Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://hea.iki.rssi.ru/conf/hea2007/TeX/autoref/auto_ds.tex~ Дата изменения: Mon Nov 12 19:14:39 2007 Дата индексирования: Tue Oct 2 00:38:23 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: релятивистское движение

\indent
\sloppypar

{\bf\em Первая часть} диссертации посвящена описанию приборов обсерваторий,
данные которых использвались в диссертации. Описаны принципы работы и
основные характеристики приборов обсерваторий RXTE, телескопа СИГМА
обсерватории ``Гранат'' и телескопа ТТМ научного модуля ``Квант''
орбитальной станции ``Мир''.

\bigskip

{\bf\em Вторая часть} состоит из 4 глав, каждая из которых посвящена
исследованию отдельной вспышки рентгеновской Новой.

{\em Первая глава} второй части подробно описывает вспышку рентгеновской
Новой GRS 1739--278 в 1996 г. по результатам наблюдений обсерватории
RXTE и телескопа ТТМ модуля ``Квант''. Показано, что на начальной
стадии вспышки 1996 г. (до максимума кривой блеска) спектр источника
если и имел мягкую компоненту, то е\"е относительный вклад в полный
поток источника в диапазоне 2--20 кэВ не превышал 50\% (результат
наблюдений телескопа ТТМ). Для сравнения, типичные значения величины
вклада мягкой компоненты для рентгеновских Новых в таком состоянии не
меньше 80--90\%. Анализ наблюдений в ходе
дальнейшей эволюции (наблюдения обсерватории RXTE) показал, что
изменение ``температуры'' мягкой компоненты в зависимости от ее потока не
совместимо с соответствующей зависимостью, предсказываемой для
``стандартного `` оптически непрозрачного аккреционного
диска. Делается вывод о существенном влиянии рассеяния на формирование
наблюдаемого спектра.

{\em Вторая глава} посвящена исследованию вспышки рентгеновской Новой
XTE J1755--324 по данным наблюдений обсерватории RXTE и ``Гранат''.
Наблюдения RXTE показали наличие последовательности ``стандартных'' состояний
рентгеновских Новых: ``высокое'' (наличие значительной мягкой
компоненты в спектре, слабая короткомасштабная переменность) -
``низкое''(жесткий степенной спектр, существенная короткомасштабная
переменность). В ходе вспышки было обнаружено наличие
пекулярного эпизода временного возрастания жесткости спектра,
которое было зарегистрировано обеими обсерваториями.

В {\em третьей главе} исследуется вспышка жесткой рентгеновской Новой
GS 1354--644 в конце 1997 г. -- начале 1998 г. по результатам
наблюдений обсерватории RXTE. Показано, что энергетический спектр
источника может быть аппроксимирован моделью комптонизированного
излучения в облаке горячей плазмы, однако полученная температура
плазмы необычно низка для систем с черными дырами в таком состоянии. Анализ
короткомасштабной апериодической переменности рентгеновского потока
источника показал, что ее можно представить в виде случайной
последовательности двух (в нескольких первых наблюдениях -- трех)
типов экспоненциальных вспышек с различными характерными временами.
Плотность вероятности величины рентгеновского потока, интегрированного
по 16 с, позволила определить частоту следования длинных
вспышек. Для коротких вспышек была получена оценка частоты следования
на основе макрохарактеристик их переменности (величины $rms$ --
среднеквадратического отклонения -- в кривой блеска и характерного
времени вспышек).

Исследование зависимости интегральной величины $rms$ от энергии
фотонов показало,
что комптоновское рассеяние не может играть значительную роль в
формировании экспоненциальной формы вспышек. Показано, что большая
часть систем с черными дырами в низком состоянии демонстрирует зависимость
$rms$ от энергии аналогичную обнаруженной в системе GS 1354--644 ($rms$
падает с увеличением энергии), а для большой части систем с нейтронными звездами
зависимость обратная (рост $rms$ с увеличением энергии). Методом
отношений спектров исследована крупномасштабная (на временах $\sim$
дней--недель) и мелкомасштабная (на временах десятков секунд) эволюция спектров
источника. Для крупномасштабной переменности показана неоднозначность
зависимости ``поток--жесткость''. Обнаружено, что в мелкомасштабной
переменности спектр с большим потоком является более мягким, чем
спектр с малым потоком. Аналогичное
поведение обнаружено в источнике Cyg X-1 (см. более подробное обсуждение
переменности Cyg X-1 в частях 5 и 6).

\begin{figure}[thb]
\pspicture(0,-1.0)(15.5,7.5)
%\psgrid(0,-2.5)(9,9)

\rput[tl]{0}(0.5,6.8){\epsfxsize=8.5cm
\epsffile[40 220 560 660]{1748_spectra.ps}}

\rput(5.5,-0.9){\small Энергия, кэВ}

\rput(5.3,5.8){\small VHS}
\rput(3.9,3.8){\small HS}
\rput(5.3,1.1){\small LS}


\rput(0.6,3.7){\rotateleft{\small ${\rm F\times E}^2$, кэВ$^2$/с/см$^2$/кэВ}}

\rput[tl]{0}(10,6.8){
\begin{minipage}{5cm}
\normalsize\parindent=3.5mm
{\bf Рис.~1}.
\sf
Типичные энергетические спектры XTE J1748--288 в
на разных этапах эволюции вспышки ($VHS$ -- сверхвысокое состояние, $HS$ --
высокое состояние, $LS$ -- низкое состояние). Белые и черные
кружки обозначают данные детекторов PCA и HEXTE обсерватории RXTE
соответственно.
\end{minipage}
}
\endpspicture
\end{figure}

{\em Четвертая глава} второй части описывает эволюцию вспышки
третьего Галактического микроквазара XTE J1748--288 в 1998
г. Обнаружена последовательность состояний ``сверхвысокое'' --
``высокое'' -- ``низкое'' (см. рис.1). В ``сверхвысоком'' состоянии источник
имел
необычайно мощную степенную спектральную компоненту, аналогичную
наблюдавшейся ранее телескопом ТТМ в системе GRS 1739--278
(см. первую главу этой части диссертации). Обнаружены
корреляции спектральных параметров источника -- увеличение температуры
мягкой компоненты сопровождается увеличением наклона степенной
компоненты спектра.

\bigskip

{\bf\em Третья часть} диссертации посвящена исследованию вспышки
аномальной рентгеновской Новой XTE J0421+560/CI Cam весной 1998 г.
Показано, что рентгеновское излучение в этой системе возникает в
оптически тонком облаке горячей плазмы.
Радионаблюдения показывают, что
расширение этого облака происходит с субрелятивистскими
скоростями (0,03с).
Показано отсутствие какой-либо короткомасштабной переменности (кроме
главного тренда спада) рентгеновского потока источника в диапазоне
3-100 кэВ. Подробно описана эволюция спектра источника (см., например,
рис.~2) -- изменение низкочастотного поглощения, температуры излучения и
меры эмиссии оптически тонкого облака. Установлена
неоднотемпературность спектра. Получена оценка
массы излучающего облака. Обнаружено смещение положения
эмиссионных линий - положение центра широкой особенности изменилось с
$\sim$6,53 до $\sim$6,61 кэВ. В случае релятивистской природы сдвига
положения линий измеренная лучевая скорость движения плазмы составляет
$\sim0,03$с. Однако наблюдаемый сдвиг также может быть вызван
присутствием в спектре флуоресцентной линии нейтрального железа 6,4
кэВ, которая со временем ослабевала, что привело к изменению положения
широкой особенности, регистрируемой детектором PCA. В спектре
обнаружена эмиссионная линия (или комплекс
линий) на энергии $\sim$8 кэВ, по всей видимости -- тепловые линии
комплексов $K_{\beta}$ высокоионизованного железа и $K_{\alpha}$
никеля. Характер изменения меры
эмиссии оптически тонкого облака плазмы указывает на то, что
расширение не является сферически симметричным, и это косвенно подтверждается
результатами радионаблюдений.

\begin{figure}[thb]
\pspicture(0,-1.3)(15.5,7.5)
%\psgrid(0,-2.5)(9,9)

\rput[tl]{0}(0.5,6.3){\epsfxsize=8.5cm
\epsffile[40 220 560 660]{0421_spectra.ps}}




\rput(5.5,-1.4){
{\small Энергия, кэВ}%
}%

\rput(0.6,3.7){\rotateleft{\small ${\rm F\times E}^2$, кэВ$^2$/с/см$^2$/кэВ}}


\rput[tl]{0}(10,7){
\begin{minipage}{5.5cm}
\normalsize\parindent=3.5mm
{\bf Рис.~2}.
\sf
Спектр XTE J0421+560 по данным обсерватории RXTE на разных
стадиях его эволюции. Самый яркий спектр приведен по данным наблюдения 1
апреля, средний -- 3 апреля, самый слабый -- 9 апреля 1998 г. Внизу
приведена кривая $\chi^2$ для самого яркого спектра. Для остальных спектров
вид кривой сильно не меняется, но амплитуда $\chi^2$ слегка
падает. Сплошной линией показана модель излучения двухтемпературной плазмы.

\end{minipage}
}
\endpspicture
\end{figure}




\bigskip

В {\bf\em четвертой части} работы, состоящей из двух глав, исследуется
уникальный Галактический источник -- миллисекундный барстер-пульсар SAX
J1808.4--3658.

В {\em первой главе} исследуется вспышка SAX J1808.4--3658.
Показано, что в процессе вспышки спектр излучения источника
($I_\nu\sim\nu^{-2}$) оставался
приблизительно постоянным, несмотря на то, что его интегральный поток
в диапазоне 3--150 кэВ упал более, чем на 2 порядка. На основе
ограничений, связанных с тем, что от источника детектировались
пульсации и рентгеновские всплески I типа (всплеск нестационарного
термоядерного горения на поверхности нейтронной звезды), сделана оценка
величины магнитного поля нейтронной звезды. Если предположить, что
резкий спад потока на конечной стадии вспышки SAX J1808.4--3658
связан с его переходом в режим ``пропеллера'', то можно получить более
точную оценку величины магнитного поля:
$$
B\sim 3\cdot 10^7
M_{1,4}^{1/3} R_{6}^{-8/3}
\left(\frac{L_x}{10^{35}}\right)^{1/2} ~\mathrm{Гс}
$$

(здесь $M_{1,4}$ -- масса нейтронной звезды в единицах
1,4$M_{\odot}$, $R_6$ -- радиус звезды в десятках км, $L_x$ --
пороговая рентгеновская светимость). Однако быстрый спад
рентгеновского потока также может быть вызван дисковой
неустойчивостью, аналогичные спады наблюдаются в кривых блеска
катаклизмических переменных (аккрецирующие белые карлики).

Высказано предположение, что жесткий спектр источника может
формироваться в радиационно доминированной ударной волне у полюсов
магнитного поля вблизи поверхности нейтронной звезды.

\begin{figure}[tb]
\pspicture(0,-1.5)(15.5,7.0)
%\psgrid(0,-2.5)(9,9)

\rput[tl]{0}(0.5,5.9){\epsfxsize=9.5cm
\epsffile[80 220 560 560]{profiles_doppler_auto.ps}}


\rput(5.7,-1){
{\small Фаза пульсации}%
}%

\rput(8,6){\small SAX J1808.4--3658}%

\rput(2.5,5){\footnotesize 2-4 кэВ}

\rput(0.1,3.7){\rotateleft{\small Отсч./с}}
\rput(0.1,0.7){\rotateleft{\small \%}}


\rput[tl]{0}(10.5,6.3){
\begin{minipage}{5cm}
\normalsize\parindent=3.5mm
{\bf Рис.~3}.
\sf
Профиль импульса SAX
J1808.4--3658. Сплошной кривой показана аппроксимация профиля импульса
описанной моделью с релятивистскими искажениями. Пунктирной линией показана
аппроксимация импульса простым косинусом. На нижнем рисунке показаны
отклонения наблюдаемого профиля импульса от аппроксимаций (в
процентах).

\end{minipage}
}
\endpspicture
\end{figure}
Во {\em второй главе} четвертой части рассматривается профиль импульса SAX
J1808.4--3658. Показано, что отклонения в профиле импульса источника в
диапазоне $<$4 кэВ (в спектре на этих энергиях преобладает мягкая
компонента, в пределах точности измерений излучающая по закону
абсолютно черного тела) от синусоидального может быть объяснено влиянием
релятивистской аберрации (см. рис.~3). Построена элементарная модель релятивистских
искажений в профиле импульса. На ее основе получена оценка линейной
скорости движения \<<горячего\>> пятна на поверхности нейтронной звезды и
оценка радиуса нейтронной звезды: $R\sim$13--19 км. Показано влияние
неплоской (Шварцшильда) метрики на форму профиля импульса SAX J1808.4--3658.

\bigskip

В {\bf\em пятой части} исследуется короткомасштабаная спектральная
переменность рентгеновского излучения Галактических кандидатов в
черные дыры Cyg X-1 и GX 339-4. Впервые предложен метод частотных
спектров -- метод исследования энергетических спектров источника в
определенном диапазоне фурье-частот. С использованием этого метода
показано, что отраженная компонента (компонента, которая
возникает в результате отражения первичного жесткого спектра от
оптически непрозрачной среды, наиболее вероятно -- аккреционного
диска) на частотах выше $\sim$1 Гц имеет существенно меньшую амплитуду
вариаций, чем первичный жесткий спектр (см. рис.4). Высказано предположение, что
это может быть вызвано либо сглаживанием потока отраженной компоненты
с характерным временным масштабом $\tau\sim l_{\mathrm{отр}}/c$ (где $l_{\mathrm{отр}}$ -
характерный размер отражающей области), либо экранированием от
аккреционного диска областей с быстропеременным рентгеновским потоком.

\begin{figure}[tb]
\pspicture(0,-1.6)(15.5,7.0)
%\psgrid(0,-2.5)(9,9)

\rput[tl]{0}(1,6){\epsfxsize=8.5cm
\epsffile[80 220 560 600]{cygx1_frspectra.ps}}

\rput(5.5,-1.4){\small Энергия, кэВ}


\rput(3.4,6.8){\small $\sim$0.03--0.05 Гц}
\rput(3.4,4.3){\small $\sim$4.5--6.8 Гц}
\rput(3.4,2.1){\small $\sim$23--32 Гц}

\rput(0.4,3.5){\rotateleft{Отношение (данные/модель)}}

\rput[tl]{0}(10.5,6.7){
\begin{minipage}{4.5cm}
\normalsize\parindent=3.5mm
{\bf Рис.~4}.
\sf
Отношение энергетических спектров Cyg X-1 в различных
частотных диапазонах с спектру, представляющему степенной закон с
фотонным индексом $\alpha=1,8$. Явно видно уменьшение относительной
амплитуды особенностей отраженного спектра (флуоресцентной линии на
энергии $\sim$6,4~кэВ, края поглощения)

\end{minipage}
}
\endpspicture
\end{figure}

\bigskip

{\bf\em Шестая часть} посвящена систематическому исследованию
энергетических спектров и характеристик апериодического шума
рентгеновского излучения Галактических черных дыр
Cyg X-1 и GX 339-4 в низком/жестком спектральном состоянии. Обнаружена
сильная корреляция параметров энергетических спектров и параметров
хаотической переменности рентгеновского потока этих систем. Увеличение
характерной частоты апериодической переменности потока (частоты ``слома''
спектра мощности или частоты квазипериодических осцилляций)
сопровождается увеличением наклона первичного степенного спектра и
увеличением относительной амплитуды отраженной компоненты.
Полагается, что в источниках Cyg X-1 и GX 339-4 в жестком
спектральном состоянии вблизи
компактных объектов присутствует горячее квазисферическое облако,
окруженное оптически непрозрачным холодным аккреционным диском. В
таком случае наблюдаемую связь между характерной частотой
апериодического шума и спектральными характеристиками излучения можно
объяснить, если связать увеличение характерной частоты в спектре
мощности с уменьшением радиуса внутреннего края аккреционного
диска. Показано, что для системы Cyg X-1 корреляция между наклоном
степенного спектра и амплитудой отраженного спектра продолжается в
мягкое состояние.

%\begin{figure}[htb]
%\hbox{
%\epsfxsize=7cm
%\epsffile[10 110 600 440]{../figures/geometry_bh.ps}
%\epsfxsize=8cm
%\epsffile{../../gx339/figures/approxim.ps}
%}
%\begin{minipage}{15.5cm}
%{\bf Рис.~5}
%{\footnotesize
% {\bf\em Слева}: Схематическое изображение конфигурации
%аккреционного потока Cyg X-1 и GX 339-4 в низком спектральном
%состоянии. {\bf\em Справа}: Аппроксимация полученной корреляции для
%Cyg X-1 и GX 339-4. Сплошной кривой показана аппроксимация
%предложенной моделью.
%}
%\end{minipage}
%\end{figure}

%%% Local Variables:
%%% mode: latex
%%% TeX-master: t
%%% End: