Переменность компактных рентгеновских источников на малых и больших временных масштабах

• Автор: Арефьев, Вадим Александрович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 143 с. : ил.

Часть 1.
глава 1.
глава 2.
глава 3.
Литература к части
Часть 2.
глава 4.
глава 5.
глава 6.
глава 7.
Литература к части
Часть 3.
глава 8.
Литература к части
Заключение.
Приложение.
РОССИЙСКАЯ
ГОСУДАРСТВЕННАЯ
БИБЛИОТЕКА

о 9020
Быстрые рентгеновские транзиенты: интегральное
распределение и основные классы источников
Интегральное распределение быстрых рентгеновских
транзиентов вида 1оДИ) - 1оу(Б) (число событий— интегральный поток)
Рентгеновское излучение гамма-всплесков н их вклад в
распределение быстрых рентгеновских транзиентов
Дефицит рентгеновских всплесков первого рода от двойных
систем с малым темпом аккреции

Переменность излучения маломассивных рентгеновских
двойных систем на больших временных масштабах
Долговременная переменность рентгеновского излучения
в маломассивпых двойных системах.
Десятилетнее повышение рентгеновского потока барстера
4(11724-307 в шаровом скоплении Терзан 2.
Долговременные наблюдения пекулярной рентгеновской
Новой ХТЕ Л550-564.
Долговременные наблюдения рентгеновских барстеров
с малой светимостью

Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдении
быстрых рентгеновских транзиентов.
Рентгеновский монитор МОХЕ и его оптимизация

И в небе и в земле сокрыто больше, Чем снится вашей мудрости, Горацио.
Шекспир. Гамлет, принц датский.
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 транзиенты -генерируются 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 энергетическим спектром мягче 2-3 кэВ и полным энерговыделением ~1032 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 Берров АХ 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.

3.4. Ограничения на число источников с малым темпом аккреции
Согласно стандартной модели рентгеновских всплесков 1-го рода, в ходе аккреции вещества на нейтронную звезду происходит накопление гелия на поверхности ,
звезды, приводящее, при достижении критического значения поверхностной плотности С,г, к взрывному энерговыделению. Критическое значение поверхностной плотности *
зависит от темпа аккреции, химического состава аккрецирующего вещества и температуры глубоких слоев нейтронной звезды (см., например, обзоры Билдстена 1998, 2000). При значительных темпах аккреции, приближающихся к
Эллингтоновскому, происходит разогрев слоя гелия, и начинается режим стабильного горения, не сопровождающийся всплесками. Наиболее яркие двойные системы в области Центра Галактики, такие как, например, вХ 5-1, действительно не являются источниками рентгеновских всплесков. При более низких темпах аккреции неустойчивый режим горения практически неизбежен. Источники со средним темпом аккреции (светимость 0.01-0.1 Т&ы) являются классическими барстерами. Заметная часть всплесков таких источников имеет пиковую светимость порядка Эллингтоновской. Критическое значение поверхностной плотности С,, не только не ь
уменьшается, а даже растет по мере уменьшения темпа аккреции. Поэтому двойные системы с еще более низким темпом аккреции потенциально могут быть источниками редких, но, возможно, более мощных всплесков 1-го рода. Такие источники в спокойном состоянии имеют слишком низкую светимость (за счет аккреции) для того, чтобы телескоп ТТМ мог их обнаружить на расстоянии -8.5 кпк. Однако во время всплеска, если пиковая светимость сравнима с Эддингтоновской, детектирование подобных источников не представляет труда. Если функция светимости такова, что число источников с малым темпом аккреции (малой светимостью) очень велико, то наряду со всплесками от сравнительно ярких, в спокойном состоянии, источников телескоп ТТМ должен регистрировать всплески из "пустых" мест. Как уже отмечалось выше, источники всех всплесков, зарегистрированных телескопом ТТМ, были также видны и в спокойном состоянии. Отсутствие всплесков из "пустых" позволяет наложить ограничение на число источников с малым темпом аккреции и на время, необходимое им для накопления количества гелия, нужного для всплеска. *
Как уже было сказано выше, все всплески 1-го рода (33 события), зарегистрированные телескопом ТТМ, были отождествлены с источниками, имеющими »
значительный поток в спокойном состоянии. Ни одного всплеска не было зарегистрировано от источника, поток от которого в спокойном состоянии не