ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 4, с. 279-289

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

И СТАБИЛЬНОСТЬ ЦИКЛОТРОННОЙ ЛИНИИ В РЕНТГЕНОВСКОМ

ПУЛЬСАРЕ GRO J2058+42

С. С. Цыганков^3,1, A. A. Муштуков^4,1, A. A. Лутовинов^1,2

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

²НИУ “Высшая школа экономики”, Москва, Россия

³Университет Турку, факультет физики и астрономии, Турку, Финляндия

⁴Лейденская обсерватория, Лейденский университет, Лейден, Нидерланды

Поступила в редакцию 01.02.2022 г.

После доработки 01.03.2022 г.; принята к публикации 02.03.2022 г.

Представлены результаты исследования транзиентного рентгеновского пульсара GRO J2058+42 в

широком диапазоне энергий в состоянии со светимостью L_x ≃ 2.5 × 10³⁶ эрг с-1. В ходе работы

было обнаружено, что профиль импульса источника, так же как и доля пульсирующего излучения,

значительно изменились по сравнению с предыдущими наблюдениями обсерватории NuSTAR, вы-

полненными когда пульсар был примерно в 10 раз ярче. Положение циклотронной линии на энергии

∼10 кэВ в узкой фазовой области согласуется с наблюдениями в высоком состоянии. Спектральный

анализ показал, что при высоких светимостях L_x ≃ (2.7 - 3.2) × 10³⁷ эрг с-1 спектр имеет типичную

для аккрецирующих пульсаров форму, в то время как при падении светимости примерно на порядок, до

L_x ≃ 2.5 × 10³⁶ эрг с-1, для описания спектра необходимо использование двухкомпонентной модели.

Указанное поведение вписывается в модель, в рамках которой низкоэнергетическая часть спектра

образуется в горячем пятне, а высокоэнергетическая — в результате резонансного комптоновского

рассеяния на падающем веществе в аккреционном канале над поверхностью нейтронной звезды.

Ключевые слова: GRO J2058+42 , X-ray источники, аккреция, магнитное поле.

DOI: 10.31857/S0320010822040027

ВВЕДЕНИЕ

слабых всплесков первого типа (более слабые

вспышки, связанные с прохождением нейтронной

Транзиентный

рентгеновский

пульсар

звездой периастра двойной системы) с макси-

GRO J2058+42 впервые был обнаружен во

мальным пульсирующим потоком 10-15 мКраб

время гигантской вспышки в сентябре 1995 г. с

(20-50 кэВ) и с интервалами между ними около

помощью инструмента BATSE, входящего в со-

110 дней, интерпретируемыми как орбитальный

став орбитальной обсерватории Compton Gamma

период двойной системы. Небольшие повышения

Ray Observatory (Уилсон и др., 1995). Вспышка

яркости до ∼8 мКраб наблюдались также между

второго типа (яркие вспышки в рентгеновских

основными вспышками (Уилсон и др.,

1995).

Be-системах, которые не зависят от орбитальной

Эти вспышки были подтверждены инструментом

фазы двойной системы с пиковой светимостью,

RXTE/ASM и указывали на возможный более

достигающей эддингтоновского предела для ней-

короткий орбитальный период в 55 дней ( Корбет

тронной звезды) длилась около 46 дней, за время

и др., 1997; Уилсон и др., 2005).

которой период пульсаций потока от источника

уменьшился со 198 до 196 с. Максимальный поток

После указанного периода активности

от пульсара во время вспышки составил около

GRO J2058+42 перешел в спокойное состоя-

300 мКраб в диапазоне энергий 20-100 кэВ. После

ние и не проявлял вспышечной активности в

основной вспышки источник оставался активным

рентгеновском диапазоне до 22 марта 2019 г.,

примерно два года, демонстрируя серию более

когда Burst Alert Telescope (BAT) на борту об-

серватории Swift им. Н. Джерельса (Джерельс

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

и др., 2004) и Gamma-ray Burst Monitor (Миган

279

280

ГОРБАН и др.

Таблица 1. Наблюдения GRO J2058+42, используемые в настоящей работе

Телескоп

Дата

ObsID

Экспозиция, кс

NuSTAR

25.03.2019 (MJD 58567)

90501313002

NuSTAR

28.08.2019 (MJD 58723)

90501336002

Swift/XRT

28.08.2019 (MJD 58723)

00088982001

и др., 2009) обсерватории Fermi зафиксировали

с-1 в энергетическом диапазоне 3-79 кэВ, что при-

новую гигантскую вспышку излучения (Бартельми

мерно на порядок ниже по сравнению с потоками,

и др., 2019; Малакария и др., 2019) с пиком

зарегистрированными от источника во время двух

светимости, аналогичным предыдущей вспышке,

первых наблюдений обсерватории NuSTAR: F₁ =

произошедшей в 1995 г. Во время этой вспышки

= (3.6 ± 0.1) × 10-9 эрг см-2 с-1 и F₂ = (4.3 ±

источник наблюдался орбитальными обсерватори-

± 0.1) × 10-9 эрг см-2 с-1 (Мольков и др., 2019).

ями Swift, NICER, Fermi, также было проведено

Данная работа посвящена изучению характери-

два наблюдения обсерваторией NuSTAR вблизи

стик пульсара в низком состоянии и их сравнению

максимума светимости пульсара.

с ранее полученными для яркого состояния.

Периодические вспышки излучения, следующие

за гигантской вспышкой, указывают на то, что

НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ

звездой-компаньоном в системе является звезда

класса Be. Более точно оптический компаньон был

Наблюдение источника GRO J2058+42 в со-

установлен с помощью оптической фотометрии и

стоянии с низкой светимостью было проведено

спектроскопии (Рэйг и др., 2005) и был отождеств-

28 августа 2019 г. (MJD 58723) с экспозицией

лен со звездой класса O9.5-B0IV-Ve, располо-

около 38 кс (ObsID 90501336002). Для исследо-

женной на расстоянии 9 ± 1 кпк. Расстояние до

вания спектральных и временных характеристик

системы 8+0.9-1.2 кпк (далее будет использоваться для

пульсара в широком энергетическом диапазоне на-

блюдение было выполнено одновременно обсерва-

расчетов) было уточнено по данным телескопа Gaia

(Арнасон и др., 2021).

ториями NuSTAR и Swift.

Обсерватория NuSTAR (Nuclear Spectroscopic

Используя данные обсерватории NuSTAR, по-

Telescope ARray) чувствительна к рентгеновскому

лученные во время вспышки II типа в 2019 г.,

излучению в диапазоне энергий от 3 до 79 кэВ,

Мольков и др. (2019) обнаружили линию цик-

регистрируя его с помощью двух совмещенных

лотронного поглощения в спектре источника на

идентичных рентгеновских телескопов (FPMA

энергии около 10 кэВ и две ее высшие гармоники

и FPMB), имеющих энергетическое разрешение

около 20 и 30 кэВ, регистрируемые, однако, только

около 400 эВ на энергии 10 кэВ (Харрисон и

в узком интервале фаз вращения пульсара. Эти

др., 2013). Данные обрабатывались в соответ-

измерения позволили оценить напряженность маг-

ствии со стандартными процедурами обработки и

нитного поля нейтронной звезды в системе около

стандартного программного обеспечения анализа

∼10¹² Гс. Анализ данных обсерватории AstroSat

данных NuSTAR (NuSTARDAS v1.9.7), постав-

подтвердил наличие циклотронной линии и двух ее

ляемого в рамках пакета HEASOFT v6.29 с

гармоник в спектре GRO J2058+42 (Мукерджи и

версией калибровок CALDB v20211202. Первич-

др., 2020) так же, как и значительные вариации

ная обработка данных выполнялась с помощью

их параметров с фазой пульсаций. Кроме того,

процедуры NUPIPELINE, далее мы использовали

авторам удалось обнаружить квазипериодические

NUPRODUCTS для получения энергетических

пульсации на частоте 0.09 Гц в спектре мощности

спектров источника и его кривых блеска. Данные

источника.

двух модулей для источника были извлечены из

Для того чтобы исследовать свойства пульсара

круговых областей радиусом 50^′′, центрированных

при низких темпах аккреции (см., например, обзор

на источник. Фоновая область, радиус которой

Цыганкова и др., 2017, свойства пульсаров Ве-

составил также 50^′′, была извлечена на том же чи-

системах), нами было заказано еще одно наблюде-

пе. Для сравнения свойств пульсара в состояниях

ние обсерватории NuSTAR, которое проводилось

с разной интенсивностью в данной работе также

примерно через 150 дней после максимума основ-

использовались данные наблюдения NuSTAR, вы-

ной вспышки. В результате от источника был заре-

полненного 25 марта 2019 г. (ObsID 90501313002)

гистрирован поток F₃ = (3.3+0.4-2.8) × 10-10 эрг см-2

с экспозицией около 20 кс (табл. 1), фоновый

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

281

10⁷

Swift/XRT (1 10 keV), erg/cm²/s

Swift/BAT (15 50 keV)

0.5, erg/cm²/s

10³⁸

10⁸

Fermi/GBM (12 50 keV)

10⁹), keV/cm²/s

NuSTAR (3 79 keV)

0.4, erg/cm²/s

10⁹

10¹⁰

10¹¹

10¹²

10³³

10¹³

58 575

58 600

58 625

58 650

58 675

58 700

58 725

Time, MJD

Рис. 1. Кривая блеска рентгеновского пульсара GRO J2058+42 в нескольких диапазонах энергии по данным разных

инструментов. Потоки, измеренные разными приборами, приведены в разных единицах и перенормированы для большей

наглядности (см. вставку). Цифрами отмечены наблюдения NuSTAR. Шкала справа показывает соответствующую

светимость, предполагая расстояние до системы 8 кпк. На данном изображении светимость представлена в диапазоне

энергий 1-10 кэВ для наглядности профиля кривой блеска.

спектр извлекался на соседнем чипе, так как

энергетические спектры были сгруппированы по

источник был очень яркий. Фотоны от источника и

25 отсчетов на канал. Аппроксимация спектров

фона извлекались из круговых областей радиусом

проводилась в пакете XSPEC v12.12.0 (Арно и др.,

70^′′.

1999).

Чтобы расширить диапазон энергий, бы-

ли добавлены спектральные данные наблюде-

РЕЗУЛЬТАТЫ

ния GRO J2058+42, проведенного телескопом

Несколько наблюдений GRO J2058+42, вы-

Swift/XRT в диапазоне 0.3-10 кэВ одновременно

полненных обсерваторией NuSTAR во время его

с наблюдением NuSTAR

августа

2019

г.

вспышечной активности в 2019 г., позволили нам

(ObsID 00088982001) с экспозицией 2 кс. Спектры

провести детальный сравнительный анализ вре-

источника были получены с помощью онлайн-

менных и спектральных свойств пульсара в состоя-

инструментов (Эванс и др., 2009), предостав-

ниях с темпом аккреции, различающимся примерно

ленных UK Swift Science Data Centre при Уни-

в 10 раз: светимость в ярком состоянии L_x ≃

верситете Лестера.¹ В работе использовались

≃ 2.7 × 10³⁷ эрг с-1 (ObsID 90501313002), в низ-

данные, полученные в режиме счета фотонов

ком L_x ≃ 2.5 × 10³⁶ эрг с-1 (ObsID 90501336002)

(Photon Counting, PC). Для спектрального анализа

(здесь и далее используются значения для энер-

с использованием χ² статистики все полученные

гетического диапазона 3-79 кэВ). Кривая блеска,

полученная по данным разных инструментов, при-

¹http://www.swift.ac.uk/user\_objects/

ведена на рис. 1.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

282

ГОРБАН и др.

1.7

3 79 keV

1.5

1.3

1.1

0.9

0.7

0.5

0.25

0.50

0.75

1.00

1.25

1.50

1.75

2.00

Phase

Рис. 2. Профили импульса GRO J2058+42 в широком диапазоне энергий 3-79 кэВ по данным обсерватории NuSTAR.

Красным цветом показано наблюдение в ярком состоянии, выполненное 25 марта 2019 г. (ObsID: 90501313002),

зеленым — наблюдение 28 августа 2019 г. (ObsID: 90501336002).

Временной анализ излучения GRO J2058+42

по сравнению с наблюдениями на высоких све-

тимостях. Основные различия в профилях прихо-

Для временного анализа данных обсерватории

дятся на четко выраженный главный пик: в ярком

NuSTAR времена прихода фотонов были сначала

состоянии на фазах 0.25-0.35 его относительная

скорректированы на барицентр Солнечной систе-

интенсивность значительно больше, чем в низком

мы с помощью стандартных инструментов пакета

состоянии. В то же время в низком состоянии

HEASOFT. В связи с отсутствием хорошо изме-

появляется ярко выраженный глубокий узкий ми-

ренных параметров орбиты двойной системы кор-

нимум на фазах 0.65-0.75. Также в ярком состоя-

рекция времени прихода фотонов на орбитальное

нии на фазе 0.1 присутствует дополнительный пик,

движение нейтронной звезды не проводилась. Все

возможно связанный с более сложной структурой

кривые блеска были получены с временным разре-

эмиссионных областей на поверхности нейтронной

шением 0.1 с, затем из них вычитался фон и кривые

звезды.

блеска двух модулей объединялись с помощью

На следующем этапе были извлечены кривые

инструмента lcmath (FTOOLS V6.29). Далее с

блеска источника по данным обоих модулей об-

помощью метода наложения эпох, реализованного

серватории NuSTAR в энергетических диапазонах

в программе efsearch из пакета HEASOFT, был

3-5, 5-7, 7-9, 9-11, 11-15, 15-19, 19-23, 23-29,

определен период пульсаций излучения, который

29-41 и 41-79 кэВ. На рис. 3 приведены полу-

в низком состоянии составил 193.375 ± 0.001 с.

ченные фазовые кривые блеска источника. Видно,

Погрешность на значение периода была оценена с

что профиль импульса существенно изменяется с

помощью моделирования кривой блеска методом

энергией. В диапазоне энергий от 3 до ∼10 кэВ в

Монте-Карло, описанном в работе Болдина и др.

профиле видны четыре отдельных пика на фазах

(2013).

0.1, 0.3, 0.6, как и в ярком состоянии (Мольков и

Используя определенное выше значение пери-

др., 2019), также в низком состоянии просматри-

ода пульсаций, был получен профиль импульса

вается широкой пик около фазы 0.7-0.9. По мере

GRO J2058+42 в широком диапазоне энергий 3-

увеличения энергии пик на фазе 0.3 расширяется,

79 кэВ и проведено его сравнение с профилем

как и в ярком состоянии, пик на фазе 0.7-0.9

импульса в ярком состоянии (рис. 2). На рисунке

сохраняется на всех энергиях до ∼40 кэВ. На

видно, что профиль импульса несколько изменился

более высоких энергиях вторичный пик исчезает,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

283

41 79 keV

29 41 keV

23 29 keV

19 23 keV

15 19 keV

11 15 keV

09 11 keV

07 09 keV

05 07 keV

03 05 keV

0.25

0.50

0.75

1.00

1.25

1.50

1.75

2.00

Phase

Рис. 3. Профили импульса GRO J2058+42 в низком состоянии в десяти энергетических диапазонах, полученные по

данным обсерватории NuSTAR в августе 2019 г. Профили смещены по оси Y для наглядности.

что приводит к появлению относительно плоского

что наличие подобных особенностей в доле пульси-

участка в широком диапазоне фаз 0.5-1.0. Данная

рующего излучения в районе циклотронной энергии

форма профиля импульса наблюдалась и в преды-

было показано раньше для ряда рентгеновских

дущих работах на энергиях 20-70 кэВ (Уилсон и

пульсаров (Цыганков и др., 2007, 2010; Лутовинов,

др., 1998).

Цыганков, 2009; Лутовинов и др., 2017).

Нами была построена зависимость доли пуль-

сирующего излучения от энергии для обоих ис-

Спектральный анализ источника GRO J2058+42

пользуемых в работе наблюдений обсерватории

NuSTAR. Доля пульсирующего излучения опреде-

Для сравнения спектральных свойств

лялась как отношение (F_max - F_min)/(F_max + F_min),

GRO J2058+42 в состояниях с разной интен-

где F_max и F_min — максимальный и минимальный

сивностью мы использовали модель континуума

поток в профиле импульса, состоящем из 20 бинов

в форме тепловой комптонизации (COMPTT,

соответственно. Согласно полученным результа-

Титарчук, 1994), которая применялась Мольковым

там (рис. 4), доля пульсирующего излучения пуль-

и др. (2019) для описания спектра источника в

сара в обоих состояниях увеличивается с ростом

ярком состоянии. Также в модель была добавлена

энергии, что типично для большинства рентге-

эмиссионная линия железа на энергии 6.4 кэВ,

новских пульсаров (Лутовинов, Цыганков, 2009).

ширина которой была зафиксирована на значении

Однако данный рост происходит не монотонно. В

0.24 кэВ, определенной в работе Молькова и др.

частности, в ярком состоянии (красные точки) явно

(2019). Межзвездное поглощение было учтено

видна особенность в районе 10 кэВ, где нахо-

включением в модель компоненты PHABS. Полу-

дится линия циклотронного поглощения. В низком

ченное поглощение N_H ≃ 7 × 10²¹ см-2 хорошо

состоянии (синие точки) на этой энергии также

согласуется со значением Галактического погло-

виден слом зависимости. Особенности на энергиях,

соответствующих высшим гармоникам линии, не

щения в направлении источника ∼6.19 × 10²¹ см-2

видны из-за недостаточной статистики и большой

(HI4PI сотрудничество, Бехти и др., 2016, HI4PI

ширины энергетических каналов. Важно отметить,

Collaboration). Для того чтобы учесть различные

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

284

ГОРБАН и др.

Energy, keV

Рис. 4. Зависимость доли пульсирующего излучения GRO J2058+42 от энергии по данным обсерватории NuSTAR для

двух наблюдений: зеленым цветом показана зависимость в низком состоянии (ObsID 90501336002), красным цветом —

в ярком состоянии (ObsID 90501313002), штриховыми линиями отмечены соответствующие значения циклотронной

энергии и ее гармоник.

калибровки инструментов FPMA и FMPB на борту

сомнение физический смысл этой компоненты.

NuSTAR, а также неодновременность наблюдений

Поэтому мы применили другой подход в описании

обсерваторий NuSTAR и Swift, были введены

спектра и использовали комбинацию двух моделей

нормировочные коэффициенты (табл. 2), осталь-

комптонизированного излучения (модель compTT

ные параметры модели для разных инструментов

+ compTT в XSPEC) в качестве континуума.

фиксировались между собой.

Следуя подходу из работы Цыганкова и др.

(2019), температуры затравочных фотонов обеих

В отличие от данных, полученных в яр-

компонент были связаны между собой. Данная мо-

ком состоянии, для низкого состояния модель

дель PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT)

PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT) показывает неудо-

показала наилучшее качество аппроксимации с

влетворительное качество аппроксимации ши-

χ² = 1219.86 для 1214 степеней свободы (рис. 5d).

рокополосного спектра GRO J2058+42 с χ² =

Параметры модели приведены в табл. 2.

= 1443.92 для 1218 степеней свободы и замет-

ными отклонениями в районе энергии ∼27 кэВ

Ранее в работе Молькова и др. (2019) было по-

(рис. 5b). Формально, чтобы описать эту особен-

казано, что в фазово-разрешенном спектре источ-

ность, в модель можно добавить широкую линию

ника в ярком состоянии на фазах импульса 0.05-

поглощения с гауссовым профилем GABS. Это

0.15 присутствует циклотронная линия с энергией

привело к значительному улучшению качества

∼10 кэВ, а также ее гармоники на ∼20 и ∼30 кэВ.

аппроксимации модели χ² = 1262.05 (1216 сте-

Нами также была проведена фазово-разрешенная

пеней свободы) (рис.

5c). Однако значитель-

спектроскопия по данным третьего наблюде-

ная ширина линии (табл.

2) и обнаруженные

ния обсерватории NuSTAR. Как и для фазово-

ранее Мольковым и др.

(2019) циклотронные

усредненного спектрa мы использовали модель

линии поглощения на других энергиях ставят под

PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT). Мо-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

2022

№4

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

285

Таблица 2. Параметры спектра GRO J2058+42 для моделей CompTT+GABS и CompTT+CompTT

Параметры модели

CompTT+GABS

CompTT+CompTT

N_H, 10²² см-2

0.2 ± 0.1

0.7+0.2-0.2

E_Fe, кэВ

6.4, fixed

6.32+0.08-0.08

σ_Fe, кэВ

0.24

0.24, fixed

W_Fe, кэВ

0.03+0.01-0.01

0.04+0.02-0.01

E_Cycl, кэВ

27.2 ± 0.7

σCycl, кэВ

10 ± 2

τ_Cycl

0.53 ± 0.15

T0,Comptt, low, кэВ

1.27 ± 0.03

1.01+0.05-0.06

kT_Comptt, low, кэВ

10.9 ± 0.7

3.9+0.4-0.4

τ_Comptt, low

3.7 ± 0.4

8.0+16.8-1.8

T0,Comptt, high, кэВ

= T0,Comptt, low

kT_Comptt, high, кэВ

14.6+1.1-1.2

τ_Comptt, high

2.9+0.9-0.5

Flux (3-79 кэВ), 10-10 эрг см-2 с-1

3.2+0.1-0.1

3.3+0.4-2.8

C_NuSTAR

0.99+0.01-0.01

C_XRT

0.89+0.04-0.04

χ² (d.o.f.)

1262.05 (1216)

1219.86 (1214)

дель PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT)

ОБСУЖДЕНИЕ

без дополнительных компонент адекватно описала

В настоящей работе показано, что при уменьше-

все фазовые спектры, за исключением фазы 0.05-

нии светимости рентгеновского пульсара

0.15, аппроксимация которой дала неприемлемое

GRO J2058+42 до нескольких на 10³⁶ эрг с-1

значение χ² = 495.61 для 406 степеней свободы из-

энергетический спектр источника значительно

изменился. В частности, аппроксимация моделью

за появления особенности около 10 кэВ (рис. 6b).

тепловой комптонизации (COMPTT), хорошо ра-

Для описания данной особенности нами была

ботающая для яркого состояния пульсара (Моль-

включена дополнительная компонента GABS око-

ков и др., 2019), перестала описывать спектр.

ло 10 кэВ (рис. 6c), что значительно улучшило ка-

Произошло это в связи с явным изменением формы

чество аппроксимации до χ² = 451.09 для 403 сте-

спектра, выраженным в его уплощении в районе

пеней свободы (табл. 3). Таким образом, линия

10-30 кэВ. Как было показано выше, получить

циклотронного поглощения на энергии ∼10 кэВ

приемлемую аппроксимацию спектра можно путем

модификации модели добавлением либо линии

была подтверждена в спектре источника в низком

поглощения на энергии около

кэВ, либо

состоянии на тех же фазах, что и в предыдущих

добавлением второй эмиссионной компоненты с

наблюдениях. Из-за низкой статистики нам не

высокой температурой (COMPTT+COMPTT).

удалось зарегистрировать гармоники на энергиях

Однако слишком большая ширина абсорбционной

20 и 30 кэВ.

особенности и наличие истинных циклотронных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

286

ГОРБАН и др.

(a)

10⁰

10¹

10²

3.0

(b)

1.5

3.0

(c)

1.5

3.0

(d)

1.5

3.0

Energy, keV

Рис. 5. (a) — Энергетический спектр GRO J2058+42, полученный по данным NuSTAR в августе 2019 г. (ObsID

90501336002) (зеленые и черные точки) и Swift/XRT (красные точки), сплошнымилиниями показана модель, наилучшим

образом описывающая спектр; серыми точками показан энергетический спектр по данным NuSTAR, полученным в марте

2019 г. (ObsID 90501313002). (b) — Отклонение наблюдательных данных от модели PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT)

без включения в модель других компонент, (c) — для модели PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT)*GABS, (d) — отклонение

наблюдательных данных от модели PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT).

линий в фазово-разрешенных спектрах источника

высокоэнергетичную компоненту спектра нельзя

на других энергиях исключают интерпретацию

связать с излучением и последующей комптониза-

уплощения спектра через циклотронное поглоще-

цией циклотронных фотонов в горячей атмосфере

ние.

нейтронной звезды. Однако относительно малая

Появление же второй эмиссионной компоненты

циклотронная энергия делает возможным и даже

на высоких энергиях в пульсарах с низкой светимо-

необходимым другой механизм формирования вы-

стью является достоверно установленным фактом

сокоэнергетичной компоненты в спектре. Именно,

(Цыганков и др., 2019а,б; Лутовинов и др., 2021;

в докритическом режиме аккреции, который мы

Дорошенко и др., 2021). Связано такое поведение

предполагаем для GRO J2058+42 на рассмат-

с комптонизацией циклотронных фотонов в пере-

риваемой светимости, аккреционный канал имеет

гретой атмосфере нейтронной звезды (Муштуков и

оптическую толщину <1 по отношению к Томсо-

др., 2021; Соколова-Лапа и др., 2021) В случае же

новскому рассеянию, но в резонансе, где сечение

GRO J2058+42, циклотронная линия находится на

рассеяния много больше Томсоновского, аккреци-

самой низкой энергии (∼10 кэВ) из всех источни-

онный канал является оптически толстым.

ков, где наблюдалось подобное изменение спектра.

Положение резонанса в системе отсчета по-

Из-за того, что циклотронная линия в спектре

верхности нейтронной звезды смещено в крас-

GRO J2058+42 наблюдается на энергии ∼10 кэВ, ную сторону из-за эффекта Допплера. Красное

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

2022

№4

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

287

10²

(a)

(b)

(c)

Energy, keV

Рис. 6. (a) — Энергетический спектр GRO J2058+42 на фазах импульса 0.05-0.15 для наблюдения NuSTAR в августе

2019 г. (ObsID 90501336002). Данные обоих модулей FPMA и FPMB показаны синими и черными точками. Сплошной

синейлиниейпоказана модель,наилучшим образомописывающаяспектр,а черной и зеленой — вклад разных компонент.

(b) — Отклонение наблюдательных данных от модели PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT), аналогичной модели

среднего спектра, (c) — для модели c циклотронной линией PHABS*(GAUSSIAN+COMPTT+COMPTT)*GABS.

смещение меняется в зависимости от направле-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ния выхода фотонов из аккреционного канала, и

ожидается, что резонансное рассеяние покрывает

В настоящей работе представлены результа-

ты временного и спектрального анализа источ-

широкую спектральную полосу от ∼6 до ∼10 кэВ.

ника GRO J2058+42 в широком энергетическом

Фотоны, испытавшие даже однократное резонанс-

диапазоне, данные которого были получены об-

ное рассеяние на падающем веществе, скорость

серваториями NuSTAR и Swift в августе 2019 г.

которого ∼0.5c, выходят из аккреционного канала

Согласно полученным результатам, источник на-

с энергией, заметно большей, чем до рассеяния, что

ходился в состоянии с низкой светимостью L_x ≃

и формирует высокоэнергетичную часть спектра.

≃ 2.5 × 10³⁶ эрг с-1, что на порядок ниже наблю-

Такой механизм формирования высокоэнергетич-

даемых ранее (Мольков и др., 2019). Показано,

ной части спектра предполагает разную диаграмму

что при переходе к низкому темпу аккреции энер-

направленности выходящего излучения низкоэнер-

гетический спектр сильно изменился. Для описа-

гетичной и высокоэнергетичной частей спектра:

ния спектра нами предложена модель континуу-

высокоэнергетичная часть спектра, будучи резуль-

ма, состоящая из двух комптонизационных ком-

татом рассеяния в аккреционном канале, долж-

понент CompTT+CompTT. Наблюдаемую форму

спектра в низком состоянии можно интерпрети-

на иметь диаграмму направленности, близкую к

ровать в рамках модели, где низкоэнергетическая

веерной. Возможно, именно с таким различием

часть спектра образуется в горячем пятне, а вы-

диаграмм направленности на высоких и низких

сокоэнергетическая — в результате резонансного

энергиях связана наблюдаемая эволюция профиля

комптоновского рассеяния фотонов из диапазона

импульса с энергией фотонов (рис. 3) (Муштуков и

6-10 кэВ на падающем веществе в аккреционном

др., 2018).

канале над поверхностью нейтронной звезды.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

288

ГОРБАН и др.

Таблица 3. Параметры фазового спектра 0.05-0.15

NASA/JPL, и данные, предоставленные UK Swift

GRO J2058+42 с описанием континуума моделью

Science Data Centre (анализ данных телескопа

CONSTANTA * PHABS * (GAUSSIAN + COMPTT +

XRT). Также использовалось программное обеспе-

+COMPTT)*GABS

чение, предоставленное Исследовательским цен-

тром архива астрофизики высоких энергий (High

Параметры модели

Значения

Energy Astrophysics Science Archive Research

Center, HEASARC), который является служ-

N_H, 10²² см-2

0.7, fixed

бой отдела астрофизических наук NASA/GSFC

(Astrophysics Science Division). Работа выполнена

E_Fe, кэВ

6.32, fixed

при поддержке гранта РНФ 19-12-00423.

σ_Fe, кэВ

0.24, fixed

W_Fe, кэВ

0.08+0.04-0.04

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

E_Cycl, кэВ

10.6+0.2-0.2

Арнасон и др. (R.M. Arnason, H. Papei, P. Barmby,

A. Bahramian, and M.D. Gorski), MNRAS, in press

σ_Cycl, кэВ

1.3+0.3-0.2

(2021).

Арно и др. (K. Arnaud, B. Dorman, and C. Gordon),

τ_Cycl

0.31+0.03-0.02

Astrophys. Source Code Library 10005 (1999).

T0,Comptt, low, кэВ

1.01, fixed

Бартельми и др. (S.D. Barthelmy, P.A. Evans,

J.D. Gropp, J.A. Kennea, N.J. Klingler, A.Y. Lien,

kT_Comptt, low, кэВ

4.9+0.7-0.5

and B. Sbarufatti), GRB Coordinates Network 23985

(2019).

τ_Comptt, low

4.8+0.6-0.5

Бехти и др. (HI4PI Collaboration: N. Ben Bekhti,

L. Floer, et al.), Astron. Astrophys. 594, A116 (2016).

T0,Comptt, high, кэВ

= T0,Comptt, low

Болдин П.А., Цыганков С.С., Лутовинов А.А.,

kT_Comptt, high, кэВ

14.5+2.3-1.6

Письма в Астрон. журн. 39, 375 (2013) [P.A. Boldin,

S.S. Tsygankov, and A.A. Lutovinov, Astron. Lett.

τ_Comptt, high

>15

39, 375 (2013)].

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

C_NuSTAR

0.98+0.02-0.02

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

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

χ² (d.o.f.)

336.49 (362)

(2004).

Дорошенко и др. (V. Doroshenko, A. Santangelo,

S.S. Tsygankov, and L. Ji), Astron. Astrophys. 647,

В работе была проведена фазово-разрешенная

A165 (2021).

спектроскопия, которая показала дефицит фотонов

Корбет и др. (R. Corbet, A. Peele, and R. Remillard),

около 10 кэВ в фазовом интервале импульса 0.05-

Inter. Astron. Union Circ. 6556, 3 (1997).

0.15. Эта особенность может быть интерпретиро-

Лутовинов А.А., Цыганков С.С., Письма в Аст-

вана как циклотронная линия поглощения. Поло-

рон. журн. 35, 433 (2009) [A.A. Lutovinov and

жение циклотронной линии на энергии ∼10 кэВ в

S.S. Tsygankov, Astron. Lett. 35, 433 (2009)].

узкой фазовой области согласуется с наблюдения-

10.

Лутовинов и др. (A. Lutovinov, S. Tsygankov,

ми в высоком состоянии источника (Мольков и др.,

S. Molkov, V. Doroshenko, A. Mushtukov, V. Arefiev,

2019).

I. Lapshov, A. Tkachenko, and M. Pavlinsky),

Временной анализ показал изменения в усред-

Astrophys. J. 912, 17 (2021).

ненном по энергии профиле импульса по срав-

11.

Лутовинов и др. (A.A. Lutovinov, S.S. Tsygankov,

нению с ярким состоянием. Доля пульсирующе-

K.A. Postnov, R.A. Krivonos, S.V. Molkov, and

J.A. Tomsick), MNRAS 466, 593 (2017).

го излучения имеет типичный для рентгеновских

12.

Малакария и др. (C. Malacaria, P. Jenke,

пульсаров вид возрастающей зависимости от энер-

C.A. Wilson-Hodge, and O.J. Roberts), Astron.

гии, при этом указывает на наличие особенности в

Telegram 12614 (2019).

районе циклотронной энергии как в низком, так и в

13.

Миган и др. (C. Meegan, G. Lichti, P.N. Bhat,

ярком состояниях.

E. Bissaldi, M.S. Briggs, V. Connaughton, R. Diehl,

G. Fishman, et al.), Astrophys. J. 702, 791 (2009).

14.

Мольков и др. (S. Molkov, A. Lutovinov,

S. Tsygankov, I. Mereminskiy, and A. Mushtukov),

В работе использованы данные, полученные

Astrophys. J. 883, L11 (2019).

с помощью обсерватории NuSTAR, проекта

15.

Мукерджи и др. (K. Mukerjee, H.M. Antia, and

Caltech, финансируемого NASA и управляемого

T. Katoch), Astrophys. J. 897, 73 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

ИЗМЕНЕНИЕ ПРИРОДЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КОНТИНУУМА

289

16. Муштуков и др. (A.A. Mushtukov, P.A. Verhagen,

S.E. Boggs, D. Stern, W.R. Cook, et al.), Astrophys.

S.S. Tsygankov, M. van der Klis, A.A. Lutovinov, and

J. 770, 103 (2013).

T.I. Larchenkova), MNRAS 474, 5425 (2018).

24. Цыганков и др. (S.S. Tsygankov, V. Doroshenko,

17. Муштуков и др. (A.A. Mushtukov, V.F. Suleimanov,

A.A. Mushtukov, V.F. Suleimanov, A.A. Lutovinov,

S.S. Tsygankov, and S. Portegies Zwart), MNRAS

and J. Poutanen), MNRAS: Lett. 487, L30 (2019a).

503, 5193 (2021).

18. Рейг и др. (P. Reig, I. Negueruela, G. Papamasto-

25. Цыганков и др. (S.S. Tsygankov, A.A. Lutovinov, and

rakis, A. Manousakis, and T. Kougentakis), Astron,

A.V. Serber), MNRAS 401, 1628 (2010).

Astrophys. 440, 637 (2005).

19. Соколова-Лапа и др. (E. Sokolova-Lapa,

26. Цыганков С.С., Лутовинов А.А., Чуразов Е.М.,

M. Gornostaev, J. Wilms, R. Ballhausen, S. Falkner,

СюняевР.А., Письма в Астрон. журн.33, 368 (2007)

K. Postnov, P. Thalhammer, F. Furst, et al.), Astron.

[S.S. Tsygankov, A.A. Lutovinov, E.M. Churazov, and

Astrophys. 651, A12 (2021).

R.A. Sunyaev, Astron. Lett. 33, 368 (2007)].

20. Титарчук (L. Titarchuk), AIP Conf. Proc. No. 304,

27. Цыганков и др. (S.S. Tsygankov, A. Rouco Escorial,

380 (1994).

21. Уилсон и др. (C.A. Wilson, M.H. Finger,

V.F. Suleimanov, A.A. Mushtukov, V. Doroshenko,

B.A. Harmon, D. Chakrabarty, and T. Strohmayer),

A.A. Lutovinov, R. Wijnands, and J. Poutanen),

Astrophys. J. 499, 820 (1998).

MNRAS: Lett. 483, L144 (2019b).

22. Уилсон и др. (C.A. Wilson, M.C. Weisskopf,

28. Эванс и др. (P.A. Evans, A.P. Beardmore,

M.H. Finger, M.J. Coe, J. Greiner, P. Reig, and

K.L. Page, J.P. Osborne, P.T. O’Brien, R. Willingale,

G. Papamastorakis), Astrophys. J. 622, 1024 (2005).

R.L.C. Starling, D.N. Burrows, et al.), MNRAS 397,

23. Харрисон и др. (F.A. Harrison, W.W. Craig,

F.E. Christensen, Ch.J. Hailey, W.W. Zhang,

1177 (2009).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022