ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 3, с. 170-191

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ КАНДИДАТА

В ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ GRS 1739-278

И. А. Мереминский¹, А. Н. Семена¹, А. А. Лутовинов^1,2

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

²Национальный исследовательский университет “Высшая школа экономики”, Москва, Россия

Поступила в редакцию 30.10.2018 г.; после доработки 28.11.2018 г.; принята к публикации 28.11.2018 г.

Проведен совместный спектральный и временной анализ вспышки системы GRS 1739-278 в 2014 г.

по данным обсерваторий Swift и ИНТЕГРАЛ. Показано, что во время этой вспышки система проде-

монстрировала оба промежуточных состояния: жесткое и мягкое. От системы зарегистрированы пики

квазипериодических осцилляций (КПО) в диапазоне частот 0.1-5 Гц, которые классифицированы как

КПО типа С. С помощью данных телескопа Swift/BAT показано, что после вспышки 2014 г. система

перешла в режиммини-вспышечной активности: помимо упомянутых в литературе трех мини-вспышек

в работе было обнаружено еще 4 мини-вспышки со сравнимым (∼20 мКраб) потоком в жестком

диапазоне энергий (15-50 кэВ). Исследовано влияние предыстории аккреции на характеристики

вспышки: получена зависимость максимального потока излучения в жестком диапазоне энергий в

низком/жестком состоянии от временного интервала между текущим максимумом и предыдущим (для

вспышек, во время которых система переходила в высокое/мягкое состояние).

Ключевые слова: рентгеновские новые, черные дыры, аккреция, GRS 1739-278.

DOI: 10.1134/S0320010819030021

ВВЕДЕНИЕ

вспышки внутренний радиус аккреционного диска

уменьшается и в высоком/мягком состоянии ак-

Во время вспышек транзиентные системы с кан-

креционный диск дает основной вклад в излучение

дидатами в черные дыры демонстрируют несколь-

системы (Гребенев и др., 1997; Гильфанов, 2010).

ко характерных состояний. Для их классифика-

В дальнейшем было обнаружено, что между

ции используют диаграммы “жесткость-поток” и

этими хорошо определенными состояниями систе-

“жесткость-переменность”, на которых системы,

ма может находиться в переходных, устоявшая-

как правило, демонстрируют характерные зави-

ся классификация которых на сегодняшний день

симости (Гребенев и др., 1993; Танака, Шибаза-

отсутствует (Ремиллард, МакКлинток, 2006; Бел-

ки, 1996; Ремиллард, МакКлинток, 2006; Белло-

лони, 2016). В настоящей работе мы использо-

ни, 2010, 2016). Изначально было обнаружено

вали классификацию, приведенную в работе Бе-

два состояния таких систем — низкое/жесткое и

лонни (2016), согласно которой источник демон-

высокое/мягкое (Ремиллард, МакКлинток, 2006, и

стрирует промежуточные жесткое и мягкое состо-

ссылки там же). Согласно наиболее распростра-

яния. Они характеризуются наличием как тепло-

ненной модели аккреционного потока, в таких си-

вой, так и степенной компоненты в энергетиче-

ском спектре источника, однако с точки зрения

стемах считается, что в низком/жестком состоянии

спектральных характеристик отличаются несиль-

аккреционный диск обрезан на большом внутрен-

нем радиусе, а область между диском и компакт-

но. Тем не менее есть несколько отличительных

особенностей этих состояний. В промежуточном

ным объектом заполнена оптически тонкой горячей

плазмой - короной, которая дает основной вклад

жестком (а также низком/жестком) состоянии в

в излучение источника в виде степенного закона с

спектре мощности излучения источника часто на-

завалом на высоких энергиях. По мере развития

блюдаются пики квазипериодических осцилляций

(КПО) типа С и широкополосный шум на низких

^*Электронный адрес: sdbykov@edu.hse.ru

частотах с мощностью переменности обеих компо-

^**Электронный адрес: kate@iki.rssi.ru

нент десятки процентов. В промежуточном мягком

170

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

171

состоянии регистрируются КПО типа В, имеющие,

гистерезисное поведение — переход из жесткого в

как правило, мощность переменности несколько

мягкое состояние происходит при светимостях в

процентов, и слабый (rms < 10%), зависящий от

несколько (и даже десятки) раз больше, чем свети-

частоты шум на низких частотах (Белонни, 2016).

мость при переходе из мягкого состояния в жест-

Частота КПО имеет обратную (тип С) и прямую

кое. В качестве дополнительных параметров рас-

(тип В) зависимость от потока в степенной ком-

сматриваются размер короны (Хоман и др., 2001),

поненте (Мотта и др., 2011). Наиболее популярная

размер аккреционного диска (Смит и др., 2001),

модель формирования КПО основана на прецессии

история эволюции внутреннего радиуса аккреци-

Лензе-Тирринга горячей короны вблизи компакт-

онного диска (Здзиарски и др., 2004), масса ак-

ного объекта (Инграм и др., 2009), однако полная

креционного диска (Ю и др., 2004; Ю, Ян, 2009).

физическая картина формирования КПО разных

В работах Ю и др. (2007), Ву и др. (2010) была

обнаружена корреляция между светимостью, при

типов отсутствует. В низком/жестком и промежу-

точном жестком состояниях системы с кандидата-

которой происходит переход из низкого/жесткого

ми в черные дыры наблюдаются в радиодиапазоне.

в высокое/мягкое состояние, и максимальной све-

Во время перехода в промежуточное мягкое со-

тимостью в высоком/мягком состоянии, на осно-

стояние источник пересекает так называемую “ли-

ве которой была выдвинута идея о влиянии мас-

нию струй” и перестает излучать в радиодиапазоне

сы аккреционного диска на эволюцию вспышки,

(Ремиллард, МакКлинток, 2006; Беллони, 2010).

и корреляция между максимумом потока в низ-

Таким образом, исследование промежуточных со-

ком/жестком состоянии и временным интерва-

стояний необходимо для более детального изучения

лом между текущим и предыдущим максимумом

физических процессов, отвечающих за формирова-

потока в низком/жестком состоянии. На основе

ние КПО и струй.

этих зависимостей авторы предположили, что мак-

Считается, что во время вспышки система

симум светимости в низком/жестком состоянии

должна перейти из низкого/жесткого в высо-

также определяется массой аккреционного диска,

кое/мягкое состояние и обратно, демонстрируя

накопленного между вспышками. В работах Ю

промежуточные состояния и характерную “q”-

и др. (2004, 2009) для построения зависимости

форму на диаграмме “жесткость-поток” (Белло-

между светимостью перехода из низкого/жесткого

ни, 2016). Однако многие источники с кандидатами

в высокое/мягкое состояние и максимальной све-

в черные дыры демонстрируют так называемые

тимостью в высоком/мягком состоянии в основ-

провалившиеся вспышки, когда система не до-

ном использовались маломассивные системы с

ходит до высокого/мягкого состояния (Ферригно

нейтронными звездами, которые составляли около

и др., 2012,

2014а; Дель Санто и др., 2015;

70% используемых выборок. А корреляция между

Мереминский и др., 2017).

максимумом потока в низком/жестком состоянии и

Одна и та же система может демонстрировать

временным интервалом между текущим и предыду-

оба типа вспышек (Мотта и др., 2010; Фюрст и

щим максимумом потока в низком/жестком состо-

др., 2015; Мереминский и др., 2017), причем один

янии получена только для одной системы GX 339-4

и тот же тип вспышек происходит при отличаю-

(на основе восьми вспышек, зарегистрированных

щихся в десятки раз максимальных светимостях.

с 1991 по 2006 г., и требует дальнейшего под-

Например, в системе GRS 1739-278 переход в вы-

тверждения по данным для вспышек с 2006 по

сокое/мягкое состояние наблюдался как во время

2018 г.). Таким образом, для развития физической

ярких вспышек, когда максимум потока достигал

модели вспышек двойных систем с кандидатами

300 мКраб (15-50 кэВ), так и во время мини-

в черные дыры необходимо исследование транзи-

вспышек с максимумом потока 40 мКраб (15-

ентных систем, демонстрирующих несколько вспы-

50 кэВ) (Ян, Ю, 2017). При этом разные типы

шек, что позволяет измерять эволюцию параметров

вспышек происходят при близких максимальных

системы от вспышки к вспышке. К числу таких

светимостях — в той же системе GRS 1739-278

источников относится система GRS 1739-278.

была зарегистрирована “провалившаяся” вспышка

при максимальном потоке 30 мКраб в диапазоне

Система GRS 1739-278

энергий 15-50 кэВ (Мереминский и др., 2017).

В настоящее время нет полного понимания, ка-

Рентгеновский источник GRS 1739-278 был

кие физические условия необходимы для перехода

открыт телескопом с кодирующей маской SIGMA

системы из низкого/жесткого в высокое/мягкое

обсерватории GRANAT 18 марта 1996 г. (Поль

состояние, однако понятно, что не только измене-

и др., 1996). Максимальный поток от источника

ние темпа аккреции отвечает за этот процесс. Даже

во время первой зарегистрированной вспышки со-

в рамках одной полноценной вспышки источни-

ставил ∼800-1000 мКраб в диапазоне энергий 2-

ка на диаграмме “жесткость-поток” наблюдается

10 кэВ (Бороздин и др., 1998). Соответствующий

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

172

БЫКОВ и др.

радиоисточник был обнаружен в работе Дурошо

состояния в высокое/мягкое и вернулась обратно

и др. (1996). Во время вспышки 1996 г. система

в низкое/жесткое (Ю, Ян, 2017).

перешла из низкого/жесткого в высокое/мягкое

Следующая вспышка от источника была заре-

состояние (Бороздин и др., 1998). У источника

гистрирована в сентябре 2016 г. (Мереминский и

были обнаружены пики КПО на частоте 5 Гц

др., 2016). Во время этой вспышки максимальный

(Бороздин, Трудолюбов, 2000). Исходя из формы

поток в диапазоне энергий 20-60 кэВ составил

спектра мощности и полной мощности переменно-

∼30 мКраб. На основе анализа данных обсер-

сти, можно сделать вывод, что система была заре-

ваторий ИНТЕГРАЛ и Swift было показано, что

гистрирована в промежуточном мягком состоянии,

во время вспышки система находилась в низ-

а зарегистрированное КПО относится к типу В.

ком/жестком состоянии и не продемонстрировала

переход в высокое состояние. т.е. вспышка оказа-

Вторая по счету вспышка была зарегистрирова-

лась “провалившейся” (Мереминский и др., 2017).

на монитором Swift/BAT 9 марта 2014 г. (Кримм

Было зарегистрировано некоторое умягчение спек-

и др., 2014). Спектральный анализ этой вспышки

тра — фотонный индекс увеличился с 1.73 в начале

по данным телескопа Swift/XRT был проведен в

вспышки до 1.86 в максимуме потока, при этом

работах Ю, Ян (2017), Ванг и др. (2018), в которых

степенной закон наблюдался вплоть до энергий

было показано, что за время вспышки система

∼150 кэВ без завалов, вклад в излучение от аккре-

перешла из низкого/жесткого в высокое/мягкое

ционного диска зарегистрирован не был.

состояние через промежуточное, однако детально-

В настоящей работе было впервые проведено

го анализа промежуточного состояния сделано не

одновременное исследование спектральной эволю-

было. В начале вспышки (19 марта 2014 г.) система

ции и временной переменности системы на про-

также была зарегистрирована обсерваторией ИН-

тяжении всей вспышки 2014 г., что позволило

ТЕГРАЛ. Согласно анализу этих данных источ-

детально классифицировать промежуточные со-

ник регистрировался до энергий порядка 200 кэВ,

стояния источника, сделать сравнительный анализ

а энергетический спектр аппроксимировался сте-

поведения системы во всех зарегистрированных на

пенным законом с завалом со следующими пара-

сегодняшний день вспышках, а также исследовать

метрами: фотонный индекс Γ = 1.4 ± 0.2, энергия

поведение системы между вспышками.

завала E_cutР+40-20 кэВ (Филиппова и др., 2014б).

Через 17 дней после начала вспышки (26 марта

НАБЛЮДЕНИЯ

2014 г.) были проведены наблюдения источника об-

Данные обсерватории Swift

серваторией NuSTAR (Миллер и др., 2015). Спек-

тральный анализ данных обсерватории NuSTAR

Система GRS 1739-278 во время вспыш-

показал, что система продолжает находиться в

ки 2014 г. наблюдалась телескопом Swift/XRT

низком/жестком состоянии. В спектре источника

в тайминговом оконном режиме (windowed-timing

наблюдалась отраженная компонента жесткого из-

mode) (Барроус и др., 2005) с 2014-03-20 (56736

лучения, предположительно связанная с аккреци-

MJD) по 2014-11-01 (56962 MJD), т.е. наблюде-

онным диском, внутренний радиус которого должен

ния начались на 11-й день после начала вспышки.

доходить до последней устойчивой орбиты, однако

Всего было проведено 39 наблюдений с ObsID

самой дисковой компоненты при этом в спектре

000332030XY, далее мы будем использовать две

зарегистрировано не было. В работе Мереминского

последние цифры для обозначения номера наблю-

дения.

и др. (2018) был проведен детальный временной

анализ данных обсерватории NuSTAR, на основе

Кривые блеска и спектры источника по данным

которого в спектре мощности переменности излу-

Swift/XRT были получены с помощью онлайн-

чения системы GRS 1739-278 были зарегистриро-

сервиса обработки данных (Эванс и др., 2007).

ваны КПО на частотах 0.3-0.7 Гц. В работе Ванг

Для анализа энергетических спектров были ото-

и др. (2018) на основе данных монитора MAXI

браны события, имеющие тип (grade) 0. Спектры

было показано, что система перешла обратно из

источника исследовались в диапазоне энергий 0.8-

высокого/мягкого в низкое/жесткое состояние в

10 кэВ, поскольку на энергиях ниже 0.8 кэВ из-за

период ноября-декабря 2014 г.

инструментальных эффектов матрица отклика из-

вестна неточно. Полученные через онлайн-сервис

Через 200 дней после этой вспышки от системы

спектры посредством сложения отсчетов в разных

были зарегистрированы две мини-вспышки (мак-

бинах были приведены с помощью утилиты grppha

симальный поток в диапазоне энергий 15-50 кэВ

к виду, при котором на энергетический канал при-

составил ∼40 мКраб). Спектральный анализ дан-

ходилось как минимум 100 отсчетов. Это позво-

ных Swift/XRT показал, что во время этих мини-

лило использовать χ² статистику при аппрокси-

вспышек система перешла из низкого/жесткого

мации спектров в пакете Xspec (Арно, 1996). В

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

173

Таблица 1. Параметры моделей наилучшей аппроксимации энергетических спектров, полученных по данным XRT

Эксп.

MJD-

N^dH,

T_in,

R_in cos-1/2(i),

ID^a

XRT^c

Γ^e

Поток^h

f^jpo

χ2N /dof

-56000^b

10²² см-2

кэВ^f

км^g

736

1.51+0.67-0.63

1.24+0.37-0.36

1.57+0.13-0.29

100

0.31/7

741

2067

1.64 ± 0.04

1.38 ± 0.03

3.49 ± 0.04

100

1.09/459

1.65 ± 0.03

1.38 ± 0.02

4.53 ± 0.04

100

1.06/496

742

1924

2.08+0.11-0.1

1.5

0.24+0.02-0.03

196.05+70.17-52.37

4.44+0.03-0.04

89 ± 5

1.11/495

2.96 ± 0.09

1.8

0.18 ± 0.01

1378.65+235.78-198.48

4.2 ± 0.03

51 ± 4

1.64/495

1.82+0.08-0.06

2.05+0.08-0.04

7.29+0.07-0.08

100

1.3/598

1.52+0.08-0.02

1.5

0.79+0.04-0.06

15.7+3.94-0.73

7.87+0.06-0.11

82 ± 4

1.28/597

04^†

747

2463

1.74+0.08-0.06

1.8

0.65+0.05-0.09

19.22+6.33-3.96

7.62+0.03-0.1

90 ± 5

1.27/597

1.9+0.09-0.07

0.51+0.05-0.06

25.76+12.89-10.15

7.41+0.03-0.23

94 ± 4

1.28/597

1.57+0.08-0.07

1.88 ± 0.05

6.76+0.06-0.05

100

1.17/552

1.37 ± 0.06

1.5

0.76+0.1-0.06

12.72+1.98-1.51

7.17+0.05-0.14

88 ± 5

1.18/551

05^†

751

1832

1.62+0.07-0.1

1.8

0.55+0.15-0.1

18.49+13.25-6.13

6.87+0.03-0.2

96 ± 4

1.17/551

1.85+0.1-0.07

0.26+0.1-0.03

143.63.22-71.44

6.62+0.04-0.08

93 ± 7

1.18/551

2.26 ± 0.03

2.25 ± 0.02

10.67+0.07-0.08

100

1.43/496

1.74 ± 0.03

1.5

1.12 ± 0.04

14.24+0.94-0.85

10.56+0.07-0.11

53 ± 4

1.28/495

757

1811

1.85 ± 0.03

1.8

1.13 ± 0.05

12.09+0.97-0.84

10.51 ± 0.1

66 ± 6

1.25/495

1.95 ± 0.03

1.21+0.06-0.07

9.21+0.81-0.68

10.46+0.09-0.10

75 ± 8

1.25/495

2.15 ± 0.03

2.11 ± 0.02

8.35+0.06-0.05

1.53/514

2.15+0.05-0.04

1.5

0.61 ± 0.02

41.96+4.7-4.21

8.9+0.05-0.1

70 ± 2

1.13/513

761

1612

2.31+0.06-0.05

1.8

0.49 ± 0.02

62.57+10.74-9.27

8.68+0.05-0.08

78 ± 3

1.1/513

2.43 ± 0.07

0.4+0.03-0.02

97.64+24.37-20.61

8.47+0.03-0.1

82 ± 4

1.21/513

2.27 ± 0.05

2.28 ± 0.03

10.11+0.11-0.10

100

1.36/366

1.69 ± 0.04

1.5

1.17 ± 0.06

13.15+1.23-1.07

9.91+0.11-0.2

48 ± 7

1.16/365

08^⋆

764

808

1.79 ± 0.05

1.8

1.2 ± 0.07

11.27+1.15-0.94

9.86+0.16-0.21

60 ± 10

1.16/365

1.89 ± 0.05

1.28+0.08-0.09

9.13+0.89-0.73

9.80+0.17-0.14

67 ± 12

1.16/365

1.75+0.1-0.11

2.08 ± 0.08

6.14+0.07-0.11

100

1.14/504

1.4+0.07-0.09

1.5

0.84+0.12-0.07

12.87+2.9-2.89

6.57+0.09-0.14

81 ± 7

1.14/503

09^†

771

1872

1.58+0.1-0.09

1.8

0.73+0.16-0.1

12.53+6.32-4.37

6.39+0.07-0.18

90 ± 8

1.14/503

1.74+0.1-0.08

0.63+0.29-0.15

11.57+13.53-8.42

6.21+0.04-0.19

96 ± 7

1.14/503

2.73 ± 0.04

2.22 ± 0.02

16.94+0.1-0.12

100

1.37/525

2.32 ± 0.04

1.42 ± 0.06

9.53+0.57-0.52

16.45+0.16-0.14

68 ± 9

1.09/524

10^⋆

776

1507

2.51+0.05-0.06

2.4

1.85+0.06-0.05

6.05+0.58-0.6

16.26+0.1-0.26

66 ± 9

1.12/524

1.8 ± 0.02

1.72 ± 0.02

10.09+0.24-0.23

15.53+0.09-0.13

1.64/525

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 45

№3

2019

174

БЫКОВ и др.

Таблица 1. Продолжение

Эксп.

MJD-

N^dH,

T_in,

R_in cos-1/2(i),

ID^a

XRT^c

Γ^e

Поток^h

f^jpo

χ2N /dof

-56000^b

10²² см-2

кэВ^f

км^g

2.37+0.13-0.09

1.72+0.08-0.03

27.3+0.34-0.41

100

1.74/525

1.92+0.09-0.05

1.45+0.03-0.06

15.95+1.6-1.49

19.76+0.22-0.3

11 ± 7

1.11/524

11^⋆†

781

1922

2.02+0.11-0.18

2.4

1.46+0.07-0.08

16.07+1.39-1.91

19.63+0.27-0.32

11 ± 8

1.11/524

1.81+0.12-0.06

1.49+0.05-0.07

15.58+1.87-1.24

19.55+0.18-0.76

1.12/525

2.38 ± 0.03

2.3 ± 0.02

8.64+0.06-0.05

100

1.18/495

2.04 ± 0.03

1.14 ± 0.06

9.73+0.86-0.72

8.49 ± 0.08

74 ± 6

0.99/494

786

1868

2.25 ± 0.04

2.4

1.70+0.08-0.06

4.2+0.54-0.58

8.36+0.04-0.13

77 ± 9

1.04/494

2.34 ± 0.03

2.34 ± 0.02

7.67+0.05-0.07

100

1.16/497

1.96 ± 0.03

1.13 ± 0.05

9.76+0.77-0.66

7.55+0.07-0.08

71 ± 6

0.99/496

13^⋆

791

1887

2.12 ± 0.04

2.4

1.58 ± 0.05

4.88+0.47-0.50

7.37+0.04-0.08

78 ± 9

1.02/496

1.48 ± 0.02

1.55 ± 0.02

8.27 ± 0.19

6.96+0.04-0.07

1.99/497

2.85+0.09-0.07

2.27+0.11-0.03

9.67+0.07-0.09

100

1.43/542

2.09+0.07-0.08

1.25 ± 0.05

11.74+0.64-1.62

8.31+0.07-0.16

43 ± 10

1.09/541

14^⋆†

796

2098

2.34 ± 0.09

2.4

1.28 ± 0.07

10.65+1.59-0.99

8.17+0.08-0.14

54 ± 10

1.09/541

1.59+0.09-0.01

1.42+0.06-0.04

10.68+0.79-0.82

7.66 ± 0.07

1.33/542

2.46 ± 0.03

2.39 ± 0.02

8.68+0.07-0.06

100

1.34/472

2.01 ± 0.03

1.16 ± 0.05

10.86+0.75-0.65

8.48+0.08-0.10

65 ± 6

1.06/471

801

1988

2.22 ± 0.05

2.4

1.48+0.05-0.04

6.06+0.53-0.56

8.36+0.04-0.12

73 ± 10

1.08/471

1.57 ± 0.02

1.52 ± 0.02

9.31+0.23-0.22

7.87+0.05-0.06

1.81/472

2.29 ± 0.03

2.35 ± 0.02

6.74+0.04-0.05

100

1.12/524

2.01 ± 0.03

0.92 ± 0.05

12.82+1.33-1.13

6.76+0.04-0.06

78 ± 4

1.05/523

16^⋆

806

1889

2.25 ± 0.03

2.4

1.72+0.24-0.14

2.28+0.69-0.78

6.65+0.03-0.16

92 ± 8

1.11/523

1.43

1.52

8.08

6.05

3.08/524

3.13+0.15-0.39

2.29+0.05-0.03

10.6 ± 0.12

100

1.77/504

2.0+0.07-0.11

1.25+0.08-0.04

13.28+1.06-1.55

8.69+0.16-0.26

29 ± 7

1.11/503

17^⋆†

811

2045

2.19+0.07-0.12

2.4

1.26+0.06-0.05

12.72+1.28-1.26

8.61+0.08-0.13

37 ± 13

1.12/503

1.66+0.09-0.02

1.42+0.04-0.07

11.31+1.27-0.67

8.37+0.04-0.32

1.23/504

2.0 ± 0.03

1.29 ± 0.03

9.94+0.32-0.3

6.7+0.06-0.04

41 ± 5

1.07/519

19^⋆

823

2355

2.15 ± 0.05

2.4

1.4 ± 0.02

8.23 ± 0.28

6.64+0.05-0.06

47 ± 7

1.12/519

1.72 ± 0.02

1.46 ± 0.01

9.22+0.18-0.17

6.43+0.03-0.04

1.43/520

2.65+0.03-0.11

2.58+0.07-0.08

6.76+0.05-0.07

100

1.22/503

1.82+0.07-0.03

1.08+0.04-0.06

11.3+1.89-0.95

6.52+0.06-0.14

64 ± 11

1.11/502

20^†

826

1922

2.14+0.1-0.03

2.4

1.12 ± 0.07

9.49+1.39-1.49

6.35+0.07-0.09

76 ± 12

1.09/502

1.11+0.04-0.06

1.48+0.07-0.02

8.13+0.57-0.74

5.8+0.05-0.15

1.75/503

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

175

Таблица 1. Продолжение

Эксп.

MJD-

N^dH,

T_in,

R_in cos-1/2(i),

ID^a

XRT^c

Γ^e

Поток^h

f^jpo

χ2N /dof

-56000^b

10²² см-2

кэВ^f

км^g

2.95+0.29-0.39

2.65 ± 0.19

7.69+0.1-0.16

100

1.33/364

2.04+0.1-0.05

1.12+0.08-0.06

14.23+2.52-0.96

6.75+0.12-0.21

35 ± 10

1.07/363

21^†

831

826

2.26+0.11-0.15

2.4

1.13+0.09-0.07

13.1+2.36-2.17

6.67+0.16-0.18

46 ± 14

1.06/363

1.64 ± 0.07

1.31 ± 0.07

12.06+1.32-1.75

6.23+0.07-0.13

1.21/364

2.09+0.07-0.08

0.95 ± 0.03

21.91+0.98-1.86

5.84+0.07-0.08

23 ± 4

1.14/471

22^⋆†

850

1822

2.23+0.04-0.08

2.4

0.94+0.03-0.02

21.92+2.16-1.91

5.81+0.04-0.11

32 ± 6

1.14/471

1.74+0.1-0.06

1.1+0.03-0.05

17.26+1.58-1.52

5.49+0.04-0.14

1.45/472

2.08 ± 0.02

1.11 ± 0.02

17.17+0.44-0.42

7.76+0.04-0.05

26 ± 3

1.22/525

860

2450

2.21 ± 0.03

2.4

1.13 ± 0.02

15.8+0.35-0.34

7.73 ± 0.04

37 ± 4

1.22/525

1.9 ± 0.02

1.23 ± 0.01

15.06 ± 0.23

7.48 ± 0.03

1.65/526

2.06 ± 0.04

1.16 ± 0.02

16.16+0.54-0.50

6.99 ± 0.06

12 ± 5

0.98/449

870

1326

2.12+0.05-0.06

2.4

1.17 ± 0.02

15.68+0.42-0.39

6.98 ± 0.06

16 ± 7

0.98/449

1.98 ± 0.02

1.21 ± 0.01

15.34+0.34-0.33

6.88+0.03-0.04

1.01/450

2.1 ± 0.03

1.11 ± 0.02

18.36+0.54-0.51

7.53+0.04-0.08

14 ± 3

0.88/470

880

1856

2.17 ± 0.04

2.4

1.12 ± 0.02

17.71+0.44-0.42

7.51+0.05-0.06

21 ± 5

0.88/470

1.99 ± 0.02

1.17 ± 0.01

16.99+0.32-0.31

7.37+0.03-0.04

0.98/471

1.88 ± 0.03

1.17 ± 0.02

16.78+0.45-0.42

7.46+0.06-0.05

3±2

1.02/471

890

2164

1.89+0.05-0.04

2.4

1.17 ± 0.02

16.62+0.35-0.34

7.45+0.07-0.05

4±2

1.02/471

1.85 ± 0.02

1.18 ± 0.01

16.53 ± 0.31

7.43 ± 0.05

1.02/472

2.05 ± 0.03

1.12 ± 0.02

16.69+0.41-0.40

6.54+0.03-0.04

12 ± 3

1.07/499

900

1909

2.1 ± 0.04

2.4

1.13 ± 0.01

16.20+0.34-0.33

6.53+0.03-0.04

17 ± 4

1.07/499

1.96 ± 0.02

1.18 ± 0.01

15.67+0.27-0.26

6.44+0.04-0.03

1.15/500

1.98 ± 0.04

1.1 ± 0.02

17.46+0.62-0.58

6.24+0.06-0.05

9±4

1.12/417

28^⋆

910

982

2.02 ± 0.05

2.4

1.1 ± 0.02

17.08+0.52-0.49

6.23+0.06-0.07

13 ± 6

1.12/417

1.91 ± 0.03

1.14 ± 0.01

16.56+0.39-0.38

6.15+0.04-0.06

1.15/418

1.98 ± 0.05

1.05 ± 0.03

17.87+0.86-0.79

5.21+0.05-0.07

7±5

1.0/342

920

638

2.02 ± 0.07

2.4

1.06 ± 0.03

17.59+0.73-0.67

5.21+0.06-0.07

10 ± 6

1.0/342

1.93 ± 0.03

1.09 ± 0.01

17.08+0.53-0.51

5.15 ± 0.04

1.01/343

2.23+0.13-0.15

0.94+0.06-0.05

22.90+3.17-3.34

4.69+0.00-0.18

6±3

1.08/373

30^†

924

857

2.25+0.15-0.13

2.4

0.95+0.05-0.03

22.19+3.70-2.54

4.68+0.05-0.30

10 ± 5

1.07/373

2.11+0.13-0.05

0.99+0.04-0.05

20.82+3.25-2.28

4.62+0.02-0.09

1.09/374

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

176

БЫКОВ и др.

Таблица 1. Окончание

Эксп.

MJD-

N^dH,

T_in,

R_in cos-1/2(i),

ID^a

XRT^c

Γ^e

Поток^h

f^jpo

χ2N /dof

-56000^b

10²² см-2

кэВ^f

км^g

1.96 ± 0.03

1.0 ± 0.02

17.13+0.56-0.53

3.73 ± 0.03

8±3

1.15/424

31^⋆

932

2073

2.0 ± 0.04

2.4

1.0 ± 0.02

16.92+0.51-0.48

3.73+0.02-0.03

1.15/424

1.9 ± 0.02

1.04 ± 0.01

16.12+0.35-0.34

3.68+0.02-0.03

1.2/425

2.13 ± 0.03

0.96 ± 0.01

19.70+0.65-0.61

3.90+0.02-0.04

9±2

1.04/415

940

1680

2.18 ± 0.04

2.4

0.95 ± 0.01

19.48+0.62-0.58

3.89 ± 0.03

15 ± 4

1.03/415

2.05 ± 0.02

1.01 ± 0.01

18.04+0.40-0.39

3.82+0.02-0.03

1.14/416

2.06 ± 0.03

0.92 ± 0.02

19.03+0.70-0.67

3.27+0.02-0.03

14 ± 2

1.08/404

953

1793

2.12 ± 0.04

2.4

0.92 ± 0.02

18.60+0.66-0.62

3.26 ± 0.03

21 ± 4

1.08/404

1.94 ± 0.02

0.99 ± 0.01

16.68+0.39-0.37

3.17 ± 0.02

1.27/405

1.92 ± 0.03

0.93 ± 0.02

18.66+0.66-0.63

3.36+0.02-0.03

11 ± 3

1.12/400

954

1751

1.96 ± 0.04

2.4

0.94 ± 0.02

18.28+0.61-0.57

3.35+0.02-0.03

17 ± 4

1.12/400

1.83 ± 0.02

0.99 ± 0.01

16.89+0.38-0.37

3.28 ± 0.02

1.24/401

2.02 ± 0.03

0.9 ± 0.02

19.51+0.71-0.68

3.14+0.02-0.03

15 ± 2

1.03/409

955

1931

2.08 ± 0.03

2.4

0.9 ± 0.02

19.05+0.68-0.64

3.13+0.02-0.03

24 ± 4

1.03/409

1.89 ± 0.02

0.98 ± 0.01

16.8+0.38-0.37

3.03 ± 0.02

1.27/410

2.09 ± 0.03

0.88 ± 0.01

20.73+0.77-0.73

3.28+0.03-0.02

18 ± 2

1.08/409

956

1920

2.16 ± 0.03

2.4

0.88 ± 0.02

20.26+0.76-0.71

3.27+0.02-0.03

26 ± 3

1.07/409

1.94 ± 0.02

0.98 ± 0.01

17.15+0.39-0.38

3.15 ± 0.02

1.48/410

2.09 ± 0.07

0.89 ± 0.03

19.23+1.61-1.43

2.86+0.04-0.07

16 ± 5

0.96/208

959.8

540

2.15 ± 0.08

2.4

0.89 ± 0.03

18.79+1.54-1.34

2.85+0.04-0.07

24 ± 8

0.95/208

1.95 ± 0.05

0.97 ± 0.02

16.35+0.77-0.73

2.75 ± 0.03

1.06/209

1.91 ± 0.03

0.89 ± 0.01

18.36+0.67-0.64

2.62 ± 0.02

13 ± 2

1.0/387

960.3

2055

1.96 ± 0.03

2.4

0.89 ± 0.02

18.01+0.65-0.61

2.62+0.02-0.03

20 ± 3

1.01/387

1.80 ± 0.02

0.96 ± 0.01

16.03+0.38-0.37

2.54+0.01-0.02

1.23/388

1.73 ± 0.04

0.94 ± 0.02

16.36+0.83-0.77

2.60+0.02-0.04

7±4

1.09/314

961

1018

1.75+0.05-0.06

2.4

0.94 ± 0.02

16.1+0.75-0.69

2.59+0.03-0.04

10 ± 6

1.09/314

1.68 ± 0.03

0.97 ± 0.01

15.41+0.50-0.49

2.56 ± 0.02

1.11/315

1.82 ± 0.05

0.89 ± 0.03

17.91+1.18-1.06

2.37+0.03-0.05

8±5

1.04/259

962

809

1.84+0.06-0.07

2.4

0.89 ± 0.03

17.6+1.07-0.96

2.37+0.03-0.04

12 ± 8

1.05/259

1.75 ± 0.04

0.93 ± 0.01

16.58+0.65-0.62

2.32+0.02-0.03

1.07/260

Примечание. a — номер наблюдения XRT; b — время наблюдения, MJD-56000; c — экспозиция XRT; d — уровень межзвезд-

ного поглощения; e — фотонный индекс ; f — внутренняя температура диска ; g — внутренний радиус диска для расстояния до

системы 8.5 кпк; h — полный поглощенный поток модели в диапазоне 0.8-10 кэВ в единицах 10-9 эрг см-2 с-1; j — вклад

степенной компоненты в полный поток в диапазоне 0.8-10 кэВ. Символом † отмечены спектры, при аппроксимации которых

использовалась команда gain fit (параметры наклона и смещения приведены в табл. 2). Cимволом ⋆ отмечены наблюдения, в

которых использована позиционно-зависимая матрица отклика (см. текст).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

177

Таблица 2. Параметры команды gain fit, использовав-

ряде спектров (отмеченных в табл. 1 символом †)

шейся при аппроксимации спектров,

полученных по

были обнаружены инструментальные особенности

данным телескопа XRT

на энергиях 1.8 и 2.3 кэВ¹ . Поэтому при аппрок-

симации этих данных мы, следуя рекомендациям,

Модель

Slope

Offset, keV

приведенным в упомянутой ссылке, использовали

команду gain в пакете Xspec, которая модифи-

1.02 ± 0.01

0.03 ± 0.02

цирует матрицу отклика путем смещения энергий,

(po + disk)Γ =

1.5

0.97+0.01-0.0

0.1 ± 0.02

на которых она определена. Значения параметров

(po + disk)Γ =

1.8

1.0 ± 0.01

0.05 ± 0.02

смещения приведены в табл. 2. Так же в ряде спек-

тров (отмеченных в табл. 1 символом ⋆) наблю-

(po + disk)Γ =

1.02+0.01-0.0

0.02 ± 0.02

дались отклонения данных от модели на энергиях

1.02 ± 0.01

0.06+0.02-0.03

ниже 1 кэВ. Эта особенность спектра связана с

(po + disk)Γ =

1.5

0.99 ± 0.01

0.12 ± 0.02

положением изображения источника на детекто-

ре телескопа² . Использование матрицы отклика

(po + disk)Γ =

1.8

1.02+0.0-0.01

0.05+0.02-0.01

телескопа, зависящей от положения источника на

(po + disk)Γ =

1.04+0.01-0.0

0.01 ± 0.02

детекторе (swxwt0s6psf1_20131212v001.rmf), поз-

1.03 ± 0.02

0.04+0.04-0.03

волило улучшить качество аппроксимации этих

данных на низких энергиях.

(po + disk)Γ =

1.5

0.99 ± 0.01

0.12+0.03-0.02

При построении кривых блеска мы использова-

(po + disk)Γ =

1.8

1.0 ± 0.01

0.08+0.02-0.03

ли энергетический диапазон 0.5-10 кэВ, тип со-

(po + disk)Γ =

1.02 ± 0.01

0.04 ± 0.02

бытий (grade) — 0-2, данные усреднялись за одно

наблюдение. Типичная экспозиция для наблюде-

0.89 ± 0.01

0.18+0.02-0.03

ний телескопа XRT была ∼1-2 кс (см. табл. 1).

(po + disk)Γ =

1.04+0.02-0.01

-0.01 ± 0.03

Кривые блеска, используемые для анализа Фурье,

были построены в энергетических диапазонах 0.5-

(po + disk)Γ =

2.4

1.05+0.01-0.02

-0.03+0.04-0.03

10, 0.5-3 и 3-10 кэВ, с временным разрешением

disk

1.04+0.02-0.01

-0.0+0.03-0.04

0.01 с.

1.0+0.02-0.01

-0.04+0.03-0.02

Кривая блеска источника по данным телескопа

(po + disk)Γ =

1.07+0.02-0.01

-0.06 ± 0.02

Swift/BAT была получена из онлайн-базы данных

кривых блеска (Кримм и др., 2013).

(po + disk)Γ =

2.4

1.08+0.02-0.01

-0.09+0.02-0.03

disk

1.08+0.01-0.02

-0.03+0.03-0.02

Данные обсерватории ИНТЕГРАЛ

0.95 ± 0.01

-0.0+0.04-0.0

В работе были также использованы данные

(po + disk)Γ =

1.04+0.01-0.02

-0.05+0.04-0.02

телескопов JEM-X и ISGRI/IBIS обсерватории

(po + disk)Γ =

2.4

1.04 ± 0.01

-0.07+0.03-0.02

ИНТЕГРАЛ (Винклер и др., 2003), обработан-

disk

1.03+0.01-0.02

-0.01 ± 0.03

ные с помощью сервиса HEAVENS (Вальтер и

др., 2010). Эти данные совместно с квазиодно-

1.04+0.01-0.02

-0.08 ± 0.03

временными спектральными данными телескопа

(po + disk)Γ =

1.02 ± 0.01

0.02+0.02-0.03

Swift/XRT использовались для построения широ-

(po + disk)Γ =

2.4

1.05 ± 0.01

-0.04+0.01-0.02

кополосных спектров источника в диапазоне энер-

гий 0.8-200 кэВ. При аппроксимации спектров

disk

1.03+0.01-0.02

0.1+0.04-0.03

были учтены систематические ошибки 1% и 3% для

1.01+0.02-0.01

-0.03 ± 0.06

инструментов ISGRI³ и JEM-X⁴ соответственно.

(po + disk)Γ =

1.07+0.02-0.03

-0.06+0.05-0.04

Времена и экспозиции наблюдений для широкопо-

(po + disk)Γ =

2.4

1.08 ± 0.02

-0.08 ± 0.04

лосных спектров приведены в табл. 3.

При аппроксимации широкополосных спектров

disk

1.08+0.01-0.03

-0.03+0.06-0.02

были добавлены константы кросс-калибровки

(po + disk)Γ =

1.06 ± 0.02

-0.1 ± 0.03

¹ https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/

(po + disk)Γ =

2.4

1.07 ± 0.02

-0.12+0.03-0.02

caldb/swift/docs/xrt/SWIFT-XRT-CALDB-09_v19.pdf

disk

1.07 ± 0.02

-0.07 ± 0.03

² https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/

caldb/swift/docs/xrt/SWIFT-XRT-CALDB-09_v20.pdf

(po + disk)Γ =

1.08 ± 0.03

-0.03 ± 0.01

³ https://www.isdc.unige.ch/integral/download/

(po + disk)Γ =

2.4

1.07+0.03-0.01

-0.03 ± 0.01

osa/doc/10.2/osa\_um\_ibis/index.html

⁴ https://www.isdc.unige.ch/integral/download/

disk

1.07+0.03-0.02

-0.02 ± 0.1

osa/doc/10.2/osa\_um\_jemx/index.html

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

178

БЫКОВ и др.

400

700

BAT (15-50 кэВ)

XRT (0.5-10 кэВ)

350

600

300

500

250

400

200

300

150

200

100

КПО

100

56 750

56 800

56 850

56 900

56 950

57 000

Дни, MJD

Рис. 1. Кривая блеска системы GRS 1739-278 во время вспышки 2014 г. по данным телескопов Swift/XRT (обозначена

звездочками, данные усреднены за наблюдение) и Swift/BAT (обозначена черными квадратами, данные усреднены за

один день). Горизонтальной линией показан период наблюдения КПО в спектрах мощности переменности излучения

источника (наблюдения 02-09).

между тремя инструментами, чтобы учесть эф-

Крабовидной туманности, использовалось соотно-

фект неодновременности наблюдений. Различие

шение 1 Краб = 0.22 отсч. с-1 см-2. На рисунке

констант кросс-калибровки между инструментами

видно, что в диапазоне энергий 15-50 кэВ поток

JEM-X и ISGRI/IBIS наблюдается при работе с

от источника достиг максимума ∼0.3 Краб через

данными обсерватории ИНТЕГРАЛ (см., напри-

∼15 дней от начала вспышки, затем за 5 дней он

мер, Филиппова и др., 2014а).

упал в 1.5 раза и был примерно на постоянном

уровне в течение ∼25 дней, поcле чего начал де-

АНАЛИЗ ДАННЫХ

монстрировать “пикообразную” переменность, ко-

Кривая блеска во время вспышки 2014 года

торая продолжалась около 50 дней и перешла в

фазу затухания вспышки. Излучение от источника

На рис. 1 показана кривая блеска источни-

в этом диапазоне энергий перестало регистриро-

ка, полученная по данным телескопов Swift/XRT

ваться через ∼140 дней.

и Swift/ВАT в энергетических диапазонах 0.5-

10 кэВ (точки усреднены за наблюдение) и 15-

В диапазоне энергий 0.5-10 кэВ вспышка до-

50 кэВ (точки усреднены за один день) соответ-

стигла максимума (∼1.1 Краб) с задержкой от-

ственно. Для пересчета потока в диапазоне 15-

носительно максимума в диапазоне энергий 15-

50 кэВ в единицы, соответствующие потоку от

50 кэВ — через 55 дней после начала, однако прак-

тически сразу с начала вспышки источник демон-

стрировал “пикообразную” переменность потока.

Таблица 3. Время наблюдений и экспозиция наблюде-

ний широкополосных спектров, полученных по данным

По окончании такой активности, через 135 дней по-

телескопов INTEGRAL и XRT

сле начала вспышки, поток вышел на постоянный

уровень ∼150 отсч./с (∼400 мКраб) и оставался

Эксп.

таким в течение ∼30 дней, после чего начал падать.

ID^s MJD-56000^b XRT

ISGRI

JEM - X

Наблюдения прекратились на ∼240 день вспышки

из-за попадания источника в область вблизи Солн-

736

4735

11244

ца, недоступную для наблюдений. В этот момент

поток в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ был на

742

1925

44637

10080

уровне ∼50 отсч./с (∼140 мКраб).

751

1832

4219

5006

На рис. 2 (верхняя панель) показана зависи-

мость потока излучения в мягком диапазоне энер-

761

1613

25806

68580

гий (0.5-10 кэВ) от жесткости излучения источ-

ника (отношение потоков в диапазонах энергий

771

1872

5791

10738

4-10 кэВ к 0.5-4 кэВ). На рисунке видно, что

Примечание. a — номер наблюдения XRT; b — время наблю-

зависимость имеет форму, похожую на верхнюю

дения, MJD-56000.

часть типичной “q”-диаграммы.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

179

2014 (4-10)/(0.5-4)

0.5

13 12

373835

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

Жесткость (4-10 кэВ)/(0.5-4 кэВ)

Рис. 2. Диаграммы жесткость-поток и жесткость-переменность для вспышки 2014 г. По оси абсцисс отложено

значение жесткости, полученное как отношение скорости счета в диапазонах энергий 4-10 кэВ и 0.5-4 кэВ. На верхней

панели показана зависимость нормированного на максимум темпа счета фотонов (в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ) по

данным Swift/XRT от жесткости. На нижней панели нанесена зависимость полной мощности переменности излучения

в диапазоне энергий 0.5-10 кэВ и в диапазоне частот 0.01-50 Гц от жесткости. Каждая точка на верхней диаграмме

подписана согласно номеру наблюдения.

Спектральный анализ во время вспышки 2014 г.

креционный диск и поглощение на низких энергиях,

phabs ∗ diskbb либо предыдущую модель, phabs ∗

При аппроксимации спектров мы использова-

(powerlaw + diskbb). Качество имеющихся дан-

ли типичные модели, описывающие спектр ис-

ных не позволяет нам применить более сложную

точника: 1) в низком/жестком состоянии — сте-

спектральную модель, учитывающую отражение

пенной закон с завалом на высоких и поглоще-

комптонизированного излучения от аккреционно-

нием на низких энергиях, phabs ∗ cutoffpl (ли-

го диска, которая использовалась при аппрокси-

бо в случае аппроксимации только данных теле-

мации данных обсерватории NuSTAR (Миллер и

скопа Swift/XRT — степенной закон и поглоще-

др., 2015; Мереминский и др., 2019).

ние на низких энергиях, phabs ∗ powerlaw), 2) в

промежуточных состояниях — степенной закон с

Результаты аппроксимации спектров, получен-

завалом на высоких энергиях, многотемператур-

ных по данным Swift/XRT, представлены в табл. 1.

ный аккреционный диск и поглощение на низ-

Ошибки на параметры приведены для доверитель-

ких энергиях, phabs ∗ (cutoffpl + diskbb) (либо в

ного интервала, равного 90%. В таблице также

случае аппроксимации только данных телескопа

указан вклад непоглощенной степенной компо-

Swift/XRT — степенной закон, многотемператур-

ненты в общий непоглощенный поток излучения,

ный аккреционный диск и поглощение на низких

поглощенный поток в диапазоне 0.8-10 кэВ и

энергиях, phabs ∗ (powerlaw + diskbb)), 3) в высо-

оценка внутреннего радиуса аккреционного диска,

ком/мягком состоянии — многотемпературный ак-

полученная из нормировки в модели diskbb-N =

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

180

БЫКОВ и др.

Таблица 4. Параметры моделей наилучшей аппроксимации широкополосных энергетических спектров источника

GRS 1739-278 моделями phabs ∗ powerlaw, phabs ∗ (diskbb + cutoffpl) и phabs ∗ highecut ∗ simpl ∗ diskbb с

зафиксированным параметром E_c = 0.0001 кэВ

N_H,

Ecut,

T_in,

R_in cos-1/2(i),

fpo,

ID C^aJEM-X C^a

XRT

Γ^c

f^e

scat

Поток^j χ²/dof

10²² см2b

кэВ^d

кэВ^f

км^g

%^h

0.51+0.09-0.08

1.24+0.46-0.34

1.9+0.46-0.42

1.45+0.22-0.21

95+74-29

100

1.2+0.2-0.5

1.76/17

0.74 ± 0.05

1.42+0.12-0.11

1.6 ± 0.04

1.2 ± 0.03

20.7+1.4-1.2

100

3.1 ± 0.2 1.22/506

0.74 ± 0.05

1.42+0.13-0.12

1.84+0.17-0.15

1.21 ± 0.05

20.6+1.5-1.4

0.33+0.09-0.05

46+48-28

3.1+0.2-0.3

1.21/504

0.73 ± 0.05 1.37+0.12-0.11

2.05

1.26+0.03-0.02

21.4+1.3-1.2

0.68

0.28 ± 0.01

211+25-22

3.2+0.2-0.3

1.22/506

0.81+0.08-0.07

1.8+0.18-0.16

1.83 ± 0.03

1.8 ± 0.03

35.9+4.7-3.9

100

3.9 ± 0.3 1.64/564

0.84+0.08-0.07

2.19+0.24-0.21 2.04 ± 0.06

1.51+0.06-0.07

25.0+2.9-2.5

0.47+0.04-0.03

38.8+10.0-7.5

3.3+0.2-0.5

1.33/562

0.84+0.08-0.07

2.21+0.24-0.21

1.93

1.5 ± 0.06

24.9+2.9-2.4 0.58 ± 0.01 0.47 ± 0.02

64.5+8.2-6.8

3.3+0.2-0.3

1.33/563

0.64 ± 0.03 1.54+0.1-0.09 2.15 ± 0.03 2.03 ± 0.03 38.5+3.1-2.8

100

5.3+0.4-0.3

1.61/524

0.67+0.04-0.03

1.79+0.13-0.12

2.43+0.09-0.08

1.88 ± 0.05

32.2+2.7-2.4

0.38 ± 0.03

84.5+29.5-21.2

4.7+0.3-0.4

1.43/522

0.67+0.04-0.03

1.8+0.13-0.12

2.34

1.87 ± 0.05

31.9+2.6-2.3

0.5 ± 0.02 0.38 ± 0.02

137.1+20.6-16.6

4.6+0.2-0.4

1.43/523

0.65 ± 0.05

1.22+0.11-0.10 1.95 ± 0.03 1.97 ± 0.03

37.0+4.4-3.7

100

5.3 ± 0.4 1.32/516

0.71+0.06-0.05

1.54+0.16-0.14

2.08+0.07-0.06

1.67 ± 0.07 26.5+3.0-2.6

0.49 ± 0.04

40.4+11.0-8.1

4.3+0.3-0.6

1.11/514

0.71+0.06-0.05

1.54+0.15-0.14

1.97

1.67+0.06-0.07

26.5+2.9-2.5 0.55 ± 0.02 0.48 ± 0.03

71.2+10.3-8.4

4.2+0.3-0.5

1.1/515

Примечание. a — константа кросс-калибровки JEM-X и XRT относительно ISGRI соответственно; b — величина меж-

звездного поглощения; c — фотонный индекс; d — энергия завала модели cutoffpl; e — доля излучения дисковой компоненты,

подверженная комптонизации (simpl); f — температура аккреционного диска; g — внутренний радиус диска для расстояния

до системы 8.5 кпк; h — вклад степенной компоненты в полный поток в диапазоне 0.8-10 кэВ; j — поглощенный поток

широкополосной модели в диапазоне 0.8-10 кэВ, в единицах 10-9 эрг см-2 с-1. Ошибки приведены для доверительного

интервала, равного 90%.

= (R_in/D10kpc)² cos i, где R_in — “видимый” внут-

точного состояния (Ремиллард, МакКлинток, 2006;

ренний радиус диска в км, D10kpc — расстояние до

Беллони, 2016).

источника в единицах 10 кпк, а i — угол наклона

Для аппроксимации широкополосных спектров

к картинной плоскости. Расстояние до источника

мы также использовали модель phabs ∗ highecut ∗

было принято равным 8.5 кпк.

simpl ∗ diskbb (параметр E_c в модели highecut был

заморожен на минимальном значении 0.0001 кэВ,

При аппроксимации спектров, полученных

что позволило имитировать модель cutoffpl), ко-

только по данным телескопа Swift/XRT, имею-

торая упрощенным образом учитывает физический

щийся диапазон энергий 0.8-10 кэВ не позволяет

завал степенной компоненты на низких энергиях.

получить однозначные ограничения на параметры

При оценке ошибок на параметры модели phabs ∗

степенной компоненты в случае использования

highecut ∗ simpl ∗ diskbb мы фиксировали значе-

многокомпонентной модели phabs ∗ (powerlaw +

ние поглощения N_H (а также значение параметра

+ diskbb), поэтому при аппроксимации данных на

f_scat для наблюдения 03) на их найденном значе-

начальных этапах вспышки (с 03 по 09 наблю-

нии. Результаты аппроксимации широкополосных

дения) мы зафиксировали фотонный индекс на

спектров приведены в табл. 4. Из таблицы видно,

значениях 1.5 и 1.8, которые были получены при

что эта модель дает систематически больший внут-

аппроксимации широкополосных спектров, а так-

ренний радиус аккреционного диска по сравнению

же на значении 2, а в последующих наблюдениях —

с использованием компоненты cutoffpl, при этом

на значениях 2 и 2.4, характерных для промежу-

остальные параметры отличаются несильно.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

181

Из табл. 1 и 4 видно, что в наблюдениях с

КПО и широкополосного шума, P_noise — констан-

01 по 03 модель со степенным законом хорошо

та, отвечающая за уровень Пуассоновского шума.

описывает спектры, а в 03 наблюдении спектр

В дальнейшем анализе было принято, что f_sub = 0.

системы можно также описать моделью степен-

Такая модель хорошо описывает спектры мощно-

ного закона с многотемпературным диском (кри-

сти кандидатов в черные дыры в низком/жестком

терий χ² практически одинаковый для моделей

и промежуточном низком состояниях (Беллони,

phabs ∗ (powerlaw + diskbb) и phabs ∗ powerlaw).

2016).

Начиная с четвертого наблюдения, аппроксима-

Для определения параметров модели наилуч-

ция данных моделью многотемпературного диска

шей аппроксимации данных мы использовали ме-

со степенным законом предпочтительней модели

тод максимального правдоподобия (см. Лихи и

только со степенным законом. Вплоть до 23 наблю-

др., 1983; Вихлинин и др., 1994). В качестве функ-

дения аппроксимация данных степенным законом

ции правдоподобия использовалось произведение

или многотемпературным диском с поглощением на

функций плотности вероятности для распределе-

низких энергиях дает критерий χ² систематически

ния χ² c 2n степенями свободы:

хуже, чем многокомпонентная модель. При этом

поглощение на низких энергиях, температура и

∏

⁽P_i,src2n),

внутренний радиус аккреционного диска зависят

f_χ2

2n P_i,model

от выбранного фотонного индекса, т.е. имеющиеся

данные позволяют указать лишь интервал значений

где P_i,src — измеренное значение мощности пере-

(приведенный в табл. 1), в котором могут находить-

менности источника в i-м частотном интервале,

ся параметры модели.

P_i,model — значение мощности переменности ис-

В наблюдениях 24-42 данные хорошо аппрок-

точника в этом же интервале, полученное из мо-

симируются моделью многотемпературного диска с

дели, n — количество интервалов, на которые была

поглощением на низких энергиях. И хотя при ап-

разбита кривая блеска.

проксимации некоторых спектров добавление сте-

Для того чтобы найти ошибку на параметры мо-

пенной компоненты формально уменьшает крите-

дели наилучшей аппроксимации, мы использовали

рий χ², вклад степенной компоненты настолько мал

метод Монте-Карло. Данные 1000 раз разыгры-

(≤30%), что изменение значения фотонного индек-

вались вокруг модели наилучшей аппроксимации

са в пределах 2-2.4 практически не сказывается на

P_i,model по закону P_i = χ22n(P_i,model/2n). Разыг-

значениях остальных параметров модели.

ранные данные также аппроксимировались моде-

лью с помощью метода максимального правдопо-

добия. Искомая ошибка на параметр находилась

Временная переменность во время вспышки

как разность между средним значением и нижней

2014 г.

(верхней) оценкой на параметр, соответствующей

Для анализа переменности излучения источника

16% (84%) квантилю распределения.

мы построили спектры мощности в нескольких

Для того чтобы определить значимость КПО,

диапазонах энергий: 0.5-10 кэВ (F), 0.5-3 кэВ (A),

мы вычисляли удвоенную разность логарифми-

3-10 кэВ (B).

ческих функций правдоподобия 2 log(L_qpo/L_null),

В спектрах мощности, построенных для наблю-

где L_qpo — значение функции правдоподобия для

дений 02-09, были обнаружены КПО. В каче-

модели с КПО, L_null — для модели без КПО, а

стве модели аппроксимации спектров мощности,

также вероятность, что такая разность является

полученных в этих наблюдениях, использовалась

случайной величиной. Разность функций правдо-

модель, состоящая из двух профилей Лоренца

подобия имеет распределение χ2k (Кэш, 1979), где

(один профиль Лоренца описывал широкополос-

k —разность количества свободных параметров в

ный шум, второй — КПО) и константы, отвечаю-

модели с КПО и без, в нашем случае k = 3.

щей за Пуассоновский шум.

Результаты аппроксимации спектров мощности

N_qpo

δf_qpo/2

с КПО представлены в табл. 5. В 06 наблюдении

P (f) =

π (f - f_qpo)² + (δf_qpo/2)²

КПО не регистрировалось в диапазоне А, а в 08

наблюдении и в А, и в В. Для этих спектров мощ-

N_sub

δf_sub/2

+P_noise,

ности мы вычислили верхний предел на уровень

π (f - f_sub)² + (δf_sub/2)²

мощности переменности КПО на уровне значимо-

где f_qpo и δf_qpo - частота и ширина Лоренциа-

сти 90%. При этом мы полагали, что частота и

ны, отвечающей за КПО, f_sub и δf_sub — частота

добротность КПО в диапазоне А и B совпадают

и ширина Лоренцианы, отвечающей за широкопо-

с частотой и добротностью КПО в диапазоне F.

лосный шум, N_qpo и N_sub — нормировки компонент

Для наблюдения 06 в диапазоне А верхний предел

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№3

182

БЫКОВ и др.

Таблица 5. Параметры аппроксимации спектров мощности переменности излучения источника GRS 1739-278

ID Диапазон^a

δf_qpo, Гц^b

f_qpo, Гц^c

δf_zl, Гц^d

^e rms_qpo, %^f

rms_tot, %^f

2ΔL^g(log(p)^h)

fqpo

0.03 ± 0.01

0.106 ± 0.004

0.33 ± 0.03

3.4 ± 1.3

13.9 ± 1.8

30.0 ± 1.0

39(-7.8)

0.04 ± 0.02

0.103 ± 0.005

0.32+0.04-0.05

8.0 ± 4.2

13.5+2.3-2.5

27.0 ± 1.0

28(-5.4)

0.03+0.01-0.02

0.113+0.004-0.012

0.31+0.03-0.04

4.2 ± 2.5

14.5+2.4-2.7

32.0 ± 1.0

27(-5.2)

0.03 ± 0.01

0.377+0.004-0.003

0.62+0.05-0.04

11.7 ± 3.4

9.9+0.9-1.0

27.0 ± 1.0

81(-16.7)

0.03 ± 0.01

0.379 ± 0.005

0.57 ± 0.09

11.6 ± 5.1

8.7+1.2-1.3

23.0 ± 1.0

37(-7.3)

0.04 ± 0.01

0.377+0.005-0.004

0.61 ± 0.05

10.3 ± 3.6

11.2 ± 1.3

31.0 ± 1.0

58(-11.8)

0.29 ± 0.03

2.182 ± 0.012

1.59 ± 0.28

7.6 ± 0.9

10.3 ± 0.4

14.0 ± 1.0

338(-72.2)

0.32+0.1-0.11

2.208 ± 0.039

1.47+0.64-0.84

6.8 ± 2.3

7.2+0.8-0.9

10.0 ± 1.0

45(-9.0)

0.21 ± 0.03

2.19 ± 0.01

5.09+0.64-0.67

10.4 ± 1.5

13.5 ± 0.6

25.0 ± 1.0

295(-62.9)

0.34 ± 0.04

1.69 ± 0.01

0.89+0.19-0.20

5.0 ± 0.6

12.6 ± 0.5

15.0 ± 0.0

262(-55.8)

0.31+0.11-0.13

1.73 ± 0.04

1.08+0.44-0.66

5.6 ± 2.3

7.7 ± 1.1

10.0 ± 1.0

31(-6.1)

0.24+0.04-0.03

1.7 ± 0.01

5.17+0.83-0.77

7.2 ± 1.1

15.5 ± 0.8

27.0 ± 1.0

235(-49.7)

0.4+0.15-0.17

5.07 ± 0.06

1.5+0.32-0.34

12.7 ± 5.3

6.7 ± 0.9

12.0 ± 1.0

32(-6.3)

0.75+0.21-0.52

6.0+1.0-2.0

0(-)

0.24 ± 0.10

5.06 ± 0.03

2.18+0.49-0.48

21.1 ± 9.1

8.9 ± 1.2

19.0 ± 1.0

34(-6.7)

0.48 ± 0.08

2.48 ± 0.03

0.93+0.18-0.19

5.2 ± 0.9

10.6 ± 0.6

15.0 ± 1.0

120(-25.1)

0.34+0.20-0.24

2.41 ± 0.09

0.99+0.35-0.58

7.1 ± 4.9

6.4+1.5-1.7

10.0 ± 1.0

13(-2.3)

0.49 ± 0.09

2.52 ± 0.03

1.12+0.20-0.22

5.1 ± 1.0

15.2+0.9-1.0

22.0 ± 1.0

90(-18.7)

0.54+0.33-0.35

5.09 ± 0.14

1.08+0.37-0.38

9.4 ± 6.2

7.2 ± 1.6

12.0 ± 1.0

14(-2.5)

2.63+1.04-1.44

12.0 ± 2.0

0(-)

9.55+3.34-3.78

21.0 ± 3.0

0(-)

0.31 ± 0.06

2.19 ± 0.02

0.28 ± 0.08

7.1 ± 1.5

11.7 ± 0.8

14.0 ± 1.0

91(-18.9)

0.39+0.21-0.23

2.25 ± 0.09

0.47+0.10-0.31

5.8 ± 3.5

7.4+1.6-1.5

10.0 ± 1.0

18(-3.4)

0.18 ± 0.05

2.15 ± 0.02

2.7+0.92-0.90

11.9 ± 3.1

15.0+1.4-1.3

25.0 ± 2.0

80(-16.5)

Примечание. a — диапазон энергий 0.5-10 кэВ (F), 0.5-3 кэВ (A), 3-10

кэВ (B); b — ширина пика КПО; c — частота

пика КПО; d — ширина подложки; e — добротность пика КПО; f — мощность переменности КПО и полная мощность

переменности; g — значение статистики теста отношения правдоподобия; h — логарифм вероятности, что такая разность

функций правдоподобия является случайной величиной. Ошибка определена на уровне 68% доверительного интервала (см.

текст).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

183

02 F

03 F

05 F

10¹

10²

10³

10²

10¹

10⁰

Частота, Гц

Рис. 3. Спектры мощности переменности источника в процентной нормировке для наблюдений 02 (черные кресты), 03

(черные квадраты) и 05 (серые ромбы) в диапазоне F (0.5-10 кэВ). Тонкими линиями показаны аппроксимации спектров

моделями. Уровень Пуассоновского шума вычтен.

r_qpo < 6%, в наблюдении 08 r_qpo < 10% и 15% для

КПО от потока в степенной компоненте. Из рисун-

диапазонов А и B соответственно.

ка видно, что зависимость частоты КПО от потока

в мягком диапазоне энергий прямая, а от потока в

Из табл. 5 видно, что частота КПО не зави-

жестком диапазоне энергий обратная, такое пове-

сит от энергетического диапазона. Отметим, что

дение также характерно для КПО типа С (Мотта

из литературы следует, что системы с кандидата-

и др., 2011). В работе Стиеле и др. (2011) было

ми в черные дыры демонстрируют как отсутствие

показано, что КПО типа В наблюдаются лишь при

корреляции между частотой КПО и энергией, так

определенных значениях фотонного индекса спек-

и прямую и обратную пропорциональность (Ян и

тральной компоненты, описывающей Комптонизи-

др., 2012; Ли и др., 2013а,б).

рованное излучение. На стадии перехода из жест-

На рис. 3 приведены спектры мощности с КПО

кого в мягкое состояние фотонный индекс должен

в полном диапазоне энергий (0.5-10 кэВ) для

быть больше или порядка 2.2. В нашем случае из

нескольких наблюдений (02, 03 и 05). Хорошо

табл. 4 видно, что фотонный индекс меньше или

видно, что частота КПО меняется от наблюдения

порядка 2, что опять же свидетельствует в пользу

к наблюдению.

КПО типа С.

Для того чтобы определить тип КПО, необхо-

Для нескольких систем на основе фурье-

димо измерить как параметры самого пика КПО,

спектроскопии было показано, что основной вклад

так и широкополосного шума. Из рис. 3 и табл. 5

в переменность излучения системы дает корона

следует, что на низких частотах в исследуемых

(Чуразов и др., 2001; Соболевска, Житски, 2006),

спектрах мощности присутствует широкополос-

т.е. мощность переменности должна уменьшаться

ный шум, полная мощность переменности которого

с уменьшением вклада степенной компоненты в

больше 10%, что, как было сказано во “Введении”,

поток, что мы и наблюдаем. В наблюдениях 02 и

характерно для КПО типа С. Мы построили зави-

03, когда мощность переменности в диапазонах

симость частоты пиков КПО от потока в мягком

энергии А и В определяется степенной компо-

(0.5-10 кэВ) и жестком (15-50 кэВ) диапазонах

нентой, полная мощность переменности излучения

энергий (рис. 4). Поскольку вклад дисковой компо-

в мягком диапазоне энергий (А) меньше, чем в

ненты в энергетическом диапазоне 15-50 кэВ мал,

жестком (В) диапазоне энергий, в 1.2-1.3 раза.

можно считать, что это и есть зависимость частоты

В то же время в наблюдениях 04-09, когда в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

184

БЫКОВ и др.

F (0.5-10 кэВ)

0.5

0.1

4 × 10¹ 6 × 10¹

2 × 10²

3 × 10²

XRT (0.5-10 кэВ), Отс. c^-1

BAT (15-50 кэВ), мКраб

Рис. 4. На левой панели показана зависимость частоты КПО от потока в диапазоне энергий 0.8-10 кэВ. На правой

панели — зависимость частоты КПО от потока в диапазоне 15-50 кэВ.

мягком диапазоне энергий также присутствует и

1.2-1.4, а из табл. 5 следует, что полная мощность

дисковая компонента, мощность переменности в

переменности излучения во время наблюдений 02

диапазоне А в 2-3 раза меньше, чем в диапазоне В.

и 03 была 30% и 27% соответственно. Значения

Для наблюдений 10-42, в которых КПО не ре-

этих параметров указывают на то, что система

гистрировалось, мы определили полную мощность

в период с 01 по 03 наблюдения находилась в

переменности излучения в диапазоне энергий 0.5-

низком/жестком состоянии.

10 кэВ. Для этого мы аппроксимировали спектры

С 04 по 09 наблюдения полная мощность пе-

мощности либо степенным законом с константой,

ременности излучения уменьшилась до 12-15%,

либо только константой методом максимального

в спектре мощности переменности наблюдались

правдоподобия. Если выделить степенную компо-

КПО типа С, в энергетическом спектре источника

ненту не удавалось, то оценивалась предельная

наряду со степенной компонентой регистрирует-

мощность белого шума источника. Для этого мы

ся вклад аккреционного диска, что свойственно

искали значение P_source, при котором измеренная

промежуточному жесткому состоянию. Во время

мощность в частотном диапазоне 0.01-50 Гц явля-

наблюдения 10 полная мощность переменности из-

лась 10% квантилью нормального распределения

лучения была равна 10 ± 2%, в 11 наблюдении —

N (P_noise + P_source, (P_noise + P_source)/Nn), где N -

8 ± 3%, а в 12 и 13 —14-16%, что также сви-

число частотных интервалов, P_noise — измеренный

детельствует в пользу промежуточного жесткого

уровень Пуассоновского шума.

состояния.

Диаграмма полученной зависимости полной

мощности переменности излучения от жестко-

С 14 по 23 наблюдения энергетический спектр

сти излучения (отношение потоков в диапазонах

источника по-прежнему описывается моделью ак-

креционного диска со степенной компонентой, од-

энергий 4-10 кэВ и 0.5-4 кэВ) показана на

нако мощность переменности излучения источника

рис.

(нижняя панель). Из рисунка следует,

что полная мощность переменности источника за

упала ниже 10%. Во многих наблюдениях нам уда-

лось получить только верхние пределы на уровне

время наблюдений уменьшилась с ∼30% до ∼8% и

меньше.

<10%. Таким образом, можно сделать вывод, что

система перешла в промежуточное мягкое состоя-

ние между 13 и 14 наблюдением.

Наблюдаемые состояния во время вспышки 2014 г.

Возможно, что во время 11 наблюдения (когда

Из спектрального анализа следует (см. табл. 1 и

не только полная мощность переменности, но и

4), что во время наблюдений 01-03 фотонный ин-

вклад степенной компоненты в поток от системы

декс степенной компоненты имел значение порядка

уменьшился практически в 2 раза по сравнению с

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

185

1.00

0.10

0.01

100

E, кэВ

Рис. 5. Характерные энергетические спектры источника GRS 1739-278 и модели их наилучшей аппроксимации во время

разных спектральных состояний: наблюдение 01 (низкое/жесткое состояние) — черные кружки, точки и треугольники:

данные Swift/XRT, INTEGRAL/JEMX, INTEGRAL/ISGRI соответственно; наблюдение 09 (промежуточное состоя-

ние) — темно-серые кружки, точки и треугольники: данные Swift/XRT, INTEGRAL/JEMX, INTEGRAL/ISGRI соот-

ветственно; наблюдение 42 (высокое/мягкое состояние) — светло-серые треугольники (данные Swift/XRT). Тонкими

штрихпунктирными линиями показаны модели наилучшей аппроксимации (см. табл. 1 и 3). На нижней панели показано

отклонение данных от моделей.

соседними наблюдениями, см. табл. 1) система пе-

компоненты оказывается мал (≤30%), а во-вторых,

реходила в промежуточное мягкое состояние, од-

присутствие слабого степенного закона может на-

нако утверждать это на основе имеющихся данных

блюдаться и в высоком/мягком состоянии (Белло-

нельзя. Несмотря на то что аппроксимация данных

ни, 2016). Стоит отметить, что модель powerlaw не

моделями phabs ∗ (diskbb + powerlaw) и phabs ∗

имеет завала на низких энергиях, и оценка вклада

diskbb дает одинаковые значения критерия χ², мы

степенной компоненты в общий поток является

считаем, что первая модель наиболее вероятная,

верхним пределом, т.е. фактически доля нетепло-

потому что источник демонстрирует значительный

вой компоненты меньше. Кроме того, на рис. 1 вид-

поток (150 мКраб) в диапазоне энергий 15-50 кэВ.

но, что после 23 наблюдения источник практически

не регистрируется в диапазоне энергий 15-50 кэВ,

С 24 по 42 наблюдения энергетические спек-

что так же свидетельствует в пользу перехода в

тры источника хорошо описываются моделью мно-

высокое/мягкое состояние.

готемпературного диска с поглощением на низ-

ких энергиях, т.е. можно утверждать, что систе-

Характерные спектры источника, соответству-

ма перешла в высокое/мягкое состояние. И хотя

ющие низкому/жесткому, промежуточному низ-

при аппроксимации некоторых спектров добавле-

кому/жесткому и высокому/мягкому состояниям

ние степенной компоненты формально уменьшает

(наблюдения 01, 09 и 42 соответственно), пред-

критерий χ², однако, во-первых, вклад степенной

ставлены на рис. 5.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

186

БЫКОВ и др.

1.5

1.0

Спектральные

0.5

1.0

состояния:

0.5

Низкое/жесткое

Промежуточное

0.30

низкое/жесткое

0.20

Промежуточное

0.10

КПО (Тип С)

высокое/мягкое

0.05

Высокое/мягкое

100

150

200

T(MJD)-56725, дни

Рис. 6. Верхняя панель: зависимость температуры аккреционного диска на внутреннем радиусе от времени. Средняя

панель: зависимость вклада степенной компоненты в общее излучение от времени. Нижняя панель: зависимость полной

мощности переменности излучения от времени. Температура аккреционного диска на внутреннем радиусе и вклад

степенной компоненты приведены для модели, в которой фотонный индекс был зафиксирован на значении 2. На рисунке

также обозначены периоды времени, когда источник находился в низком/жестком, промежуточных жестком и мягком,

высоком/мягком состояниях.

На рис. 6 показано, в какие периоды времени, в

Детальный анализ кривой блеска, полученной

каком состоянии находился источник, а также при-

по данным телескопа Swift/BAT, после вспышки

ведены зависимости температуры аккреционного

2014 г. показал, что помимо упомянутых в литера-

диска на внутреннем радиусе, вклада степенной

туре мини-вспышек, система продемонстрировала

компоненты в общее излучение и полной мощности

еще несколько похожих событий. Для того что-

переменности излучения от времени. Температу-

бы определить статистическую значимость обнару-

ра аккреционного диска на внутреннем радиусе и

женных вспышек, мы провели анализ, в котором

вклад степенной компоненты взяты из модели, в

разбили кривую блеска на интервалы, содержащие

которой фотонный индекс был зафиксирован на

эти вспышки (на рис. 7 показаны серыми пря-

значении 2.

моугольниками), и аппроксимировали зависимость

потока от времени двумя моделями: константой и

В целом наши результаты о переходах между

константой с профилем Гаусса в качестве первого

состояниями согласуются с результатами, приве-

приближения для профиля вспышки. Значимость

денными в работах Яна и Ю (2017) и Ванг и

регистрирования вспышки определялась как веро-

др. (2018).

ятность разницы критериев χ² для обеих моделей

наилучшей аппроксимации данных (F-тест). Ре-

зультаты анализа показаны на рис. 8, значимость

Мини-вспышки системы

детектирования вспышек приведена над каждой

панелью. Из рисунка следует, что упомянутые в

Мы провели анализ кривой блеска системы

литературе мини-вспышки имели значимость 7-8σ

GRS 1739-278 за все время наблюдений с момента

(мини-вспышки 2,3 и 8), а обнаруженные 4 мини-

открытия источника с целью поиска незарегистри-

вспышки имеют значимость 4-5.5σ. Поскольку

рованных вспышек. С 1996 до середины 2011 г.

вспышка под номером 7 имеет маленькую значи-

источник регулярно наблюдался монитором всего

мость 2.6σ, мы не включили ее в окончательные

неба ASM/RXTE в диапазоне энергий 1.2-12 кэВ

выводы. После сорванной вспышки 2016 г. система

(Левине и др., 1996). Согласно этим данным после

вернулась в спокойное состояние со средним пото-

яркой вспышки 1996 г. источник не проявлял вспы-

ком 5.0 ± 0.3 мКраб.

шечной активности и не детектировался. Начиная

с 2005 г. источник почти непрерывно наблюдался

Эволюция вспышек системы в 1996,

телескопом Swift/BAT в диапазоне энергий 15-

2014 и 2015 гг.

50 кэВ. В период с 2005 по 2014 г. вспышек на

кривой блеска не обнаружено и средний поток был

С помощью архивных данных монитора RXTE/

равен 1.0 ± 0.4 мКраб. После окончания вспышки

ASM мы построили диаграмму “жесткость-поток”

2014 г. средний поток от источника увеличился до

для вспышки 1996 г. и сравнили ее с диаграммой

9.7 ± 0.2 мКраб.

для вспышки 2014 г. и мини-вспышек 2015 г.,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

187

BAT (15-50 кэВ)

XRT

(0.5-10 кэ

В)

-10

57 100

57 200

57 300

57 400

57 500

57 600

57 700

57 800

57 900

58 000

58 100

58 200

58 300

Дни, MJD

Рис. 7. Кривая блеска источника GRS 1739-278 за 2015-2016 гг. по данным Swift/XRT (черные звездочки, данные

усреднены за наблюдение) и Swift/BAT (черные квадраты, данные усреднены за один день). Затемненными областями

показаны временные интервалы, во время которых определялась значимость исследуемой вспышки (см. текст и рис. 8).

Вспышка 1

Вспышка 2

Вспышка 3

Вспышка 4

5.0σ

7.1σ

6.7σ

5.5σ

χ2ed^{/dof = 2.44/80}

χ2ed^{/dof = 1.2/77}

-10

57 060 57 080

57 100 57 200

57 14057 16057 180 57 200

57 220

57 240

57 260

57 290

57 310

57 330

Вспышка 5

Вспышка 6

Вспышка 7

Вспышка 8

5.4σ

4.4σ

2.6σ

8.4σ

57 400

57 420

57 440

57 480 57 500 57 520 57 540

57 550

57 570

57 590

57 600

57 640

57 680

Рис. 8. Аппроксимация вспышек источника, обнаруженных по данным Swift/BAT (15-50 кэВ) (см. рис. 7) константой

(черная пунктирная линия) и константой с добавлением профиля Гаусса (черная штрихпунктирная линия). Приведено

значение χ² для аппроксимации каждой моделью. Значимость детектирования вспышки указана в заголовке панели.

когда система переходила в высокое/мягкое со-

излучения с помощью спектральных моделей наи-

стояние. Чтобы сделать корректное сравнение диа-

лучшей аппроксимации для нескольких состоя-

ний. Во вспышке 1996 г. были выбраны наблю-

грамм, необходимо принять во внимание разницу

в энергетических диапазонах и характеристиках

дения телескопом КВАНТ/ТТМ от 6-7 февра-

инструментов. Для этого мы посчитали жесткость

ля 1996 г.; наблюдение телескопом RXTE/PCA

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

188

БЫКОВ и др.

1.00

0.50

2015 [Mini 1]

2015 [Mini 2]

2014

1996

0.10

0.05

0.1

1.0

Корректированная жесткость

Рис. 9. Диаграммы жесткость-поток для вспышек 1996, 2014, а также первой и второй мини-вспышек 2015 гг. (во время

которых система продемонстрировала переход из низкого/жесткого в высокое/мягкое состояние), отмечены белыми

кружками, черными кружками, серыми верхними и нижними треугольниками соответственно. По оси абсцисс отложены

значения скорректированной жесткости (см. текст), по оси ординат — отсчеты, нормированные на максимум каждой

вспышки: по данным монитора ASM — в диапазоне энергий 1.2-12 кэВ, по данным телескопа XRT — 0.5-10 кэВ.

31 марта 1996 г. и 29 мая 1996 г. (см. Бороздин и

рис. 9. На рисунке видно, что во время ярких

др., 1998). Для вспышки 2014 г. мы использовали

вспышек кривые имеют схожую форму, при этом

наблюдения 01, 11 и 32. Первые наблюдения для

поведение источника на диаграмме “жесткость-

каждой вспышки соответствуют моменту самой

поток” во время ярких вспышек существенно от-

большой зарегистрированной жесткости излуче-

личается от поведения во время мини-вспышек.

ния, вторые — относятся к моменту максимальной

Мы оценили светимость, при которой достигалась

яркости системы в мягком диапазоне энергий, тре-

минимальная жесткость во время вспышек, при-

тьи — к высокому/мягкому состоянию, когда вклад

няв расстояние до системы равным 8.5 кпк. Для

степенного закона в общий поток мал. Исполь-

вспышки 1996 г. — L1.2-12кэВ ∼ 1.5 × 10³⁷ эрг/с,

зуя данную выборку наблюдений, мы посчитали

для вспышки 2014 г. — L0.5-10кэВ ∼ 2 × 10³⁷ эрг/с,

жесткость излучения для энергетических диапазо-

а для мини-вспышек — L0.5-10кэВ ∼ (5-6) ×

нов 5-10 кэВ и 1.5-5 кэВ. Во вспышке 1996 г.

×10³⁶ эрг/с.

показатели жесткости получились равными 1.29,

В работах Ю и др. (2007), Ву и др. (2010) для

0.57 и 0.30 соответственно, во вспышке 2014 г. —

1.29, 0.64 и 0.23. Вычислив жесткость по кри-

системы GX

339-4 (маломассивная двойная си-

вым блеска в опорных наблюдениях, обозначенных

стема с кандидатом в черные дыры) построена за-

висимость максимума потока в диапазоне энергий

выше, мы получили отношения “истинной” (полу-

ченной на основе моделей) жесткости и наблю-

20-160 кэВ во время низкого/жесткого состояния

даемой (полученной из кривых блеска). Разброс

от времени между текущим и предыдущим макси-

этих отношений относительно среднего значения

мумом потока в низком/жестком состоянии, и была

составляет 12-15%, поэтому мы использовали

предпринята попытка аппроксимировать эту зави-

среднее значение как коэффициент для перево-

симость линейным законом. Мы построили такую

же зависимость максимального потока в энерге-

да наблюдаемой диаграммы “жесткость-поток” в

“истинную”. Для вспышки 2014 г. и мини-вспышек

тическом диапазоне 15-50 кэВ в низком/жестком

2015 г. использовался один и тот же коэффици-

состоянии от времени до предыдущего максимума

ент. Также для удобства сравнения формы диа-

излучения в низком/жестком состоянии для систе-

грамм мы нормировали поток на максимальное

мы GRS 1739-278 , учитывая яркие вспышки 1996,

значение. Полученные диаграммы приведены на

2014 гг. и мини-вспышки 2015 г. (рис. 10). Момент

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

2019

№3

ИССЛЕДОВАНИЕ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ GRS 1739-278

189

300

250

200

150

100

1000

2000

3000

4000

5000

6000

7000

ΔT, дни

Рис. 10. Зависимость потока BAT (в мКраб) в пике низкого/жесткого состояния вспышки от времени, прошедшего

с максимума излучения в низком/жестком состоянии в предыдущей вспышке. Пунктирной линией показана модель

наилучшей аппроксимации линейным законом, который имеет вид 0.043 мКраб/день·ΔT + 27 мКраб.

перехода в жесткое состояние в конце вспышки

•

Показано, что после вспышки 2014 г. систе-

2014 г. взят из работы Ванга и др. (2018). Линейная

ма перешла в режим мини-вспышечной ак-

зависимость, наилучшим образом аппроксимиру-

тивности и, помимо упомянутых в литературе

ющая данные для источника GRS 1739-278, вы-

трех мини-вспышек (Ю, Ян, 2017; Меремин-

глядит следующим образом: F_hard(ΔT ) = (0.043 ±

ский и др., 2017), нами было зарегистри-

ровано еще 4 мини-вспышки со сравнимым

± 0.003) ^{мКрабдень} ΔT + (27 ± 2) мКраб.

(∼20 мКраб) потоком в жестком диапазоне

энергий (15-50 кэВ).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

•

Показано, что диаграмма

“жесткость-

поток” для мини-вспышек 2015 г., во время

В настоящей работе проведено совместное ис-

которых система продемонстрировала пере-

следование спектральной и временной эволюции

ход в высокое/мягкое состояние, отличается

системы GRS 1739-278 во время вспышки 2014 г.,

от диаграммы для ярких вспышек 1996 и

а также сделан сравнительный анализ поведения

2014 г.: минимальная жесткость излучения

системы во время остальных вспышек, упомянутых

во время мини-вспышек была достигнута

в литературе, и в периоды между ними. Полученные

при потоках не менее 60-80% от макси-

результаты могут быть кратко суммированы следу-

мального, в то время как в ярких вспышках

ющим образом.

минимальная жесткость излучения была

достигнута при потоках порядка 10% от мак-

симального. При этом светимость источника

• показано, что во время вспышки 2014 г.

в диапазоне 0.5-10 кэВ, соответствующая

система перешла в промежуточное жесткое

этим моментам, отличалась примерно в

состояние через 22 дня от начала вспышки,

три раза: для яркой вспышки L0.5-10кэВ ∼

через 66 дней в промежуточное мягкое со-

∼ 2 × 10³⁷

эрг/с, для мини-вспышек —

стояние (возможно, продемонстрировав это

L0.5-10кэВ ∼ (5-6) × 10³⁶ эрг/с.

состояние на 55 день и вернувшись в про-

межуточное жесткое состояние не позднее

•

Построена зависимость максимума потока в

чем через 4 дня) и через 145 дней в высо-

жестком диапазоне энергий во время низко-

кое/мягкое состояние.

го/жесткого состояния от интервала между

вспышками. Эта зависимость может быть

• Во время вспышки системы GRS 1739-

аппроксимирована линейным законом, что,

278

в 2014 г. были обнаружены КПО в

возможно, указывает на зависимость макси-

диапазоне частот 0.1-5 Гц. Все КПО отно-

мального потока излучения системы в низ-

сятся к типу С. Зависимость частоты КПО

ком/жестком состоянии от массы накапли-

от энергии не обнаружена.

ваемого аккреционного диска.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019

190

БЫКОВ и др.

Работа выполнена при финансовой поддержке

20.

Капитанио и др. (F. Capitanio, T. Belloni, M. Del

гранта РНФ 14-12-01287. В работе использованы

Santo et al.), MNRAS 398, 1194 (2009).

данные, предоставленные научным центром данных

21.

ван дер Клис (M. van der Klis), Timing Neutron

обсерватории Swift в университете Лейстер и цен-

Stars (Ed. H. Ogelman, E. P.J. van den Heuvel.

трами научных данных обсерватории ИНТЕГРАЛ

NATO ASI Series C, Vol. 262, p. 27-70. Dordrecht:

в университете Женевы и Институте космических

Kluwer, 1988. 262, 27, 1988).

исследований РАН.

22.

Кримм и др. (H.A. Krimm, S.D. Barthelmy,

W. Baumgartner et al.), The Astronomer’s Telegram

5986 (2014).

23.

Кримм и др. (H.A. Krimm, S.T. Holland,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

R.H.D. Corbet et al.), Astrophys. J. 209, 14 (2013).

Арно (K.A. Arnaud), Astron. Data Analys. Software

24.

Кэш (W. Cash), Astrophys. J. 228, 939 (1979).

and Systems V 101, 17 (1996).

25.

Левине и др. (A.M. Levine, H. Bradt, Cui et al.),

Барроус и др. (D.N. Burrows, J.E. Hill, J.A. Nousek

Astrophys. J. 469, L33 (1996).

et al.), Space Sci. Rev. 120, 165 (2005).

26.

Ли и др. (Z.B. Li, J.L. Qu, L.M. Song et al.), MNRAS

Белонни (T.M. Belloni), Lect. Not. Phys., Berlin

428, 1704 (2013а).

Springer Verlag 794, 53 (2010).

27.

Ли и др. (Z.B. Li, S. Zhang, J.L. Qu et al.), MNRAS

Белонни, Мотта (T.M. Belloni and S.E. Motta),

433, 412 (2013б).

Astrophys. of Black Holes: From Fundamental

28.

Лихи и др. (D.A. Leahy, W. Darbro, R.F. Elsner et al.),

Aspects to Latest Developments 440, 61 (2016).

Astrophys. J. 266, 160 (1983).

Бороздин и др. (K. Borozdin, N. Alexandrovich,

29.

Мереминский и др. (I. Mereminskiy, R. Krivonos,

R. Sunyaev et al.), IAU Circ. 6350 (1996).

S. Grebenev et al.), The Astronomer’s Telegram 9517

(2016).

Бороздин и др. (K.N. Borozdin, M.G. Revnivtsev,

S.P. Trudolyubov et al.), Astron. Lett. 24, 435 (1998).

30.

Мереминский и др. (I.A. Mereminskiy,

E.V. Filippova, R.A. Krivonos et al.), Astron.

Бороздин,

Трудолюбов

(K.N.

Borozdin,

Lett. 43, 167 (2017).

S.P. Trudolyubov), Astrophys. J. 533, L131 (2000).

31.

Мереминский и др. (I.A. Mereminskiy,A.N. Semena,

Ванг и др. (S. Wang, N. Kawai, M. Shidatsu et al.),

S.D. Bykov et al.), MNRAS 482, 1392 (2019).

PASJ 70, 67 (2018).

32.

Миллер и др. (J.M. Miller, J.A. Tomsick, M. Bachetti

Варгас и др. (M. Vargas, A. Goldwurm, J. Paul et al.),

et al.), Astrophys. J. 799, L6 (2015).

Astron. Astrophys. 313, 828 (1996).

33.

Мотта и др. (S. Motta, T. Mu ˜noz-Darias, T. Belloni),

10.

Вольтер и др. (R. Walter, R. Rohlfs, M.T. Meharga

MNRAS 408, 1796 (2010).

et al.), Eighth Integral Workshop. The Restless

34.

Мотта и др. (S. Motta, T. Mu ˜noz-Darias, P. Casella

Gamma-ray Universe (INTEGRAL

2010),

162

et al.), MNRAS 418, 2292 (2011).

(2010).

35.

Поль и др. (J. Paul, L. Bouchet, E. Churazov et al.),

11.

Вихлинин и др. (A. Vikhlinin, E. Churazov,

IAU Circ 6348 (1996).

M. Gilfanov et al.), Astrophys. J. 424, 395 (1994).

36.

Ремиллард, Макклинток (R.A. Remillard,

12.

Ву и др. (Y.X. Wu, W.Yu, Z. Yan et al.), Astron.

J.E. McClintock), Ann. Rev. Astron. Astrophys.

Astrophys. 512, A32 (2010).

44, 49 (2006).

13.

Гильфанов (M.R. Gilfanov), Lect. Not. Phys. 794, 17

37.

Родригез и др. (J. Rodriguez, S. Corbel, E. Kalemci

(2010).

et al.), Astrophys. J. 612, 1018 (2004).

14.

Гребенев и др. (S. Grebenev, R. Sunyaev,

38.

Смит и др. (D.M. Smith, W.A. Heindl,

M. Pavlinsky et al.), Astron. Astrophys. Suppl.

C.B. Markwardt et al.), Astrophys. J. 554, L41

Ser. 97, 281 (1993).

(2001).

15.

Гребенев и др. (S. Grebenev, R. Sunyaev,

39.

Соболевска, Житски (M.A. Sobolewska, P.T. Zycki),

M. Pavlinsky), Adv. Space Res. 19, 15 (1997).

MNRAS 370, 405 (2006).

16.

Дель Санто и др. (M. Del Santo, T.M. Belloni,

40.

Стиеле и др. (H. Stiele, S. Motta, T. Mu ˜noz-Darias

J.A. Tomsick et al.), MNRAS 456, 3585 (2016).

et al.), MNRAS 418, 1746 (2011).

17.

Дуршо и др. (P. Durouchoux, I.A. Smith, K. Hurley et

41.

Танака, Шибазаки (Y. Tanaka, N. Shibazaki),

al.), IAU Circ. 6383 (1996).

ARA&A 34, 607 (1996).

18.

Здриарзски и др. (A.A. Zdziarski, M. Gierli ´nski,

42.

Ферригно и др. (C. Ferrigno, E. Bozzo, M. Del Santo

J. Mikołajewska et al.), MNRAS 351, 791 (2004).

et al.), Astron. Astrophys. 537, L7 (2012).

19.

Инграм и др. (A. Ingram, C. Done, P.C. Fragile),

43.

Филиппова и др. (E. Filippova, E. Bozzo,

MNRAS 397, L101 (2009).

C. Ferrigno), Astron. Astrophys. 563, A124 (2014а).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№3

2019