Исследование аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ

2.3.2 Наблюдения .72.

2.3.3 Кривая блеска и пульсации в послезатменном состоянии.75.

2.3.4 Спектры излучения .76.

2.3.5 Заключение.79.

3 Наблюдение циклотронных линий в спектре источника 41)0115+634 81.

3.1 Введение .81.

3.2 Наблюдения .82.

3.3 Рентгеновская переменность.83.

3.4 Спектры излучения.85.

3.5 Фазированная спектроскопия.88.

3.6 Обсуждение.89.

II Рентгеновские Барстеры 91.

4 Рентгеновские всплески, зарегистрированные телескопом АРТ-П 93.

4.1 Введение .93.

4.2 Методы анализа .94.

4.3 Результаты.96.

5 Рентгеновские барстеры А1742−294 и 744−299/300 вблизи центра Галактики117.

5.1 Введение .117.

5.2 Наблюдения .118.

5.3 Постоянное излучение.118.

5.4 Рентгеновские всплески.119.

6 Источник БЬХ1732−304 в шаровом скоплении Терзан 1 125.

6.1 Введение .125.

6.2 Наблюдения .126.

6.3 Спектр постоянного излучения.126.

6.4 Рентгеновский всплеск. .130.

6.5 Заключение.133.

Заключение

135.

Литература

136.

Идея о существовании нейтронных звезд — объектов с очень высокими плотностями и малыми радиусами, — была высказана еще в начале 30-х годов. Однако на протяжении практически тридцати лет нейтронные звезды в основном игнорировались астрономами, так как из-за малой площади поверхности их остаточное тепловое излучение оказывалось слишком слабым для наблюдений с помощью оптических телескопов. Ситуация начала меняться в связи с развитием внеатмосферной астрономии в 60-х годах, когда были обнаружены рентгеновские источники внесолнеч-ного происхождения, и особенно после открытия в 1967 г. радипульсаров, которые были интерпретированы как быстро вращающиеся нейтронные звезды. Запущенный в 1970 г. спутник иниГШ обнаружил пульсирующее излучение компактных рентгеновских источников — рентгеновских пульсаров, представляющих собой нейтронные звезды, находящиеся в тесных двойных системах и аккрецирующие газ от своего нормального звездного компаньона (Шрейер и др., 1972). В дальнейшем были обнаружены совершенно новые классы рентгеновских источников, одним из наиболее интересных из которых оказались рентгеновские барстеры (Гриндлей и др., 1976) — галактические источники, испускающие непериодические вспышки рентгеновского излучения с длительностями порядка секунд и минут.

Дальнейшие исследования показали, что разница в наблюдательных проявлениях рентгеновских источников в двойных системах связана с природой компактных объектов. Одной из важнейших характеристик таких систем является масса нормальной звезды, в соответствии с которой можно разделить рентгеновские источники в двойных системах на два класса — маломассивные (масса компаньона меньше или порядка массы Солнца) и массивные (масса компаньона больше десяти масс Солнца) двойные системы. В дальнейшем будем сокращенно называть их ЬМХВ и НМХВ, соответственно.

В настоящее время известно около 50 рентгеновских пульсаров, находящихся в двойных системах. Основным механизмом, способным обеспечить наблюдаемую у них высокую светимость (Ь ~ 1035 — 1038 эрг/с) является аккреция вещества. Считается, что пульсации рентгеновского излучения связаны с тем, что в состав таких систем входят нейтронные звезды в сильным магнитным полем (В ~ 1012 Гс). При таких значениях магнитного поля существует некоторый радиус ЯА (обычно называемый альвеновским), на котором давление падающего вещества уравновешивается давлением магнитного поля нейтронной звезды. Вещество не может проникнуть внутрь магнитосферы и стекает по силовым линиям в область полюсов, образуя на поверхности нейтронной звезды два горячих пятна. При соответствующей ориентации оси магнитного диполя относительно оси вращения, эти пятна будут периодически появлятся на луче зрения, демонстрируя пульсации рентгеновского излучения. Звездами-компаньонами в НМХВ являются звезды ранних спектральных классов (О-В), поэтому в этих системах, как правило, присутствует сильный звездный ветер, из которого и происходит аккреция, хотя в ряде случаев может образовываться аккреционный диск, наблюдаться двухпотоковая аккреция и т. д, причем на разных стадиях эволюции пульсара тип аккреции может меняться. В соответствии с этим различаются и наблюдательные проявления источников. Кривые блеска пульсара, его период и профиль импульса, энергетический спектр и их переменность на различных временных масштабах — это единственная информация которая доступна наблюдателю и которая может дать представление о механизмах формирования излучения, о его взаимодействии с окружающей материей, о конкретном состоянии вещества на разных расстояниях от нейтронной звезды, а также может быть использована для сравнения с теоретическими моделями. Конечно, описанная выше картина аккреции является очень упрощенной и схематичнойв действительности она оказывается гораздо сложнее и интереснее, о чем говорит, например, огромное разнообразие фазовых кривых блеска (профилей импульса) рентгеновских пульсаров.

Класс ЬМХВ включает множество рентгеновских источников различных типов: постоянные и транзиентные кандидаты в черные дыры, яркие источники галактического балджа, несколько рентгеновских пульсаров (Геркулес Х-1, 4Ш 626−67 и 0X1+4), рентгеновские барстеры (к настоящему моменту их известно более тридцати). Магнитные поля последних оказываются существенно меньше (В < Ю10 Гс), что может являться одной из причин отсутствия пульсаций. Среди всплесков рентгеновского излучения, регистрируемых от барстеров, наиболее часто встречаются так называемые всплески I типа, для которых характерно резкое возрастание (за несколько секунд) потока рентгеновского излучения, а затем его плавный спад, причем в жестком диапазоне он происходит быстрее (так называемое «смягчение» спектра). Интервал между событиями такого рода обычно составляет от нескольких часов до дней. Всплески II типа, впервые обнаруженные от источника МХВ1730−335 (впоследствии названного Быстрым Барстером), наблюдаются в виде быстрой последовательности отдельных событий с временными масштабами от секунд до минут и практически не проявляют «смягчения». Основными моделями, которые были предложены для объяснения полученных данных, являются термоядерный взрыв на поверхности нейтронной звезды (I тип) и неустойчивость аккреционного потока (II тип).

Долгое время считалось, что рентгеновские пульсары и барстеры «несовместимы», т. е. от барстера не может наблюдаться пульсирующее излучение, а от пульсара всплески. Однако в последнее время появились доказательства обратного. В 1996 году были обнаружены высококогерентные пульсации рентгеновского излучения во время всплесков I типа, которые можно объяснить следующим образом: во время термоядерного взрыва на поверхности нейтронной звезды образуется «горячее» пятно, которое за характерное время нарастания потока успевает совершить много оборотов, что создает пульсации в регистрируемом потоке. Измеренные таким образом периоды вращения нейтронных звезд в маломассивных двойных системах оказались предельно малыми —1−5 мс, что в тысячи раз меньше периодов, характерных для рентгеновских пульсаров. Кроме того, от недавно открытого сверхэд-дингтоновского пульсара GROJ1744−28 регулярно наблюдаются типичные всплески рентгеновского излучения I типа.

В данной работе представлены результаты, полученные по данным наблюдений рентгеновских пульсаров и барстеров телескопом АРТ-П орбитальной обсерватории ГРАНАТ. Данные этих наблюдений уникальны — они являются в своем роде единственными данными такого уровня, которые имеет мировая наука за несколько лет, т.к. долгое время этот телескоп был единственным прибором, работавшем на орбите и позволявшим одновременно восстанавливать изображение и проводить временной и спектральный анализ любого источника, находящегося в его поле зрения, а по качеству информации они сравнимы сданными таких спутников как EXOSAT и GINGA.

Первая часть диссертации посвящена описанию телескопа АРТ-П. Во второй части представлены результаты наблюдения более десятка рентгеновских пульсаров. Для каждого из них приведены данные о периоде пульсаций, вековых изменениях периода, а также фазовые кривые потока рентгеновского излучения в разных диапазонах энергий. Среди наиболее интересных результатов: обнаружение перехода от ускорения вращения нейтронной звезды в системе 4U1626−67/KZ ТгА к замедлению, оценка массы оптической звезды в этой маломассивной двойной системе, детектирование скачкообразного изменения периода пульсара ОАО 1657 -415, наблюдение зависимости формы профиля импульса долгопериодического пульсара GX301−2 от орбитальной фазы, уточнение орбитальных параметров рентгеновских пульсаров SMC Х-1 и 4U0115+634. От нескольких рентгеновских пульсаров зарегистрировано непульсирующее излучение. В частности, во время «низкого» состояния пульсара Геркулес Х-1 был зарегистрирован значимый, на уровне нескольких мКраб, поток непульсирующего излучения со спектром, описывающимся простым степенным законом. Наклон спектра менялся от наблюдения к наблюдению почти в 2 раза, при этом пульсации были зарегистрированы лишь во время «высокого» состояния источника, когда его поток излучения в ~ 25 раз превышал поток в «низком» состоянии. Излучение источника Центавр Х-3 характеризовалось сильной переменностью — как регулярной (эволюция интенсивности и степени низкочастотного поглощения в зависимости от орбитальной фазы, изменения профиля импульса в разных диапазонах энергий), так и нерегулярной (вспышки длительностью сотни и тысячи секунд, во время которых поток от источника возрастал более чем в 2 раза). В августе 1990 г. наблюдался вход источника в затмение. В это время был зарегистрирован значимый поток непульсирующего излучения со спектром более мягким, чем в предзатменном состоянии, и сильной эмиссионной линией железа на энергиях ~ 6.7—6.9 кэВ. Проведенный анализ показал, что оба наблюдения были выполнены телескопом АРТ-П во время так называемого предзатмен-ного «дипа» источника, когда его излучение было сильно искажено из-за рассеяния и поглощения в плотном облаке газа на луче зрения (по-видимому, струе вещества, вытекающего из звезды-компаньона и втекающего в аккреционный диск).

8 ВВЕДЕНИЕ.

Зарегистрированные вспышки могли быть связаны с локальным увеличением прозрачности облака (с дыркой в нем), а медленные вариации интенсивности и спектра — с изменением ориентации облака, сопровождавшимся уменьшением его видимой поверхности и увеличением оптической толщи. Слабое непульсирующее излучение было также зарегистрировано во время рентгеновского затмения пульсара Паруса Х-1 и, вероятно, является следствием рассеяния излучения пульсара в звездном ветре оптической звезды. Анализ переменности с характерным временем нескольких тысяч секунд, наблюдаемой у этого источника, показал, что вариации интенсивности сопровождаются изменениями в его спектре излучения. В спектрах источников 4 110 115+634 и Паруса Х-1 зарегистрированы особенности в поглощении, интерпретированные как линии резонансного рассеяния его излучения на циклотронных гармониках, и исследована фазовая зависимость их параметров.

Третья часть диссертации посвящена изучению нейтронных звезд со слабым магнитным полем — рентгеновских барстеров. Она включает каталог более 100 рентгеновских всплесков, зарегистрированных телескопом АРТ-П, их локализацию и отождествеление с известными источниками постоянного излучения, средние и максимальные потоки, измеренные во время всплесков. Подробно изучены временные и спектральные характеристики излучения двух барстеров А1742−294 и 8ЬХ1744−299/300, находящихся вблизи центра Галактики. Показано, что спектры постоянного излучения обоих источников хорошо описываются моделью тормозного излучения. Наблюдение сразу по нескольку рентгеновских всплесков от этих источников в течение одного сеанса позволило напрямую измерить средние интервалы между всплесками, характерные для каждого из этих барстеров. Полученные значения оказались в несколько раз меньше, чем считалось ранее. Для барстера А1742−294 получена зависимость профиля всплеска от его яркости. Детально проанализирован мощный всплеск рентгеновского излучения, зарегистрированный от этого источника 18 октября 1990 г., построена эволюция его светимости и температуры. Исследованы рентгеновские барстеры, находящиеся в шаровых скоплениях. В частности, наблюдения источника 8ЬХ1732−304 в скоплении Терзан 1 показали, что поток рентгеновского излучения от него может изменяться в несколько раз, при этом меняется и форма его спектра. Кроме того, от этого барстера был зарегистрирован мощный всплеск рентгеновского излучения (всего лишь третий за всю историю его наблюдений с 1981 г.), в течение которого удалось проследить эволюцию спектра источника и его температуры.

Телескоп АРТ-П обсерватории ГРАНАТ.

Первого декабря 1989 г. ракетоносителем ПРОТОН была выведена на высоко-апогейную орбиту, — период 96 ч, апогей 200 000 км, перигей 2000 км, наклонение 51.6°, — международная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. В ее состав входило несколько научных приборов, основными из которых были два — рентгеновский телескоп АРТ-П, разработанный в СССР, и французский телескоп СИГМА, предназначенный для работы в жестком диапазоне энергий 30 — 1500 кэВ. Именно эти два прибора предназначались для выполнения основной задачи миссии — длительному (24 часа и более) наблюдению источников рентгеновского и гамма-излучения в широчайшем диапазоне энергий с угловым разрешением несколько угловых минут и временным разрешением порядка миллисекунды. На рис. 1 показан общий вид обсерватории ГРАНАТ, а стрелочкой указан телескоп АРТ-П.

Телескоп АРТ-П состоит из четырех сонаправленных, полностью идентичных модулей, каждый из которых имеет геометрическую площадь 625 см² и включает в себя многопроволочную пропорциональную камеру, коллиматор, блок электроники и маску, поддерживаемую легкой фермой из углепластика. Маска сделана из меди толщиной 1.5 мм и состоит из 16 одинаковых мотивов размером 43×41 элемент, построенных на основе 1ЩА-последовательностей. Телескоп АРТ-П имеет канал для обмена информацией с телескопом СИГМА. По этому каналу осуществляется передача научной информации из АРТ-П в долговременную память на цилиндрических магнитных доменах телескопа СИГМА. Кроме того, по этому же каналу принимаются данные от французского звездного датчика, определяющего мгновенную ориентацию космического аппарата с точностью < 1'.

Наблюдения проводились в режиме «поток фотонов», при котором для каждого фотона в в буферную память прибора записывались его координаты на детекторе (с точностью ~0.5 мм), энергия (1024 канала) и время прихода (с точностью 1/256 с). Такой режим позволяет проводить как временной, так и спектральный анализ излучения каждого рентгеновского источника, находящегося в поле зрения телескопа.

Передача данных в основную память проводилась после заполнения буфера (один раз за 100−200 сек) в течении ~30 сек, в результате чего записанная информация имеет вид отдельных экспозиций с разрывами между ними. Космический аппарат стабилизирован с точностью порядка ±30 мин. дуги. В результате его качания в этих пределах поток от источника модулируется с характерным временем 900—.

Рис. 1. Орбитальная астрофизическая обсерватория ГРАНАТ. Стрелочкой показан телескоп АРТ-П.

1100 с функцией пропускания коллиматора. При анализе данных телескопа АРТ-П вводились поправки на этот эффект.

Основные технические характеристики телескопа АРТ-П приведены ниже. диапазон для спектрометрии и временного анализа 2.5−100 кэВ диапазон для построения изображения поле зрения угловое разрешение точность локализации эффективная площадь каждого детектора расстояние между маской и детектором давление газовая смесь энергетическое разрешение временное разрешение мертвое время.

2.5−60 кэВ.

3°4×3°6.

5.2'.

625/2=312.5 см2 1320 мм 1.2−1.5 атм.

85%Хе+10%Аг+5%С02 25% на 5.9 кэВ ~ 3.9 мс 580 ¿-гс.

Для хранения научной информации телескопа АРТ-П между сеансами связи использовалась бортовая память емкостью 16 Мбайт. Эта же память использовалась для хранения информации с французских приборов СИГМА и ФЕБУС. Во время наземной отработки комплекса научной аппаратуры проекта ГРАНАТ была допущена ошибка в бортовой программе телескопа СИГМА — были перепутаны знаки осей этого телескопа и звездного датчика. Последующее перепрограммирование бортовой программы телескопа СИГМА с Земли позволило исключить эту ошибку, но при этом пришлось отказаться от режима сжатия информации на телескопе АРТ-П. Поэтому объем выделенной памяти для телескопа АРТ-П (примерно 6−7 Мбайт в сутки) был достаточен для работы, как правило, только одного из четырех модулей.

В первый год работы телескопа использовались попеременно первый и четвертый модули АРТ-П. После года работы на орбите, который пришелся на год активного Солнца, в этих модулях вышли из строя бортовые микропроцессоры. В дальнейшем наблюдения велись при помощи третьего модулявторой модуль не использовался по причине выхода из строя одного из координатных каналов. В самом начале работы обсерватории ГРАНАТ, при проведении наблюдений в нештатном положении, произошел перегрев высоковольтного источника питания третьего модуля, что привело к частичной потере управляемости питания на катодных плоскостях многопроволочной пропорциональной камеры данного модуля. Это в свою очередь привело к снижению координатного и энергетического разрешения детектора в мягкой области (3 — 8 кэВ) и, как следствие, к смещению рабочего диапазона детектора в более жесткую по сравнению с первым и четвертым модулями область. Это в дальнейшем затрудняло, или даже не позволяло проводить спектральный анализ, излучения рентгеновских источников в мягком диапазоне энергий при наблюдении их третьим модулем телескопа. Подробное описание телескопа АРТ-П дано в работах Сюняева и др.(1990) и Павлинского (1991).

Наблюдения пульсара в Крабовидной туманности. Для калибровки приборов обсерватории ГРАНАТ регулярно, раз в год, проводились наблюдения пульсара ЫР0532 в Крабовидной туманности. Мы использовали их д ля проверки процедур и алгоритмов временного анализа, а также для калибровки энергетической матрицы отклика детекторов телескопа.

Результаты измерений периода пульсаций ЫР0532 представлены в табл.1. Значения периодов приведены к барицентру Солнечной системы. Изменение периода в 1990;1992 гг показано на рис. 2. Сплошная кривая представляет собой экстраполяцию радионаблюдений по данным обсерватории Джодрел Бэнк (Лайн и др., 1988; Лайн 1992). Сравнение значений периода, полученных с помощью телескопа АРТ-П с радионаблюдениями показывает, что система временного анализа данных АРТ-П.

Табл. 1. Сравнение результатов определения периода пульсара в Крабовидной туманности прибором АРТ-П сданными радионаблюдений обсерватории Джодрел Бэнк.

Дата ^ 244 000 + Радионаблюдения, мс Рентгеновские наблюдения, мс.

02.03.90 7953.154 33.374 596 3 33.374 597 2±2.5×10~ь.

14.03.90 7965.352 33.375 040 1 33.375 044 3±.

02.03.91 8318.058 33.387 871 9 33.387 874 2±.

03.03.91 8319.265 33.387 915 9 33.387 921 9±.

06.04.91 8353.368 33.389 156 5 33.389 156 8±.

10.04.91 8357.323 33.389 300 3 33.389 302 5±.

10.03.92 8692.212 33.401 481 9 33.401 480 9±.

13.03.92 8695.041 33.401 584 9 33.401 585 5±.

Основные выводы и результаты диссертационной работы.

1. Измерены периоды и профили импульса более десяти рентгеновских пульсаров по данным телескопа АРТ-П. По доплеровскому запаздыванию времени прихода импульсов определены орбитальные параметры пульсаров 4U0115+634 и SMC Х-1, дана оценка массы оптической звезды в системе 4U1626−67/KZ ТгА.

2. Исследована переменность излучения аккрецирующих нейтронных звезд в широком диапазоне времензарегистрированы рентгеновские всплески от пульсаров Центавр Х-3 и 4U0115+634 и предложено возможное объяснение их происхожденияобнаружена сильная зависимость формы профиля импульса пульсаров GX301−2 и Центавр Х-3 от орбитальной фазы. Для источника Центавр Х-3 обсуждены механизмы, приводящие к размытию профиля на орбитальных фазах 0,7−0,9.

3. Несколько пульсаров найдены в непульсирующем состоянии, исследованы их спектры, обсуждены причины, приводящие к отсутствию пульсаций. Предложена модель, объясняющая происхождение линии излучения железа, зарегистрированной телескопом АРТ-П в спектре пульсара Центавр Х-3 во время затмения.

4. В спектре источника 4U0115+634 зарегистрированы циклотронные линии поглощения и обнаружена зависимость параметров этих линий от фазы импульса. Получены указания на присутствие подобной линии в спектре излучения источника Паруса Х-1.

5. Проведен анализ данных телескопа АРТ-П, полученных в 1990;1992 гг., с целью поиска рентгеновских всплесков. Для более чем 100 обнаруженных всплесков построены временные истории и измерены пиковые потоки, проведены локализация и отождествление с источниками постоянного излучения, проведен анализ рекуррентности всплесков. Для барстера А1742−294 обнаружена зависимость формы временного профиля всплеска от величины потока во время него.

6. Подробно исследована эволюция светимости и температуры источников во время мощных всплесков, зарегистрированных от источников А1742−294 и SLX1732−304.

Заключение

.