ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 4, с. 231-251

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА РЕНТГЕНОВСКИХ НОВЫХ

H 1743-322 И GX 339-4 ВО ВРЕМЯ ИХ ВСПЫШЕК

В ПЕРИОД 2005-2019 гг.

К. Д. Осташенко¹, С. А. Гребенев², И. А. Мереминский², А. В. Просветов²

¹Школа 444 г. Москвы, Москва, Россия

²Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 02.12.2019 г.

После доработки 16.12.2019 г.; принята к публикации 21.12.2019 г.

По данным многолетних наблюдений обсерваториями SWIFT, RXTE и MAXI рентгеновских новых

H 1743-322 (IGR J17464-3213) и GX 339-4 исследована морфология и выполнена классификация

кривых блеска их рентгеновских вспышек. В частности, подтверждено существование у обоих

источников двух кардинально отличающихся типов вспышек: мягких (S) и жестких (H), выявлены их

разновидности: ультраяркие (U) и промежуточные (I) вспышки. В рамках модели “усеченного диска”

обсуждены свойства и происхождение различий в кривых блеска этих вспышек.

Ключевые слова: черные дыры, маломассивные рентгеновские двойные, рентгеновские транзиенты,

рентгеновские новые, нестационарная аккреция.

DOI: 10.31857/S0320010820040063

ВВЕДЕНИЕ

вокруг компактного объекта протяженного аккре-

ционного диска, в котором вещество медленно по

Рентгеновскими новыми называют нестацио-

спирали движется по направлению к центру.

нарные (вспыхивающие) рентгеновские двойные

системы, компактным объектом в которых служит

В настоящее время не ясно, связаны вспышки

рентгеновских новых с какими-то процессами в

черная дыра звездной (M₁ ≲ 10 M_⊙) массы (или

нормальной звезде, приводящими к ее раздува-

нейтронная звезда со слабым B < 10⁹ Гс магнит-

нию до объема полости Роша, или перетекание

ным полем), а нормальным компонентом — мало-

происходит постоянно, но б ´ольшую часть времени

массивная (M₂ ≲ M_⊙) звезда главной последова-

вещество не достигает черной дыры, а накапли-

тельности. Во время вспышек рентгеновские новые

вается во внешних областях диска и лишь по до-

становятся ярчайшими источниками на рентгенов-

стижении некоторой критической массы протекает

ском небе (Сюняев и др., 1988, 1991; Гребенев и

вовнутрь. Типичные вспышки рентгеновских новых

др., 1993, 1997; Танака, Шибазаки, 1996; Грове и

продолжаются месяцы, длительность особо мощ-

др., 1998; Ремиллард, МакКлинток, 2006; Беллони,

ных может достигать года. Во время спокойного

2010).

(“выключенного”) состояния поток от новых па-

Орбитальные периоды рентгеновских новых,

дает ниже уровня регистрации широкоугольными

как правило, равны нескольким часам (Черепащук,

рентгеновскими телескопами и мониторами всего

2013), что обеспечивает заполнение (или почти

неба, тем не менее, наблюдения некоторых извест-

заполнение) полости Роша нормальной звездой

ных рентгеновских новых телескопами с зеркаль-

и возможность эффективного перетекания ее

ной оптикой показали, что рентгеновский поток не

вещества через внутреннюю точку либрации (L1).

исчезает полностью, а лишь падает на 4-5 по-

Энерговыделение при аккреции этого вещества

рядков величины. Интервалы между вспышками

черной дырой (нейтронной звездой) и питает

у некоторых новых составляют десятки и более

рентгеновскую вспышку системы. Поскольку пе-

лет. Почти каждый год открывают ранее неизвест-

ретекающее вещество обладает большим угловым

ные источники этого типа, т.е. в эпоху рентге-

моментом, аккреция происходит с образованием

новской астрономии они вспыхивают впервые. У

других новых вспышки происходят квазирегулярно

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

на масштабе года-двух. Правда, мы знаем лишь

231

232

ГРЕБЕНЕВ и др.

несколько таких рекуррентных объектов, тогда как

(площадь высокотемпературной зоны должна рас-

полное число наблюдавшихся рентгеновских новых

ти с ростом энерговыделения, см. Шакура, Сюняев,

приближается уже к пяти десяткам (например,

1973). Однако наблюдения показывают, что этого

Черепащук, 2013).

не происходит, по крайней мере, прямой пропорци-

ональности здесь нет.

Вещество, “прорвавшееся” к черной дыре в ре-

зультате эпизода нестационарной аккреции, “раз-

В настоящей работе предпринята попытка про-

мазывается” по аккреционному диску, формируя

верить справедливость описанной картины сме-

наблюдаемую кривую рентгеновского блеска (Лю-

ны состояний и вообще модели “усеченного дис-

барский, Шакура, 1987; Липунова, Шакура, 2000;

ка” путем изучения рентгеновских кривых блеска

вспышек двух рекуррентных, широко известных

Сулейманов и др., 2008). Как правило, у мощных

вспышек в стандартном рентгеновском диапазоне

рентгеновских новых H 1743-322 и GX 339-4,

2-10 кэВ она имеет характерную форму, назы-

наблюдавшихся у них на протяжении почти 15 лет.

ваемую FRED (“Fast Rise — Exponential Decay”,

Большая часть этих вспышек в той или иной

т.е. “быстрый подъем — экспоненциальный спад”).

степени исследовалась разными приборами непо-

средственно во время их развития и затухания, но

Жесткое > 20 кэВ излучение наблюдается в пер-

сравнения свойств разных вспышек и анализа всей

вые дни и на спаде кривой блеска. Но есть и раз-

их совокупности, насколько нам известно, никто не

личия, как между вспышками разных источников,

проводил.

так и между отдельными вспышками одного и того

же объекта. Известны вспышки, во время которых

жесткое излучение доминировало на протяжении

ИСТОЧНИКИ H 1743-322 И GX 339-4

всей ее длительности (Сюняев и др., 1991; Грове и

др., 1998; Мереминский и др., 2017).

Рентгеновский транзиент H 1743-322 был

открыт обсерваторией HEAO-1 во время мощной

Изменения жесткости отражают тот факт, что в

вспышки 1977 г., длившейся ∼230 дней. Однако его

процессе развития вспышки рентгеновские новые

положение на небе было определено неоднозначно

проходят поочередно несколько разных состоя-

и в каталоге основного прибора A1 обсерватории

ний, отличающихся энергетическими спектрами их

рентгеновского излучения: жесткое, промежуточ-

(Вуд и др., 1984) дано с большим смещением (ис-

ное жесткое, мягкое, промежуточное мягкое, двух-

точник в этом каталоге даже назывался иначе —

H 1741-322). После этой вспышки источник много

компонентное (Макишима и др., 1986; Гребенев и

лет оставался в выключенном состоянии. Новая

др., 1997; Беллони, 2010). Ясно, что эти состояния

вспышка из этой области была зарегистрирована

связаны с разными режимами дисковой аккреции,

реализуемыми в этих системах в данный конкрет-

лишь в марте 2003 г. (Ревнивцев и др., 2003) обсер-

ный момент времени.

ваторией INTEGRAL (Винклер и др., 2003) и из-за

ошибки положения в каталоге Вуда и др. (1984)

Разнообразие спектральных состояний рентге-

принята за вспышку нового транзиента, получив-

новских новых находит естественное объяснение

шего наименование IGR J17464-3213. Ассоциа-

в так называемой модели “усеченного диска”. Со-

ция с H 1743-322 была прояснена Марквардтом

гласно этой модели, аккреционный диск состо-

(2003), который указал на упоминание в работе

ит из двух геометрически разделенных областей:

Гурского и др. (1978), основанной на данных при-

внешней — холодной (kT ≲ 1 кэВ), геометрически

бора A3 обсерватории HEAO-1, другого возмож-

тонкой, непрозрачной и поэтому излучающей чер-

ного положения источника H 1741-322, в пределах

нотельным образом (она отвечает за мягкую ком-

ошибок совпадающего с положением IGR J17464-

поненту в рентгеновском спектре излучения новой,

3213.

Шакура, Сюняев, 1973), и внутренней — высоко-

температурной (kT ≲ 100 кэВ), геометрически тол-

Вспышка 2003 г. была очень мощной, продол-

стой, но оптически тонкой — полупрозрачной (она

жалась 8 мес и прошла через весь спектр со-

отвечает за жесткую степенную компоненту рент-

стояний — от жесткого (Ревнивцев и др., 2003) к

геновского излучения, см., например, Шапиро и

мягкому (Кречмар и др., 2003) и обратно (Гребе-

др., 1976; Сюняев, Трюмпер, 1979). Переход меж-

нев и др., 2003; Томсик, Калемси, 2003). В июле

ду областями определяется испарением холодного

2004 г. Сванк (2004), основываясь на данных об-

внешнего диска под действием вязкого энерговы-

серватории RXTE (Ягода и др., 1996), сообщи-

деления в нем. Согласно модели, в зависимости от

ла о начале новой вспышки источника. Слабая

положения границы между внешней и внутренней

вспышка была зарегистрирована RXTE также в

областями (и соответственно — площадями их по-

августе 2005 г. (Сванк и др., 2005). Ее наблюдала

верхностей и вкладами в общий спектр излучения)

уже и обсерватория SWIFT (Джерелс и др., 2004).

наблюдается то или иное состояние рентгеновской

Кривая блеска источника, измеренная монитором

новой. Радиус границы между областями, казалось

всего неба ASM обсерватории RXTE во время этих

бы, должен увеличиваться с ростом темпа аккреции

трех вспышек, показана на рис. 1. Первые две

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№4

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

233

RXTE/ASM

1250

2 10 keV

1000

750

500

250

52 800

53 000

53 200

53 400

53 600

MJD

Рис. 1. Кривая блеска гигантской вспышки 2003 г. и двух последующих вспышек рентгеновской новой H 1743-322 в

диапазоне энергий 2-10 кэВ (согласно измерениям монитором ASM обсерватории RXTE в период с февраля 2003 г. по

октябрь 2005 г., MJD 52680-53670).

вспышки по своей мощности, длительности, вре-

(Миямото и др., 1991), GRANAT (Гребенев и др.,

менному профилю сильно отличаются от третьей

1991, 1993) и всеми последующими миссиями.

и всех последующих вспышек, наблюдавшихся с

Оптическая звезда V 821 Ara этой двойной

этого момента через каждые 8-9 мес. В данной

системы обращается вокруг компактного объекта

работе мы будем исследовать именно третью и

с периодом 1.76 дня (Черепащук, 2013); функция

последующие вспышки, более типичные для этой

масс компактного объекта f(M₁) = 5.8 ± 0.5 M_⊙

рентгеновской новой.

(Хинес и др., 2003) не оставляет сомнений, что им

Оптический компаньон источника H 1743-322

является черная дыра. Расстояние до источника

все еще не установлен. Предположение об аккре-

оценивается, как лежащее в пределах 6 кпк < d <

ции на черную дыру основано на общности рент-

< 15 кпк (Хинес и др., 2004).

геновских свойств этого источника с наблюдатель-

ными проявлениями других рентгеновских новых, в

частности, на наблюдении у него радио- и рентге-

ПРИБОРЫ И НАБЛЮДЕНИЯ

новского джета (Корбел и др., 2005). Из-за близо-

Работа основана на архивных общедоступных

сти положения источника на небе к направлению на

данных наблюдений указанных рентгеновских ис-

центр Галактики принято считать, что он действи-

точников орбитальными астрофизическими обсер-

тельно расположен вблизи центра на расстоянии

ваториями SWIFT (Джерелс и др., 2004) (исполь-

d ≃ 8 кпк. Стейнер и др. (2012), анализируя дан-

зовались данные жесткого рентгеновского теле-

ные по кинематике джета, оценили расстояние до

скопа BAT с кодирующей апертурой, Бартелми и

источника более строго: d = 8.5 ± 0.8 кпк.

др., 2005), RXTE (Ягода и др., 1996) (использова-

Рентгеновский транзиент GX 339-4 (обо-

лись данные рентгеновского монитора всего неба

значаемый также как источник 4U 1658-48),

ASM) и MAXI (Мацуока и др., 2009) (находится на

подобно рентгеновскому источнику Cyg X-1, яв-

борту Международной космической станции ISS,

ляется давно известной и наиболее изученной (ка-

использовались данные рентгеновского монитора

нонической) галактической двойной системой, со-

всего неба GSC, Михара и др., 2011). Эти приборы

держащей черную дыру. В отличие от Cyg X-1

имеют широкое поле зрения и проводят квазире-

источник GX 339-4 — член маломассивной рент-

гулярные наблюдения многих ярких космических

геновской системы. Источник является и первым

источников.

известным рекуррентным транзиентом, вспышки

Кривые блеска новых H 1743-322 и GX 339-4

которого повторяются на масштабе нескольких

в жестком диапазоне 15-50 кэВ были взяты с

лет.

сайта <swift.gsfc.nasa.gov/results/transients>.

Открытый спутником OSO-7 в 1973 г. как

Они получены по данным телескопа SWIFT/BAT

необычный сильно переменный рентгеновский ис-

разработчиками телескопа в рамках программы

точник (Маркерт и др., 1973), GX 339-4 детально

мониторинга рентгеновских транзиентов (Кримм

исследовался спутниками ARIEL-6 (Мотч и др.,

и др., 2013). Каждая точка кривых представляет

1983), TENMA (Макишима и др., 1986), GINGA

собой усредненное за сутки значение потока,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

234

ГРЕБЕНЕВ и др.

SWIFT/BAT

15-50 keV

200

100

RXTE/ASM

4-10 keV

MAXI/GSC

200

100

300

RXTE/ASM

MAXI/GSC

2-4 keV

200

100

54 000

55 000

56 000

57 000

58 000

MJD

Рис. 2. Долговременнаякривая блескарентгеновскойновойH 1743-322в трехдиапазонахэнергии(согласноизмерениям

телескопами SWIFT/BAT, MAXI/GSC (показано синим) и RXTE/ASM (зеленым) в период с января 2005 г. по декабрь

2019 г., MJD 53300-MJD 58900). За это время произошло 17 вспышек новой разного типа. Каждая точка представляет

усредненные за один день данные; реальные наблюдения, как правило, заметно короче.

основанное не менее чем на 64 с наблюдений

на кривых блеска обоих приборов представляет

источника. Кривые охватывают интервал времени

собой усредненное за сутки значение потока от

от 12 февраля 2005 г. до 24 декабря 2019 г. Полное

источника. В случае RXTE/ASM оно основано

подробное описание процедуры получения кривых

на 5-10 сканах длительностью ∼90 с, в случае

блеска и учитываемых при этом ограничений

MAXI/GSC — на нескольких сканах длительно-

можно найти в упомянутой работе Кримма и др.

стью ∼60 с, выполняемых каждые 92 мин.

(2013).

Для всех приборов измеренные потоки фотонов

Кривые блеска в более мягких рентгеновских

были пересчитаны в мКрабы (10-3 потока от Кра-

диапазонах в период до MJD

55200

взяты с

бовидной туманности), исходя из приведенных на

сайта <xte.mit.edu/asmlc.html> монитора ACS

указанных сайтах результатов регулярных наблю-

обсерватории RXTE. Они предоставлены раз-

дений туманности этими приборами.

работчиками прибора в диапазонах 1.3-3 и 3-

12.2 кэВ. После MJD 55200 (с 15 августа 2009 г.

РЕЗУЛЬТАТЫ

до 24 декабря 2019 г.) использовались данные

монитора GSC обсерватории MAXI: кривые блес-

На рис. 2 показаны долговременные (получен-

ка в диапазонах 2-4 и 4-10 кэВ взяты с сайта

ные в период 2005-2019 гг.) кривые блеска рент-

<maxi.riken.jp/top/slist.html>. Каждая точка

геновской новой H 1743-322 в трех диапазонах

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

235

Таблица 1. Параметры вспышек рентгеновской новой H 1743-322 по данным телескопа SWIFT/BAT и мониторов

всего неба RXTE/ASM и MAXI/GSC

Вспышка^а

T^бm

ΔT^в T^гr

F_m(H)^д

F_m(S)^д

SHR^е

Тип^ж

MJD

YYYY-MM MJD

дней

мКраб

53590-53640

2005-08

53595

98.95 ± 5.58

216.71 ± 11.09

2.19 ± 0.17

54464-54512

2008-01

54469

874

77.61 ± 16.50

267.34 ± 51.15

3.44 ± 0.98

54732-54804

2008-10

54744

268

177.69 ± 8.26

160.00 ± 34.09

0.90 ± 0.20

54973-55036

2009-05

54979

241

193.57 ± 9.62

236.46 ± 17.55

1.22 ± 0.11

55195-55245

2010-01

55195

222

210.33 ± 20.43

194.66 ± 6.96

0.93 ± 0.10

55411-55471

2010-08

55418

216

176.44 ± 8.28

188.48 ± 8.98

1.07 ± 0.07

7^з

55535-55577

2011-01

55565

124

<42(3σ)

39.38 ± 8.46

>0.94(3σ)

55656-55712

2011-04

55667

121

165.74 ± 9.88

164.04 ± 8.60

0.99 ± 0.08

55924-55972

2011-12

55924

268

178.13 ± 22.47

48.99 ± 5.13

0.28 ± 0.05

56191-56233

2012-10

56199

267

149.75 ± 6.86

38.46 ± 9.06

0.26 ± 0.06

56500-56556

2013-08

56510

309

151.18 ± 7.89

210.96 ± 8.52

1.39 ± 0.09

56911-56974

2014-10

56930

411

185.51 ± 14.80

43.97 ± 8.40

0.24 ± 0.05

57177-57229

2015-06

57188

266

165.32 ± 6.75

41.28 ± 4.48

0.25 ± 0.03

57442-57500

2016-03

57452

265

176.78 ± 9.05

64.93 ± 4.77

0.37 ± 0.03

57694-57760

2016-11

57707

252

158.66 ± 10.30

43.09 ± 8.75

0.27 ± 0.06

57957-58013

2017-08

57971

263

154.64 ± 7.38

47.72 ± 5.00

0.31 ± 0.04

58361-58404

2018-09

58383

404

131.65 ± 8.44

42.20 ± 5.17

0.32 ± 0.04

^а Условный номер и даты (MJD) начала-конца вспышки.

^б Год, месяц и дата (MJD) достижения максимального потока во вспышке.

^в Длительность вспышки.

^г Время рекуррентности (интервал между началом этой и началом предыдущей вспышки).

^д Максимальный поток в жестком (H: 15-50 кэВ) и мягком (S: 2-4 или 1.3-3 кэВ — при наблюдении соответственно

мониторами MAXI/GSC и RXTE/ASM) диапазонах.

^е Мягкость излучения (отношение потоков в S и H диапазонах).

^ж Тип вспышки (жесткая — H, мягкая — S, ультрамягкая — U, промежуточная — I, микровспышка — M).

^з Временные характеристики для этой вспышки определены по мягкому (S) диапазону.

энергий 2-4 и 4-10 кэВ (по данным прибора

время которых произошли 2 не слишком силь-

GSC обсерватории MAXI/ISS или монитора ASM

ные ≲50 мКраб вспышки), все вспышки име-

обсерватории RXTE) и 15-50 кэВ (по данным

ли практически одинаковую интенсивность, дости-

телескопа BAT обсерватории SWIFT).

гая в максимуме ∼150-200 мКраб. Иное дело

в мягких диапазонах, 4-10 кэВ и особенно 2-

За прошедшие с января 2005 г. ∼15 лет ис-

4 кэВ; здесь, наряду с 3 ультраяркими (с потоком

точник испытал 17 вспышек. Последняя вспыш-

ка произошла в 2018 г. (Гребенев, Мереминский,

∼250-300 мКраб) и 4 умеренно яркими вспыш-

2018; Вильямс и др., 2020). Из рисунка следует,

ками (с потоком ∼200 мКраб), регулярно наблю-

что в жестком диапазоне, за исключением первых

дались вспышки, максимальный поток в которых

5 лет его наблюдений обсерваторией SWIFT (во

не превышал ∼50 мКраб. Ясно, что излучение

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

236

ГРЕБЕНЕВ и др.

200

SWIFT/BAT

15 50 keV

100

MAXI/GSC

4 10 keV

100

MAXI/GSC

200

2 4 keV

100

55 400

55 450

55 500

57 150

57 200

57 250

MJD

Рис. 3. Кривая блеска вспышки рентгеновской новой

Рис. 4. То же, что на рис. 3, но для вспышки 2015 г.

H 1743-322 в августе 2010 г. (вспышка 6 в табл. 1,

(вспышка 13, типа H). Амплитуда вспышки в диапазо-

типа S) в разных диапазонах энергий (согласно изме-

нах 2-4 и 4-10 кэВ заметно уменьшилась.

рениям телескопами SWIFT/BAT и MAXI/GSC).

характеристик из-за статистических ошибок из-

источника во время этих вспышек было намного

мерения кривых блеска не превышает нескольких

более жестким, чем во время ярких.

дней и недостаточна для достоверных выводов об

В табл.

приведены некоторые параметры

их зависимости от энергии. Отметим, что многие

вспышек от этого источника: условный номер

вспышки демонстрируют квазирекуррентность с

и дата (MJD) начала-конца вспышки (столбцы

периодом ∼260 дней.

1 и 2 соответственно), год и месяц достижения

Очевидно, что вспышки этой рентгеновской но-

максимального потока (3), MJD дата достижения

вой можно разбить, по крайней мере, на два наибо-

максимального потока (4), длительность вспышки

лее часто встречающихся типа — мягкие (тип S) и

в днях (5), время рекуррентности (время между

жесткие (тип H). На рис. 3 и 4 приведены характер-

началом данной и началом предыдущей вспышки)

ные профили вспышек этих типов (вспышки 6 и 13

(6), максимальный поток в жестком (H: 15-50 кэВ)

из табл. 1). Для мягких всплесков показатель SHR

и мягком (S: 2-4 кэВ) диапазонах (столбцы 7 и

(столбец 9) лежит в диапазоне 0.9-1.4, для жест-

8), параметр SHR мягкости излучения источника

ких всплесков — в диапазоне 0.24-0.37. Помимо в

(отношение потоков в мягком и жестком диапазо-

несколько раз б ´ольшей амплитуды пиковых пото-

нах, столбец 9). Временные характеристики опре-

ков в мягких диапазонах 2-4 и 4-10 кэВ, вспышки

делены по кривой блеска в жестком диапазоне (за

типа S характеризуются более сложной фомой

исключением вспышки 7) . В мягком диапазоне они

кривой блеска в жестком диапазоне 15-50 кэВ:

слегка отличаются, в частности, максимум потока,

после достижения максимума поток излучения до-

как правило, достигается на несколько дней позже,

статочно быстро (на масштабе 20-30 дней) умень-

чем в жестком. Однако точность определения этих

шается в 4-5 раз, а затем сохраняется на этом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

237

2009 г. (отнесенная к типу S) так же ярка в мягких

SWIFT/BAT

15-50 keV

диапазонах, как вспышки типа U, но в жестком

100

диапазоне сравнима с остальными S-вспышками

(показатель мягкости ее излучения 1.22 ± 0.11 на-

ходится у верхней границы диапазона значений для

S-вспышек).

Если характеризовать весь период активности

рентгеновской новой H 1743-322, начиная с 2005 г.

и вплоть до настоящего времени, то видно, что до

2011 г. источник подвергался в основном мягким

RXTE/ASM

200

3-12 keV

вспышкам типа U и S, а начиная с 2011 г. полно-

стью перешел на вспышки типа H.

Из табл. 1 видно, что существуют и более редкие

100

другие типы вспышек (в таблице они обозначены

буквами I1, I2 и M). Типы I (промежуточные) по-

казаны на рис. 6 и 7. Первая вспышка, начавшаяся

в октябре 2008 г. (#3 в таблице), имеет явные при-

знаки вспышки типа S, но при этом низкую интен-

RXTE/ASM

сивность в мягком диапазоне энергий 1.3-3 кэВ (в

200

1.3-3 keV

этом диапазоне вспышка наблюдалась монитором

RXTE/ASM). Точка, давшая в таблице поток 160 ±

100

± 34 мКраб, как видно из рис. 6, скорее всего,

является случайным выбросом. Параметр мягко-

сти находится вблизи нижней границы диапазона

изменений этого параметра для S вспышек. Вторая

вспышка (#8, с максимумом в апреле 2011 г.)

53 550

53 600

53 650

также формально напоминает вспышку типа S, но в

MJD

мягких диапазонах, если бы не короткий (3-4 дня)

импульс излучения, она была бы намного ближе к

вспышкам типа H.

Рис. 5. То же, что на рис. 3, но для вспышки рент-

Наконец, вспышка, обозначенная как M (мик-

геновской новой H 1743-322 в 2005 г. (вспышка 1,

тип U). Формально эту вспышку следовало бы отнести

ровспышка), под номером 7 в таблице, начавшаяся

к типу S, отметив, что ее амплитуда в мягких диапазо-

в январе 2011 г., отличалась как аномально низкой

нах достигает максимума. Однако в жестком диапазоне

амплитудой в мягких диапазонах (39 ± 8 мКраб),

15-50 кэВ вспышка намного слабее других вспышек

что еще можно было бы отнести на счет ее жест-

типа S, не говоря уж про вспышки типа H. Отметим,

кости, так и очень низким потоком в жестком

что в мягких диапазонах измерения выполнены мони-

диапазоне ≲42 мКраб (3σ верхний предел), что не

тором RXTE/ASM.

позволяет считать ее жесткой вспышкой типа H.

Правда, нужно отметить, что данные телескопа

SWIFT/BAT во время этой вспышки были доволь-

уровне в течение еще ∼30 дней. Во время вспышки

но низкого качества.

типа H поток фотонов в жестком диапазоне спадает

заметно медленнее (на масштабе 50-60 дней), а

сама кривая блеска вспышки имеет простую форму

Вспышки источника GX 339-4

без особенностей, напоминающую тип FRED. В

столбце 10 таблицы для каждой вспышки указан ее

На рис. 8, аналогичном рис. 2, показаны дол-

тип.

говременные кривые блеска рентгеновского тран-

зиента GX 339-4. За 15 лет источник пережил

Две ранние (до 2008 г.) вспышки обозначены в

11 вспышек, т.е. они происходили в полтора раза

таблице как вспышки типа U (ультрамягкие). Они

реже, чем у рентгеновской новой H 1743-322. Са-

во многом подобны вспышкам типа S, но в мягких

диапазонах являются несколько более яркими, чем

мую раннюю вспышку, наблюдавшуюся в период

остальные вспышки этого типа, а в жестком —

MJD 53 200-53 500, мы далее рассматривать не

намного (в 2-3 раза) более слабыми. Показатель

будем, поскольку она не была зарегистрирована в

их мягкости SHR попадает в диапазон 2.2-3.5. На

жестком диапазоне (спутник SWIFT еще не начал

рис. 5 приведена кривая блеска вспышки 2005 г.

работать на орбите). Характеристики остальных

этого типа (вспышка 1 из табл. 1). Вспышка #4

10 вспышек приведены в табл. 2.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

238

ГРЕБЕНЕВ и др.

SWIFT/BAT

15-50 keV

SWIFT/BAT

15 50 keV

100

RXTE/ASM

MAXI/GSC

3-12 keV

150

4 10 keV

100

RXTE/ASM

MAXI/GSC

1.3-3 keV

2 4 keV

150

100

54 700

54 750

54 800

55 650

55 700

MJD

Рис. 6. То же, что на рис. 3, но для вспышки в октябре

Рис. 7. То же, что на рис. 3, но для вспышки в

2008 г. (вспышка 3, тип I). Формально вспышку сле-

апреле 2011 г. (вспышка 8, тип I). Формально вспышку

довало бы отнести к типу S, но в мягких диапазонах,

следовало бы отнестик типу S, но в мягких диапазонах,

особенно в диапазоне 1.3-3 кэВ, во время нее зареги-

если бы не короткий (3-4 дня) импульс излучения, она

стрирован поток излучения в 1.5-2 раза более слабый,

бы была гораздо ближе к вспышкам типа H.

чем во время других вспышек этого типа.

случае вспышки 7 — почти на 50) дней позже, чем в

Таблица и рис. 8 показывают, что вспышки ис-

жестком, поэтому использование показателя SHR

точника GX 339-4, подобно вспышкам рентгенов-

для их описания выглядит несколько формаль-

ской новой H 1743-322, отличались большим раз-

ным. Тем не менее параметр неплохо характери-

нообразием. В частности, среди них тоже присут-

зует мягкость рентгеновского излучения вспышек,

ствовали как мягкие (типа S или U), так и жесткие

и для поддержания общности их анализа у этих

вспышки (типа H). На рис. 9 и далее на рис. 11 даны

двух источников мы продолжим его использова-

примеры кривых блеска таких вспышек с намного

ние. Вспышка 7 была отнесена к сверхмягким U-

лучшим временным разрешением. Показаны вре-

вспышкам, поскольку показатель SHR достиг у

менные профили вспышек, достигших максимума

нее значения 2.56 ± 0.16. В целом же вспышки

жесткого излучения в апреле 2010 г. (#5 в таблице,

типов S и U источника GX 339-4 имеют много

тип S) и в сентябре 2013 г. (#6 в таблице, тип H).

общего с гигантской вспышкой источника H 1743-

322 в 2003 г. В частности, они демонстрируют явно

Вспышка на рис. 9, так же как и все другие

выраженные фазы начального жесткого (фаза I),

мягкие вспышки, была в несколько раз ярче, чем

протяженного мягкого (фаза II) и заключительного

подобные вспышки источника H 1743-322, слегка

жесткого (фаза III) спектральных состояний источ-

мягче (SHR ≃ 1.74-1.87) и заметно их дольше

ника.

(300-500 дней). Из табл. 2 (столбцы 7 и 9) следует,

что максимальный поток в мягком диапазоне во

На рис. 10 в сравнении приведены кривые

время этих вспышек достигался на 15-20 (а в

блеска всех мягких (S и U) вспышек источника

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

239

600

SWIFT/BAT

15 50 keV

400

200

4 10 keV

RXTE/ASM

MAXI/GSC

600

400

200

RXTE/ASM

MAXI/GSC

2 4 keV

1000

500

54 000

55 000

56 000

57 000

58 000

MJD

Рис. 8. Долговременные кривые блеска рентгеновской новой GX 339-4 в трех диапазонах энергий согласно измерениям

телескопами SWIFT/BAT, RXTE/ASM и MAXI/GSC в период с января 2005 г. по декабрь 2019 г.

GX 339-4 в двух диапазонах энергий: жестком 15-

задержкой в 20-30 дней относительно момента

50 кэВ (синие точки) и мягком 2-4 кэВ (красные

начала мягкой вспышки падает почти до нуля.

или зеленые точки). На верхней панели рисунка

Еще через 10-20 дней, во время фазы II (вбли-

римскими цифрами указаны фазы кривой блеска.

зи максимума мягкого потока), на кривых блес-

Интересно, что во время фазы I (жесткого состо-

ка этих вспышек в жестком диапазоне наблюда-

яния) кривые блеска источника в мягком и жест-

ется кратковременное проявление активности —

ком диапазонах нарастают скоррелированно, оди-

слабый всплеск жесткого изучения. На рисунке

наковым образом. Это означает, что, во-первых,

такие всплески указаны стрелками, обозначенны-

какая-то доля мягкого рентгеновского излучения

ми буквой “Λ”. Возможно, эта активность связа-

испускается источником даже в этом состоянии и,

на с повышением температуры внутренних обла-

во-вторых, оно формируется, скорее всего, в той

стей чернотельного диска (Шакура, Сюняев, 1973),

же области, где и жесткое излучение. Видно также,

либо с появлением высокотемпературной короны

что фаза II мягкого состояния (вспышка в мягком

над холодным чернотельным диском (Галеев и др.,

диапазоне) сильно отличается у разных вспышек

1979). Таким образом, она может иметь происхож-

как по длительности, так и по времени достижения

дение, отличное от происхождения жесткого комп-

максимума потока и форме самой кривой блеска.

тонизированного излучения источника, наблюдае-

Во время этой фазы жесткий поток излучения с

мого во время фаз I и III.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

240

ГРЕБЕНЕВ и др.

Таблица 2. Параметры вспышек рентгеновской новой GX 339-4 по данным телескопа SWIFT/BAT и мониторов

всего неба RXTE/ASM и MAXI/GSC

Вспышка^а

T_m(H)^б

ΔT^в T^гd

F_m(H)^д

T_m(S)^е

F_m(S)^д

SHR^ж Тип^з

MJD

YYYY-MM MJD дней дней

мКраб

дней

мКраб

53759-53878

2006-04

53846

119

89.98 ± 8.31

<81(3σ)

<0.90(3σ) H

54060-54385

2007-02

54131

325

301

702.26 ± 38.39

54150

1223.25 ± 17.14 1.74 ± 0.10 S

54631-54758

2008-07

54675

127

571

35.64 ± 6.33

<33(3σ)

<0.93(3σ) H

54884-55023

2009-03

54912

139

253

116.64 ± 11.52

47.53 ± 13.26 0.41 ± 0.12 H

55178-55632

2010-04

55293

454

294

563.80 ± 20.25

55308

1016.73 ± 67.96 1.80 ± 0.14 S

56508-56604

2013-09

56543

1330

178.40 ± 8.10

53.39 ± 5.70

0.30 ± 0.03 H

56946-57300

2015-01

57035

354

438

372.45 ± 16.07

57083

55.20 ± 45.15 2.56 ± 0.16 U

58020-58160

2017-11

58082

140

1074

158.51 ± 20.53

58104

76.18 ± 18.06 0.48 ± 0.13 H

58475-58599

2018-12

58483

124

455

108.65 ± 34.09

58537

34.57 ± 10.45 0.32 ± 0.14 H

10∗ 58716-58841

2019-12

58831

125

241

513.85 ± 21.03

58846

959.48 ± 18.09

1.87 ± 0.08 S

^а Условный номер и даты (MJD) начала-конца вспышки.

^б Год, месяц и дата (MJD) достижения максимального потока во вспышке в H диапазоне.

^в Длительность вспышки.

^г Время рекуррентности (интервал между началом этой и началом предыдущей вспышки).

^д М аксимальный поток в жестком (H: 15-50 кэВ) и мягком (S: 2-4 или 1.3-3 кэВ — при наблюдении соответственно

мониторами MAXI/GSC и RXTE/ASM) диапазонах.

^е Дата (MJD) достижения максимального потока во вспышке в S диапазоне.

^ж Мягкость излучения (отношение потоков в S и H диапазонах).

^з Тип вспышки (жесткая — H, мягкая — S, ультрамягкая — U).

^∗ Подчеркнутые значения — оценка снизу, т.к. вспышка не закончена.

Нельзя не отметить и провал на границе фаз I и

формируется в геометрически отделенной холодной

II в мягкой кривой блеска длительностью ∼10 дней,

непрозрачной области. Провал связан с тем, что

присутствующий во всех мягких вспышках. Про-

когда мягкое излучение, скоррелированное с жест-

ким, уже исчезло, поток мягкого чернотельного из-

валы указаны на рис. 10 стрелками, обозначенны-

лучения еще не достиг величины, необходимой для

ми буквой “V”. Принимая во внимание очевидное

обеспечения плавного монотонного хода кривой

подобие кривых блеска в жестком и мягком диа-

блеска. В какой-то степени его появление являет-

пазонах во время фазы I, можно предположить,

ся результатом выбора достаточно узкого мягкого

что излучение в мягком диапазоне в разных фазах

диапазна. Болометрическая кривая блеска, скорее

вспышки имеет разную природу. Во время фазы I

всего, должна быть плавной, а недостающее во

оно тесно связано с жесткой спектральной ком-

время провала излучение высвечивается в проме-

понентой — является ее продолжением (например,

жуточном диапазоне 4-15 кэВ.

степенным) и соответственно формируется в той

Кривые блеска приведенной на рис. 11 вспыш-

же высокотемпературной области; оно исчезает

ки, как и кривые блеска других жестких вспышек

одновременно с жесткой компонентой. Во время

этого источника, очень похожи на кривые жестких

фазы II оно имеет совершенно другую природу и

вспышек рентгеновской новой H 1743-322. Однако

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

241

600

SWIFT/BAT

15 50 keV

400

200

4 10 keV

MAXI/GSC

400

200

1000

MAXI/GSC

2 4 keV

500

55 200

55 300

55 400

55 500

55 600

MJD

Рис. 9. Кривые блеска вспышки рентгеновского транзиента GX 339-4 в 2010 г. (вспышка 4 в табл. 2, типа S) в разных

диапазонах энергий (согласно измерениям телескопами SWIFT/BAT и MAXI/GSC).

их профиль имеет более симметричную (треуголь-

прекурсоры. Ясно, что такая корреляция вспышек

ную) форму с приблизительно одинаковыми фаза-

H и S далеко не случайна, и между ними должна

ми подъема и спада интенсивности. Максимальный

быть какая-то скрытая связь. Но прямо отнести

поток жестких вспышек менялся от вспышки к

их к одному вспышечному событию, как было сде-

вспышке в 2-3 раза, а показатель мягкости излу-

лано со слабыми вспышками жесткого излучения,

чения источника (столбец 10 табл. 2) во время от-

наблюдающимися на спаде кривых блеска мощных

дельных вспышек в ∼1.5 раза (SHR ≃ 0.41-0.48)

событий типа S (#2, #5 и #7 в таблице и рис. 10), у

превышал этот показатель у жестких вспышек

нас оснований нет.

источника H 1743-322 (SHR ≃ 0.22-0.35). Дли-

Интерес представляет вспышка 4 из табл. 2, на-

тельность вспышек тоже в среднем в 1.5-2 раза

чавшаяся в марте 2009 г. Хотя она точно относится

превышала длительность H-вспышек источника

к типу H (в двух мягких диапазонах энергий она

H 1743-322.

едва была зарегистрирована), в жестком диапазоне

Любопытно, что жесткие вспышки этого источ-

(см. рис. 8) ее профиль имеет явно выраженную

ника всегда предшествуют началу мягкой вспыш-

двухкомпонентную форму, которая, как мы видели

ки, что сильно отличается от поведения вспышек

выше на примере источника H 1743-322, является

рентгеновской новой H 1743-322. При этом, если в

одним из признаков вспышек типа S. На рис. 12

начале задержка между жесткой и мягкой вспыш-

кривые блеска, измеренные во время этой вспыш-

ками составляла ∼200-300 дней, в последующих

ки, приведены с лучшим временным разрешением¹ .

вспышках она достигла уже ∼500-700 дней, а у са-

Видно, что двухкомпонентный профиль вспышки 4

мой последней вспышки, которая в момент оконча-

ния наших наблюдений только достигла максимума

¹ На этом же рисунке показана предыдущая очень слабая

потока, наблюдались сразу две жесткие вспышки-

жесткая вспышка 3, произошедшая в июле 2008 г.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

243

200

SWIFT/BAT

15-50 keV

15 50 keV

100

MAXI/GSC

RXTE/ASM

3-12 keV

4 10 keV

100

MAXI/GSC

RXTE/ASM

2 4 keV

100

1.3-3 keV

100

56 500

56 600

54 600

54 700

54 800

54 900

55 000

55 100

MJD

Рис. 11. Кривые блеска вспышкирентгеновскоготран-

Рис. 12. Кривые блеска составной вспышки рентге-

зиента GX 339-4 в 2013 г. (вспышка 6 в табл. 2, типа

новского транзиента GX 339-4 в 2009 г. (вспышка

H) в разных диапазонах энергий (согласно измерениям

4 в табл. 2, типа H) в разных диапазонах энергий

телескопами SWIFT/BAT и MAXI/GSC).

(согласно измерениям телескопами SWIFT/BAT и

RXTE/ASM). Показана также самая слабая из за-

регистрированных вспышек источника, начавшаяся в

июле 2008 г. (вспышка 3, типа H).

на самом деле не похож на профиль S-вспышек

источника H 1743-322 (вторая компонента имеет

вид совсем не ступеньки, а новой, почти столь

Испарение аккреционного диска

же мощной вспышки, причем во всех диапазонах).

Холодная непрозрачная область всегда долж-

Скорее всего, в данном случае мы имеем дело

на присутствовать в диске — по крайней мере, на

с наложением двух вспышек типа H. Далее мы

покажем, что это действительно так.

его далекой периферии, где происходит внезапное

выпадение или накопление перетекающего с нор-

мальной звезды вещества (правда, в этом случае

излучение холодной области попадает в оптический

ОБСУЖДЕНИЕ

и инфракрасный диапазон). Нас интересует рент-

Наблюдаемые различия во вспышках рентге-

геновское излучение, поэтому речь идет о том, как

новских новых, помимо формального различия в

близко по направлению к черной дыре простирает-

ся эта область, т.е. на каком радиусе происходит

максимальном достигнутом темпе аккреции, мож-

переход от холодного диска к высокотемператур-

но объяснить присутствием (или отсутствием) в

ной внутренней области.

широкополосном спектре их рентгеновского излу-

чения мягкой компоненты, связанной с внешней

Причиной такого перехода может служить ис-

холодной, оптически толстой областью аккреци-

парение холодного диска (Майер и др., 2000) в

онного диска, излучающей чернотельным образом

условиях, когда механизмы отвода в нем тепла (из-

(Шакура, Сюняев, 1973).

лучением или теплопроводностью) не могут спра-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

244

ГРЕБЕНЕВ и др.

виться с растущим к центру диска вязким выде-

Перераспределение энергии в спектре излуче-

лением гравитационной энергии аккрецирующего

ния рентгеновских новых (изменение соотношения

вещества. Поскольку на первой стадии развития

энерговыделения в двух частях диска) ясно видно

вспышки (Любарский, Шакура, 1987) из вещества,

по форме кривой блеска их вспышек в жестком

накопившегося на периферии, по направлению к

диапазоне: по сравнению с правильной кривой

черной дыре протекает его не так много — фор-

блеска H-вспышек (типа FRED), кривые блеска

S- и U-вспышек, начиная с некоторого момента,

мируется начальный диск (“язык”) сравнительно

искажаются — в них образуется провал, как будто

небольшой поверхностной плотности, образование

определенная доля их светимости вдруг исчезает и

вблизи черной дыры протяженной высокотемпера-

восстанавливается на ожидаемом для правильной

турной области, излучающей в жестком рентгенов-

кривой блеска уровне лишь существенно позже.

ском диапазоне, не должно вызывать удивления. В

Понятно, куда эта доля светимости в жестком

дальнейшем темп аккреции растет, поверхностная

диапазоне пропадает, — как раз в это время начи-

плотность вещества в диске и его оптическая толща

нается вспышка источника в мягких рентгеновских

увеличиваются. Это позволяет более эффективно

лучах.

отводить тепло излучением, соответственно пло-

щадь холодной области диска растет, а высокотем-

пературной — уменьшается.

Болометрические кривые блеска

Чем ближе холодный диск приближается к чер-

Интересно, как плавно при таком переходе из-

ной дыре, тем большая доля гравитационной энер-

меняется темп аккреции на черную дыру — как

гии его вещества, высвобождающейся при аккре-

ведет себя болометрическая светимость источника.

ции, переизлучается в мягкой чернотельной ком-

На рис. 13 мы попытались ответить на этот во-

поненте широкополосного спектра рентгеновской

прос, восстановив широкополосные рентгеновские

новой, и тем выше должна быть температура этого

кривые блеска рентгеновских новых H 1743-322

излучения. Соответственно доля энергии, излуча-

(слева) и GX 339-4 (справа) во время некоторых

емой во внутренней высокотемпературной зоне,

из их вспышек типов S и H. Для этого потоки

должна уменьшаться.

фотонов (в мКраб) от этих новых в трех диапазонах

энергии2 2-4, 4-10 и 15-50 кэВ были пересчи-

таны в потоки излучения (в эрг с-1 см-2) через

спектр Крабовидной туманности. Фотонный спектр

Положение “радиуса обрыва” холодного диска

туманности задавался в виде

Подтверждением этой картины развития

F (E) = 9.8 × (E/1 кэВ)-2.1 фот с-1см-2кэВ-1.

вспышки в модели “усеченного диска” могла бы

Поток в диапазоне 4-10 кэВ был пересчитан в

стать проверка того, что соотношение энерговы-

поток излучения в диапазоне 4-15 кэВ, так что

деления в двух частях диска меняется. Ведь в

в итоге была получена оценка потока излучения

принципе, возможен альтернативный вариант раз-

рентгеновских новых в широком непрерывном диа-

вития вспышки, в котором радиус, разделяющий

пазоне 2-50 кэВ.

аккреционный диск на две компоненты, остается

Видно, что восстановленные таким образом бо-

неизменным, а наблюдаемая переменность связана

лометрические кривые блеска вспышек источника

исключительно с изменением темпа аккреции и

H 1743-322 типов S (вспышки 2010 и 2013 гг.)

соответствующим изменением температуры холод-

и H (2016 г.) были во многом похожи—имели

ного диска. Температура внутренней зоны диска в

одинаковую форму профиля (FRED) и отличались

этом случае также может меняться с изменением

лишь нормировкой (вспышка H была более сла-

темпа аккреции, но не доля выделяющейся в ней

бой). Переход от жесткого состояния к мягкому

энергии. Помимо этого, обсуждаются совсем дру-

во вспышках типа S не сопровождался особен-

гие механизмы, ответственные за происхождение

жесткого рентгеновского излучения при аккреции

ностями в болометрических кривых блеска. Это

на черную дыру, — формирование его в горячей

же можно сказать и про болометрические кривые

оптически тонкой короне, образующейся над

блеска рентгеновского транзиента GX 339-4 —

кривая блеска мягкой вспышки источника в 2007 г.

поверхностью холодного диска (Галеев и др., 1979;

имеет плавный куполообразный вид, ничто в ней не

Хаардт, Мараски, 1991), или в релятивистских

струях (джетах), испускаемых из ядра черной

² Вспышки источника GX 339-4 в 2007 и 2009 г. исследо-

дыры и наблюдаемых у ряда источников в радио-,

вались с помощью монитора RXTE/ASM, соответственно

оптическом и мягком рентгеновском диапазонах

при построениикривых блеска этих вспышек использова-

(см., например, Эспиназе, Фендер, 2018).

лись мягкие диапазоны 1.3-3 и 3-12.2 кэВ.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

245

H 1743 322

2010 (#6)

300

GX 339 4

2007 (#2)

200

100

55 400

55 450

54 100

54 1

54 200

54 250

2013 (#11)

2013 (#6)

56 500

56 550

56 500

56 550

56 600

2016 (#14)

2009 (#4)

57 450

57 500

54 900

54 950

55 000

MJD

Рис. 13. Широкополосные (2-50 кэВ, красные точки и линия) кривые блеска вспышек рентгеновских новых H 1743-322

(слева) и GX 339-4 (справа), полученные суммированием потоков излучения в диапазонах 2-4, 4-15 и 15-50 кэВ

(преобразованных из потоков фотонов через спектр Крабовидной туманности). Также показаны потоки излучения в

диапазонах 15-50 кэВ (синие заштрихованные точки) и 2-4 кэВ (зеленые открытые), основанные на данных измерений

телескопом SWIFT/BAT и мониторами RXTE/ASM и MAXI/GSC.

указывает на переход от мягкого к жесткому состо-

барского, Шакуры (1987) нелинейного дифферен-

янию. Кривые блеска жестких вспышек, произо-

циального уравнения в частных производных, ко-

шедших в 2009 и 2013 гг., во многом напоминают

торым описывается нестационарная дисковая ак-

эту кривую, но характеризуются меньшей яркостью

креция на черную дыру, такое возможно, если на

и более пологой вершиной.

обоих фазах в непрозрачности вещества в области

основного энерговыделения доминирует рассеяние

По форме приведенные кривые блеска источ-

на электронах. При этом изменение темпа аккреции

ника GX 339-4 несколько отличаются от кривых

блеска источника H 1743-322: их фаза роста и

зависит от времени как

M∼ t^α, где показатель

спада имеет почти одинаковый наклон и длитель-

степени α_r ≃ 1.67 на фазе роста потока и α_d ≃

ность³ . Согласно автомодельному решению Лю-

≃ -1.63 на фазе его спада, когда по диску стекают

остатки выпавшего вещества. Если в непрозрач-

³ Это заведомо не относитсяк вспышке 2009-2011 гг. этого

ности вещества доминируют тормозные процессы,

источника, имевшей сильно асимметричную форму, но,

то α_r ≃ 2.47 и α_d ≃ -1.25 (Любарский, Шакура,

по-видимому, справедливо и для вспышки 2014-2015 гг.

(см. рис. 10).

1987). Учитывая мощность вспышек источника

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

246

ГРЕБЕНЕВ и др.

GX 339-4, доминирование в непрозрачности рас-

Вспышка 2009 г.

сеяния кажется естественным.

Вспышка 2009 г. источника GX 339-4 имеет

двухкомпонентную кривую блеска, в жестком диа-

пазоне напоминающую кривую блеска вспышки

Особенности в кривых блеска

типа S. Ранее мы уже отмечали, что, скорее всего, в

данном случае наблюдается наложение двух вспы-

шек типа H, а не вспышка типа S. Болометриче-

Как уже отмечалось, переход между состояни-

ская кривая блеска этого события на рис. 13 под-

ями в мягких вспышках обоих источников не при-

тверждает это предположение: двухкомпонентная

водил к явным особенностям на болометрических

кривая блеска этой вспышки сохранилась и даже

кривых их блеска. В то же время особенности

усилилась, тогда как соответствующие провалы на

(“провалы” и “колена” разной интенсивности) в

жестких кривых блеска вспышек типа S на их бо-

другие моменты времени на кривых блеска при-

лометрических кривых замываются и фактически

сутствовали (см. рис. 13). Они видны и на кривых

исчезают (особенно хорошо это видно на кривых

блеска в узких диапазонах 2-4 и 15-50 кэВ, полу-

блеска вспышек источника H 1743-322, произо-

ченных разными приборами, т.е. точно не являются

шедших в 2010 и 2013 гг.).

инструментальным эффектом. На кривой блеска

жесткой вспышки источника H 1743-322 в 2016 г.

также можно видеть сильный провал вскоре после

Мягкое излучение в жестком состоянии

прохождения момента достижения максимального

потока, наряду с несколькими более слабыми осо-

Выше уже отмечалось, что во время фазы I

бенностями. Провалы и всплески видны также на

развития S-вспышек источника GX 339-4 его кри-

кривых блеска жестких вспышек рентгеновского

вые блеска в мягком и жестком диапазонах вели

транзиента GX 339-4. На кривой блеска мягкой

себя скоррелированно. Это хорошо видно и на

вспышки источника в 2007 г. эти особенности менее

рис. 13 (вспышка 2007 г.). Такое поведение можно

выражены, возможно, из-за ее большой яркости.

объяснить, только предположив, что наблюдаемое

мягкое рентгеновское излучение источника форми-

Данные особенности могут формироваться

руется в той же области диска, что и его жесткое

из-за неустойчивостей аккреционного течения,

излучение, т.е. во внутренней высокотемператур-

возникающих в диске, прежде всего в его внутрен-

ной зоне. На рис. 13 показано, что и во время

ней радационно-доминированной части (Шакура,

жестких вспышек типа H, когда граница холодной

Сюняев, 1976). При этом, хотя в среднем по

области аккреционного диска далеко отступает от

диску темп аккреции сохраняется постоянным,

черной дыры, обе рентгеновские новые GX 339-4

локально и на короткой временной шкале он может

и H 1743-322 также излучают заметный поток

претерпевать значительные изменения.

мягкого рентгеновского излучения. Очевидно, что

это излучение должно формироваться в высоко-

Другой причиной появления “ступенек” и про-

температурном облаке, окружающем черную дыру.

валов в болометрической кривой блеска может

Гребеневым (2020) показано, что именно так

быть переход в непрозрачности вещества диска

должен вести себя рентгеновский спектр излуче-

от томсоновского режима, при котором во вза-

ния, образующийся в облаке высокотемпературной

имодействии излучения с веществом преобладает

плазмы при комптонизации ее собственного низ-

рассеяние на электронах, к тормозному, когда на-

кочастотного излучения. В результате детальных

чинают лидировать свободно-свободные процессы

численных расчетов, учитывающих как компто-

поглощения (Липунова, Шакура, 2000).

новские, так и тормозные процессы рождения и

поглощения фотонов в плазме, им было продемон-

Самая большая особенность (провал или “сту-

стрировано, что жесткий степенной спектр излуче-

пенька”) длительностью ∼10 дней, наблюдаемая

ния, характерный для рентгеновских новых, есте-

в кривых блеска всех трех вспышек источника

ственным образом простирается до инфракрасно-

H 1743-322, может быть связана и с некоторой

го, оптического и ультрафиолетового диапазонов и

крупномасштабной неоднородностью протекания

лишь на более низких энергиях переходит в быстро

вещества в диске, например, прохождением коль-

спадающий рэлей-джинсовский спектр. Поэтому

цевого возмущения — волны, содержащей много

наблюдаемое во время жесткого состояния новой

остаточного вещества, и затемнением ею области

мягкое рентгеновское излучение должно быть про-

основного энерговыделения (внутренних областей

сто степенным продолжением жесткого рентгенов-

холодного диска и частично — горячего облака).

ского излучения источника.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

247

GX 339

10²

10¹

#2 (2006 2007)

#6 (2013) & #8 (2017)

0.1

Hardness

Рис. 14. Сравнение диаграмм “жесткость-интенсивность” для мягкой (типа S, желтые кружки) и двух жестких (типа H,

голубые квадратики) вспышек рентгеновского транзиента GX 339-4. Мягкая вспышка наблюдалась телескопами

SWIFT/BAT и RXTE/ASM в 2006-2007 гг. (#2 в табл. 2), жесткие — телескопами SWIFT/BAT и MAXI/GSC в 2013

и 2017 гг. (#6 и 8 в таблице). Жесткость определена как отношение потоков излучения в диапазонах 15-50 и 2-4 кэВ,

интенсивность— интегральный поток излучения в диапазоне 2-50 кэВ (значения кривых блеска на рис. 13).

Природа двух типов вспышек

излучения в диапазонах 15-50 и 2-4 кэВ (поток

в диапазоне 1.3-3 кэВ, измеренный монитором

Мы видели, что спектральное состояние ис-

RXTE/ASM, был приведен к диапазону 2-4 кэВ),

точника в конкретный момент времени во многом

в качестве “интенсивности” — интегральный поток

определяется положением “радиуса обрыва” (ра-

излучения в диапазоне 2-50 кэВ. Потоки пере-

диуса, на котором происходит испарение холод-

ного непрозрачного диска и его превращение в

считаны из фотонных потоков так же, как было

высокотемпературный полупрозрачный диск). Не

описано выше при получении рис. 13. Подобные

ясно, однако, зависит ли это положение только от

диаграммы строились и изучались ранее Беллони

темпа аккреции на черную дыру, либо также от всей

(2010).

предыстории развития рентгеновской вспышки. Не

Круговая стрелка на рисунке показывает ход

ясно также, что определяет выбор типа вспышки,

развития мягкой вспышки источника. Видно, что

реализуемой в данном эпизоде аккреции.

в начале вспышки источник находился в жест-

На рис. 14 приведены диаграммы “жесткость-

ком состоянии с показателем жесткости излуче-

интенсивность” для вспышек разного типа, наблю-

ния HSR ≳ 1. В какой-то момент, по достижении

давшихся у рентгеновской новой GX 339-4 в 2006-

максимума потока в диапазоне 15-50 кэВ, край

2007 гг. (типа S, желтые точки на рисунке) и в

холодного диска начинает ощутимо сдвигаться по

2013 и 2017 г. (типа H, голубые точки). В качестве

направлению к черной дыре, приводя к доминиро-

“жесткости” было взято отношение HSR потоков

ванию в рентгеновском спектре источника мягкой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

248

ГРЕБЕНЕВ и др.

чернотельной компоненты. Жесткость излучения

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

падает до HSR ≲ 0.2, т.е. источник переходит в

мягкое спектральное состояние. Возможно даже,

Проведенный анализ данных непрерывного мо-

что холодный край диска достигает радиуса по-

ниторинга обсерваториями RXTE, SWIFT и MAXI

следней устойчивой круговой орбиты вблизи чер-

рекуррентных рентгеновских новых H 1743-322 и

ной дыры (3 R_g) и высокотемпературная область

GX 339-4 в период 2005-2019 гг. показывает, что:

полностью исчезает. При переходе между состоя-

ниями полная светимость источника (темп аккре-

ции) продолжает медленно увеличиваться. Именно

из-за этого максимальный поток в мягком диапа-

В зависимости от формы профиля кривых

зоне в таких вспышках, как правило, достигается

блеска в мягком 2-4 кэВ и жестком 15-

позже и оказывается больше по абсолютной вели-

50 кэВ диапазонах энергий вспышки этих

чине максимального потока в жестком диапазоне

рентгеновских новых можно отнести к одно-

(см. рис. 10).

му из нескольких характерных типов: жест-

кие H, мягкие S, ультрамягкие U, промежу-

Спустя какое-то время темп аккреции начина-

точные I и, возможно, микровспышки M.

ет падать, центральная зона холодного диска —

испаряться, вокруг черной дыры вновь образу-

ется облако высокотемпературной плазмы, кото-

Отличие между типами вспышек успешно

рое начинает увеличиваться в размере. Жесткость

объясняется в модели “усеченного” аккре-

спектра быстро возрастает до исходного значения

ционного диска и связано с присутствием

HSR ≳ 1. Важно, что обратный переход от мягко-

(вспышки типа I, S и U) или отсутстви-

го состояния источника к жесткому совершается

ем (вспышки типа H) в широкополосном

при заметно (на порядок величины) более низкой

рентгеновском спектре излучения источни-

болометрической светимости (низком темпе аккре-

ка мощной мягкой чернотельной компонен-

ции), чем прямой переход. Ясно, что в развитии

ты, формирующейся во внешней холодной

вспышки присутствует некоторая временная за-

непрозрачной области аккреционного диска.

держка, зависящая от предыстории (гистерезис).

Однако в конце своего развития вспышка выходит

все на ту же кривую зависимости “жесткость-

Появление чернотельной компоненты в

интенсивность”, с которой она стартовала.

рентгеновском спектре источника (фаза II

вспышек типа I, S и U) сопровождается

Поведение жестких вспышек (типа H) на на-

резким уменьшением потока его жесткого

чальном этапе мало отличается от поведения мяг-

излучения (таким образом, оно связано не

ких. Однако в дальнейшем обе рассмотренные

просто с изменением температуры поверх-

жесткие вспышки в своем развитии остановились,

ности внешнего диска, а со сдвигом его

и произошло это в самом начале петли, выполнен-

внутреннего края по направлению к черной

ной на этой диаграмме мягкой вспышкой. Через

дыре).

некоторое время они вернулись обратно в область

малых потоков вдоль той же кривой жесткости, по

которой пришли.

Мягкая рентгеновская компонента в спектре

рентгеновских новых во время их жесткого

Кажется вполне вероятным, что в этих эпизодах

спектрального состояния (во время вспышек

аккреции на черную дыру перетекло слишком мало

типа H или во время фаз I и III вспышек S и

вещества, для того чтобы могла сформироваться

U) не связана с холодной областью диска и

нормальная мощная (мягкая) вспышка. Не был

формируется в той же высокотемпературной

достигнут необходимый уровень темпа аккреции,

внутренней области, что и жесткое излу-

при котором бы сформировался достаточно про-

чение (на это указывает отмеченное выше

тяженный внешний диск с высокой поверхностной

подобие мягкой и жесткой кривых блеска

плотностью. Поскольку гистерезисных проявлений

новых в этом спектральном состоянии, см.

не наблюдалось, положение “радиуса обрыва” это-

также Гребенев и др., 2016; скорее всего,

эта компонента является просто продолже-

го диска (его края) либо полностью контролирова-

нием в более мягкий рентгеновский диапазон

лось темпом аккреции, либо край диска находил-

ся слишком далеко от центра и излучение диска

жесткого степенного спектра источника, об-

не оказывало заметного влияния на наблюдаемый

разующегося во внутренней области диска в

рентгеновский спектр источника.

результате комптонизации).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

МОРФОЛОГИЯ КРИВЫХ БЛЕСКА

249

Болометрические кривые блеска ряда вспы-

некоторого критического значения. Положе-

шек рентгеновской новой GX 339-4 име-

ние “радиуса обрыва”, на котором происхо-

ли почти симметричную форму с равными

дит испарение холодного непрозрачного дис-

фазам подъема и спада интенсивности, они

ка и его превращение в высокотемператур-

резко отличались от кривых блеска рент-

ный полупрозрачный диск, в этих вспышках

геновской новой H 1743-322, характери-

определяется не только темпом аккреции, но

зовавшихся быстрым подъемом и медлен-

и всей предысторией развития вспышки. В

ным спадом; симметричная форма кривых

жестких вспышках положение “радиуса об-

может возникать из-за б ´ольшей мощности

рыва” либо полностью контролируется тем-

вспышек новой GX 339-4 и преобладания в

пом аккреции, либо вообще холодный диск

непрозрачности аккрецирующего вещества в

обрывается слишком далеко от черной дыры,

ее диске томсоновского рассеяния.

чтобы он мог оказывать заметное влияние на

излучение источника.

Провал в кривой блеска рентгеновской но-

вой GX 339-4 в мягком 2-4 кэВ диапазоне

при переходе от фазы I к фазе II мягких

Исследование основано на данных наблюдений

вспышек (типов S и U) как раз и связан с

обсерватории MAXI, предоставленных RIKEN

изменением формы спектра новой при исчез-

(JAXA) и командой MAXI, данных обсерва-

новении в нем мягкой степенной рентгенов-

ской компоненты и появлении мягкой черно-

тории SWIFT, предоставленных NASA и ко-

тельной рентгеновской компоненты (а также

мандой SWIFT, и данных обсерватории RXTE,

с узостью диапазона, использованного для

предоставленных командой монитора всего неба

построения этой кривой).

ASM/RXTE.

Слабый повторный всплеск активности, на-

А.Г., Ю.Д., В.К. и К.О. благодарны ИКИ РАН

блюдаемый в жестких 15-50 кэВ кривых

за организацию производственной практики, во

блеска S- и U-вспышек рентгеновской но-

время которой была выполнена эта работа. С.Г.,

вой GX 339-4 во время ее фазы II (од-

И.М. и А.П. благодарны за финансовую поддержку

новременно с достижением максимума по-

Программе фундаментальных исследований РАН

тока ее излучения в мягком 2-4 кэВ диа-

12 (“Вопросы происхождения и эволюции Вселен-

пазоне), тоже может иметь другую природу

ной с применением методов наземных наблюдений

по сравнению с природой жестких вспышек

и космических исследований”) и Российскому фон-

во время фаз I и III; он может быть след-

ду фундаментальных исследований (грант 17-02-

ствием повышения температуры поверхно-

01079-а).

сти холодной части диска вблизи ее внут-

реннего края (Шакура, Сюняев, 1973), либо

появления над диском высокотемпературной

короны (Галеев и др., 1979).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Бартелми и др. (S.D. Barthelmy, L.M. Barbier,

Жесткие вспышки рентгеновского транзи-

J.R. Cummings, E.E. Fenimore, N. Gehrels,

ента GX 339-4 (одна или несколько) все-

D. Hullinger, H.A. Krimm, C.B. Markwardt, et al.),

гда предшествуют долгим мягким вспыш-

Space Sci. Rev. 120, 143 (2005).

кам, тогда как вспышки рентгеновской новой

2. Беллони (T.M. Belloni), Lecture Notes in Physics,

H 1743-322 имели более сложное распреде-

53 (Berlin: Springer Verlag, 2010, ed. T. Belloni),

ление — после гигантской вспышки 2003 г. в

p. 794.

течение 6-7 лет наблюдались лишь мягкие

3. Вильямс и др. (D.R.A. Williams, S.E. Motta,

вспышки типов U, S и I, в последующем про-

R. Fender, J. Bright, I. Heywood, E. Tremou,

исходили практически одни жесткие вспыш-

P. Woudt, D.A.H. Buckley, et al.), MNRAS, in press

ки.

(2020) [arXiv:1910.00349].

Выбор, вспышка какого типа реализуется

4. Винклер и др. (C. Winkler, T.J.-L. Courvoisier,

в данный момент времени, похоже, зависит

G. Di Cocco, N. Gehrels, A. Gimenez, S. Grebenev,

только от достигнутого максимального тем-

W. Hermsen, J.M. Mas-Hesse, et al.), Astron.

па аккреции на источник и соответствен-

Astrophys. 411, L1 (2003).

но от полной массы вещества, перетекшего

5. Вуд и др. (K.S. Wood, J.F. Meekins, D.J. Yentis,

во время вспышки на черную дыру. Мяг-

H.W. Smathers, D.P. McNutt, R.D. Bleach,

кая (мощная) вспышка развивается толь-

E.T. Byram, T.A. Chupp, et al.), Astrophys. J. Suppl.

ко в случае, когда темп аккреции достигает

Ser. 56, 507 (1984).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020

250

ГРЕБЕНЕВ и др.

Галеев и др. (A.A. Galeev, R. Rosner, and

24.

Марквардт (C.B. Markwardt), Astron. Telegram 136,

G.S. Vaiana), Astrophys. J. 229, 318 (1979).

1 (2003).

Гребенев С.А., Письма в Астрон. журн. 46, в печати

25.

Маркерт и др. (T.H. Markert, C.R. Canizares,

(2020)

[S.A. Grebenev, Astron. Lett. 46, in press

G.W. Clark, W.H.G. Lewin, H.W. Schnopper, and

(2020)].

G.F. Sprott), Astrophys. J. 184, L67 (1973).

Гребенев, Мереминский (S.A. Grebenev and

26.

Мацуока и др. (M. Matsuoka, K. Kawasaki, S. Ueno,

I.A. Mereminskiy), Astron. Telegram

12007,

H. Tomida, M. Kohama, M. Suzuki, Y. Adachi,

(2018).

M. Ishikawa, et al.), Publ. Astron. Soc. Japan 61, 999

(2009).

Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Павлинский М.Н.,

Деханов И.А., Письма в Астрон. журн. 17, 985

27.

Мереминский

И.А.,

Филиппова

Е.В.,

(1991)

[S.A. Grebenev, et al., Sov. Astron. Lett. 17,

Кривонос Р.А., Гребенев С.А., Буренин Р.А.,

413 (1991)].

Сюняев Р.А., Письма в Астрон. журн. 43, 194

(2017)

[I.A. Mereminskiy, et al., Astron. Lett. 43,

10.

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

167 (2017)].

M. Pavlinsky, E. Churazov, M. Gilfanov, A. Dyachkov,

N. Khavenson, K. Sukhanov, et al.), Astron.

28.

Михара и др. (T. Mihara, M. Nakajima, M. Sugizaki,

Astrophys. Suppl. Ser. 97, 281 (1993).

M. Serino, M. Matsuoka, M. Kohama, K. Kawasaki,

H. Tomida, S. Ueno, and N. Kawai), Publ. Astron.

11.

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

Soc. Japan 63, S623 (2011).

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

29.

Миямото и др. (S. Miyamoto, K. Kimura, and

12.

Гребенев и др. (S.A. Grebenev, A.A. Lutovinov, and

S. Kitamoto), Astrophys. J. 383, 784 (1991).

R.A. Sunyaev), Astron. Telegram 189, 1 (2003).

30.

Мотч и др. (C. Motch, M.J. Ricketts, C.G. Page,

13.

Гребенев С.А., Просветов А.В., Буренин Р.А., Кри-

S.A. Ilovaisky, and C. Chevalier), Astron. Astrophys.

вонос Р.А., Мещеряков А.В., Письма в Астрон.

119, 171 (1983).

журн. 42, 88 (2016) [S.A. Grebenev, et al., Astron.

Lett. 42, 69 (2016)].

31.

Ревнивцев и др. (M. Revnivtsev, M. Chernyakova,

F. Capitanio, N.J. Westergaard, V. Shoenfelder,

14.

Грове и др. (J.E. Grove, W.N. Johnson, R.A. Kroeger,

N. Gehrels, and C. Winkler), Astron. Telegram 132,

K. McNaron-Brown, J.G. Skiboe, and B.F. Phlips),

1 (2003).

Astrophys. J. 500, 899 (1998).

32.

Ремиллард, Макклинток (R.A. Remillard and

15.

Гурский и др. (H. Gursky, H. Bradt, R. Doxsey,

J.E. McClintock), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 44,

D. Schwartz, J. Schwarz, R. Dower, G. Fabbiano,

49 (2006).

R.E. Griffiths, et al.), Astrophys. J. 223, 973 (1978).

33.

Сванк (J. Swank), Astron. Telegram 301, 1 (2004).

16.

Джерелс и др. (N. Gehrels, G. Chincarini, P. Giommi,

K.O. Mason, J.A. Nousek, A.A. Wells, N.E. White,

34.

Сванк и др. (J.H. Swank, R. Remillard, and

S.D. Barthelmy, et al.), Astrophys. J. 611, 1005

C.B. Markwardt), Astron. Telegram 576, 1 (2005).

(2004).

35.

Стейнер и др. (J.F. Steiner, J.E. McClintock, and

17.

Корбел и др. (S. Corbel, P. Kaaret, R.P. Fender,

M.J. Reid), Astrophys. J. 745, L7 (2012).

A.K. Tzioumis, J.A. Tomsick, and J.A. Orosz),

36.

Сулейманов и др. (V.F. Suleimanov, G.V. Lipunova,

Astrophys. J. 632, 504 (2005).

and N.I. Shakura), Astron. Astrophys. 491,

267

18.

Кречмар и др. (P. Kretschmar, J. Chenevez,

(2008).

F. Capitanio, A. Orr, G. Palumbo, and S. Grebenev),

37.

Сюняев, Трюмпер (R.A. Sunyaev and J. Truemper),

Astron. Telegram 180, 1 (2003).

Nature 279, 506 (1979).

19.

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

38.

Сюняев Р., Арефьев В., Бороздин К., Гильфанов М.,

R.H.D. Corbet, A.B. Pearlman, P. Romano,

Ефремов В., Каниовский А., Чуразов Е., Кендзио-

J.A. Kennea, J.S. Bloom, S.D. Barthelmy, et al.),

ра Е. и др., Письма в Астрон. журн. 17, 975 (1991)

Astrophys. J. Suppl. Ser. 209, 14 (2013).

[R. Sunyaev, et al., Sov. Astron. Lett. 17, 413 (1991)].

20.

Липунова, Шакура (G.V. Lipunova and

39.

Сюняев Р.А., Лапшов И.Ю., Гребенев С.А., Еф-

N.I. Shakura), Astron. Astrophys. 356, 363 (2000).

ремов В.В., Каниовский А.С., Степанов Д.К.,

21.

Любарский Ю.Э., Шакура Н.И., Письма в Аст-

Юнин С.Н., Гаврилова Е.А. и др., Письма в Астрон.

рон. журн. 13, 917 (1987)

[Yu.E. Lyubarskii and

журн. 14, 771 (1988)

[R.A. Sunyaev, et al., Sov.

N.I. Shakura, Sov. Astron. Lett. 13, 386 (1987)].

Astron. Lett. 14, 327 (1988)].

40.

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

22.

Майер и др. (F. Meyer, B.F. Liu, and E. Meyer-

Hofmeister), Astron. Astrophys. 361, 175 (2000).

Ann. Rev. Astron. Astrophys. 34, 607 (1996).

41.

Томсик, Калемси (J.A. Tomsick and E. Kalemci),

23.

Макишима и др. (K. Makishima, Y. Maejima,

K. Mitsuda, H.V. Bradt, R.A. Remillard, I.R. Tuohy,

Astron. Telegram 198, 1 (2003).

R. Hoshi, and M. Nakagawa), Astrophys. J. 308, 635

42.

Хаардт, Мараски (F. Haardt and L. Maraschi),

(1986).

Astrophys. J. 380, L51 (1991).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№4

2020