больше измеряемой величины.
В четвертой главе рассматривается вспышка аккрецирующего мил Рис. 6: (а) Профиль суперорбитальной переменности в Лебеде Х-1 (1,5–3 кэВ, RXTE/ASM). (b) Сравнение rms орбитальной переменности, полученных разными ме тодами. Крестики – собственная rms (среднеквадратическое отклонение) орбитальной модуляции как функция суперорбитальной фазы. Сплошная линия – амплитуда аппрок симации наблюдаемых профилей орбитальной переменности суммой трех гармоник, штриховая линия – rms этой аппроксимации. Сплошная кривая на панелях (а) и (b) – результат теоретического моделирования. (c) Зависимость собственной rms орбиталь ной переменности от суперорбитальной фазы для диапазонов RXTE/ASM 1,5–3, 3–5 и 5–12 кэВ (кружки, треугольники и квадратики, соответственно).
Рис. 7: Иллюстрация эффекта поглощения в аккреционном балдже в Лебеде Х-1 ( – суперорбитальная фаза, – орбитальная фаза). (а) рисунок в плоскости орбиты, суперорбитальная фаза = 0;
(b) рисунок в плоскости орбиты, суперорбитальная фаза = 0, 5;
(c) вид перпендикулярно плоскости орбиты. Показаны сверхгигант, черная дыра, балдж и аккреционный диск, а так же направление на наблюдателя.
Рис. 8: Фурье-амплитуды и фазы профилей пульсов для диапазонов 2–3,7 кэВ и 10– кэВ для вспышки 2002 г. пульсара SAX J1808.4–3658. Рецессия диска и появление в поле зрения наблюдателя второго пятна вызывают последовательные изменения про филей пульсов начиная с MJD 52570.
лисекундного рентгеновского пульсара SAX J1808.43658, который на блюдался в течение октября – ноября 2002 г. спутником RXTE. Мы впер вые демонстрируем, как – параллельно с уменьшением амплитуды от ражения – уменьшается размер горячего пятна на поверхности нейтрон ной звезды. Эти факты естественно объясняются тем, что внутренний край аккреционного диска отдаляется от нейтронной звезды из-за того, что темп аккреции падает со временем. Профили пульсов источника яв ственно демонстрируют присутствие вторичного максимума в пульсах на поздней стадии вспышки (после 29 октября 2002 г). Это означает, что диск отступает от нейтронной звезды достаточно далеко для того, чтобы второе пятно на противоположном магнитном полюсе звезды оказалось в поле зрения наблюдателя. Мы используем факт появления вторичного максимума, чтобы оценить звездный магнитный момент = (8 ± 4) Гс см3, соответствующий магнитному полю на поверхности звезды поряд ка 108 Гс (что соответствует значению, недавно полученному по данным замедления частоты пульсара (Хартман и др., 2008) и оценке по эффекту пропеллера Гильфанов и др. 1998). Мы демонстрируем, что «временной шум» и резкие изменения в фазе базовой гармоники связаны с изме нениями в профиле пульса. Видно, что профиль пульса сильно зави сит от энергии (см. Рис. 8). Наблюдаемые «мягкие» временные задерж ки (запаздывание фазы на мягких энергиях по сравнению с жесткими) являются результатом разной фазовой зависимости двух спектральных компонент, черного тела и комптонизационного континуума. Амплитуда и энергетическая зависимость временных задержек согласуются с пред ставлением, что чернотельное излучение возникает в «горячем пятне», а комптонизованное излучение – в аккреционной ударной волне. Амплиту да профилей пульсов позволяет оценить широту магнитного полюса как 4–10o.
В пятой главе описывается модель кривой блеска быстровращающе гося аккрецирующего пульсара. Мы моделируем два пятна на поверхно сти нейтронной звезды, имеющие заданные конечные размеры. Для пя тен задаются исходный спектр излучения (степенной закон с индексом 1,9) и диаграмма направленности излучения. (Отметим, что воспроизве дение вторичных максимумов в профилях пульса является затруднитель ным без учета второго пятна.) Поверхность пятен делится на большое количество ячеек. Для каждой ячейки вычисляется её вклад в общую кривую блеска и проверяются условия экранирования излучения от неё звездой и внутренним краем диска. На Рис. 9 показаны геометрия за дачи и примеры профилей пульса. Размер пятна на звезде может быть довольно большим, с угловым радиусом порядка 30o, и экранирование диском такого пятна может быть неполным. Второе пятно в разные мо менты времени экранируется по-разному и это порождает многообразие наблюдаемых профилей. Путем прямой аппроксимации наблюдаемых профилей нашей моделью мы демонстрируем, что (а) возможно хорошее описание наблюдаемых профилей нашей моделью и (б) модель воспро изводит плавное отступление внутреннего края диска для объяснения эволюции профилей со временем.
В Заключении перечислены основные результаты, полученные в дис сертации.
3 Основные результаты, выносимые на защиту • Вперые исследованы 42 спектра источника Лебедь Х-1 в широком диапазоне энергий (3–1000 кэВ, данных Ginga, CGRO/OSSE, RXTE).
Спектры успешно описываются моделью тепловой комптонизации, отраженной компоненты и дополнительной мягкой компоненты. Мы показали, что дополнительная компонента может являться либо теп ловой комптонизацией на электронах с маленьким комптоновским параметром, либо нетепловой комптонизацией (что позволяет объ яснить наблюдаемый поток на энергиях свыше 1 МэВ). Показано, что увеличение амплитуды отраженной компоненты сопровождает ся увеличением эквивалентной ширины линии железа на энергии 6,4 кэВ, увеличением частот квазипериодических осцилляций и уве личением наклона степенного спектра (т.е. уменьшением «компакт ности»). Параллельно уменьшаются оптическая толща компоненты тепловой комптонизации и увеличивается вклад нетепловой компто низации. Мы предлагаем качественный сценарий, который связыва ет состояние системы с текущим положением «переходного радиу са» между аккреционным диском и внутренним горячим оптически тонким потоком (модель «усечённого диска», см. Рис. 1).
• Изучен феномен суперорбитальной переменности в источнике Ле бедь Х-1. Переменность аппроксимирована рядом физических мо делей, связанных с прецессией аккреционного диска. Найдены гео Рис. 9: Геометрия модели быстровращающегося пульсара и пример модельного про филя пульса.
метрические параметры системы в случае каждой модели. Показа но, что изменение амплитуды переменности в рентгеновском диапа зоне прекрасно объясняется зависимостью от энергии индикатрисы излучения тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое.
• Открыта зависимость характеристик орбитальной переменности в Лебеде Х-1 от фазы суперорбитальной. Это явление объяснено ком бинацией эффекта прецессии и поглощения в балдже, находящемся на краю аккреционного диска, на стороне, обращенной к сверхгиган ту. Эффект промоделирован теоретически.
• Проанализирована эволюция спектров и профилей пульсов на раз ных энергиях аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пуль сара SAX J1808.43658 в процессе вспышки 2002 года. Эволюция спектров со временем показывает уменьшение амплитуды отражен ной компоненты и размера «горячего пятна» с уменьшением свети мости. Это свидетельствует о том, что с течением времени внутрен ний край диска «отступает» от звезды. При падении светимости до определенного уровня профиль пульса становится двугорбым, что интерпретируется нами как появление вклада излучения от «ниж него горячего пятна», которое оказывается видимым благодаря ре цессии диска. По наблюдательным данным нами получены ограни чения на размер пятна и на геометрические параметры системы.
Наблюдения для момента времени, когда «нижнее» пятно впервые оказывается видимым, позволяет нам оценить величину магнитного момента звезды.
• Создана модель профилей пульсов аккрецирующего миллисекунд ного пульсара, учитывающая экранирование одного из горячих пя тен на поверхности нейтронной звезды внутренним краем диска, и продемонстрировано соответствие модельных профилей наблюда емым.
Список основных публикаций по теме диссертации 1. Ибрагимов А., Поутанен Ю., Гильфанов М., Здзиарски А., Шредер К. // Ibragimov A., Poutanen J., Gilfanov M., Zdziarski A., Schrader C., Broad-band spectra of Cyg X-1 and correlations between spectral characteristics, MNRAS – 2005 – v.362 – pp. 1435- 2. Ибрагимов А., Здзиарски А., Поутанен Ю. // Ibragimov A., Zdziarski A., Poutanen J., Superorbital variability of X-ray and radio emission of Cyg X-1 – I. Emission anisotropy of precessing sources, MNRAS – 2007 – v.381 – pp. 723-731.
3. Поутанен Ю., Здзиарски А., Ибрагимов А. // Poutanen J., Zdziarski A., Ibragimov, A., Superorbital variability of X-ray and radio emission of Cyg X-1 – II. Dependence of the orbital modulation on the superorbital phase, MNRAS – 2008 – v. 389 – pp. 1427-1438.
4. Ибрагимов А., Поутанен Ю. // Ibragimov A., Poutanen J., Spectral and temporal properties of the accreting millisecond pulsar SAX J1808.4– 3658 during its 2002 outburst, MNRAS – 2009 – v. 400 – pp. 492–508.
5. Поутанен Ю., Ибрагимов А., Аннала М. // Poutanen J., Ibragimov A., Annala M., ApJL – 2009 – v. 706 – pp. L129–L132.
Список литературы Аксельсон, Боргоново и Ларссон 2005 // Axelsson M., Borgonovo L., Larsson S., 2005, A&A;, 438, Балучинска и Хасингер 1991 // Balucinska M., Hasinger G., 1991, A&A;, 241, Балучинска-Чёрч и др. 1995 // Balucinska-Church M., Belloni T., Church M. J., Hasinger G., 1995, A&A;, 302, L Белобородов 1999 // Beloborodov A., 1999, ApJ, 510, L Беннлох и др. 2001 // Benlloch S., Wilms J., Staubert R., Nowak M. A., 2001, in Gimenez A., Reglero A., Winkler C., eds., ESA SP-459, Exploring the gamma-ray universe. ESA, Noordwijk, p. Беннлох и др. 2004 // Benlloch S., Pottschmidt K., Wilms J., Nowak M. A., Gleissner T., Pooley G.
G., 2004, AIPC, 714, Броксопп и др. 1999 // Brocksopp C., Fender R. P., Larionov V., Lyuty V. M., Tarasov A. E., Pooley G. G., Paciesas W. S., Roche P., 1999, MNRAS, 309, Галеев, Роснер и Вайяна 1979 // Galeev A. A., Rosner R., Vaiana G. S., 1979, ApJ, 229, Герлински и др. 1997 // Gierlinski M., Zdziarski A. A., Done C., Johnson W. N., Ebisawa K., Ueda Y., Haardt F., Phlips B. F., 1997, MNRAS, 288, Герлински и др. 1999 // Gierlinski M., Zdziarski A. A., Poutanen J., Coppi P. S., Ebisawa K., Johnson W. N., 1999, MNRAS, 309, Герлински, Дон и Баррет 2002 // Gierlinski M., Done C., Barret D., 2002, MNRAS, 331, Гильфанов и др. 1998 // Gilfanov M., Revnivtsev M., Sunyaev R., Churazov E., 1998, A&A;, 338, L Гильфанов, Чуразов и Ревнивцев 1999 // Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M., 1999, A&A;, 352, Ди Сальво и др. 2001 // Di Salvo T., Done C., Zycki P. T., Burderi L., Robba N. R., 2001, ApJ, 547, Дон и др. 1992 // Done C., Mulchaey J. S., Mushotzky R. F., Arnaud K., 1992, ApJ, 395, Фаланга и др. 2005 // Falanga M., et al., 2005, A&A;, 444, Фронтера и др. 2001 // Frontera F. et al., 2001, ApJ, 546, Капрони и др. 2006 // Caproni A., Livio M., Abraham Z., Mosquera Cuesta H. J., 2006, ApJ, 653, Kарицкая и др. 2001 // Karitskaya E. A., et al., 2001, Astron. Rep., 45, Катц 1973 // Katz J. I., 1973, Nat. Phys. Sci., 246, Катц 1980 // Katz J. I., 1980, ApJ, 236, L Ларуод 1998 // Larwood J., 1998, MNRAS, 299, L Линг и др. 1997 // Ling J. C., et al., 1997, ApJ, 484, Ляхович и др. 2006 // Lachowicz P., Zdziarski A. A., Schwarzenberg-Czerny A., Pooley G. G., Kitamoto S., 2006, MNRAS, 368, МакКоннелл и др. 1994 // McConnell M. L. et al., 1994, ApJ, 424, Мальзак, Белобородов и Поутанен 2001 // Malzac J., Beloborodov A., Poutanen J., 2001, MNRAS, 326, Миллер и Стоун 2000 // Miller K. A., Stone J. M., 2000, ApJ, 534, Огливие и Дубус 2001 // Ogilvie G. I., Dubus G., 2001, MNRAS, 320, Поутанен 1998 // Poutanen J., 1998, in Abramowicz M., Bjornsson G., Pringle J., eds, Theory of Black Hole Accretion Discs. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. Пули, Фендер и Броксопп 1999 // Pooley G. G., Fender R. P., Brocksopp C., 1999, MNRAS, 302, L Свенссон и Здзиарски 1994 // Svensson R., Zdziarski A. A., 1994, ApJ, 436, Таут и Прингл 1992 // Tout C. A., Pringle J. E., 1992, MNRAS, 259, Торрес и др. 2005 // Torres D. F., Romero G. E., Barcons X., Lu Y., 2005, ApJ, 626, Уайджерс и Прингл 1999 // Wijers R. A. M. J., Pringle J. E., 1999, MNRAS, 308, Хартман и др. 2008 // Hartman J. M., et al., 2008, ApJ, 675, Эбисава и др. 1996 // Ebisawa K., Ueda Y., Inoue H., Tanaka Y., White N. E., 1996, ApJ, 467, Эземдир и Демирчан 2001 // Ozdemir S., Demircan O., 2001, Ap&SS;, 278, Здзиарски и др. 1996 // Zdziarski A. A., Gierlinski M., Gondek D., Magdziarz P., 1996, A&AS;, 120C, Здзиарски и др. 1997 // Zdziarski A. A., Johnson W. N., Poutanen J., Magdziarz P., Gierlinski M., 1997, in Winkler C., Courvoisier T. J.-L., Durouchoux Ph., eds, SP-382, The Transparent Universe, Proc. 2nd INTEGRAL Workshop. ESA, Noordwijk, p. Здзиарски и др. 2002 // Zdziarski A. A., Poutanen J., Paciesas W. S., Wen L., 2002, ApJ, 578, Здзиарски и Герлински 2004 // Zdziarski A. A., Gierlinski M., 2004, Progr. Theor. Phys. Suppl., 155, Здзиарски, Уэн и Герлински 2007 // Zdziarski A. A., Wen L., Gierlinski M., 2007, MNRAS, 377,