УДК 524.3
О ВРЕМЕННЫХ И СПЕКТРАЛЬНЫХ ХАРАКТЕРИСТИКАХ РЕНТГЕНОВСКОГО ПУЛЬСАРА 4U 0115+63: ЭВОЛЮЦИЯ ПЕРИОДА ПУЛЬСАЦИЙ И ЭНЕРГИЯ ЦИКЛОТРОННОЙ ЛИНИИ
(©2013 г. П. А. Болдин1*, С. С. Цыганков2-3-1, А. А. Лутовинов1
1Институт космических исследований РАН, Москва 2Финский центр астрономии с ESO, Университет г. Турку, Финляндия 3 Кафедра астрономии, Университет г. Оулу, Финляндия Поступила в редакцию 21.12.2012 г.
В работе представлен обзор результатов наблюдений рентгеновского транзиентного пульсара 4U 0115+63, входящего в состав двойной системы в паре с Be-звездой, с момента его открытия и до наших дней (^40 лет) по данным более десятка обсерваторий и инструментов. Приведена обобщенная кривая блеска и история изменения частоты вращения нейтронной звезды за всю историю наблюдений, в которую также включены результаты недавних измерений, проведенных обсерваторией ИНТЕГРАЛ во время вспышек 2004, 2008 и 2011 гг. Также, по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ, полученным во время вспышки 2011 года, построены энергетические спектры источника для динамического диапазона его светимостей 1037 — 7 х 1037 эргс-1. Показано, что помимо фундаментальной гармоники циклотронной линии поглощения с энергией ~11 кэВ, в спектре регистрируются еще четыре ее высших гармоники с энергиями ~24,35.6,48.8 и 60.7 кэВ. Проведен подробный анализ спектров источника в диапазоне энергий 4—28 кэВ по всем имеющимся архивным данным обсерватории RXTE, полученным во время ярких вспышек в 1995—2011 гг. Подтверждено, что модификация модели непрерывного спектра источника может приводить к исчезновению наблюдаемой антикорреляции энергии фундаментальной гармоники циклотронной линии поглощения и светимости источника. Таким образом, вопрос об эволюции энергии циклотронной линии поглощения со светимостью рентгеновского пульсара 4U 0115+63 остается открытым и для ответа на него необходима физически обоснованная модель излучения рентгеновских пульсаров.
Ключевые слова: рентгеновские пульсары, нейтронные звезды, циклотронное поглощение.
001: 10.7868/80320010813060028
ВВЕДЕНИЕ
Рентгеновский пульсар 4U 0115+63 имеет долгую историю наблюдений и хорошо подходит для проверки моделей эволюции двойных систем, моделей строения и эволюции декреционного диска у Be-звезды, а также моделей строения излучающих областей (аккреционных колонок) у нейтронных звезд. Источник был открыт в обзоре спутника UHURU (Джиаконни и др., 1972; Форман и др., 1978). Позже этот объект был найден в архивных данных спутника Vela-5B начиная с 1969 года (Витлок и др., 1989). Точные измерения положения источника на небе были проведены впоследствии
Электронный адрес: boldin.pavel@gmail.com
обсерваториями SAS-3, Ariel-V и HEAO-1 (Ко-минский и др., 1978; Джонстон и др., 1978). Эти измерения позволили определить оптический компонент этой двойной системы, который оказался Be-звездой, получившей имя V635 Cas (Холопов и др., 1981), с видимой величиной V œ 15.5 и сильным покраснением (Джонс и др., 1978; Хатчингс и Крамптон, 1981). Типичная Be-звезда представляет собой горячую T > 10 000 K массивную M > > 5Mq звезду класса O или B, в спектре которой регистрируются сильные эмиссионные линии серии Бальмера. Эти линии формируются в оттекающем от звезды веществе, образующем так называемый декреционный экваториальный диск (Слеттебак, 1988; Рейг, 2011). Такой отток вещества вызван высокой скоростью вращения и высоким световым
давлением на поверхности Be-звезды. Расстояние до системы 4U 0115+63/V635 Cas оценивается в œ7 кпк (Негуерела и Оказаки, 2001). Из наблюдений обсерватории SAS-3 были определены орбитальные параметры двойной системы: орбитальный период œ24.3 дня, эксцентриситет e ~ 0.34, проекция полуоси на луч зрения ax sin i œ 140 световых секунд, функция масс f (M) ~ 5M© (Раппапорт и др., 1978).
Профиль импульса рентгеновского пульсара 4U 0115+63 имеет простую двухпиковую форму с тенденцией к уменьшению относительного вклада одного из пиков с ростом энергии, а на энергиях выше ^20 кэВ профиль становится практически однопиковым. Также относительная интенсивность пиков в профиле меняется с изменением собственной светимости пульсара. Такое поведение профиля импульса является типичным для тран-зиентных источников с компаньонами Be-класса (Лутовинов, Цыганков, 2009). Подробно свойства профиля импульса 4U 0115+63 исследованы в ряде работ по данным разных обсерваторий (Джонстон и др., 1978; Лихи, 1991; Лутовинов и др., 2000; Цыганков и др., 2007; Ферриньо и др., 2011; Сазаки и др., 2012).
У рентгеновских транзиентных источников, входящих в состав двойных систем с Ве-звездами, наблюдается два типа вспышечной активности. Вспышки первого типа имеют строгую периодичность, модулированную прохождением нейтронной звездой периастра орбиты, и умеренную светимость 1036 < Lx < 1037 эрг с-1. Более сильные вспышки второго типа со светимостями Lx > > 1037 эрг с-1 трудно поддаются предсказанию в связи с менее строгой периодичностью и гораздо большими периодами повторения. Для регистрации таких вспышек требуются обзорные миссии, периодически покрывающие все небо в течение короткого промежутка времени, поскольку Be-транзиенты проводят во вспышках второго рода лишь небольшую часть (<1%) своей истории. Отсутствие строгой периодичности, долгие промежутки между вспышками и высокая светимость источника связаны с самим процессом генерации вспышек: ростом декреционного диска вокруг Be-звезды, его последующим сбросом из-за радиационной неустойчивости и захватом вещества нейтронной звездой (Оказаки, Негуерела, 2001). Уплотнение декреционного диска Be-звезды связано с обрезанием диска приливным взаимодействием нейтронной звезды (Оказаки, Негуерела, 2001). Это взаимодействие также приводит к появлению зазора между периастром орбиты нейтронной звезды и краем диска, что и подавляет вспышечную активность первого типа.
Транзиентный рентгеновский пульсар 4U 0115+63, в основном, проявляет вспышечную
активность второго типа — гигантские вспышки, происходящие с периодичностью 3—5 лет (см., например, Витон и др., 1979; Оказаки, Негуерела, 2001). Вспышки предваряются увеличением яркости системы в видимом диапазоне спектра, что свидетельствует о существовании и росте декреционного диска у Be-звезды. В состоянии покоя объект имеет рентгеновскую светимость меньше 1034 эрг с-1 (Кампана и др., 2001).
Исследуемый источник является первым рентгеновским транзиентом с Be-компаньоном, в энергетическом спектрe которого была обнаружена линия поглощения на энергии 20 кэВ (Витон и др., 1979, HEAO-l/A4), которая впоследствии была интерпретирована как первая гармоника фундаментальной циклотронной линии поглощения с энергией »11.5 кэВ (Вайт и др., 1983). На данный момент 4U 0115+63 является единственным рентгеновским пульсаром, в спектре которого, помимо фундаментальной, обнаружены четыре гармоники циклотронной линии поглощения. Кроме того, для двух ярких транзиентных пульсаров (4U 0115+63 и V 0332+53) уверенно зарегистрирована антикорреляция положения циклотронной линии поглощения с собственной светимостью источника. Такая зависимость наблюдается как на больших временных масштабах (см., например, Михара и др., 2004; Накажима и др., 2006, 2010; Мовлави и др., 2006; Цыганков и др., 2006, 2007, 2010), так и для переменности на масштабе периода пульсаций (Клочков и др., 2011). Такое поведение в общих чертах может быть объяснено в рамках классической модели изменения аккреционной колонки со светимостью (Баско, Сюняев, 1976), которая получила свое дальнейшее развитие в современных работах Муштукова и др. (2013). Данные о поведении энергии циклотронной линии при изменении светимости источника позволяют тестировать модели аккреционных колонок, поэтому их точное измерение представляет важную задачу.
В настоящей работе представлен полный исторический обзор кривых блеска и периода импульса 4U 0115+63 и представлены новые результаты для вспышек 2004, 2008 и 2011 годов, полученные по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ. Кроме того, продолжено исследование и интерпретация поведения циклотронной линии поглощения при изменении светимости источника, начатое в работах Барнарда и др. (1991); Михара и др. (2004); Накажимы и др. (2006); Цыганкова и др. (2007); Мюллера и др. (2012); Ли и др. (2012). Обсуждается антикорреляция светимость — энергия фундаментальной гармоники циклотронной линии; показано, что она зависит от выбранной модели спектра и, при определенной форме континуума, энергия линии остается постоянной. Кроме того, по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ, полученным во время
вспышки 2011 года, построены широкополосные спектры источника для разных уровней светимости, в которых, помимо фундаментальной, регистрируются еще 4 высших гармоники циклотронной линии поглощения.
НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ
Для построения кривой блеска и эволюции периода пульсаций рентгеновского пульсара 4U 0115+63 были обработаны наблюдательные данные более десятка обсерваторий и инструментов, работавших или работающих на орбите с 1969 года по настоящее время. В частности: данные спутника Vela-5B были взяты из открытого архива HEASARC (High Energy Astrophysics Science Archive Research Center); данные спутников UHURU, Ariel-V, GINGA были оцифрованы из статей, указанных ниже (см. главу Кривые блеска и эволюция частоты пульсаций); данные спутника ГРАНАТ были получены из архива отдела Астрофизики высоких энергий ИКИ РАН; данные спутника BATSE (потоки и частоты пульсаций) были оцифрованы из статей, за исключением вспышки февраля—марта 1999 г., данные которой доступны в архиве BATSE1 ; данные монитора RXTE/ASM были взяты с официального сайта группы разработчиков ASM/RXTE2; команда монитора всего неба Swift/BAT предоставляет архивные данные и список транзиентных источников через соответствующий веб-сайт3; данные монитора MAXI были взяты с официального сайта .
Обсерваторией ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003) были проведены серии наблюдений рентгеновского пульсара 4U 0115+63 во время вспышек 2004 (Цыганков и др., 2007), 2008 (Ли и др., 2012) и 2011 гг. Результаты временного анализа этих данных также были использованы при
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.