Публикации нашего отдела.

1 10, 2017

IGR J17445-2747 – еще один рентгеновский барстер в балдже Галактики

2017-10-24T15:22:57+00:00 01 10 2017|Categories: Публикации|Tags: , , |

И.А. Мереминский, С.А. Гребенев, Р.А. Сюняев

Сообщается об открытии рентгеновского всплеска I рода от слабого неотождествленного транзиентного источника галактического балджа IGR J17445-2747 телескопом JEM-X обсерватории INTEGRAL. Всплески I рода считаются связанными с термоядерными взрывами вещества, выпавшего на поверхность нейтронной звезды со слабым магнитным полем при аккреции в маломассивной двойной системе. Таким образом, данное наблюдение позволяет установить природу этого источника.

Рисунок 1: Временной профиль зарегистрированного всплеска по данным телескопа JEM-X/INTEGRAL и последующее уточнение локализации источника всплеска (IGR J17445-2747) телескопом XRT/SWIFT.

Рисунок 2: Идентификация источника рентгеновского всплеска по данным телескопа JEM-X/INTEGRAL  (a – изображение за весь сеанс наблюдений 10 апреля 2017 г., b – за время всплеска).

И.А. Мереминский, С.А. Гребенев, Р.А. Сюняев «IGR J17445-2747 – еще один рентгеновский барстер в балдже Галактики», Письма в Астрономический журнал, 2017,  т. 43, № 10, с. 727-735.

28 09, 2017

Астроархеология Сверхновых: ученые заглянули в прошлое Сверхновой Тихо Браге

2017-10-24T15:24:44+00:00 28 09 2017|Categories: Публикации|Tags: , |

Международная команда ученых из Австралии, США, Европы и России прояснила происхождение сверхновой Тихо (SN 1572). Исследование, опубликованное в журнале Nature Astronomy, опровергает общепринятую точку зрения, что вспышка этой сверхновой была связана со взрывом белого карлика, масса которого достигла предела Чандрасекара за счет аккреции вещества звезды-компаньона в тесной двойной системе.

Сверхновые типа Ia являются стандартными свечами современной наблюдательной космологии – они позволяют измерять расстояния во Вселенной на космологических масштабах. Они также играют важнейшую роль в химической эволюции галактик, являясь одним из основных поставщиков железа во Вселенной. Однако, загадка происхождения этих космических взрывов огромной энергии остается неразрешенной. Практически не вызывает сомнений, что сверхновые Ia являются результатом термоядерного взрыва углеродно-кислородного белого карлика при достижении им предела массы Чандрасекара (примерно 1.4 солнечной массы). Однако конкретный механизм, приводящий к росту массы белого карлика и его детонации неизвестен – проблема предшественников сверхновых типа Ia является одной из важнейших нерешенных загадок современной астрофизики.

Согласно двум наиболее популярным теориям, белый карлик может медленно увеличивать свою массу на протяжении многих миллионов лет за счет акреции вещества звезды-компаньона в тесной двойной системе, пока не будет достигнут предел Чандрасекара, либо же взрыв может произойти при слиянии двух белых карликов в компактной двойной системе.

Эти два сценария кардинально различаются по уровню электромагнитного излучения, производимого предшественником сверхновой на протяжении миллионов лет до взрыва. В отличие от системы двух белых карликов, излучающих «лишь» гравитационные волны, аккрецирующие белые карлики  являются мощными источниками излучения в экстремальном ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах. Это свойство ранее уже позволило ограничить суммарный вклад аккрецирующих белых карликов в производство Сверхновых по отсутствию  ярких рентгеновских гало вокруг близлежащих галактик . Однако попытки определить происхождение отдельно взятых сверхновых путем поиска в архивных данных рентгеновского источника на месте вспышки до сих пор не увенчались успехом.

В статье, опубликованной в Nature Astronomy, предложен принципилаьно новый подход к решению этой проблемы. Излучение аккрецирующего белого карлика способно ионизовать окружающую межзвездную среду – превращать нейтральные атомы вокруг в ионы. Вокруг горячего белого карлика возникает так называемая сфера Стремгрена – область ионизованного газа, размеры которой могут достигать 10-100 парсек. После взрыва белого карлика источник ионизующего излучения исчезает, однако межзвездному газу требуется значительное время для того, чтобы снова стать нейтральным (рекомбинировать). Поэтому гигантская ионизованная туманность существует вокруг сверхновой на протяжении примерно ста тысяч лет после взрыва. Это открывает возможности для астроархеологии – возможности заглядывать в прошлое Сверхновой звезды. Ведь обнаружение даже небольших количеств нейтрального водорода вблизи сверхновой Ia позволяет ученым получить ограничения на температуру и светимость белого карлика за десятки тысяч лет до взрыва сверхновой.

445 лет назад астроном Тихо Браге обнаружил на небе новую звезду. В момент появления она былa ярче Венеры, затем на протяжении последующего года ее яркость постепенно спадала. Сегодня мы знаем, что Тихо Браге наблюдал термоядерный взрыв белого карлика – вспышку Сверхновой Ia. Благодаря ее истории и близости к Солнцу, остаток Сверхновой Тихо является одним из наиболее хорошо исследованных. В частности, мы знаем из оптических наблюдений, что в настоящее время он расширяется в практически нейтральном газе.

Таким образом, используя саму сверхновую в качестве инструмента исследования окружающего газа, ученые смогли исключить существование у сверхновой Тихо горячего и яркого предшественника – такого, который смог бы создать сферу Стремгрена размером, превышающим размер остатка вспышки в настоящее время, около 3 парсек. Полученные ограничения настолько сильны, что позволяют  ограничить не только светимость белого карлика, но и аккреционного диска вокруг него, тем самым исключая из списка возможных предшественников Сверхновой Тихо белый карлик со стационарным термоядерным горением водорода на поверхности, так и повторную Новую – два основных типа объектов в классическом аккреционном сценарии. Отсутствие сферы Стремгрена вокруг остатка вспышки Сверхновой Тихо совместимо со сценарием сливающихся белых карликов в компактной двойной системе, однако не исключает и другие, более экзотические модели.

Рентгеновское изображение остатка вспышки Сверхновой Тихо (SN 1572)

Рентгеновское изображение остатка вспышки Сверхновой Тихо (SN 1572). 

© X-ray: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.; Optical: DSS
Художественное изображение белого карлика, медленно увеличивающего свою массу за счет аккреции вещества звезды-компаньона в тесной двойной системе.

Художественное изображение белого карлика, медленно увеличивающего свою массу за счет аккреции вещества звезды-компаньона в тесной двойной системе.

© David A. Hardy & PPARC
Художественное изображение двух белых карликов в компактной двойной системе, сливающихся за счет излучения гравитационных волн.

Художественное изображение двух белых карликов в компактной двойной системе, сливающихся за счет излучения гравитационных волн.

© Tod Strohmayer (GSFC), CXC, NASA, Illustration: Dana Berry (CXC)

Статья в Nature Astronomy

Woods, Ghavamian, Badenes & Gilfanov “No hot and luminous progenitor for Tycho’s supernova”
Nature vol., page, 2017
, goes online 4pm London time on Sept. 25 http://dx.doi.org/10.1038/s41550-017-0263-5

20 09, 2017

Вспышки рентгеновского излучения сверхмассивной черной дыры и свойства молекулярных облаков

2017-10-24T15:26:52+00:00 20 09 2017|Categories: Публикации|Tags: , , |

Е.Чуразов, И.Хабибуллин, Р.Сюняев

Сверхмассивная черная дыра в центре нашей Галактики, ассоциируемая с радиоисточником Sgr A*,  могла бы быть ярчайшим рентгеновским источником на небе, однако, наблюдаемый поток излучения от нее в текущую эпоху невелик и даже во время вспышек соответствует лишь миллиардной доле эддингтоновской светимости черной дыры массой 4 миллиона масс Солнца.  Тем не менее, существуют указания на то, что гораздо более яркие вспышки имели место в ее недалеком прошлом. В частности, такой вывод можно сделать на основе рентгеновского излучения, приходящего от массивных молекулярных облаков вблизи Галактического центра, которое является «эхом»  вспышки рентгеновского излучения от черной дыры, наблюдаемом с задержкой около сотни лет, вызванной конечной скоростью распространения света между источником и «отражателем». Интенсивность отраженного сигнала при этом просто пропорциональна яркости родительской вспышки, так что наблюдения отраженного сигнала позволяют восстановить историю активности Sgr A* на масштабе нескольких сотен лет. Одна из основных трудностей такого подхода заключается в плохом знании взаимного расположения черной дыры и молекулярного облака, так как оценки расстояния до них вдоль луча зрения подвержены большой неопределенности.  В недавней серии статей (Чуразов, Хабибуллин, Сюняев, Понти 2017a,b,c), обсуждаются новые методы, позволяющие избавиться от этой неопределенности.

Главная идея базируется на наблюдаемой переменности отраженного излучения — его интенсивность заметно меняется на масштабе нескольких лет, что однозначно указывает на то, что и изначальная вспышка черной дыры  должна была быть достаточно короткой. Как следствие, отражение происходит лишь в тонком слое молекулярного газа, толщина которого не превышает несколько световых лет. Скорость распространения такого «фронта облучения» вдоль луча зрения может быть точно предсказана, и она зависит исключительно от времени, прошедшего с момента вспышки, и от расстояния от источника до облака. Вблизи источника скорость составляет половину скорости света, а на больших проекционных расстояниях неограниченно возрастает. Чтобы определить ее из данных наблюдений, достаточно предположить, что на масштабах заметно меньших, чем размер облака, флуктуации плотности имеют изотропную структуру. Другими словами, характерные размеры неоднородностей плотности одинаковы вдоль луча зрения и в направлении, перпендикулярном ему. Анализ существующих данных для наиболее яркого облака показал, что эта скорость составляет 70% от скорости света. Данное значение сразу показывает, что, с учетом положения облака на небе относительно источника Sgr А*, время, прошедшее с момента вспышки, составляет 110 лет.

Полный поток энергии, излученный сверхмассивной черной дырой в результате такой вспышки может быт оценен, если предположить, что плотность рассеивающего газа известна из наблюдений молекулярных линий. Подобные рассуждения приводят к сравнительно небольшим (для сверхмассивной черной дыры) значениям энергии порядка 1047–1048 эрг. Подобную энергию сверхмассивная черная дыра, излучающая на эддингтоновском пределе, могла бы излучить за несколько часов. Полная масса вещества, «проглоченная» черной дырой во время вспышки, сравнима с массой планеты, если аккреционный поток излучает порядка 5-10% от гравитационной энергии падающего вещества.

Уточнив таким образом параметры вспышки и измерив расстояние от Sgr A* до молекулярного облака становится возможным использовать эту информацию для диагностики структуры молекулярных облаков. Например, можно восстановить трехмерное распределение молекулярного газа на больших масштабах (см. Рис.1) или измерить статистические свойства флуктуаций плотности газа вплоть до масштабов около 0.1 пк (см. Рис.2). Кроме этого, задавшись конкретной моделью крупномасштабного распределения молекулярного газа вблизи центра Галактики, оказывается возможным получить предсказания распространения «эха» этой вспышки в ближайшие несколько сотен лет (см. Рис. 3), сравнение которой с реальными наблюдениями, в том числе поляриметрическими, позволит в будущем восстановить реальную крупномасштабную карту центральной молекулярной зоны. Наблюдения же будущими поколениями рентгеновских обсерваторий, оснащенных болометрами, позволят исследовать не только плотности, но и скорости молекулярного газа, что значительно дополнит картину как сверхзвуковых турбулентных движений внутри отдельных облаков, так и их орбитального движения в гравитационном потенциале центра Галактики.

Churazov E., Khabibullin I., Sunyaev R., Ponti G. «Not that long time ago in the nearest galaxy: 3D slice of molecular gas revealed by a 110 yr old flare of Sgr A*», 2017,  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,  465,  45. http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.465…45C

Churazov E., Khabibullin I., Ponti G., Sunyaev R. «Polarization and long-term variability of Sgr A* X-ray echo», 2017,  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,  468,  165. http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.468..165C

Churazov E., Khabibullin I., Sunyaev R., Ponti G. «Can Sgr A* flares reveal the molecular gas density PDF?», 2017,  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,  471,  3293, http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.3293C

Трехмерное распределение плотности молекулярного газа, полученное на основе рентгеновских наблюдений.

Рис.1 Трехмерное распределение плотности молекулярного газа, полученное на основе рентгеновских наблюдений.

Доля объема, занятая газом с данной плотностью (на масштабах порядка 0.2 пк). Существующие данные пока не позволяют надежно измерить форму этого распределения, но есть надежда провести необходимые наблюдения в ближайшем будущем.

Рис.2 Доля объема, занятая газом с данной плотностью (на масштабах порядка 0.2 пк). Существующие данные пока не позволяют надежно измерить форму этого распределения, но есть надежда провести необходимые наблюдения в ближайшем будущем.

Рис.3 Моделирование распространения вспышки по молекулярному газу. По мере распространения «фронта облучения» одни облака «гаснут», тогда как другие становятся яркими. В рамках этой модели рентгеновское излучение остается видимым в течение 500 лет после вспышки.

5 08, 2017

Использование оппозитных радиаторов для термостабилизации рентгеновских детекторов монитора всего неба, предназначенного для установки на МКС.

2017-10-24T15:28:24+00:00 05 08 2017|Categories: Публикации|Tags: , , |

Сербинов Д.В., Семена Н.П., Павлинский М.Н.

→ Общая формулировка научной проблемы и ее актуальность

В 1962 году было сделано одно из важнейших открытий в области рентгеновской астрономии – открыт космический рентгеновский фон Вселенной. С тех пор космический рентгеновский фон (КРФ) исследовали многие орбитальные астрофизические обсерватории. Было доказано, что КРФ складывается из излучения большого количества дискретных источников, при этом подавляющее большинство этих источников являются активными ядрами галактик – аккрецирующими сверхмассивными черными дырами. Таким образом, исследование КРФ позволяет изучать историю сверхмассивных черных дыр во Вселенной, а в конечном итоге и историю эволюции самой Вселенной.

Измеряемой характеристикой КРФ является его поверхностная яркость. В настоящее время полученные значения поверхностной яркости КРФ отличаются на    10 – 15 %, и эта неопределенность является весьма существенной. Поэтому повышение точности измерения поверхностной яркости КРФ является очень актуальной астрофизической проблемой.

Международная космическая станция является перспективной площадкой для измерения КРФ с высокой точностью, поскольку основная часть ее орбиты находится в зоне благоприятных радиационных условий под радиационными поясами Земли. При этом необходимым условием высокоточного измерения КРФ является поддержание стабильной температуры регистрирующих КРФ полупроводниковых детекторов в течение нескольких лет. Это является сложной проблемой для приборов, установленных на внешней поверхности МКС из-за чрезвычайно переменных внешних тепловых условий. В данной работе представлен метод термостабилизации рентгеновских детекторов при высокой переменности внешних тепловых условий, позволяющий использовать МКС как площадку для измерения КРФ.

→ Конкретная решаемая в работе задача и ее значение

Представленная работа посвящена разрабатываемому в ИКИ РАН прибору «Монитор Всего Неба» (МВН), который предназначен для измерения поверхностной яркости КРФ с точностью ~ 1 %. Данный прибор планируется установить на внешней поверхности МКС в 2018 году. Основным инструментом МВН являются рентгеновские детекторы на основе теллурида кадмия (CdTe). Подобные детекторы применяются для космических устройств в отечественной практике впервые. Материал CdTe был выбран из-за того, что он имеет большое зарядовое число и, следовательно, большое сечение взаимодействия фотонов с этим веществом. Для уменьшение шумов до приемлемого уровня такой детектор необходимо охладить до температуры −30 °С и поддерживать эту температуру со стабильностью ±2 °С для предотвращения дрейфа коэффициента преобразования, приводящего к ухудшению энергетического разрешения детектора. Проблема поддержания температуры детекторов с такой высокой стабильностью заключается в том, что внешние тепловые условия на орбите МКС очень неблагоприятны из-за сильно переменных лучистых потоков от Солнца и Земли. Поэтому в процессе создания прибора МВН очень большое внимание было уделено разработке системы обеспечения теплового режима (СОТР).

→ Используемый подход, его новизна и оригинальность

В процессе проектирования СОТР МВН была разработана методика расчета наиболее оптимальной ориентации радиаторов и соотношения их площадей. Данный подход позволяет еще на этапе эскизного проектирования определить количество радиаторов и расположить их таким образом, чтобы минимизировать колебания температуры составных частей прибора за счет использования переменности падающих лучистых потоков. А это позволяет сэкономить на электроэнергии, которую иначе пришлось бы подавать на нагреватели или термоэлектрические охладители для поддержания стабильной температуры детекторов. 

→ Полученные результаты и их значимость

В результате данной работы была создана уникальная система обеспечения теплового режима, которая основана на двух оппозитно расположенных радиаторах, соединенных U-образными тепловыми трубами. СОТР МВН имеет два уровня – активный (нагреватели и термоэлектрические охладители) и пассивный (радиаторы со специальным покрытием, тепловые трубы и экранно-вакуумная теплоизоляция). Эффективность данной СОТР была подтверждена тепловакуумными испытаниями прибора МВН.

→ Ссылка на публикацию:

D. V. Serbinov, N. P. Semena, and M. N. Pavlinsky Opposite Radiators Used for Thermostabilizing of X-Ray Detectors of the All-Sky Monitor to be Installed on the ISS. Journal of Engineering Thermophysics, 2017, Vol. 26, №3, pp. 366-376.

PDF

1 08, 2017

Расширение каталога скоплений галактик обзора обсерватории им. Планка

2017-10-24T15:13:55+00:00 01 08 2017|Categories: Публикации|Tags: |

Р.А. Буренин

Представлен каталог скоплений галактик, обнаруженных на картах параметра комптонизации y обзора всего неба обсерватории им. Планка, и отождествленных при помощи данных ИК-обзора обсерватории ВАЙЗ, а также данных Слоановского обзора. Каталог включает в себя около 3000 скоплений галактик, обнаруженных по этим данным на полях Слоановского обзора. Мы ожидаем, что полнота этой выборки является высокой для скоплений галактик с массами выше M500 ≈ 3 × 10^14 Msun, расположенных на красных смещениях z < 0.7. На красных смещениях выше z ≈ 0.4 наш каталог содержит примерно на порядок больше скоплений галактик по сравнению выборкой второго каталога источников Сюняева-Зельдовича обзора обсерватории им. Планка. Этот каталог может быть использован для отождествления массивных скоплений галактик в будущих больших обзорах, таких как рентгеновский обзор всего неба обсерватории СРГ.

Письма в Астрономический журнал, т. 43, с. 559 (2017)

Расширение каталога скоплений галактик обзора обсерватории им. Планка

Затененной областью показан примерный диапазон масс и красных смещений скоплений галактик из нашего каталога. Красными точками показаны массы и красные смещения скоплений из 2-го каталога обзора обсерватории им. Планка (Сообщество Планка, 2016в). Также штриховой и сплошной линиями показаны примерные нижние пределы масс скоплений галактик, которые были (будут) достигнуты в обзорах всего неба обсерватории им. Планка и обсерватории СРГ.

PDF

1 07, 2017

Природа бимодального распределения светимости ультраярких рентгеновских пульсаров

2017-10-24T15:29:51+00:00 01 07 2017|Categories: Публикации|Tags: , |

С.А. Гребенев

Указан механизм, который может быть ответственен за бимодальное распределение светимости сверхэддингтоновских рентгеновских пульсаров в двойных системах. Переход из “высокого”  в “низкое” состояние этих объектов объяснен сферизацией аккреционного потока из-за давления излучения при определенных (высоких) значениях темпа аккреции. Переход между состояниями может быть вызван плавным изменением темпа аккреции. С помощью предложенного механизма объяснено сложное поведение недавно открытых ультраярких рентгеновских пульсаров M 82 X-2, NGC 5907 ULX-1 и NGC 7793 P13. Открытие ULX-пульсаров стало одной из самых больших сенсаций в астрономии последних лет. Предложенная модель естественным образом объясняет и измеренное ускорение вращения нейтронной звезды в этих пульсарах, в несколько раз более медленное по сравнению с ожидаемым.

Рисунок: Зависимость радиуса сферизации аккреционного течения Rs, радиуса коротации Rc (нижняя граница заштрихованной области) и радиуса магнитосферы нейтронной звезды Rm от темпа аккреции для ULX-пульсара с таким же периодом, как у M82 X-2. Рассмотрены разные значения магнитного момента звезды μ = 0.3, 3 и 30 (сплошные линии снизу вверх). Заштрихованная область соответствует значениям радиуса Rm, при которых реализуется режим “пропеллера”. Вертикальная пунктирная линия показывает уровень эддингтоновского темпа аккрециии, звездочка, квадрат и кружок — принятые в статье значения Rm и 0 для максимально “высокого” состояния ULX-пульсаров NGC 5907 ULX-1, M82 X-2 и NGC 7793 P13. Правее штриховой линии источник переходит в “низкое” состояние с околоэддингтоновской светимостью.

С.А. Гребенев «Природа бимодального распределения светимости ультраярких рентгеновских пульсаров”, Письма в Астрономический журнал, 2017,  т. 43, № 7, с. 513–520.

1 05, 2017

Диффузия элементов в межзвездной среде в галактиках раннего типа

2017-10-24T15:30:53+00:00 01 05 2017|Categories: Публикации|Tags: , , |

П. С. Медведев, C. Ю. Сазонов, М. Р. Гильфанов

Несмотря на большое количество теоретических работ, посвященных диффузии элементов в скоплениях галактик,  степень влияния этого физического процесса на формирование пространственного распределения элементов продолжает быть спорным вопросом на протяжении долгого времени. Хорошо известно, что процессы переноса (диффузия, теплопроводность, вязкость) в горячей замагниченной космической плазме могут быть существенно подавлены магнитными полями  (см. Чандран & Коули 1998).  Тем не менее, благодаря хаотическому характеру изменений магнитных полей, порождаемых турбулентным перемешиванием газа, глобальные коэффициенты переноса могут оставаться достаточно большими, чтобы диффузия частиц продолжала быть важной на временных масштабах характерных для скоплений галактик или галактик раннего типа (Нараян & Медведев, 2001, Чужой & Лоеб, 2004).

Хотя наблюдательные проявления диффузии частиц в межгалактической и межзвездной  средах пока не обнаружены,  нет никаких сомнений, что дальнейший прогресс в наблюдательной технике (главным образом, рентгеновских экспериментов и наблюдений эффекта Сюняева-Зельдовича в скоплениях галактик) позволит найти жесткие ограничения на амплитуду эффектов, связанных с диффузией (см. Маркевич 2007). В этом случае, обнаружение  таких эффектов (или обнаружение их отсутствия), а также их сопоставление с теоретическими расчетами должны дать чрезвычайно важную информацию о степени подавления коэффициентов диффузии в турбулентной замагниченной плазме.

В работе рассматривается роль диффузии в перераспределении элементов в горячей межзвездной среде галактик раннего типа.  Известно, что процесс  гравитационной седиментации может значительно влиять на содержание гелия и тяжелых элементов в горячем межгалактическом газе массивных скоплений галактик. Универсальный вид профиля температуры в скоплениях с холодными ядрами и теоретическое корреляционное соотношение масса-температура позволяют предположить, что максимальный эффект седиментации должен иметь место в самых массивных вириализованных объектах во Вселенной.

Однако наблюдательные данные обсерваторий Chandra и XMM-Ньютон демонстрируют более сложные масштабные соотношения между массами галактик раннего типа и другими их параметрами, такими как массовая доля и температура межзвездного газа. Немаловажно, что радиальный профиль температуры в межзвездной среде в галактиках раннего типа может иметь как спадающий, так и нарастающий характер. Эти факторы могут существенно влиять на амплитуду  седиментации, поэтому необходимо провести детальные расчеты диффузии элементов основываясь на наблюдаемых характеристиках межзвездного газа.

Мы рассчитали диффузию, основываясь на наблюдаемых распределениях плотности и температуры газа для 13 галактик раннего типа, имеющих разные типы окружения и охватывающих широкий диапазон рентгеновских светимостей. Рассматривается модельная задача без учета магнитных полей, отклонения состояния газа от гидростатического равновесия и с постоянным во времени температурным профилем. Хотя такая постановка задачи выглядит идеализировано, ее решение, с одной стороны,  должно быть полезным для поиска наблюдательных проявления диффузии элементов в маломассивных эллиптических галактиках,  а с другой — дает понимание роли диффузии среди других физических процессов, протекающих в горячей межзвездной плазме. Решая полную систему уравнений Бюргерса, мы демонстрируем нетривиальную зависимость интегрального эффекта от массы галактики и типа ее окружения.

В совокупности с нашими предыдущими исследованиями, мы подробно изучили роль процессов диффузии в формировании распределения элементов внутри вириального радиуса в галактиках, группах и скоплениях галактик с вириальными массами от 1012 до 1015 MSun. Оказалось, что в межзвездном газе обилие гелия может меняться столь же существенным образом, как и в межгалактической плазме. Это происходит несмотря на то, что температура межзвездной среды значительно меньше температуры межгалактического газа. Интересно, что в случае скоплений происходит усиление эффекта для более массивных скоплений, а в случае галактик зависимость обратная. Это частично связано с тем, что в отличии от галактик раннего типа, средняя температура межгалактического газа в скоплениях близко следует вириальному соотношению M~T3/2.

Для эллиптических галактик, характеризующихся положительным радиальным градиентом температуры газа, диффузия может вызвать относительный прирост массы гелия на 25% внутри эффективного радиуса за миллиард лет. Для менее массивных галактик, имеющих спадающий с радиусом профиль температуры, соответствующий прирост гелия оказывается еще больше, 60%. Также показано, что эффект термодиффузии существенно ускоряет седиментацию элементов в галактиках со спадающем профилем температуры и замедляет седиментацию в галактиках с холодными ядрами. Увеличение концентрации тяжелых элементов, в целом, следует за изменением обилия гелия. Так, для ионов железа FeXXII эффект седиментации оказывается примерно в два раза меньше, чем для гелия. Так как оценить обилие гелия напрямую из рентгеновской спектроскопии не представляется возможным, при анализе спектров обычно предполагается солнечное обилие гелия. Мы показали, что двухкратная недооценка обилия гелия приводит к 20% ошибке в определении обилия тяжелых элементов из рентгеновской спектроскопии космической плазмы. 

→ Ссылки:

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2017, том 43,№5, с. 321-340

PDF

NASA ADS

31 12, 2016

Функция светимости и совокупный спектр излучения ярких массивных рентгеновских двойных систем, рентгеновский нагрев ранней Вселенной

2017-09-28T18:29:59+00:00 31 12 2016|Categories: Публикации|Tags: , |

С.Ю. Сазонов, И.И. Хабибуллин

→ Общая формулировка научной проблемы и ее актуальность

Тема реионизации Вселенной чрезвычайно актуальна. Остается открытым ключевой вопрос: какие астрофизические объекты и физические механизмы были ответственны за реионизацию Вселенной? В последнее время активно обсуждается гипотеза, что еще до реионизации ультрафиолетовым излучением галактик и квазаров первичная межгалактическая среда во Вселенной могла быть заметно разогрета излучением первых рентгеновских источников. Естественным кандидатом на роль таких источников в ранней Вселенной являются массивные рентгеновские двойные системы (МРД). Поэтому тема раннего нагрева Вселенной оказывается неразрывно связана с исследованием популяционных свойств МРД в современную эпоху.

→ Конкретная решаемая в работе задача и ее значение

построение функции светимости и суммарного спектра рентгеновского излучения МРД высокой светимости (>10^38 эрг/с) в современную эпоху, оценка нагрева ранней Вселенной излучением таких источников в первых галактиках.

→ Используемый подход, его новизна и оригинальность

Использовалась выборка 27 близких галактик, для которых имеются карты атомарного и молекулярного межзвездного газа, а также темпа звездообразования. На основе каталога источников, обнаруженных телескопом Чандра в этих галактиках, была составлена выборка из 200 вероятных МРД со светимостью выше 10^38 эрг/с, исследованы рентгеновские спектры этих источников. На основе этой выборки была измерена функция рентгеновской светимости МРД и построен рентгеновский спектр совокупного излучения популяции МРД в современную эпоху. При этом были учтены эффекты селекции, связанные с разнообразием спектров ярких МРД и поглощением излучения в межзвездной среде родительских галактик. Такой самосогласованный подход никогда ранее не использовался при изучении популяционных свойств МРД.

На основе измеренных функции светимости и суммарного спектра МРД, используя зависимость интегрального темпа звездообразования от красного смещения на z=6-10, основанную на наблюдениях космического телескопа им. Хаббла, и принимая во внимание, что в ранней Вселенной удельная светимость МРД могла быть повышена из-за низкой металличности первых галактик, был рассчитан нагрев ранней Вселенной мягким рентгеновским излучением МРД. В предыдущих работах использовались менее обоснованные оценки светимостей и спектров рентгеновских источников в первых галактиках.

→ Полученные результаты и их значимость

Впервые измерена истинная (поправленная за поглощение и эффекты селекции), отнесенная к темпу звездообразования функция светимости МРД в современную эпоху. В диапазоне светимостей от 10^38 до 3 10^40 эрг/с она может быть описана степенным законом: dN/dlog L=2.0(L/10^39 эрг/c)^(-0.6)/(M_Sun/год). Показано, что вклады жестких, мягких и сверхмягких источников в функцию светимости находятся в пропорции 2:1:1. Также впервые измерена функция светимости МРД в мягком рентгеновском диапазоне 0.25-2 кэВ и показано, что жесткие, мягкие и сверхмягкие источники вносят в нее примерно равный вклад. Суммарная мягкая рентгеновская удельная светимость МРД в современную эпоху составляет 5 10^39 эрг/с/(M_Sun/год). Самосогласованный учет эффектов поглощения и разнообразия рентгеновских спектров никогда ранее не осуществлялся при изучении популяционных свойств МРД.

Впервые измерен поправленный за поглощение и эффекты селекции суммарный спектр рентгеновского излучения ярких МРД в современную эпоху. В диапазоне энергий 0.25-8 кэВ он может быть описан степенным законом с наклоном 2.1. Основной вклад в совокупное излучение дают ультраяркие рентгеновские источники со светимостью выше 10^39 эрг/с. Жесткие источники доминируют на энергиях выше 2 кэВ, а мягкие и сверхмягкие — на более низких энергиях. Полученный спектр дает важные ограничения на модели около- и сверх-критической аккреции вещества на черные дыры и нейтронные звезды.

Используя измеренные функцию светимости и суммарный спектр ярких МРД, оценен фотонагрев ранней Вселенной мягким рентгеновским излучением таких систем. Показано, что излучение ультраярких и сверхмягких ультраярких  рентгеновских источников могло существенно нагреть первичную  межгалактическую среду уже к z=10, если удельная рентгеновская светимость молодого звездного населения в ранней Вселенной была, из-за низкой металличности первых галактик, на порядок выше, чем в современную эпоху. Это делает возможным наблюдение нейтрального водорода в линии 21 см в излучении на z<10. Хотя расчеты рентгеновского нагрева Вселенной ранее проводились неоднократно, в наших расчетах были впервые использованы реально измеренные спектры и функция светимости МРД в мягком рентгеновском дипазоне. 

→ Ссылки:

  1. «Bright end of the luminosity function of high-mass X-ray binaries: contribution of hard, soft and supersoft sources» Sazonov S., Khabibullin I. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2017, vol. 466, p. 1019-1051
  2. «The intrinsic collective spectrum of luminous high-mass X-ray binaries» Sazonov S., Khabibullin I. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2017, vol. 468, p. 2249-2255
  3. «Подогрев ранней Вселенной излучением массивных рентгеновских двойных систем» Сазонов С.Ю., Хабибуллин И.И. Письма в Астрономический журнал, 2017, том 43, стр. 243-253
21 09, 2016

Историческая рентгеновская новая GRS 1739-278 снова в поле зрения ученых

2017-06-30T17:49:16+00:00 21 09 2016|Categories: Публикации, Телеграммы|Tags: , , , , , |

Во время планового сканирования Галактического центра спутником ИНТЕГРАЛ была  задетектирована активность  рентгеновской новой  и кандидата в черные дыры GRS 1739-278. Источник продемонстрировал устойчивый рост потока в жестком рентгеновском диапазоне энергий  (20-60 кэВ)  с 15  мКраб до 30 мКраб в промежуток времени с 7 по 18 сентября 2016 года.  Была выпущена астрономическая телеграмма  ATel #9517.

GRS 1739-278 на изображении телескопа IBIS/ISGRI

GRS 1739-278 на изображении телескопа IBIS/ISGRI

Источник был открыт во время мощной вспышки в 1996 году (Vargas et al., 1997, Borozdin et al., 1998).   Последняя известная вспышка наблюдалась  Swift-BAT (ATel #5986) и INTEGRAL(ATel #5991) в 2014 году.

  Согласно расписанию наблюдений спутника ИНТЕГРАЛ источник GRS 1739-278 будет в поле зрения обсерватории по крайней мере еще месяц, что даст возможность отследить его поведение в деталях.  Результаты наблюдений планируется опубликовать в статье.

12 08, 2016

Наблюдения ультраяркого рентгеновского источника NGC 5643 X-1

2017-06-30T17:50:29+00:00 12 08 2016|Categories: Публикации|Tags: , , , |

Спиральная галактика NGC 5643 входит в исторический каталог «туманностей и звёздных скоплений» Месье 1771 года.  NGC 5643 расположена на расстоянии 14 Мпк от нас и содержит активное ядро (см. галактики с активными ядрами, АЯГ), что делает ее ярким источником в рентгеновском диапазоне. Кроме того, в ней обнаружен ультраяркий рентгеновский источник (УРИ) со светимостью более 1040 эрг в секунду, обозначенный как NGC 5643 X-1.  Активно обсуждается природа таких источников, а именно являются ли они микроквазарами по типу известного объекта SS433 в нашей Галактике, или аккрециирующими черными дырами промежуточных масс.

Взято с сайта http://www.capella-observatory.com

Изображение галактики NGC 5643 в оптическом диапазоне. (взято с сайта http://www.capella-observatory.com)

При анализе жесткого рентгеновского излучения близких АЯГ,  с помощью спутника НуСТАР (НАСА), Роман Кривонос и Сергей Сазонов обратили внимание на ультраяркий источник NGC 5643 X-1, с целью исследования его рентгеновского спектра. В ходе наблюдения подобных ультраярких источников на обсерваториях ИНТЕГРАЛ и НуСТАР было обнаружено,  что их спектр имеет характерный завал на энергиях выше 10 кэВ, что и требовалось установить для NGC 5643 X-1. Задача усложнялась тем, что изображение галактики NGC 5643, полученное НуСТАРом, полностью доминируется излучением активного ядра, и углового разрешения телескопов НуСТАРа недостаточно, чтобы независимо измерить спектр ультраяркого источника.

NGX 5643 X-1

На рисунке слева показано изображение области галактики NGC 5643 с ярким АЯГ и ультраярким рентгеновским источником X1, полученное на спутнике НуСТАР в жестком рентгеновском диапазоне. Справа показано аналогичное изображение, но составленное по данным спутника XMM-Newton в мягком рентгеновском диапазоне с более высоким угловым разрешением.

Авторами работы был разработан уникальный метод двухмерного моделирования наблюдательных данных для разделения излучения двух объектов и извлечения их рентгеновских спектров. Кроме того, удалось построить широкополосный спектр ультраяркого источника, используя данные мягкого рентгеновского диапазона из длительных наблюдений обсерватории XMM-Newton в 2009 и 2014 гг. Было обнаружено повышение яркости жесткой спектральной компоненты ультраяркого источника, что предположительно связано с массивным ветром от сверхкритического аккреционного диска черной дыры звездной массы, таким образом было найдено еще одно подтверждение «микроквазарной» природы подобных ультраярких источников.

Работа была принята к публикации в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12 августа 2016 года и доступна по следующей ссылке. Статья также появилась на сайте электронных препринтов arXiv:1608.07445.