ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 1, с. 14-21

ПОИСК В ГАЛАКТИКЕ M31 МАГНИТАРОВ КАК ПЕРИОДИЧЕСКИХ

РЕНТГЕНОВСКИХ ИСТОЧНИКОВ ПО ДАННЫМ XMM-NEWTON

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

²Институт ядерных исследований РАН, Москва, Россия

³Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Пущинская радиоастрономическая

обсерватория АКЦ ФИАН, Пущино, Россия

Поступила в редакцию 19.11.2020 г.

После доработки 26.11.2020 г.; принята к публикации 26.11.2020 г.

Несколько лет назад серия мощных миллисекундных радиоимпульсов с близкими мерами дисперсии

была зарегистрирована в направлении на галактику М31. Отталкиваясь от гипотезы о возможной

связи этих радиовсплесков с магнитаром в М31, мы провели поиск источников периодического

рентгеновского сигнала, используя данные рентгеновского телескопа XMM-Newton. В результате

проведенного анализа данных был выделен сигнал от уже известного периодического рентгеновского

источника 3XMMJ004301.4+413017 — аккрецирующего пульсара в составе двойной системы. Одна-

ко нам не удалось обнаружить новых кандидатов. В частности, не выявлен объект, который можно

было бы связать с гипотетическим магнитаром, ответственным за наблюдавшиеся радиовсплески,

который мог бы иметь светимость L_X > 10³⁶ эрг c-1.

Ключевые слова: магнитары, быстрые радиовсплески, рентгеновская астрономия.

DOI: 10.31857/S0320010821010071

1. ВВЕДЕНИЕ

всплесков (несколько тысяч в день на всем небе),

трудностей с объяснением повторных всплесков, а

Быстрые радиовсплески (БРВ) — это класс

также из-за отсутствия наблюдаемых вспышек в

внегалактических миллисекундных радиотранзи-

других частотных диапазонах и в результате ана-

ентов. Первый представитель нового класса был

лиза выборки материнских галактик всплесков. На

представлен в работе Лоример и др. (2007), однако

данный момент наиболее разработан сценарий, где

только после выхода статьи Торнтон и др. (2013)

источником БРВ служит активность магнитаров —

проблема происхождения этих событий стала

нейтронных звeзд (НЗ) с очень сильным магнитным

рассматриваться как одна из самых “горячих”

полем (см. обзор Туролла и др., 2015).

проблем астрофизики. На сегодняшний день

зарегистрировано более сотни БРВ (Петрофф и

Модель, где магнитары выступают в качестве

др., 2016), не считая многочисленных всплесков

источников БРВ, была предложена одной из пер-

вых (Попов и Постнов, 2007). Эти объекты ино-

от нескольких повторных источников¹ . Общие

гда становятся источниками коротких, но очень

свойства БРВ детально описаны в ряде недавних

мощных, L ∼ 10³⁸ - 10⁴⁷ эрг c-1, вспышек, на-

обзоров (Попов и др., 2018; Петрофф и др., 2019;

блюдающихся в мягком гамма-диапазоне. Доста-

Кордес, Чаттерджи, 2019; Чжан, 2020).

точно всего ∼10-6-10-5 доли от полной энер-

С момента обнаружения первых всплесков для

гии гипервспышки, аналогичной наблюдавшейся

объяснения природы этих событий было предло-

от магнитара SGR 1806-20 в 2004 г. и имевшей

жено множество гипотез, их перечисление можно

полную энергию ∼(2-4) × 10⁴⁶ эрг с-1 (Харли и

найти в обзоре Платтс и др. (2019) Большин-

ство из предложенных моделей было отвергнуто по

др., 2005; Фредерикс и др., 2007b), чтобы объ-

мере накопления наблюдательных данных, напри-

яснить радиосветимости даже наиболее мощных

мер, из-за невозможности объяснить высокий темп

БРВ. Количество таких вспышек, оцененное по

данным наблюдений галактических объектов, поз-

^*Электронный адрес: pshirkov@sai.msu.ru

воляет объяснить наблюдаемую частоту возник-

¹ См. онлайн-каталоги frbcat.org и chime-frb.ca/repeaters.

новения БРВ. Не менее важно, что для вспышек

ПОИСК В ГАЛАКТИКЕ M31 МАГНИТАРОВ

на расстояниях ≳100 Мпк не ожидается регистра-

Если магнитарные вспышки иногда сопровож-

ции всплесков в, собственно, гамма-диапазоне, так

даются короткими радиовсплесками (причем те-

как даже гипервспышки на таких расстояниях не

перь мы знаем, что более слабые вспышки маг-

могут быть задетектированы существующими мо-

нитаров в жестком диапазоне могут производить

ниторами γ-лучей (Лаццати и др., 2005; Попов и

БРВ, пусть и менее мощные), то такие события

Штерн, 2006). Эти стороны магнитарной модели

могут также быть зарегистрированы. Туманность

привели к разработке многих различных вариантов

Андромеды, М31, является одним из лучших мест

данного сценария (Любарский, 2014; Муразе и др.,

для поиска подобных событий.

2016; Белобородов, 2017; Метцгер и др., 2017;

Обзор М31 в радиодиапазоне был проведен

Лу и Кумар, 2018; Белобородов, 2019; Лютиков,

на телескопе в Вестерборке (Westerbork Synthesis

2020). Однако вплоть до настоящего времени не

Radio Telescope, WSRT) на частоте ∼330 МГц с

было прямых аргументов в пользу данной модели.

целью поиска радиопульсаров или быстрых радио-

Гипервспышка SGR 1806-20 не породила никако-

транзиентов (например, так называемых враща-

го сигнала в радиодиапазоне, похожего на БРВ,

ющихся радиотранзиентов, обозначаемых RRATs

что также рассматривалось как один из основных

от англ. rotating radio transients). В ходе обзора

недостатков магнитарного сценария (Тендулкар и

было обнаружено несколько слабых коротких ра-

др., 2016).

диовсплесков из этой области. Во многих отно-

шениях эти всплески выглядят как более слабые

Очевидно, что детектирование короткого радио-

аналоги БРВ. Результаты поиска Рубио-Эррера и

всплеска от магнитара в нашей Галактике, нахо-

др. (2013) кратко описаны в следующем разделе.

дящегося в стадии вспышечной активности, зна-

Также поиск радиовспышек в М31 осуществ-

чительно усилило бы позиции магнитарной мо-

лялся на телескопе LOFAR на частотах ∼150 МГц

дели. Такое детектирование совсем недавно дей-

(Ван Лёвен и др., 2020). Одной из основных за-

ствительно произошло: 28 апреля 2020 г. установ-

дач, которые ставили перед собой авторы, была

ки CHIME и STARE2 зарегистрировали двойной

попытка зарегистрировать всплески от источни-

БРВ (Коллаборация CHIME/FRBа, 2020; Боче-

ков, ответственных за события, представленные

нек и др., 2020). В область локализации всплеска,

в работе Рубио-Эррера и др. (2013). Однако в

полученной на CHIME, попал уже известный га-

ходе наблюдений на LOFAR не было обнаружено

лактический магнитар SGR 1935+2154. Одновре-

никаких радиотранзиентов.

менно несколько инструментов зарегистрирова-

Если какие-то из радиовсплесков из Рубио-

ли вспышку в рентгеновском и гамма-диапазонах

Эррера и др. (2013) связаны с магнитарами, то

(Мерегетти и др., 2020; Ридная и др., 2020; Ли и др.,

кроме поиска вспышек на высоких энергиях можно

2020; Тавани и др., 2020). Многие восприняли это

искать периодический сигнал, связанный с рентге-

открытие как окончательное подтверждение маг-

новским излучением этих нейтронных звезд. Рент-

нитарной гипотезы происхождения БРВ. Важно,

геновский телескоп XMM-Newton многократно

однако, заметить, что светимость радиовсплеска

наблюдал галактику М31 (Штиле и др., 2011), и по-

SGR 1935+215 была значительно ниже, чем све-

лученные данные уже использовались для поиска

тимость известных БРВ. В любом случае область

периодических источников³ . В результате поисков

поиска связей между магнитарами и БРВ стала

был обнаружен интересный объект — аккрециру-

еще более популярной² .

ющий рентгеновский пульсар в составе двойной

системы (Эспозито и др., 2016; Золотухин и др.,

Для проверки магнитарной модели могут ис-

2017), однако не было зарегистрировано ни одного

пользоваться и наблюдения магнитаров в других

кандидата в магнитары.

галактиках. Гигантские вспышки магнитаров в со-

седних галактиках теоретически являются обнару-

В настоящей работе мы провели более де-

жимыми на существующем уровне чувствительно-

тальный поиск гипотетического магнитара в М31,

сти детекторов, более того, уже имеется несколько

который мог бы быть источником шести радио-

таких кандидатов (Фредерикс и др., 2007a; Мазец и

всплесков с мерой дисперсии DM ≈ 55 см-3 пк,

др., 2008; Янг и др., 2020). Кроме того, проводились

обнаруженных в работе Рубио-Эррера и др. (2013).

целенаправленные поиски магнитара, предполо-

Поскольку в этом исследовании были представ-

жительно связанного с GRB 070201 (Офек и др.,

лены некоторые указания на существование пери-

2008).

ода ∼0.2-0.3 с, а также даны приблизительные

² Чуть ранее были зарегистрированы более слабые вспыш-

³ Список статей, в которых представлены результаты

ки от другого галактического магнитара — XTE1810-197

такого анализа, доступен он-лайн по адресу

(Маан и др., 2019; Перлман и др., 2020). Однако, судя по

http://www.extras-fp7.eu/index.php/scientific-

всему, эти события никак не связаны с БРВ.

community/publications/all-papers.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПШИРКОВ и др.

координаты всплесков, то у нас появляется воз-

отношение светимостей: L_R/L_X ≈ 10-8 - 10-5 (см.,

можность увеличить чувствительность по сравне-

например, Ридная и др., 2020). Таким образом, если

нию со слепым поиском периодичности. Также мы

радиовсплески в М31 возникали во время вспышек

использовали практически в полтора раза больше

магнитаров, то их рентгеновская светимость может

наблюдательных сеансов и применяемый нами для

быть оценена, как L_X ∼ 10⁴¹ - 10⁴⁴ эрг с-1. При

поиска периодического сигнала метод, H-тест, от-

использовании оценок плотности потока в радио-

личается от теста Рэлея, использованного в проек-

всплеске SGR 1935+2154 из наблюдений STARE2

те EXTraS. В отличие от последнего, он позволяет

(Боченек и др., 2020) рентгеновская светимость

использовать для поиска дополнительные гармо-

будет ближе к нижней границе нашей оценки.

ники и, как показано Де Ягер (1989), обладает

Одиночная вспышка с полной энергией

большей силой, особенно, если импульс занимает

∼10⁴⁰ эрг и светимостью L_X ∼ 10⁴¹ эрг с-1 (как

небольшую часть периода. Также H-тест обладает

в случае SGR 1935+2154, Ридная и др., 2020)

значительно большей силой, если импульс имеет

может быть обнаружена в галактике М31, если ее

сложную форму и состоит из нескольких пиков.

спектр в области высоких энергий (∼1-250 кэВ) не

В следующем разделе мы делаем оценки для

слишком жесткий (иначе количество зарегистри-

ожидаемого сигнала. Затем мы описываем исполь-

рованных фотонов будет просто недостаточным

зованные в работе методы и наблюдательные дан-

для статистически значимого детектирования).

ные. После этого мы представляем наши результа-

Для фотонного индекса Γ = 1 соответствующий

ты. Заключительный раздел содержит обсуждение

флюэнс составит величину лишь ∼2 × 10-3 см-2.

полученных результатов и основные выводы.

Типичный монитор всего неба в γ-лучах обладает

небольшой эффективной площадью в несколько

2. ОЦЕНКИ ПАРАМЕТРОВ МАГНИТАРА

сотен кв. см (Konus-WIND — 100 см², Fermi-

GBM — 300 см²). Лишь инструменты с меньшим

В начале этого раздела кратко перечислим ос-

полем зрения имеют большие площади (Swift —

новные результаты, полученные в работе Рубио-

1000

см², Fermi-LAT — 5000 см², причем в

Эррера и др. (2013), что поможет нам сделать неко-

последем случае эффективное детектирование

торые оценки для ожидаемых параметров гипо-

начинается с высоких энергий >100 МэВ). Для

тетического магнитара, являющегося источником

более мягкого фотонного индекса Γ = 3 положение

миллисекундных радиоимпульсов. Рубио-Эррера

более благоприятное и флюэнс может достигать

и др. (2013) произвели поиск транзиентов в га-

лактике М31 и некоторых ее спутниках в радио-

величин порядка 0.1 см-2, так что всплеск может

диапазоне. Было зарегистрировано ∼30 сильных

быть зарегистрирован существующими монитора-

ми всего неба.

(отношение сигнала к шуму, S/N > 7) одиночных

Периодичность излучения, указания на которую

всплесков с мерой дисперсии DM > 45 см-3 пк.

были обнаружены в работе Рубио-Эррера и др.

Также была зарегистрирована группа из шести

(2013), может позволить несколько ограничить па-

более слабых (5 < S/N < 6) всплесков с одинако-

раметры источника, если это НЗ. Для описания

вым значением меры дисперсии DM≈ 55 cм-3 пк.

можно использовать модифицированную формулу

Отметим, что нижняя оценка меры дисперсии для

для излучения магнитного диполя:

М31 составляет как раз примерно 55 ± 10 cм-3 пк

(Рубио-Эррера и др., 2013). Дальнейший ана-

IΩΩ=2μ2Ω⁴,

(1)

лиз времен прихода этих шести импульсов позво-

3c³

лил говорить о возможном существовании периода

где I — это момент инерции НЗ, Ω = 2π/P — уг-

∼0.3 с, если все эти импульсы порождены одним

источником. Далее мы будем обсуждать гипотети-

ловая частота вращения, μ = BR³ — магнитный

момент, а c — скорость света.

ческий источник этих шести событий, предполагая,

что это мог быть молодой магнитар, а наблюдаемая

Для экспоненциально затухающего поля μ =

периодичность могла быть связана с вращением

= μ₀ × exp(-t/τ) можно получить выражения для

НЗ.

эволюции периода:

Типичные потоки зарегистрированных радио-

)

μ²⁰τ⁽

всплесков составляли порядка нескольких Ян

P² - P²⁰ =

(2π)²

1-e-2T/τ

(2)

Ic³

(Рубио-Эррера и др., 2013), что на расстоянии

до М31 (778 кпк до центра галактики, Карачен-

где T — это возраст НЗ.

цев и др., 2004) соответствует радиосветимости

При очень быстром начальном вращении (P ≪

L_R ∼ 10³⁶ эрг с-1. По наблюдениям всплесков

≪ 0.3 с) и экспоненциально затухающем на вре-

галактического магнитара SGR 1935+215 в рент-

менном масштабе τ поле, замедление до вращения

геновском и радиодиапазонах можно оценить

с периодом P = 0.3 с происходит за t ≈ τ для

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОИСК В ГАЛАКТИКЕ M31 МАГНИТАРОВ

магнитного момента μ₀ ≈ 10³² Гс см³, т.е. для B₀ ≈

≈ 10¹⁴ Гс. При таком магнитном поле временной

масштаб τ cоставит величину порядка нескольких

сотен лет, что позволяет оценить возраст гипо-

тетического магнитара, который может быть ис-

точником шести коротких радиовсплесков в М31.

Для T ≫ τ периоды НЗ с настолько сильными

полями становятся очень длинными. Теоретически

возможна ситуация, когда T ≪ τ, если P ≈ P₀, но

в этом случае магнитар был бы очень молодым и,

еансы наблюдений

учшая локал

изация из R

ubio-Herrera

et al., 2013

скорее всего, в недавнем прошлом должен был бы

наблюдаться взрыв сверхновой — прародительни-

цы НЗ.

Прямое восхождение,

Ожидается, что молодые магнитары с возрастом

в несколько сотен лет являются более активными

Рис. 1. Распределение сеансов наблюдений, которые

(Перна, Понс, 2011) и время ожидания между пе-

использовались в работе. Кругом с центром в (11◦. 40,

риодами вспышек составляет несколько месяцев.

41◦. 57) и радиусом 0.4^◦ показана наиболее вероятная

Таким образом, вероятность найти магнитар в ак-

область локализации всплесков по данным работы

тивной фазе, в которой рентгеновская светимость

(Рубио-Эррера и др., 2013).

увеличена, достаточно высока. С другой стороны,

наблюдения галактических источников позволяют

утверждать, что радиовсплески очень редки даже в

магнитары в Галактике. Ожидается, что более мо-

периоды повышенной активности и, более того, они

лодые магнитары чаще находятся в активной фазе

могут объединяться в группы, подобно всплескам

и светимость во время этой фазы у них может быть

от повторного источника FRB121102 (возможно,

несколько выше, чем у более старых собратьев

что такое поведение уже наблюдалось у SGR

(Перна, Понс, 2011), поэтому характерная свети-

1935+2154 Кирстен и др., 2020). В связи с этим

мость гипотетического магнитара составляет L_X ≳

мы сконцентрируемся на поиске периодического

≳ 10³⁶ эрг с-1.

сигнала в рентгеновском диапазоне.

Всплески, которые наблюдались на радиотеле-

скопе в Вестерборке, не были точно локализованы,

3. МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ ПОИСКА

поэтому мы решили искать пульсации в полной по-

МАГНИТАРОВ В М31

пуляции источников в М31. Для этого из каталога

4XMM-DR9 (Уэбб и др., 2020), который охваты-

Поиск периодического сигнала от магнитара в

вает период наблюдений в интервале с 3 февраля

М31, сходного с уже известными галактическими

2000 г. по 26 февраля 2019 г., были выбраны сеансы

объектами, затруднен тем, что типичная свети-

наблюдений детектора EPIC pn в режимах “Full

мость магнитаров в фазе активности (вне вспышек)

Frame” с центрами полей, лежащими на расстоя-

≲10³⁶ эрг с-1 (см. каталог активности магнита-

нии не более пяти градусов до центра Туманности

ров Коти Дзелати и др., 2018; онлайновая версия:

.269). Всего было

http://magnetars.ice.csic.es/#/outbursts).

отобрано 138 сеансов (см. Приложение) и иссле-

В обзоре М31, проведенном XMM-Newton

довано 5339 источников в 15 016 индивидуальных

(Штиле и др., 2011), ограничения снизу на поток

детектированиях (рис. 1).

были

∼10-15

эрг см-2 с-1, что соответству-

Анализ проводился средствами стандартного

ет ограничениям на светимость ∼10³⁵ эрг с-1.

пакета Science Analysis System (SAS) XMM-

Столь малые потоки требуют экспозиции длиной

Newton. Сначала для каждого источника, детекти-

∼O(10⁴) c⁴ только для детектирования. Таким

рованного в данном сеансе, отбирались все собы-

образом, слабые источники могут быть зарегистри-

тия, находящиеся в кругах радиусом 30^′′ и 15^′′. Два

рованы, но число фотонов будет недостаточным для

различных радиуса были использованы для того,

поиска периодичности.

чтобы найти баланс между максимальным учетом

Однако, если мы ищем магнитар с периодом

событий от источника и минимальным вкладом

вращения ∼0.3 с, то он может быть очень молодым

фоновых событий. После этого с помощью ути-

с возрастом порядка нескольких сотен лет (см.

литы barycen времена прихода фотонов на детек-

выше), что значительно меньше, чем все известные

тор приводились в барицентр Солнечной системы

для того, чтобы избавиться от неравномерности,

⁴ https://xmm-tools.cosmos.esa.int/external/xmm_user_

связанной с орбитальным движением спутника.

support/documentation/uhb/epicsens.html

Поиск периодических сигналов проводился в два

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПШИРКОВ и др.

этапа: на первом этапе с использованием метода

• количество фотонов должно было превы-

быстрого преобразования Фурье (БПФ) строил-

шать 10. Последние два условия позволили

ся частотный спектр сигнала и определялась ча-

уменьшить вклад инструментальных арте-

стота, соответствующая максимальной амплитуде

фактов.

спектра. На втором этапе значимость этого пика

оценивалась с помощью H-теста (Де Ягер, 1989,

Приведенные оценки для порога локальной зна-

2010) — стандартного метода поиска слабых пе-

чимости справедливы в случае детектирования сиг-

риодических сигналов в рентгеновской и гамма-

нала в одном сеансе. Очевидно, что детектирование

астрономии. Из-за использования для поиска пе-

сигнала на близких частотах в двух различных се-

риодичности нескольких гармоник основной ча-

ансах значительно усиливает уверенность в реаль-

стоты он обладает более высокой мощностью и

ном существовании лежащей за ним периодично-

позволяет искать сигналы с узким импульсом, ко-

сти. Для оценки величины порогового значения P₀

торые трудно обнаружить с помощью обычного

в этом случае можно рассмотреть симметричный

фурье-анализа. Очевидным достоинством H-теста

случай — пусть сигнал с одинаковой значимостью,

является то, что он позволяет легко получить тест-

соответствующей вероятности P₀, был зарегистри-

статистику и оценить статистическую значимость

рован в двух сеансах на близких частотах. Для

обнаруженного сигнала, которая описывается про-

упрощения мы считаем, что каждый источник де-

стой формулой:

тектировался ровно по два раза. Общая вероят-

P (>H) = e-0.4H .

(3)

ность такого события определяется формулой

Формула (3) позволяет получить локальную

P_comb = 1/2P²⁰N_detN_freqN_Δfreq.

(6)

значимость периодического сигнала P_loc для каж-

дого источника в данном сеансе. Для того чтобы

Количество вариантов перебора задается про-

получить глобальную значимость сигнала, необ-

изведением 1/2N_freqN_detN_Δfreq. Первые два члена

ходимо ввести поправки на количество вариантов,

дают количество вариантов для первого наблю-

испробованных при переборе:

дения какого-то источника, третий же, N_Δfreq,

P_glob = N_freqN_detP_loc,

(4)

зависит от количества вариантов, перебираемых

для второго наблюдения этого источника. В по-

где N_freq — число частот, использованных для по-

следнем случае перебор теперь ведется не по всем

иска пика методом БПФ, N_det — общее число де-

частотам в спектре БПФ, а только по частотам

тектирований во всех сеансах с учетом того, что

в близкой окрестности сигнала, обнаруженного в

выборка событий проводилась в кругах двух раз-

первом сеансе, поэтому N_freq заменяется на N_Δfreq.

личных радиусов.

Окрестность считается близкой, если разность

В анализе БПФ использовалось частотное раз-

частот сигналов Δf ≤ ηf, η = 10-3. Такое отличие

решение δf = 1/(10 T ), где T — общая продол-

жительность наблюдений источника в сеансе, для

в частоте может возникать в тесных массивных

двойных системах из-за эффекта Доплера, вы-

большинства сеансов лежащая в диапазоне 10⁴ -

званного орбитальным движением со скоростью

- 10⁵ с. Максимальная частота f_max = 6.8 Гц за-

v ∼ ηc. Соответствующее число частот N_Δfreq ≤

давалась временным разрешением телескопа, рав-

≤ 2ηf_max/δf = 2ηN_freq. В итоге из условия

ным 73.4 мс, таким образом, N_freq = 10⁶-10⁷. Все

вместе это позволяет оценить пороговое значение

P_comb < 1 можно получить оценку порога значи-

для P_loc:

мости

√

P_thr = 10-10.

(5)

P₀ < 1/ ηN_detN^2freq.

(7)

Ложные сигналы, которые могли возникать из-

за сравнительно низкого порога, были максималь-

Для характерных величин параметров P₀ ∼

но отсеяны введением дополнительных условий:

∼ 10-7, но для целей первоначального поиска

сигналов мы, учитывая несимметричность, ис-

• сигнал должен наблюдаться в обеих выбор-

пользовали порог P₀ < 10-6, т.е. для одного и

ках, соответствующих радиусам 15^′′ и 30^′′,

того же источника сигнал должен был быть

причем со сравнимой значимостью;

зарегистрирован в двух разных сеансах на близких

частотах, причем локальная вероятность в каждом

• сигнал не должен был наблюдаться на ча-

стотах, очень близких к целым единицам Гц,

сеансе должна была быть менее 10-6.

и его период не должен быть близок к целым

Аналогично был проведен поиск периодическо-

секундам. Как подозрительные отбрасыва-

го сигнала в окрестности частот, соответствующих

лись сигналы, где относительная разница

возможным периодам вращения магнитара, кото-

была на уровне 10-3;

рые были найдены в (Рубио-Эррера и др., 2013):

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОИСК В ГАЛАКТИКЕ M31 МАГНИТАРОВ

Таблица 1. Свойства периодического сигнала от аккре-

Также отсутствие детектирования может объяс-

цирующего пульсара 3XMM J004301.4+413017

няться возможным завалом спектра на низких ча-

стотах, так как наблюдения LOFAR проводились

на 150 МГц, а первоначальное обнаружение про-

ObsID

p₃₀′′

p₁₅′′

f, Гц

изошло на частоте 330 МГц.

0112570101

4.8 × 10-7

5.5 × 10-6

0.8308

Спектр рентгеновских вспышек SGR1935+2134

был достаточно жестким с фотонным индексом ≲1

0505720301

1.6 × 10-9

1.3 × 10-8

0.8309

(Ридная и др., 2020). Поэтому нет ничего странного

в том, что, если бы радиовсплески Рубио-Эррера

0650560301

1.1 × 10-14

1.0 × 10-9

0.8307

и др.

(2013) сопровождались рентгеновскими

вспышками, то последние не были бы зарегистри-

0690600401

1.1 × 10-7

1.0 × 10-7

0.8309

рованы. С другой стороны, поведение активного

молодого магнитара является очень нестабильным

0700380601

8.8 × 10-9

5.1 × 10-9

0.8307

и можно было бы ожидать, что он будет источником

большого количества рентгеновских и γ-вспышек

0744350301

2.8 × 10-8

5.0 × 10-8

0.8307

с различными интенсивностями и фотонными

Примечание. В первом столбце показаны идентификаторы

индексами, в том числе и сравнительно мягкими.

сеансов наблюдений ObsID, во втором и третьем — локаль-

Некоторые из таких вспышек могли бы быть

ные p-значения, соответствующие радиусам выборки 30^′′ и

зарегистрированы существующими инструмен-

15^′′, в четвертом — частоты обнаруженного сигнала.

тами, отсутствие этих детектирований является

аргументом против гипотезы источника-магнитара.

P₁ = 0.23294 c и P₂ = 0.29578 c. Поиск проводил-

Темп звездообразования в М31 примерно в два

ся в окрестностях соответствующих частот f₁ =

раза ниже, чем в нашей Галактике (Вилльямс,

= 1/P₁ = 4.29295 Гц и f₂ = 1/P₂ = 3.38089 Гц в

2003), поэтому в Туманности Андромеды должно

интервалах частот Δf1,2 = ηf1,2. Пороги чувстви-

существовать несколько активных магнитаров. Но

тельности в случае такого поиска естественным

если доля магнитаров в общей популяции обра-

образом понижаются, так как везде перебор идет

не по всему набору частот, а по частотам в узком

зовавшихся НЗ составляет порядка 10% (Попов

интервале N_freq → N_Δfreq ≈ ηN_freq. Для одиночного

и др., 2010), и ожидаемый возраст нашего гипо-

тетического источника всего лишь сотни лет, то

сигнала пороговая значимость была оценена как

есть большая вероятность, что в этой галактике не

P_thr,f = P_thr/η ∼ 10-7, для детектирования в двух

существует объектов с необходимыми свойствами.

сеансах P0,f = P₀/√η ∼ 10-5.

К сожалению, имеющиеся рентгеновские данные

Сформулированные выше критерии были при-

по М31 не позволяют сделать существенные огра-

менены для поиска сигналов. В результате, кроме

ничения на полную популяцию магнитаров, анало-

уже известного 3XMM J004301.4+413017 (Золо-

гично тому, что было сделано для нашей Галактики

тухин и др., 2017), не было найдено ни одного ис-

в работе Муно и др. (2008). Вероятно, будущие

точника, удовлетворяющего этим критериям, как в

достаточно продолжительные наблюдения М31 на

слепом поиске, так и в поиске в окрестности частот,

спутнике Спектр-РГ в режиме наведения дадут

соответствующих возможным частотам вращения

возможность обнаружить магнитары в этой галак-

магнитара. Периодический сигнал от источника

тике.

3XMMJ004301.4+413017 был зарегистрирован в

шести сеансах, свойства обнаруженного сигнала

В заключение мы можем сказать, что скорее

представлены в табл. 1.

всего шесть радиовсплесков с мерой дисперсии

DM=55 см-3 пк, обнаруженные в Рубио-Эррера

и др. (2013), в направлении на M31 не являются

4. ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

следствием активности молодого магнитара в этой

Магнитары не являются высокостабильными

галактике.

источниками — поток излучения от них может зна-

чительно меняться, усиливаясь во время нерегу-

Работа поддержана Минобрнауки РФ в рам-

лярных периодов повышенной активности (Коти

ках программы финансирования крупных научных

Дзелати и др., 2018). Поэтому достаточно есте-

ственно, что источник, обнаруженный в какую-то

проектов национального проекта “Наука” (грант

эпоху, не может быть детектирован через несколько

075-15-2020-778). М.С. Пширков благодарит за

лет. Это может объяснить отсутствие детектиро-

поддержку Фонд развития теоретической физики и

вания радиовсплесков в ходе наблюдений LOFAR.

математики “БАЗИС”.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПШИРКОВ и др.

ПРИЛОЖЕНИЕ

Караченцев

др.

(I.D.

Karachentsev,

V.E. Karachentseva, W.K. Huchtmeier, and

D.I. Makarov), Astron. J. 127 (4), 2031 (2004).

Для анализа мы использовали сеансы с

10.

Кирстен и др. (F. Kirsten, M. Snelders, M. Jenkins,

ObsID =

0065770101,

0109270301,

0109270401,

K. Nimmo, J. van den Eijnden, J. Hessels, et al.),

0109270701,

0112570101,

0112570201,

0112570301,

arXiv e-prints, p. arXiv:2007.05101 (2020).

0112570401,

0112570601,

0151580101,

0151580401,

11.

Коллаборация CHIME/FRBа (The CHIME/FRB

0151581101,

0151581201,

0151581301,

0202230201,

Collaboration, B.C. Andersen, K.M. Bandura,

0202230301,

0202230401,

0202230501,

0204790401,

M. Bhardwaj, A. Bij, et al.), arXiv e-prints,

0300910201,

0402560101,

0402560201,

0402560301,

p. arXiv:2005.10324 (2020).

0402560401,

0402560501,

0402560601,

0402560701,

12.

Кордес, Чаттерджи (J.M. Cordes and S. Chatterjee),

0402560801,

0402560901,

0402561001,

0402561101,

Ann. Rev. Astron. Astrophys. 57, 417 (2019).

0402561201,

0402561301,

0402561401,

0402561501,

0404060201,

0405320501,

0405320601,

0405320701,

13.

Коти Дзелати и др. (F. Coti Zelati, N. Rea, J.A. Pons,

0405320801,

0405320901,

0410582001,

0505720201,

S. Campana, and P. Esposito), MNRAS 474 (1), 961

0505720301,

0505720401,

0505720501,

0505720601,

(2018).

0505760101,

0505760201,

0505760301,

0505760401,

14.

Лаццати и др. (D. Lazzati, G. Ghirlanda, and

0505760501,

0505900101,

0505900201,

0505900301,

G. Ghisellini), MNRAS 362 (1), L8 (2005).

0505900401,

0505900801,

0511380101,

0511380201,

15.

Ли и др. (C.K. Li, L. Lin, S.L. Xiong,

0511380301,

0511380601,

0551690201,

0551690301,

M.Y. Ge, X.B. Li, T.P. Li, et al.), arXiv e-prints,

0551690401,

0551690501,

0551690601,

0560180101,

p. arXiv:2005.11071 (2020).

0600660201,

0600660301,

0600660401,

0600660501,

16.

Лоример и др. (D.R. Lorimer, M. Bailes,

0600660601,

0650560201,

0650560301,

0650560401,

M.A. McLaughlin, D.J. Narkevic, and F. Crawford),

0650560501,

0650560601,

0652500101,

0652500201,

Science 318, 777 (2007).

0652500301,

0655620301,

0655620401,

0672130101,

17.

Лу, Кумар (W. Lu and P. Kumar), MNRAS 477 (2),

0672130501,

0672130601,

0672130701,

0674210201,

2470 (2018).

0674210301,

0674210401,

0674210501,

0674210601,

18.

Любарский (Y. Lyubarsky), MNRAS 442, L9 (2014).

0690600401,

0700380501,

0700380601,

0701981201,

19.

Лютиков (M. Lyutikov), arXiv e-prints,

0727960401,

0729560101,

0744350301,

0744350901,

p. arXiv:2006.16029 (2020)

0761970101,

0763120101,

0763120401,

0764030301,

20.

Маан и др. (Y. Maan, B.C. Joshi, M.P. Surnis,

0764030401,

0784000101,

0784000201,

0790830101,

M. Bagchi, and P.K. Manoharan), Astrophys. J. Lett.

0800730101,

0800730201,

0800730301,

0800730401,

882 (1), L9 (2019).

0800730501,

0800730601,

0800730701,

0800730801,

21.

Мазец и др. (E.P. Mazets, R.L. Aptekar, T.L. Cline,

0800730901,

0800731001,

0800731101,

0800731201,

D.D. Frederiks, J.O. Goldsten, S.V. Golenetskii,

0800731301,

0800731401,

0800731501,

0800731601,

et al.), Astrophys. J. 680 (1), 545 (2008).

0800731701,

0800731801,

0800731901,

0800732001,

22.

Мерегетти и др. (S. Mereghetti, V. Savchenko,

0800732101,

0800732201,

0800732301,

0800732401,

0800732501,

0800732601,

0800732701,

0800732801,

C. Ferrigno, D. G ¨otz, M. Rigoselli, A. Tiengo, et al.),

0800732901, 0800733001, 0800733101.

arXiv e-prints, p. arXiv:2005.06335 (2020).

23.

Метцгер и др. (B.D. Metzger, E. Berger, and

B. Margalit), Astrophys. J. 841, 14 (2017).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

24.

Муно и др. (M.P. Muno, B.M. Gaensler, A. Nechita,

J.M. Miller, and P.O. Slane), Astrophys. J. 680 (1),

1. Белобородов (A.M. Beloborodov), Astrophys. J.

639 (2008).

Lett. 843 (2), L26 (2017).

25.

Муразе и др. (K. Murase, K. Kashiyama, and

2. Белобородов (A.M. Beloborodov), arXiv e-prints,

P. M ´esz ´aros), MNRAS 461, 1498 (2016).

p. arXiv:1908.07743 (2019).

26.

Офек и др. (E.O. Ofek, M. Muno, R. Quimby,

3. Боченек и др. (C. D. Bochenek, V. Ravi, K. V. Belov,

S.R. Kulkarni, H. Stiele, W. Pietsch, et al.),

G. Hallinan, J. Kocz, S. R. Kulkarni, et al.), arXiv

Astrophys. J. 681 (2), 1464 (2008).

e-prints, p. arXiv:2005.10828 (2020).

27.

Перлман и др. (A.B. Pearlman, W.A. Majid,

4. Ван Лёвен и др. (J. van Leeuwen, K. Mikhailov,

T.A. Prince, P.S. Ray, J. Kocz, S. Horiuchi, et al.),

E. Keane, T. Coenen, L. Connor, V. Kondratiev, et al.),

arXiv e-prints, p. arXiv:2005.08410 (2020).

Astron. Astrophys. 634, A3 (2020).

28.

Перна, Понс (R. Perna and J.A. Pons), Astrophys. J.

5. Вилльямс (B.F. Williams), The Astronomical Journal

Lett. 727 (2), L51 (2011).

126 (3), 1312 (2003).

29.

Петрофф и др. (E. Petroff, E.D. Barr, A. Jameson,

6. Де Ягер (O.C. de Jager, B.C. Raubenheimer, and

E.F. Keane, M. Bailes, M. Kramer, et al.), Publ.

J.W.H. Swanepoel), Astron. Astrophys. 221,

180

Astron. Soc. Australia 33, e045 (2016).

(1989).

30.

Петрофф и др. (E. Petroff, J.W.T. Hessels, and

7. Де Ягер (O.C. de Jager and I. B ¨usching), Astron.

D.R. Lorimer), Astron. Astrophys. Rev. 27 (1), 4

Astrophys. 517, L9 (2010).

(2019).

8. Золотухин и др. (I.Y. Zolotukhin, M. Bachetti,

31.

Платтс и др. (E. Platts, A. Weltman, A. Walters,

N. Sartore, I.V. Chilingarian, and N.A. Webb),

S.P. Tendulkar,J.E.B. Gordin, and S. Kandhai), Phys.

Astrophys. J. 839 (2), 125 (2017).

Rep. 821, 1 (2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОИСК В ГАЛАКТИКЕ M31 МАГНИТАРОВ

32. Попов, Постнов (S.B. Popov and K.A. Postnov),

42. Уэбб и др. (N.A. Webb, M. Coriat, I. Traulsen,

arXiv e-prints, p. arXiv:0710.2006 (2007).

J. Ballet, C. Motch, F.J. Carrera, et al.), Astron.

33. Попов, Штерн (S.B. Popov and B.E. Stern),

Astrophys. 641, A136 (2020).

MNRAS 365 (3), 885 (2006).

43. Фредерикс и др. (D.D. Frederiks, V.D. Palshin,

34. Попов и др. (S.B. Popov, J.A. Pons, J.A. Miralles,

R.L. Aptekar, S.V. Golenetskii, T.L. Cline, and

P.A. Boldin, and B. Posselt), MNRAS 401 (4), 2675

E.P. Mazets), Astronomy Letters 33 (1), 19 (2007a).

(2010).

35. Попов и др. (S.B. Popov, K.A. Postnov, and

44. Фредерикс и др. (D.D. Frederiiks, S.V. Golenetskii,

M.S. Pshirkov), Physics Uspekhi 61 (10), 965 (2018).

Palshin, R.L. Aptekar, et al.), IAA 33 (1), 1 (2007b).

36. Ридная и др. (A. Ridnaia, D. Svinkin, D. Frederiks,

45. Харли и др. (K. Hurley, S.E. Boggs, D.M. Smith,

A. Bykov, S. Popov, R. Aptekar, et al.), arXiv e-prints,

R.C. Duncan, R. Lin, A. Zoglauer, et al.), Nature 434

p. arXiv:2005.11178 (2020).

(7037), 1098 (2005).

37. Рубио-Эррера и др. (E. Rubio-Herrera,

B.W. Stappers, J.W.T. Hessels, and R. Braun),

46. Чжан (B. Zhang), Nature 587 (7832), 45 (2020).

MNRAS 428 (4), 2857 (2013).

47. Штиле и др. (H. Stiele, W. Pietsch, F. Haberl,

38. Тавани и др. (M. Tavani, C. Casentini, A. Ursi,

D. Hatzidimitriou, R. Barnard, B.F. Williams, et al.),

F. Verrecchia, A. Addis, L.A. Antonelli, et al.), arXiv

Astron. Astrophys. 534, A55 (2011).

e-prints, p. arXiv:2005.12164 (2020).

39. Тендулкар и др. (S.P. Tendulkar, V.M. Kaspi, and

48. Эспозито и др. (P. Esposito, G. L. Israel, A. Belfiore,

C. Patel), Astrophys. J. 827, 59 (2016).

G. Novara, L. Sidoli, G.A. Rodr

iguezCastillo, et al.),

40. Торнтон и др. (D. Thornton, B. Stappers, M. Bailes,

MNRAS 457 (1), L5 (2016).

B. Barsdell, S. Bates, N.D.R. Bhat, et al.), Science

341 (6141), 53 (2013).

49. Янг и др. (J. Yang, V. Chand, B.-B. Zhang, Y.-H.

41. Туролла и др. (R. Turolla, S. Zane, and A.L. Watts),

Yang, J.-H. Zou, Y.-S. Yang, et al.), Astrophys. J. 899

Rep. Progress in Phys. 78 (11), 116901 (2015).

(2), 106 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021