УДК 524.7
ИЗМЕРЕНИЯ КОСМИЧЕСКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ФОНА ВСЕЛЕННОЙ И ЭКСПЕРИМЕНТ МВН
© 2014 г. М. Г. Ревнивцев*
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 22.05.2014 г.
Статья посвящена изучению космического рентгеновского фона Вселенной в диапазоне энергий 1 — 100 кэВ и перспективам его исследования при помощи планирующегося эксперимента Монитор Всего Неба/МВН. Кратко рассказывается о природе космического рентгеновского фона и его использовании для изучения космологической эволюции черных дыр. Основной объем статьи посвящен методам измерений космического рентгеновского фона, начиная с первых ракетных и стратостатных экспериментов, и заканчивая измерениями, проведенными с помощью орбитальных рентгеновских обсерваторий последнего поколения. Особое внимание уделено проблемам учета вклада фоновых событий в измерения инструментов рентгеновского и жесткого рентгеновского диапазонов.
Ключевые слова: рентген, эксперимент МВН.
DOI: 10.7868/80320010814110059
1. ВВЕДЕНИЕ
Фоновое свечение неба в рентгеновском диапазоне энергий (1 — 10 кэВ) — одно из первых открытий рентгеновской астрономии. Первый же эксперимент, целью которого был поиск не солнечного рентгеновского излучения, открыл два совершенно новых феномена — ярчайший источник рентгеновского неба Скорпион Х-1 (тесную двойную звездную систему с нейтронной звездой) и практически изотропное свечение неба — космический рентгеновский фон Вселенной (Джаккони и др., 1962). На энергиях ниже 1—2 кэВ фоновое излучение неба существенно неизотропно и имеет другую природу — излучение горячего газа в нашей Галактике (см., например, обзор МакКаммон, Сандерс, 1990).
Первые эксперименты рентгеновской астрономии были проведены с использованием высотных ракет, способных вынести регистрирующую аппаратуру на высоты выше 100 км (среди самых известных — эксперименты группы Лаборатории ВМФ США, Фридман и др., см., обзор Мандельштам, Ефремов, 1957), на которых поглощение рентгеновских лучей остаточной атмосферой уже незначительно. Объектом наблюдений первых экспериментов в рентгеновском диапазоне энергий было Солнце. Рентгеновский поток неба в этих экспериментах наблюдался с помощью газовых счетчиков Гейгера. Наблюдения Солнца не
Электронный адрес: revnivtsev@iki.rssi.ru
требовали высокой чувствительности инструментов ввиду его значительного потока, поэтому, как правило, измерения рентгеновского потока Солнца проводились интегрированием полного сигнала за определенные интервалы времени, никакой фильтрации фоновых событий не проводилось.
Основной проблемой регистрации рентгеновского излучения неба является фоновая скорость счета, возникающая в детекторах этого энергетического диапазона даже при отсутствии его реальной засветки рентгеновскими фотонами. Источником этой фоновой скорости счета являются заряженные частицы космических лучей, в основном протоны и электроны.
Большой прогресс в чувствительности газовых счетчиков к (относительно) слабым рентгеновским источникам был достигнут в 1962 году, когда для отделения событий, обусловленных прохождением заряженных частиц, от событий, связанных с поглощением рентгеновских фотонов, была использована активная антисовпадательная защита, позволившая уменьшить уровень фоновой скорости счета более чем в 100 раз. Это привело как к открытию дискретных источников рентгеновского излучения неба, так и к обнаружению практически изотропного фонового излучения.
Космический рентгеновский фон был обнаружен в оригинальном эксперименте группы ASE (American Science and Engineering) как нижний уровень скорости счета энергичных частиц, наблюдавшийся вне зависимости от направления поля
зрения инструмента. Авторы работы привели аргументы в пользу того, что эти частицы не являются заряженными, а являются рентгеновскими фотонами (Джаккони и др., 1962).
С тех пор космический рентгеновский фон (КРФ) является одним из основных целей работы любой орбитальной астрофизической обсерватории рентгеновского диапазона. Обзоры результатов ранних экспериментов можно найти в работах (Хорстман и др., 1975; Танака и др., 1977; Болдт, 1987).
2. КОСМИЧЕСКИЙ РЕНТГЕНОВСКИЙ ФОН ВСЕЛЕННОЙ
Первые измерения спектра КРФ проводились с помощью коротких (с эффективным временем экспозиции всего около 300 с) ракетных экспериментов в диапазоне энергий 1—6 кэВ и с помощью наблюдений со стратостатов в диапазоне энергий выше 20 кэВ. В этих энергетических диапазонах по отдельности спектр КРФ определялся как степенной закон зависимости плотности количества фотонов от энергии йЫ/йЕ сх Е-Г, однако оказывалось, что измерения систематически показывали разницу в наклонах степенного спектра на энергиях ниже и выше 10 кэВ (Г ~ 1.4 в диапазоне ниже 10 кэВ и Г ~ 2.5 в диапазоне выше 20— 30 кэВ). В дальнейшем более качественные измерения спектра КРФ показали, что его жесткость действительно уменьшается в области энергий 20— 30 кэВ и в целом спектр КРФ в диапазоне 1 —60 кэВ может быть описан моделью излучения оптически тонкой плазмы с температурой 40 кэВ. В результате этих измерений высказывались предположения, что КРФ является результатом излучения горячей межгалактической плазмы с температурой 40 кэВ (см., например, рассуждения в ранних работах Фелтен, Моррисон, 1966; Силк, 1970).
Наиболее сильные ограничения на существование такой горячей межгалактической плазмы накладывают измерения формы спектра космического микроволнового (реликтового) фона. При наличии на луче зрения горячей плазмы фотоны реликтового излучения должны испытывать комп-тоновское рассеяние и получать энергию от энергичных электронов межгалактической плазмы. В результате должно сформироваться так называемое у-искажение спектра реликтового фона — эффект Сюняева—Зельдовича (см., например, Сю-няев, Зельдович, 1970). Измерения, проведенные орбитальной обсерваторией COBE, показали, что спектр реликтового фона представляет собой практически планковский спектр идеального черного тела с возможностями отклонения на параметр у не более у < 2.5 х 10-5 (Мазер и др., 1994; Райт и др.,
1994). Это означает, что подавляющее большинство потока КРФ не может возникать в горячем межгалактическом газе, а должно формироваться в результате суммарного излучения большого количества дискретных источников.
Первые прямые измерения существенного вклада потока большого количество дискретных источников в КРФ стали возможны после появления рентгеновских телескопов с зеркалами косого падения (впервые предложенные Джаккони, Росси, 1960). Первый астрофизический рентгеновский телескоп на орбитальной обсерватории HEAO2/Эйнштейн (1978—1981) позволил достичь рекордной (на то время) чувствительности 1.3 х х 10-14 эрг с-1 см-2 в диапазоне энергий 1—3кэВ. На этом уровне чувствительности поверхностная плотность обнаруженных источников составила уже ^20 ист. град.-2 (Джаккони и др., 1979).
В настоящее время с помощью рентгеновских телескопов последнего поколения обсерваторий CHANDRA и XMM-Newton на вклад точечных источников с поверхностной плотностью до 10 тыс. на кв. град. удается разрешить более 80— 90% потока космического рентгеновского фона на энергиях 1 —2 кэВ (см. Моретти и др., 2003; Хикокс, Маркевич, 2006, 2007).
Подавляющее большинство источников, дающих вклад в наблюдаемую поверхностную яркость КРФ, являются активными ядрами галактик (АЯГ) — аккрецирующими сверхмассивными черными дырами — на различных расстояниях от нас (Сетти, Волтье 1989). Оценивается, что на энергиях ниже 2—5 кэВ некоторый вклад должен вноситься излучением обычных галактик и скоплений галактик. Ввиду того, что рентгеновское излучение в АЯГ возникает в результате аккреции вещества на сверхмассивные черные дыры, поверхностная яркость КРФ фактически является суммарным мерилом роста всех сверхмассивных черных дыр в истории Вселенной (Золтан, 1982; Фабиан и др., 1999; Гилли и др., 2007; Уеда и др., 2014).
Комбинирование измерений поверхностной яркости КРФ с исследованиями подсчетов отдельных классов источников в различных глубоких обзорах неба позволяют изучать долговременную эволюцию роста сверхмассивных черных дыр.
Изучение последних показало, что с наблюдательной точки зрения их можно разделить на несколько больших классов. В рамках так называемой модели объединения (Урри, Падовани, 1995) наблюдательные проявления АЯГ в широкой полосе длин волн (от радио- и ИК до рентгеновского диапазона) зависят от угла наклонения АЯГ к лучу зрения наблюдателя. Излучение центральной области АЯГ, наблюдаемых под углом, близким к 90°, проходит через плотный пылевой тор, поглощается
102
> м
X
101
■ASCA CIS (Kushino+OE) +ASCA SIS (Gendreau+95) SROSAT (Georganlopouloa + 96) = Heppo5AX (Vecchi + 99) -+XMM (l.umb + 02) .+
RKTE (Kevnilsev -03) XSwift/XHT (ЫогеШ + 09}
E < 10 keV
Д Nagoya balloon {Fukada + 75)
О
AHEAO-1 (Kinzer+97,Gruber+B9)
• ReppoSAX (Fronlera+07) _
X INTEGRAL (Turler+10) .
X Swlft/BAT (Ajello+Ofl) .
E > 10 keV
100
101 E, keV
102
Рис. 1. Энергетический спектр космического рентгеновского фона Вселенной по измерениям ряда орбитальных обсерваторий. Видно, что максимальная энергия в КРФ сосредоточена в диапазоне 5—100 кэВ. Форма спектра КРФ в диапазоне ниже 10 кэВ достаточно хорошо может быть описана степенным законом йЫ/йЕ <х. Е-т с фотонным индексом Г га 1.4, на энергиях выше 50 кэВ — с фотонным индексом Г га 2.5. Из работы Гилли (2013).
вплоть до жесткого рентгеновского диапазона, перерабатываясь в ИК(так называемые АЯГ второго типа Seyfert2, полгощенные АЯГ). В спектрах АЯГ, наблюдаемых под малыми углами к лучу зрения, хорошо видны проявления аккреционного диска в УФ и мягком рентгеновском диапазоне (так называемые АЯГ первого типа, Seyfert 1). АЯГ, наблюдаемые вдоль направления вылета релятивистской струи из центральной черной дыры, регистрируются как так называемые "блазары" в очень широком диапазоне длин волн, от радио- до сверхвысокого гамма-излучения (см., например, обзор, Беттчер, 2007).
Моделирование свойств популяции АЯГ на разных красных смещениях (см, например, Гилли и др., 2007; Сазонов и др., 2008; Уеда и др., 2014) показывает, что на энергия
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.