УДК 524.7
ВТОРАЯ ВСПЫШКА КАНДИДАТА В ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ MAXI J1836-194 ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ ОБСЕРВАТОРИЯМИ
SWIFT И INTEGRAL
® 2013 г. С. А. Гребенев1*, А. В. Просветов12, Р. А. Сюняев13
1 Институт космических исследований РАН, Москва 2Московский физико-технический институт, Долгопрудный, Московская область 3Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гархинг, Германия Поступила в редакцию 21.05.2012 г. После доработки 20.08.2012 г.
Приведены подробности наблюдения приборами орбитальных обсерваторий SWIFT и INTEGRAL новой (второй) вспышки открытого в конце августа 2011 г рентгеновского транзиента MAXI J1836-194 — предполагаемой черной дыры в маломассивной двойной системе. Вспышка была слабее первой, источник имел степенной спектр излучения в широком рентгеновском 0.3—400 кэВ диапазоне энергий, без явных признаков присутствия мягкой (чернотельной) компоненты, связанной с излучением внешних областей аккреционного диска. Это показывает, что вспышка была "неудавшейся" — источник не прошел череду спектральных состояний, характерных для рентгеновских новых. Наблюдавшееся оптическое излучение источника, переменность которого была сильно скоррелирована с рентгеновской переменностью, похоже, также являлось продолжением степенного спектра. Единообразие спектра в целом необычно для других источников, содержащих черную дыру, и ставит вопрос о природе излучения MAXI J1836-194 (диск или джет).
Ключевые слова: рентгеновские источники, транзиенты, черные дыры.
DOI: 10.7868/S0320010813060053
ВВЕДЕНИЕ
Рентгеновский транзиент MAXI J1836-194 был открыт 30 августа 2011 г. прибором GSC обсерватории MAXI и обновременно телескопом BAT обсерватории SWIFT (Негоро и др., 2011). Анализ данных показал, что вспышка началась днем раньше. Телескоп XRT обсерватории SWIFT, наведенный в этом направлении, обнаружил яркий рентгеновский источник со светимостью ~1036 эрг с-1 в диапазоне 0.3—10 кэВ (в предположении расстояния 8 кпк) и локализовал его с точностью 1''8, а телескоп UVOT выявил его оптический спутник — ранее неизвестный объект с V = 16.2, U = = 16.36 (Кенниа и др., 2011). Положение спутника, R.A. = 18h35m43?45, Deel. = -19° 19' 10'.'8 (эпоха 2000.0), было определено с точностью 0''5 (на уровне достоверности 90%). Поглощение в рентгеновском спектре источника NH ~ 2 х 1021 см-2 соответствовало ожидаемому галактическому в данном направлении (NH ~ 2.23 х 1021 см-2, Калбер-
Электронный адрес: sergei@hea.iki.rssi.ru
ла и др., 2005). Бальмеровские линии поглощения, выявленные на спектрах, полученных 8-м телескопом GEMINI, подтолкнули Ценко и др. (2011) к классификации объекта как новой Be-системы, что, однако, было поставлено под сомнение Рау и др. (2011), наблюдавшими его на 2.2-м телескопе MPI/ESO в Чили и показавшими, что MAXI J1836-194 имеет плоский широкополосный спектр, отличающийся от спектра какой бы то ни было звезды, но также и от спектра аккреционного диска. Подобный спектр могло бы иметь синхро-тронное излучение релятивистского джета, испускаемого компактным объектом. На возможность существования подобного джета указывала и регистрация от источника радиоизлучения с плоским или даже инвертированным спектром (Миллер-Джонс и др., 2011; Трушкин и др., 2011) и переменностью, скоррелированной с переменностью оптического излучения (Позаненко и др., 2011).
Наблюдения MAXI J1836-194 спутником RXTE (Стромайер, Смит, 2011) в рентгеновском диапазоне выявили степенной спектр излучения с фотонным индексом а ~ 1.8 и характерным
спектром мощности, плоским на частотах ниже
Гц и степенным образом, спадающим выше этой частоты, с пиком квазипериодических осцилляции вблизи ^0.5 Гц. Совокупность этих свойств позволила предположить, что компактный объект в системе — черная дыра. Наблюдения источника спутником SUZAKU 14 сентября (Райс и др., 2012) подтвердили это предположение. В спектре источника была выявлена мягкая чернотельная компонента, типичная для излучения внешних областей аккреционного диска черной дыры. Дальнейшее исследование этого транзиента по данным спутников RXTE, SWIFT и INTEGRAL (Феррино и др., 2012) показали, что он является "неудавшейся" рентгеновской новой, поскольку в ходе своей эволюции не достиг обычного для рентгеновских новых высокого состояния с доминирующей мягкой рентгеновской компонентой, а остановился на стадии "промежуточного жесткого" состояния с а ~ 2 и затем опять вернулся в каноническое жесткое состояние с а < 1.6. Любопытно, что переход в жесткое состояние сопровождался появлением инфракрасного излучения источника, имевшего согласно измерениям VLT в диапазоне 2—12 мкм (Рассел и др., 2011) такой же степенной спектр Fv ~ V-о.б8±о.о2 как и его рентгеновское излучение (на момент измерения 11 октября). Инфракрасное излучение сравнимой яркости (^50 мЯн на 10 мкм) наблюдалось лишь от таких известных систем с черными дырами как GX 339-4, Cyg X-1 и GRO J0422+32 (Рассел и др., 2011).
Источник полностью угас в рентгеновских лучах к концу ноября 2011 г., однако, 12 марта 2012 г. телескоп BAT спутника SWIFT его вновь зарегистрировал на значимом уровне (Кримм и др., 2012). Наблюдение телескопами XRT и UVOT 18 марта показало, что яркость источника растет как в рентгеновском, так и в оптическом/ультрафиолетовом дипазонах (Янги др., 2012а), причем его рентгеновское излучение характеризуется степенным спектром с фотонным индексом а ~ 1.6. Стало ясно, что наблюдается начало новой вспышки источника.
В настоящей работе приводятся результаты мониторинга этой вспышки международными астрофизическими обсерваториями INTEGRAL (Вин-клер и др., 2003) и SWIFT (Джерелс и др., 2004). Использовались общедоступные данные, а также данные, полученные обсерваторией INTEGRAL в рамках российской квоты наблюдательного времени.
ПРИБОРЫ И АНАЛИЗ ДАННЫХ
В случае обсерватории INTEGRAL использовались данные детектора ISGRI (Лебран и др., 2003) гамма-телескопа IBIS (Убертини и др., 2003). Детектор ISGRI чувствителен в диапазоне
энергий 18—200 кэВ. К сожалению, источник MAXI J1836-194 ни разу не попал в поле зрения рентгеновского монитора JEM-X обсерватории (Лунд и др., 2003), более узкое (диаметром 13?2), чем у телескопа IBIS (30? х 30?).
В случае обсерватории SWIFT использовались данные гамма-телескопа BAT, чувствительного в диапазоне 15—150 кэВ с полем зрения 1.4 стер. (Бартелми и др., 2005), данные рентгеновского телескопа XRT, чувствительного в диапазоне 0.2— 10 кэВ (Барроус и др., 2005), и данные оптического телескопа UVOT, чувствительного в диапазоне 170—600 нм (Роминг и др., 2005). Для получения изображений неба и исследования свойств отдельных источников в телескопах IBIS и BAT используются теневые маски, в телескопе XRT — зеркала косого падения.
Анализ данных всех телескопов, за исключением IBIS/ISGRI, был выполнен с помощью стандартных пакетов программ обработки данных обсерваторий SWIFT и INTEGRAL (см. также Эванс и др., 2010, и ссылки там). Данные телескопа IBIS/ISGRI обрабатывались с помощью программ, разработанных для него в ИКИ РАН (см., например, Ревнивцев и др., 2004; Кривонос и др., 2010). Спектральный анализ был проведен с помощью пакета программ NASA/HEASARC/XSPEC (Арнауд и др., 1996).
РЕЗУЛЬТАТЫ
На рис. 1 показана кривая блеска источника MAXI J1836-194, полученная по его наблюдениям обсерваторией SWIFT с момента открытия и до конца июля 2012 г. Хорошо видны две вспышки этого транзиента с 4-месячным перерывом между ними. Вторая вспышка была заметно слабее первой (в ^2 раза в диапазоне телескопа BAT и почти в ^20 раз в диапазоне телескопа XRT) и длилась менее двух месяцев (первая вспышка — ^3.5 месяца). В жестком диапазоне профили обоих вспышек имели много общего: быстрый подъем и медленнный спад, а также четко выраженный провал на ^30—40% через ~15 дней после начала вспышки. У первой вспышки выход из провала отражал спектральный переход источника в более жесткое состояние, вероятно, сопровождавшийся исчезновением мягкой чернотельной компоненты излучения. Только так можно объяснить столь несоразмерное изменение потока в жестком и мягком рентгеновских диапазонах (см. кривую блеска источника, полученной телескопом XRT). Вывод о спектральном переходе следует также из эволюции жесткости рентгеновского излучения источника (отношения потоков фотонов в диапазонах 1.5—10 и 0.3—1.5 кэВ). В течение первого месяца
60 40 20
*о
<я 0
а 0
и
g 60
о
С
40 20 0
~1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г"
XRT (0.3-10 кэВ)
о °оо eoosooo
0 ОО о ОО ООО о о с
ОО-О о—о о—о- о—о — о—
_1_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_
I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-1—I-1-Г"
1.5-10 кэВ/0.3-1.5 кэВ
2
л н о о
к
н
О 1
СD 1
v <
-I1
V
.11
_1_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_
-180 -150 -120 -90 -60 -30 0 30 60 90 120 Дни с 1 марта 2012 г., UT
Рис. 1. Кривая блеска источника MAXI J1836-194 с момента его открытия в августе 2011 г. по конец июля 2012 г., полученная приборами обсерватории SWIFT. На верхней панели приведены данные телескопа BAT (диапазон 25— 50 кэВ), на средней — телескопа XRT (0.3—10 кэВ), на нижней — эволюция жесткости излучения по данным XRT (отношения потоков в диапазонах 1.5—10 и 0.3—1.5 кэВ). Каждая точка BAT соответствует примерно 3 дням наблюдений, точки XRT — от нескольких минут до нескольких часов наблюдений.
жесткость H ~ 0.6 и почти не менялась, несмотря на сильное изменение полного потока излучения в диапазоне 0.3—10 кэВ. Затем жесткость возросла до H ~ 1.5 и оставалась вблизи этого значения на протяжении всех последующих наблюдений. Ясно, что провал в профиле второй вспышки был связан именно с жестким излучением и не сопровождался спектральными изменениями в стандартном рентгеновском диапазоне.
Еще одна особенность второй вспышки — поток как жесткого, так и мягкого излучения, дойдя до некоторого уровня (~10 мКраб в диапазоне BAT и 1.5 мКраб в диапазоне XRT), замедлил дальнейшее падение и более месяца оставался неизменным, после чего резко скачком упал ниже уровня детектирования. Это лучше видно на ри
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.