Исследование быстрых рентгеновских транзиентов по данным космических обсерваторий

Краткая аннотация.

Многими рентгеновскими космическими обсерваториями с широким полем зрения, преимущественно мониторами всего неба, время от времени регистрируются мощные всплески рентгеновской активности: пиковый поток может достигать и даже существенно превышать рентгеновский поток Крабо-видной туманности (1Краб = 2,6 • Ю-8 эрг см-2 с" 1 в диапазоне энергий 2−10 к.->13). В то же время длительность подобных вспышек, как правило, не превышает суток. Это последнее обстоятельство отличает их от классических рентгеновских транзиентных источников, продолжительность всплеска активности которых составляет недели и месяцы, и позволяет выделить такие объекты в отдельный класс «быстрых рентгеновских транзиентов». Вопрос о природе источников столь коротких, но интенсивных всплесков является предметом дебатов как среди экспериментаторов, так и среди теоретиков, однако становится очевидным, что указать один общий механизм их появления не представляется возможным. Долгое время положение усугубляло отсутствие статистически значимой выборки таких событий. В частности, прибором WATCH космической обсерватории ГРАНАТ было зарегистрировано всего семь быстрых рентгеновских транзиентов, тогда как теория предсказывает до нескольких сотен всплесков в год ([1], [2|). Первоначально природу быстрых рентгеновских транзиентов пытались объяснять внех^алак-тическими источниками и рентгеновским послесвечением гамма-всплесков.

Подтверждением таких выводов выступало то, что многие похожие события, зарегистрированные спутником BeppoSAX, удавалось отождествить с гамма-всплесками. Однако, появление больших обзоров, выполненных космическими обсерваториями ASCA, RXTE и ИНТЕГРАЛ с широкими полями зрения и высокой чувствительностью, позволило обнаружить много новых коротких транзиентных событий, особенно в галактической плоскости. В результате в последнее время общепринятым стало мнение, что быстрые рентгеновские транзиснты в большинстве своем представляют массивные рентгеновские двойные системы [3]. Механизм проявления вспышечной активности в этом случае связывают с различными особенностями аккреции вещества с массивной звезды-компаньона на компактный объект, в большинстве случаев нейтронную звезду (см., например, [4], [5]). Тем не менее, быстрые транзиен-ты с черными дырами также существуют. Так, например, хорошо известный объект этого класса V4641Sgr представляет собой двойную систему с черной дырой в качестве компактного объекта. Известны также случаи регистрации ряда кратковременных всплесков от источника Cyg Х-1, по длительности и интенсивности вполне подходящих под критерии вспышек, наблюдающихся от быстрых транзиентов [6]. Стоит отметить, что возможность наблюдения этих явлений в двойных системах с компактным объектом достаточно неожиданна и интересна, поскольку характерное время всплеска значительно меньше скорости распространения возмущения в стандартном аккреционном диске — составляет более 1,5 дней [4|. Но если компактный объект, входящий в двойную систему, может иметь любую природу, то непременная массивность оптической звезды-компаньона прежде под сомнение не ставилась. Достаточно большое число сложностей в теоретическом моделировании таких объектов связано, в том числе, с недостаточной точностью наблюдений и интерпретацией получаемых результатов. Среди возникающих проблем можно выделить несколько основных:

1) недостаточное угловое разрешение и чувствительность приборов с широким полем зрения (ASM/RXTE, IBIS/INTEGRAL) не позволяют лежализовать источник с достаточной точностью во время вспышки- 2) из-за неопределенностей межзвездного поглощения и величины расстояния до объекта невозможно определить классы оптических компаньонов объектов;

3) поскольку подавляющее большинство быстрых транзиентов лежит в галактической плоскости, возникают определенные трудности при исследовании их с помощью спектрометров типа РСА/Г1ХТЕ, не имеющих пространственного разрешенияосновная проблема здесь связана с корректным учетом вклада фонового излучения Галактики в полный спектр источника.

Все это затрудняет однозначное установление природы быстрых рентгеновских транзиентов. Настоящая диссертация направлена на изучение природы таких объектов и разработку методов, позволяющих справиться с указанными выше трудностями.

Инструменты.

Международная обсерватория гамма-лучей ИНТЕГРАЛ.

Международная астрофизическая обсерватория гамма — лучей ИНТЕГРАЛ [7] была запущена 17 октября 2002 года с космодрома «Байконур» ракетой — носителем «Протон». Спутник был выведен на высокоапогейную орбиту с перигием 7300 км. и апогеем 153 000 кмнаклон орбиты составляет 51.6 градвремя одного полного оборота — 72 часа. Столь вытянутая орбита позволяет ему проводить практически непрерывные наблюдения (^85% времени) в условиях постоянного фона вне радиационных поясов Земли.

Основными задачами проекта являются: проведение сверхтонкой (Е/<5Е=500) спектроскопии космического излучения и построение детальных изображений неба в диапазоне энергий от 15 кэВ до 10 МэВ с одновременным мониторингом космических источников в рентгеновском (3−35 кэВ) и оптическом диапазонах. Для решения поставленных обсерватория оборудована следующими приборами: спектрометр SPI (20 кэВ — 8 МэВ), телескоп IBIS (15−200 кэВ), рентгеновский монитор JEM-X (3−35 кэВ) и оптический монитор ОМС (Рис.1).

Телескоп IBIS.

В настоящей работе часть анализа свойств источников была выполнена по данным телескопа IBIS (Imager on Board the INTEGRAL Satellite). С его помощью возможно получить локализацию источников жесткого рентгеновского излучения с точностью до 1.5 угловых минут. Прибор построен по принципу кодирующей апертуры и эффективно работает в диапазоне энергий от 15 кэВ до 200 кэВ. Телескоп состоит из детектора и вольфрамовой кодирующей маски, которая поднята над детектором на 3.2 метра. В детекторе используется два слоя чувствительных элементов, один слой расположен поверх другого. Верхний слой (ISGRI), включающий в себя 16 384 кадмий-теллуровых (Cd-Te) элемента, позволяет обнаруживать низкоэнер

IBIS ~ кодированном маету?

JEM-X кодиронйнаапмаска Оптический монигор (ОНО.

Спектрометр (SPI).

ЭВМ и элек! роника ^ обеспечении работы^И^ прибором.

Де т ек т ор i елеск опа.

IBIS.

Детектор рентгеновскою телескопа JEH X.

Блок управлении wepi оснабяением.

Реактивное колесо наведении КО.

Аппаратура обработки донных и связи.

Звездные да1чики.

ЭВМ и ."лек троникг" обеспечении работ приборов.

Панель детекторов.

Аиионика системы ориентации Ьа гарей Топливные баки i чмк и ориен гвц.

Рис. 1. Бортовая аппаратура обсерватории ИНТЕГРАЛ гичные гамма-лучи (15−200 кэВ). Второй (РЮвГГ) слой состоит из 4096 цезий-йодных (С81) элементов и обеспечивает регистрацию высокоэнергичных гамма-квантов вплоть до энергий ~ 10 МэВ. В данной работе использовались лишь данные слоя 1ЭСШ |8|. Основные характеристики 130Ш/1В18 приведены в таблице 1.

Таблица 1. Научные характеристики телескопа ISGRI/IBIS.

Рабочий диапазон энергии 15 кэВ — 200 кэВ.

Энергетическое разрешение (ГУНМ) 7% па 100 кэВ.

Эффективная площадь 960 см² на 50 кэВ.

Поле зрения 9° х 9° (кодирование, 100%) 19° х 19° (кодирование, 50%).

Угловое разрешение (ГУНМ) 12'.

Чувствительность в континууме фотонов см-2 сек-1 кэВ-1 (значимость детектирования Зсг, АЕ — Е/2, период накопления сигнала 106 сек) 3.8 х Ю-7 на 100 кэВ.

Чувствительность в линии фотонов см-2 сек-1 (3<х, период накопления сигнала 106 сек) 1.3 х Ю-5 на 100 кэВ.

Абсолютная временная точность (3 а) 61 /ic.

Временной анализ данных IBIS/ИНТЕГРАЛ был проведен с использованием программного обеспечения разработанного National Institute of Astrophysics, Палермо, Италия1 [9]. Для проведения спектрального анализа применялось программное обеспечение созданное в Институте космических исследований РАН, Москва, Россия (описание его основных особенностей можно найти в работах [10] и [11]). http:/'/'www.pa.iasf. cur. itIerrigno/INTEGR ALsoftware.html.

Космическая обсерватория RXTE.

Космическая обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) на сегодняшний день представляет собой инструмент, который наиболее полно позволяет исследовать переменность космических объектов в рентгеновском диапазоне энергий [12]. RXTE был выведен на околоземную круговую орбиту 30 декабря 1995 года. Параметры орбиты: высота — G00 км., наклон — 23°. Спутник оборудован следующими приборами: монитор всего неба ASM (1.5−12 кэВ), спектрометр РСА (2−60 кэВ), спектрометр HEXTE (20−200 кэВ) (Рис.2). В настоящей работе использовались данные приборов ASM и РСА.

Монитор всего неба ASM.

Монитор ASM состоит из трех широкоугольных теневых камер, оборудованных ксеноновыми пропорциональными детекторами общей площадью 90 см². ASM — прибор с широким полем зрения, обеспечивающий регулярное наблюдение более 300 рентгеновских источников в диапазоне энергий 1.512 кэВ в трех энергетических каналах, А (1.5−3 кэВ), В (3−5 кэВ), С (5−12 кэВ) с периодом, равным периоду обращения спутника вокруг Земли — 90 мин. Каждое наблюдение состоит из нескольких измерений длительностью 90 сек., которые могут как непрерывно следовать друг за другом, так и разделяться длительными промежутками времени. Чувствительность прибора — около 20 мКраб, пространственное разрешение З’х15'. Благодаря широкому полю зрения и достаточно высокой чувствительности прибор хорошо подходит для обнаружения быстрых переменных источников, однако, наличие временных провалов в наблюдении не всегда позволяет детально изучить эту переменность. Результаты наблюдении по всем источникам находятся в свободном доступе (www.xte.mit.edu).

Также следует отметить, что поток, равный 1 Краб для энергетического канала, А соответствует 26.8 аппаратным отсчетам/с, для канала В — 23.3- для С — 25.4, и, соответственно, в полном диапазоне энергий 1.5 — 12 кэВ 1 краб — 75.5 отсчетов/с.

XTE Spacecraft.

N иЬ gain ant епгш.

Рис. 2. Космическая обсерватория ЛХТЕ.

Спектрометр РСА.

Спектрометр РСА (см. рис. 2- таб.2) представляет собой массив из 5 пропорциональных ксеноновых детекторов (РСШ.РСШ) с пропановым вето слоем общей площадью 6500 см². Пропановый вето-слой служит для отсеивания фоновых электронов, а также как антисовпадательная защита от фронтально падающих заряженных частиц. Научные данные собираются с трех слоев анодов, расположенных в ксеноновом слое. В самом низу располагается слабый калибровочный источник рентгеновского излучения Аш241, каждый фотон от которого записывается с индивидуальной меткой.

Поток в 1 Краб в диапазоне 3 — 20 кэВ соответствует 11 000 отсчетам/с в случае 5 работающих РС11. Вклад каждого РС11 в полный измеренный поток рсио — 0.204, РСШ — 0.204, РСШ — 0.206, РСШ — 0.194, РС1Т4 — 0.192. Модель фона для спектрометра РСА была взята из стандартной базы данных.

САЬШУ и в настоящем исследовании была выбрана с учетом того, что предполагалось изучение слабого источника. Стоит также отметить что, с 2000 года у РС1Ю отсутствует пропановый вето-слой [13], но, несмотря на это, разработчикам прибора удалось подобрать корректную модель фона для этого детектора. При обработке данных наблюдений обсерватории БХТЕ использовался стандартный набор программ, входящий в пакет НЕЛУОЕТ 6.0.

Таблица 2. Основные характеристики спектрометра PC А. значимый энергетический диапазон 3−20 кэВ энергетическое разрешение <18% на 6 кэВ радиус поля зрения 1″ наилучшее временное разрешение 1 мкс. чувстви1ельность 0.1 мКраб фон 2 мКраб.

Космическая обсерватория ROSAT.

Космическая рентгеновская обсерватория ROSAT (Roentgen Satellite) была выведена на орбиту 1 июня 1990 года и проработала на орбите около 9 лет3. На борту спутника находился рентгеновский зеркальный телескоп (X-ray Telescope, XRT), в фокальной плоскости которого находилось 3 прибора: два позиционно-чувствительных пропорциональных счётчика (Position Sensitive Proportional Counters, PSPC-B — для точечных наведений и PSPC-С — для обзора) и прибор для получения высококачественных изображений с высоким разрешением (High Resolution Imager, HRI). Ультрафиолетовый телескоп (extreme ultraviolet, XUV) и широкоугольная камера (Wide Field Camera, WFC), которые были установлены соосно XRT, обеспечивали наблюдение в диапазоне от 0.042 до 0.21 кэВ. Общий вид обсерватории ROSAT.

2http://heasarc. gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/caldb /caldbintro.html.

3http://ww.mpe.mpg. rie/xray/wave/rosat /links/index, phphomepages.

Рис. 3. Общий вид обсерватории ШЭБАТ показан на рис. 3. Уникальной особенностью этой обсерватори было достаточно высокое пространственное разрешение.

В настоящей работе использовались данные приборов РЭРС-С и НШ, их основные характеристики приведены в таблице 3. Обработка данных обзора всего неба телескопом РЭРС-С/РЮЗАТ была проведена в соответствии со стандартной методикой обработки данных телескопа Р8РС для источников, расположенных в поле зрения прибора с некоторым смещением относительно его центра, а также с учетом рекомендаций, приведенных в работе [14]. Калибровочные данные, а также матрица отклика для РЭРС-С/ РОВАТ. были взяты из стандартной базы НЕАЭАИС САЫ)13. При обработке данных наблюдений обсерватории НОБАТ использовался стандартный набор программ, входящий в пакет ПЕАБОРТ 6.0.

Таблица 3. Основные характеристики приборов обсерватории ROSAT энергетический диапазон 0.1 — 2.5 кэВ энергетическое разрешение PSPC: AE/E=0.43x (?7/0.93) -0.5 эффективная площадь PSPC: 240 см² на 1 кэВ HRI: 80 см² па 1 кэВ поле зрения PSPC: радиус 1° HRI: 38' х 38' пространственное разрешение HRI: 2″ .

Космическая обсерватория ХММ-Newton.

Главной особенностью обсерватории XMM-Newton [15] (рис.4), выведенной на орбиту 10 декабря 1999 года, стало наличие сразу трех рентгеновских телескопов, входящих в состав комплекса EPIC, имеющих рекордную эффективную площадь в диапазоне энергий 0.1−15 кэВ среди телескопов зеркального типа. Каждый телескоп представляет собой модуль зеркал и ПЗС матрицу, расположенную в его фокусе. Зеркальные модули состоят из 58 тонких никелевых зеркал, имеющих форму параболоида, переходящего в гиперболоид, и собранных вместе в конструкцию наподобие ''луковицы". С помощью телескопов этой обсерватории возможно определя ть положения рентгеновских объектов с точностью лучше чем 2 угловые секунды. В настоящей работе использовались данные рентгеновских телескопов MOS/EPIC и PN/EP1C (таб. 4). Научные данные обсерватории XMM-Newton были обработаны с помощью стандартного программного обеспечения SAS 7.1.04. Стандартным образом была произведена фильтрация протонных вспышек, которые являются результатом взаимодействия мягких протонов в магнитосфере Земли с.

4littp:/'/'xmm2.esac.esa.mt /sas/'.

Рис. 4. Общий вид обсерватории ХММ^е^Чоп телескопом. Для восстановления спектров и кривых блеска источников отбирались фотоны, попадающие в круг радиусом 14″ вокруг исследуемого объектаспектры и кривые блеска фона были получены в областях того же радиуса в окрестности источников.

Таблица 4. Основные характеристики приборов обсерватории ХММ-Кеи-Чоп энергетический диапазон 0.1−15 кэВ энергетическое разрешение (Е/ёЕ)~ 20−50 эффективная плошадь МОЭ: 922 см² на 1 кэВ Р: 1227 см² на 1 кэВ иоле зрения МОЭ: 33' х 33' РК: 27.5' х 27.5'.

Конечный модельный анализ временных и спектральных данных был произведен с использованием программного обеспечения, входящего в пакет HEASOFT 6.0.

Данные всех рентгеновских обсерваторий, используемые в диссертации, были получены из архива 1IEASARC и находятся в открытом доступе.

Каталоги и наземные наблюдательные колтлексы.

Значительная часть работы была выполнена с использованием наземных наблюдательных комплексов, в том числе телескопов РТТ-150, SOFI/NTT и БТА (САО). Основные характеристики перечисленных телескопов приведены в таблице 5.

Российско-турецкий 1.5-м телескоп (РТТ-150) установлен в Государственной Обсерватории Турции ТУБИТАК, на юге Турции, в 50 км от города Ан-талия, на высоте 2500 м (гора Бакырлытепе). В состав фокальных приборов телескопа входят: ПЗС-фотометр (ПЗС-матрицы Андор DW-436), TFOSCспектрометр среднего и низкого разрешения (ПЗС-матрица Firechild).

Телескоп NTT (New Technology Telescope) установлен в Чили на горе Cerro la Silla и представляет собой 3.58-м альт-азимутальный телескоп системы Ричи-Кретьсна, в котором впервые была применена активная оптика. На текущий момент основными приборами этого телескопа являются широкоугольный инфракрасный спектро-фотометр SOFI и спектрограф EFOSC2. В настоящей работе использовались данные, взятые из общедоступного архива ESO 6.

БТА (6-м Большой Телескоп Альт-азимутальный) располагается на горе Пастухова в Карачаево-Черкессии на высоте 2070 ai над уровнем моря и является одним из важнейших инструментов Специальной астрофизической обсерватории РАН (CAO РАН).

Полученные оптические данные были обработаны с помощью извест.

5http://heasarc.gsfc.nasa.gov/lheasoft.

6http: / / archive.eso.org/.

Таблица о. Основные характеристики используемых мелескопов телескоп диаметр зеркала фотометрическая системаиспольз. фильтры [16] поле зрения.

PTT-15 011 1.5 м SDSS, Бессельg г', i' Андор DW-436: 8' х 8' TFOSC: 13.3' х 13.3'.

NTT12 3.6 м 2MASSJ, Н, Ks SOFI: 2' х 2'.

БТА (САО)13 6 м БсссельI 14' ных программых пакетов (IRAF7, zhtools8, etc.) и некоторых специальных программ. PSF-фотометрия изображений была выполнена с помощью программного обеспечения DAOPHOT III9. Астрометрические решения были получены с помощью программного пакета WCStools10 и каталога 2MASS в качестве опорного.

В работе также использовались данные известных оптических и инфракрасных каталогов, находящихся в открытом доступе, а именно: USNO-B1.

— фотометрические данные полученные из обзора Паломар [17]- Hipparcos.

— фотометрический обзор ближнайшей части Галактики данные в системе Hipparcos (преобразовано в систему Джонсона), а также параллаксы для близких звезд [20]- 2MASS14, [18] - обзор всего неба в ближнем инфракрасном диапазоне, фильтры J, Н, KsCarsberg Meridian catalog — обзор неба в фильтре г' фотометрической системы SDSS [19]- DENIS15 — обзор южного неба в ближнем инфракрасном диапазоне, фильтры i (Gunn), Н, Ks.

7lit tp://iraf.noao.edu/.

8 lit tp:/'/hea-www.harvard.edu/RD/zhtools/ http:/ /www.eso.org/sci/data-processing/software/scisoft/.

10 lit t p: / /1 de-wvvw.harvard.edu / westools/ 14littp: / /irsa.ipac.caltech.edu/applications/2MASS 1''http' //cdsweb.u-strasbg.fr/denis.html.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

1. Предложен метод корректного учета вклада рентгеновского галактического фонового излучения при исследовании с помощью спектрометра PCA/RXTE источников, расположенных близко к плоскости Галактики.

2. Впервые показано существование среди класса быстрых рентгеновских транзиент, ов маломассивных двойных систем, а именно удалось установить, что источник XTEJ1901+014 является маломассивной двойной системой.

3. Получена карта поглощения и определен закон поглощения в направлении на балдж Галактики в области сверхглубокого обзора обсерватории Chandra. Показано, что закон поглощения существенно отличается от стандартного.

4- Предложена модификация метода оценки межзвездного поглощения на основе исследования узла красных гигантов, с помогцью которой возможно определение класса оптического компаньона массивной рентгеновской двойной системы, и расстояния до нее для объектов, расположенных в направлении на центр Галактики.

5. Установлена природа рентгеновских источников AXJ1749.1−2733 и AXJ1749.2−2725. Показано, что оба они являются транзиентными рентгеновскими пульсарами в массивных двойных системах, расположенных позади галактического центра.