ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 8, с. 596-604
УДК 524.354.4
НАБЛЮДЕНИЯ РЕНТГЕНОВСКОГО ПУЛЬСАРА GX301-2 ТЕЛЕСКОПОМ АРТ-П ОБСЕРВАТОРИИ ГРАНАТ
© 2004 г. С. С. Цыганков1, А. А. Лутовинов1*, С. А. Гребенев1, М. Р. Гильфанов1'2, Р. А. Сюняев1'2
1Институт космических исследований РАН, Москва 2Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гаршинг, Германия
Поступила в редакцию 15.02.2004 г.
Представлены результаты анализа переменности рентгеновского излучения пульсара GX301-2, выполненного по данным телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ. Исследована переменность интенсивности излучения с характерными временами несколько тысяч секунд в разных фазах орбитального цикла. Превышение потока, регистрируемого от источника в "высоком" состоянии, достигает фактора 10 по сравнению с "низким" состоянием. Показано, что в зависимости от интенсивности излучения источника сильно меняется его жесткость и спектр. Такие вариации интенсивности, скорее всего, связаны с существенными неоднородностями в звездном ветре звезды-компаньона.
Ключевые слова: пульсары, нейтронные звезды, рентгеновские источники.
OBSERVATIONS OF THE X-RAY PULSAR GX 301-2 WITH THE ART-P TELESCOPE OF THE GRANAT OBSERVATORY, by S. S. Tsygankov, A. A. Lutovinov, S. A. Grebenev, M. R. Gilfanov, and R. A. Sunyaev. We analyze the variability of the X-ray flux from the pulsar GX 301-2 using data from the ART-P Telescope of the GRANAT Observatory. The intensity variations with time scales of several thousand seconds are studied at various orbital phases. The excess of the high-state flux from the source over its low-state flux reached a factor of 10. We show that, depending on the intensity of the source, its hardness ratio and spectrum change greatly. These intensity variations are most likely caused by inhomogeneities in the stellar wind from the companion star.
Key words: pulsars, neutron stars, X-ray sources.
ВВЕДЕНИЕ
Рентгеновский пульсар GX301-2, образующий с голубым сверхгигантом Wгay 977 двойную систему с эксцентриситетом ^0.462 и орбитальным периодом ~41.5 дня (Сато и др., 1986), является одним из наиболее долгопериодических из известных на сегодняшний день пульсаров. За всю историю наблюдений данного источника период его собственного вращения неоднократно подвергался резким изменениям. В апреле 1984 г. спутником "Тенма" было измерено максимальное значение периода пульсаций, равное 701.14 с (Сато и др., 1986), которое начало резко уменьшаться и достигло значения ^677 с в 1992 г. (Лутовинов и др., 1994; Чичков и др., 1995). Однако на этом период длительного постоянного ускорения со средним
темпом Р/Р ~ —4.4 х 10-3 год-1 закончился, и к
Электронный адрес: aal@hea.iki.rssi.ru
ноябрю 1996 года период пульсаций стабилизировался на значении ^679.5 с (Правдо и др., 2001). На более мелких масштабах времени смены ускорения и замедления вращения нейтронной звезды проявляются гораздо чаще (Чичков и др., 1995, Кох и др., 1997). Поток рентгеновского излучения, регистрируемый от системы, не является постоянным в течение орбитального цикла. При приближении пульсара к оптической звезде рентгеновская светимость системы растет и достигает максимума за 1.2 дня до момента прохождения периастра (Вайт и др., 1984). Наблюдается также увеличение интенсивности источника вблизи апоастра (Чичков и др., 1995; Кох и др., 1997).
Паркес и др. (1980) в своей работе определили параметры оптической звезды (радиус ^43 Я©, масса ~30М©) и расстояние до двойной системы й ~ 1.8 кпк. Необходимо отметить, что точный спектральный класс звезды-компаньона до сих пор окончательно не установлен. Некоторые
Таблица 1. Наблюдения пульсара GX301-2 телескопом АРТ-П в 1991 — 1992 гг.а
Дата Орбитальная фаза Экспозиция, с Поток, мКраб Ьх,6 Ю36 эрге"1 Период, с
09.01.1991 0.03-0.04 23584 682.83 ±0.04
(I) 2835 32 ±8 0.29 ±0.07
(П) 6126 301 ±8 2.72 ±0.08
(Ш) 7067 126 ±6 1.14 ±0.05
(IV) 7556 420 ±9 3.81 ±0.08
13.08.1991 0.23-0.24 33346 _В _В 678.91 ±0.43
29.01.1992 0.31 11376 28 ±5 0.26 ±0.05 678.77 ± 1.82
07.02.1992 0.52-0.53 28540 676.83 ±0.08
(I) 986 198 ±21 1.80 ±0.19
(П) 13965 37 ±5 0.33 ±0.04
(Ш) 13589 167 ±6 1.51 ±0.06
а В диапазоне энергий 6—40 кэВ.
б В предположении расстояния до источника d = 1.8 кпк. в По техническим причинам невозможно восстановить спектр источника.
исследователи относят ее к классу B-звезд (Видал, 1973; Капер и др., 1995), другие (Паркес и др., 1980) — к классу звезд с эмиссионными линиями Be. Возможно, нормальная звезда занимает некое промежуточное положение и временами переходит из одного состояния в другое.
Также, в настоящее время нет единого мнения о структуре и распределении вещества внутри системы 6X301-2/^^ 977. В работе Таширо и др. (1991) сделано заключение о сферически симметричном распределении фотопоглощающего и излучающего линию железа вещества, исходя из крайне незначительного изменения характеризующих эти параметры величин в зависимости от фазы импульса. С другой стороны, Лехи и др. (1990), проделав подробную фазированную спектроскопию, сделали вывод о неоднородном распределении вещества вокруг нейтронной звезды. При этом все авторы отмечают значительную величину поверхностной плотности водорода на луче зрения, достигающую -2 х 1024 см"2.
В этой работе мы представляем результаты комплексного анализа данных наблюдений пульсара 6X301-2, полученных телескопом АРТ-П орбитальной обсерватории Гранат, выделяя на его кривой блеска два различных состояния ("высокое" и "низкое").
НАБЛЮДЕНИЯ
Рентгеновский пульсар 6X301-2 наблюдался обсерваторией Гранат с января 1991 г. до февраля
1992 г. За это время телескопом АРТ-П было проведено 4 сеанса наблюдений этого источника с общим полезным временем -97 ксек (см. табл. 1).
Рентгеновский телескоп АРТ-П состоит из четырех соосных, полностью независимых модулей, каждый из которых включает в себя позиционно-чувствительный детектор с геометрической площадью 625 см2 и кодирующую маску. Телескоп чувствителен к фотонам в диапазоне энергий 2.5—60 кэВ (энергетическое разрешение -22% в калибровочной линии железа 5.9 кэВ) и позволяет получать изображение неба в поле зрения 3?4 х х 3?6 с номинальным разрешением —5 мин. дуги (угловой размер элемента маски). Более подробное техническое описание телескопа дано в работе Сюняева и др. (1990).
Наблюдения проводились в режиме "поток фотонов", при котором для каждого фотона в буферную память прибора записывались его координаты на детекторе, энергия (1024 канала) и время прихода (точность привязки времени прихода фотонов равна 3.9 мс, "мертвое" время — 580 мкс). 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 временного буфера (один раз за 200—250 с — длительность экспозиции) в течение —25—30 с, что приводило к разрывам в информации.
Все наблюдения пульсара 6X301-2 осуществлялись третьим модулем телескопа, который имел
ГРАНАТ/АРТ-П
100
л
§ 50
О
н О
I II
4
А Н О О
а н о
о *
V
ш
IV (а)
ГУ^-I ¡II
0X301-2
К»
I
•ЛГ. .А*
_и_
;
I
• • > Ч>4^л^А^^ • ^
у._I_I_I_I_I_I_у Тт у
"V /-1-1-1-1-1-г
(б)
-1-1—
III 6-40 кэВ
I
_тьчттг^тг' пцщ у
0а 10000 20000 0Ь (0.03-0.04)
№ Л*
10000 20000 30000 0е 100000й (0.23-0.24) (0.31)
Время, е (Фаза)
10000 20000 (0.52-0.53)
Рис. 1. Кривая блеска пульсара 0X301-2 (а) в диапазоне энергий 6—40 кэВ для четырех сеансов наблюдений и соответствующее изменение "жесткости" излучения источника (б) — отношение скоростей счета в диапазонах 30— 40 кэВ и 10—20 кэВ (фон вычтен). Штриховыми линиями отмечены границы "низкого" и "высокого" состояний. По горизонтальной оси отложено время в секундах от начала сеанса наблюдения. Нули соответствуют:а — иТ 18ь34т05.5028 (09 января 1991 г.); ь - иТ 09ь57т32.5198 (13 августа 1991 г.); с - иТ 17ь 15т 16.2088 ( 29 января 1992 г.); ё -ит 18ь 1бт06.2018 (07 февраля 1992 г.). Для каждого сеанса в скобках приведена соответствующая орбитальная фаза. Ошибки соответствуют одному стандартному отклонению.
3
2
1
пониженную чувствительность в мягкой области энергий (3-8 кэВ), что в дальнейшем затруднило, а в ряде случаев не позволило провести спектральный анализ рентгеновского излучения.
ВРЕМЕННОЙ АНАЛИЗ
Проведенные исследования показали, что вблизи периастра и апоастра интенсивность излучения источника 0X301-2 является сильно переменной. Условно можно выделить два состояния, "высокое" и "низкое", причем в течение одного сеанса наблюдения переходы между ними могут осуществляться несколько раз. На рис.1а показаны кривые блеска пульсара для всех четырех сеансов наблюдений. Для каждой кривой блеска приведена жесткость излучения (рис. 1б), определяемая как отношение интенсивности источника в диапазонах энергий 30-40 и 10-20 кэВ.
Из рисунка видно, что переход источника из "низкого" состояния в "высокое" и обратно происходит достаточно быстро, его интенсивность при
таких переходах изменяется примерно на порядок. Жесткость же источника при переходе в "высокое" состояние падает (в —3 раза). Можно отметить тот факт, что хотя "низкое" состояние характеризуется большей абсолютной стабильностью интенсивности излучения по сравнению с "высоким", что иллюстрируется рис. 1, относительные амплитуды этих изменений оказываются близкими. Так, при прохождении периастра значение среднеквадратичной амплитуды отклонений изменялось от -21 до -34% в "низком" и "высоком" состояниях, соответственно; в области апоастра эти значения составили -25 и -35% для "низкого" и "высокого" состояний. Вблизи орбитальной фазы -0.3 среднеквадратичная амплитуда отклонений была равна -34%.
В табл. 1 приведены значения периода пульсаций, определенные методом наложения эпох после коррекции времен прихода фотонов на движение нейтронной звезды в двойной системе и на движение Земли и космического аппарата. За все время наших наблюдений (около 13 месяцев) период
п ст
ж >
ш >
п н
о X о
ж
X ►С т п я
>1
X >
00
ю
о о
0X301-2
1.2
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.