научная статья по теме ШИРОКОПОЛОСНЫЙ РЕНТГЕНОВСКИЙ СПЕКТР ПРОМЕЖУТОЧНОГО ПОЛЯРА V2400 OPH Астрономия

Текст научной статьи на тему «ШИРОКОПОЛОСНЫЙ РЕНТГЕНОВСКИЙ СПЕКТР ПРОМЕЖУТОЧНОГО ПОЛЯРА V2400 OPH»

ШИРОКОПОЛОСНЫЙ РЕНТГЕНОВСКИЙ СПЕКТР ПРОМЕЖУТОЧНОГО ПОЛЯРА V2400 Oph

1 Институт космических исследований РАН, Москва 2Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гаршинг, Германия 3Казанский государственный университет Поступила в редакцию 12.05.2004 г.

В представленной работе приведены результаты анализа наблюдений промежуточного поляра V2400 Oph обсерваториями ИНТЕГРАЛ и RXTE. Восстановлен спектр источника в широком диапазоне энергий 3—100 кэВ. Полученный спектр может быть аппроксимирован рассчитанной теоретической моделью излучающей области за фронтом ударной волны с Tmax

22 кэВ. В результате получены оценки массы (0.59MQ) и радиуса (8.8 х 108 см) белого карлика в системе V2400 Oph.

Ключевые слова: рентгеновские источники, белые карлики.

BROADBAND X-RAY SPECTRUM OF THE INTERMEDIATE POLAR V2400 Oph, by M. G. Revnivtsev, A. A. Lutovinov, B. F. Suleimanov, S. V. Molkov, and R. A. Sunyaev. We present the results of our analysis of the observations of the intermediate polar V2400 Oph by the INTEGRAL and RXTE observatories. We reconstructed the spectrum of the source over a wide (3—100 kev) energy range. The reconstructed spectrum can be fitted by a computed theoretical model of the post-shock emitting region with Tmax

22 keV. As a result, we estimated the mass (0.59MQ) and radius (8.8 х 108 cm) of the white dwarf in the system V2400 Oph.

Key words: X-ray sources, white dwarfs.

Магнитные катаклизмические переменные (двойные системы с белым карликом в качестве компактного объекта) подразделяют на два больших класса в зависимости от влияния магнитного поля белого карлика на конфигурацию аккрецирующей системы (см., например, Ворнер, 1995): поляры и промежуточные поляры. У поляра величина магнитного поля белого карлика такова (10—50 MГс), что он синхронизирует свое вращение с орбитальным движением двойной системы. В таких системах вещество перетекает (аккрецирует) вдоль магнитных силовых линий непосредственно на поверхность белого карлика без формирования аккреционного диска. У промежуточных поляров величина магнитного поля меньше,

10 MГс, что дает возможность веществу, перетекающему с оптического компаньона через внутреннюю точку Лагранжа системы, сформировать аккреционный

Электронный адрес: mikej@hea.iki.rssi.ru

диск. В дальнейшем, при приближении аккреционного диска к поверхности белого карлика происходит его разрушение и вещество аккре-цирует на полярные шапки белого карлика так же, как и в случае поляров (см., например, Аизу, 1973; Лэмб, Мастерс, 1979). Среди обнаруженных поляров есть уникальная система V2400 Oph, обладающая, с одной стороны, признаками промежуточного поляра — период вращения белого карлика значительно меньше периода двойной системы, однако при этом имеются многочисленные указания на то, что аккреционного диска в системе нет (Бакли и др., 1995, 1997; Хеллье, Бирдмор, 2002). Рентгеновское излучение, формирующееся в результате оптически тонкого излучения горячей плазмы, разогретой в ударной волне у поверхности белого карлика, в этой системе пульсирует с периодом, отличным от периода вращения белого карлика. Это просходит из-за того, что вещество, истекающее через внутреннюю точку Лангранжа, аккрецирует то на один магнитный полюс белого карлика, то на другой. В результате рентгенов-

ское излучение пульсирует на частоте биений между орбитальной частотой (Роть — 3.42 ч) и частотой вращения белого карлика (PwD — 927 с): Р^ - 1003 с.

Механизм рентгеновского излучения промежуточных поляров предоставляет уникальную возможность оценивать массу белого карлика непосредственно из рентгеновских наблюдений (Ротшильд и др., 1981). Большая часть энергии в таких объектах излучается в области непосредственно за фронтом ударной волны, возникающей у поверхности белого карлика на пути аккрецирующего вещества (Аизу, 1973; Фабиан и др., 1976; Лэмб, Мастерс, 1979). Просчитав структуру этой области, распределение температуры и плотности оседающего вещества, можно рассчитать выходящий спектр рентгеновекого излучения объекта. Максимальная температура в области за фронтом ударной волны напрямую связана с массой и радиусом белого карлика (Фабиан и др., 1976). А поскольку радиус белого карлика определяется в основном его массой (см., например, Науенберг, 1972), то максимальная температура зависит фактически только от массы белого карлика. В отличие от обычных поляров промежуточные поляры имеют значительно меньшее магнитное поле, что исключает сильное влияние циклотронных потерь на баланс энергий в области за фронтом ударной волны (Ву и др., 1995) и, таким образом, сильно упрощает расчеты структуры этой области и ее выходящего спектра.

Обычные параметры белых карликов (их массы и радиусы) таковы, что максимальная температура за фронтом ударной волны составляет от 10 до 40 кэВ. Таким образом, для того, чтобы получить ограничения на форму спектра поляров, необходимо иметь хорошую чувствительность в области энергий > 20 кэВ. До недавнего времени данных измерений спектров поляров в этой области было очень мало (см., например, Ротшильд и др., 1981; Ди Мартино и др., 2001, 2004). Сейчас, с появлением обсерватории ИНТЕГРАЛ, мы можем ожидать большого прогресса в этой области.

В настоящей статье мы приводим спектры жесткого рентгеновского излучения промежуточного поляра V2400 Oph ^ Л1712—2414) по данным обсерваторий ИНТЕГРАЛ и RXTE. Сравнивая наблюдаемый спектр с результатами модельных расчетов мы оцениваем массу и радиус белого карлика.

Международная обсерватория гамма-лучей ИНТЕГРАЛ была запущена на высокоапогейную орбиту российской ракетой-носителем ПРОТОН с космодрома Байконур 17 октября 2002 г.

(Эйсмонт и др., 2003). В состав научной аппаратуры обсерватории входят четыре инструмента, которые позволяют проводить одновременные исследование источника в рентгеновском, гамма и оптических диапазонах (Винклер и др., 2003).

В августе-сентябре 2003 г. обсерватория ИНТЕГРАЛ провела глубокие наблюдения области Галактического Центра (Ревнивцев и др., 2004). В поле зрения обсерватории было статистически значимо зарегистрировано несколько десятков источников, в том числе и промежуточный поляр V2400 Oph. Общее эффективное время экспозиции источника (с учетом зависимости эффективной площади от расстояния от центра поля зрения телескопа) составило

Во время этих наблюдений источник находился достаточно далеко от оптической оси телескопов обсерватории ИНТЕГРАЛ и поэтому не попадал в поле зрения рентгеновского монитора JEM-X. Использование данных спектрометра обсерватории SPI так же было затруднено ввиду того, что он имеет угловое разрешение порядка

2?5 (Ведренн и др., 2003), а на расстоянии ^50' от V2400 Oph находится яркое скопление галактик Oph cluster. Поэтому в нашей дальнейшей работе мы анализировали только данные, полученные детектором ISGRI телескопа IBIS, обладающего высоким угловым разрешением (Лебран и др., 2003). Изображение области неба вокруг источника V2400 Oph, полученное детектором ISGRI/IBIS в диапазоне энергий 18—60 кэВ, показано на рис. 1.

Полученные данные были обработаны с использованием методов, описанных в работе Рев-нивцева и др. (2004). Для построения спектра источника использовалось отношение его потоков, измеренных в разных энергетических диапазонах, к потокам, регистрируемым IBIS/ISGRI от Крабовидной туманности в тех же диапазонах энергий. При этом использовалась известная форма спектра Крабовидной туманности dN(E) = = 10E-2ЛdE фот см-2 c-1 кэВ-1. Для проверки правильности использованных алгоритмов обработки и оценки амплитуды систематических неопределенностей полученных спектров мы применили упомянутый выше метод к ряду калибровочных наблюдений Крабовидной туманности. Результаты анализа данных IBIS/ISGRI показали наличие систематической неопределенности на уровне 2—5% для спектрального анализа и

10% для абсолютной нормировки получаемого потока. Поэтому в дальнейшем мы перенормировывали поток, полученный IBIS/ISGRI, к спектру, полученному RXTE/PCA.

Для того, чтобы дополнить информацию, полученную в жестком рентгеновском диапазоне данными наблюдений в стандартном рентгеновском

Oph cluster • GX1+4 V2400 Oph ' 4 XTE J1710—281 •

Рис. 1. Изображение области неба, содержашей промежуточный поляр У2400 ОрИ, построенное по данным детектора ¡БОШ в диапазоне энергий 18—60 кэВ.

диапазоне и получить широкополосный рентгеновский спектр источника V2400 Oph, мы использовали открытые данные обсерватории RXTE — данные спектрометров PCA и HEXTE, полученные за период 1996—2003 гг. Анализ данных RXTE был проведен с помощью стандартного пакета FTOOLS/LHEASOFT версии 5.3. Для того, чтобы уменьшить систематические погрешности в получаемых спектрах, мы использовали только верхний слой анодов детектора PCA и исключили из нашего анализа данные детектора PCU0, так как у него с 2000 г. отсутствует пропановый вето-слой, сильно уменьшавший влияние фона на получаемые результаты. Фон спектрометра PCA вычислялся при помощи модели для слабых источников CMl7_240. Спектрометр HEXTE постоянно мони-торирует спектр фона своих детекторов, перенаво-дясь на расстояние ±1?5 от объекта. Мы использовали результаты только тех наблюдений, у которых спектры фона детекторов HEXTE, полученные на угловых рассстояниях +1?5 и — 1?5 от объекта одинаковы. Полная экспозиция использованных наблюдений составила ^230 х 103 с.

Наблюдения показывают, что формы спектров промежуточных поляров слабо меняются со временем, что позволило нам исследовать спектр источника, усредненный по всем наблюдениям обсерватории RXTE.

МОДЕЛЬ И РЕЗУЛЬТАТЫ

Излучение промежуточных поляров на энергиях ^3—100 кэВ можно приблизительно разложить на три спектральных компоненты, в порядке значимости их влияния на форму спектра:

а) оптически тонкое излучение горячей области за фронтом ударной волны;

б) фотопоглощение части э

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.

📎📎📎📎📎📎📎📎📎📎