ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 4, с. 243-264

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА ДЛЯ ВЫСОКОТОЧНОГО ИЗМЕРЕНИЯ

КОСМИЧЕСКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ФОНА С БОРТА МКС

В. В. Левин¹, С. В. Мольков¹, А. В. Кривченко¹, А. А. Ротин¹, М. В. Кузнецова¹

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 07.10.2021 г.

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

Рассматривается планирующийся в 2022-2025 гг. эксперимент Монитор всего неба (МВН) на борту

Международной космической станции по высокоточному измерению космического рентгеновского

фона методом модуляции апертуры. Описана методика, позволяющая минимизировать погреш-

ность измерений в рамках эксперимента МВН. Проведено моделирование основных результатов

эксперимента, показавшее возможность достижения рекордной точности измерения космического

рентгеновского фона. Рассмотрены основные системы МВН и приведены результаты полетных и

наземных экспериментов по измерению характеристик этих систем.

Ключевые слова: эксперимент МВН, космический рентгеновский фон, эксперименты на МКС,

рентгеновский детектор, испытания космической аппаратуры, теллурид кадмия, CdTe.

DOI: 10.31857/S0320010822040052

ВВЕДЕНИЕ

2014). В случае выделения действительно распре-

деленного излучения в спектре КРФ, абсолютная

Открытие в 1962 г. практически изотропного

нормировка потока позволит связать оценки кон-

свечения неба в рентгеновском диапазоне энергий

центрации его источника с процессом формирова-

стало одним из первых в рентгеновской астро-

ния этого диффузионного излучения (см., напри-

номии, свечение получило название космический

мер, Галиаци и др., 2009; Марш, 2016).

рентгеновский фон (КРФ) (Джаккони и др., 1962).

Сейчас известно, что КРФ в значительной степени

Следует отметить, что измеренный вклад точеч-

формируется точечными неразрешенными источ-

ных источников в КРФ падает с ростом энергии

никами — активными ядрами галактик (АЯГ).

(Харрисон и др., 2016). При этом модель спектра

КРФ формируется на основе сложно измеряемых

Актуальность точного измерения поверхност-

характеристик, таких как отношение поглощенных

ной яркости КРФ определяется тем, что в нем

и непоглощенных активных ядер галактик и за-

содержится информация обо всех слабых дискрет-

висимости этой характеристики от красного сме-

ных рентгеновских источниках во Вселенной, в том

щения (Уэда и др., 2014). Подобные оценки про-

числе и неразрешимых с помощью существующих

изводятся по популяциям источников, детектиру-

рентгеновских телескопов (Сетти, Вольтер, 1989).

емых в различных обзорах с разной полнотой. В

Кроме того, высокоточное измерение КРФ, воз-

частности, в модели формирования КРФ закла-

можно, выявит распределенную (так называемую

дывают отношение поглощенных и непоглощенных

диффузионную) составляющую излучения (Колон,

АЯГ, позволяющее воспроизвести его спектраль-

Марш, 2013).

ную форму. Значимо измерить этот параметр на

Полученная информация позволит решать зна-

основе имеющихся каталогов уже на z ∼ 1 практи-

чимые научные задачи. В частности, комбиниро-

чески невозможно.

вание измерений поверхностной яркости КРФ с

В настоящее время можно считать, что доста-

исследованиями подсчетов отдельных классов ис-

точно хорошо известна форма широкополосного

точников в различных глубоких обзорах неба дает

возможность изучать долговременную эволюцию

спектра КРФ в диапазоне энергий 3-20 кэВ, полу-

роста сверхмассивных черных дыр (Ревнивцев,

ченная по данным обсерватории NuSTAR с энер-

гетическим разрешением около 400 эВ (Кривонос

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

и др., 2021). Однако систематическая погрешность

243

244

СЕРБИНОВ и др.

ASCA GIS (Kushino + 02)

Nagoya nalloon (Fukada + 75)

ASCA SIS (Gendreau + 95)

SMM (Watanabe + 97)

ROSAT (Georgantopoulos + 96)

HEAO-1 (Kinzer + 97, Gruber + 99)

BeppoSAX (Vecchi + 99)

BeppoSAX (Frontera + 07)

100

XMM (Lumb + 02)

INTEGRAL (Churazov + 07)

XMM (De Luca + 04)

INTEGRAL (Turler + 10)

Chandra (Hickox + 06)

Swift/BAT (Ajello + 08)

RXTE (Revnitsev + 03)

Swift/XRT (Moretti + 09)

E > 10 keV

E < 10 keV

100

E [keV]

Рис. 1. Спектр КРФ, полученный по результатам измерений различных обсерваторий (из работы Джилли, 2013).

измерений поверхностной яркости КРФ (рис. 1)

эволюции СМЧД во Вселенной. Кроме того, обна-

составляет примерно 20% (Джилли, 2013).

ружение массивных СМЧД, являющихся яркими

рентгеновскими источниками в ранней вселенной

Одновременное измерение формы спектра и

нормировки КРФ, а также имеющиеся функции

(z > 5, см., например, Медведев и др., 2020), плохо

согласуется с моделями, в которых плотность таких

светимости АЯГ, полученные в глубоких обзо-

объектов зависит от светимости (Вульф и др. 2021).

рах, позволят лучше ограничить возможный вклад

действительно диффузионного излучения в КРФ,

В частности, подобная модель использовалась в

соотношение поглощенных и непоглощенных АЯГ

предсказании спектра КРФ в работе Уэды и др.

(Уэда и др., 2014), а также эффекты, искажающие

(2014).

спектр КРФ в скоплениях галактик (Гребенев, Сю-

Таким образом, существенное повышение точ-

няев, 2019).

ности измерения КРФ в жестком рентгеновском

Абсолютное измерение поверхностной яркости

диапазоне является актуальной научной задачей.

КРФ хранит информацию об истории аккреции на

Именно эту задачу решает космический экспе-

сверхмассивные черные дыры (СМЧД) в видимой

римент Монитор всего неба (МВН), подготовка

Вселенной. Совместно с оценками распределения

которого завершается в 2022 г. Предполагается,

масс этих объектов данная информация, возможно,

что за время непрерывных трехлетних наблюдений

позволит ограничивать модели механизмов роста

с борта МКС с 2023 по 2025 г. этот эксперимент

их массы (Ревнивцев и др., 2014).

позволит измерить абсолютный поток КРФ с точ-

В энергетическом диапазоне 10-100 кэВ изме-

ностью не хуже 1%. Заявленная точность была

рения КРФ очень немногочисленны. Фактически в

обоснована в работе Сербинов и др. (2021), в ко-

этом диапазоне энергий существует всего несколь-

торой предложена методика обработки результатов

ко измерений. Наиболее значимые из них получены

измерений и получены оценки статистической и

на спутниках серии Космос (Мазец и др., 1975),

систематической погрешностей измерений на ос-

а также на обсерваториях HEAO-1 (Кинзер и др.,

новании моделирования результатов эксперимента.

1997) и INTEGRAL (Чуразов и др., 2007). Зна-

чение поверхностной яркости КРФ, полученное в

Настоящая статья является продолжением вы-

указанных выше экспериментах, отличается на 10-

шеупомянутой работы. В представленной статье

20%, и эта неопределенность оказывается весьма

дано обоснование выбора поля зрения рентге-

существенной при проверке современных моделей

новского монитора, используемого для измерения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

245

3.2

Открытая апертура

1 об/мин

Обтюратор

Закрытая апертура

Коллиматор

(внутренний диаметр 40 мм)

Детектор (24

24 мм)

Рис. 2. Модуляция поля зрения детекторов.

КРФ области неба, и времени проведения экспери-

Для решения этой проблемы в эксперименте

мента. Кроме того, в статье представлены резуль-

МВН выбран метод временной модуляции аперту-

таты ряда наземных экспериментов по измерению

ры, состоящий в периодическом перекрытии поля

и подтверждению характеристик научной аппара-

зрения непрозрачным для рентгеновского излуче-

туры.

ния экраном. Отделенный от инструментального

фона сигнал в этом случае определяется разницей

измерений при открытом и при экранированном

МЕТОДИКА ВЫСОКОТОЧНОГО

детекторе (Ревнивцев и др., 2012).

ИЗМЕРЕНИЯ КРФ

Космический эксперимент МВН представляет

Главной проблемой измерения КРФ является

собой методико-аппаратную реализацию этого ме-

отделение потока КРФ, попадающего на детектор,

тода, позволяющую минимизировать погрешности

методической и аппаратной составляющих.

от инструментального фона в приборе. Инструмен-

тальный фон образуют (Ревнивцев, 2014):

Основой аппаратной части эксперимента слу-

— события, вызванные прохождением заря-

жит рентгеновский монитор, главными элемента-

ми которого являются четыре теллурид-кадмиевых

женных частиц через детектор (галактических кос-

рентгеновских детектора, работающих в диапазоне

мических лучей и частиц, захваченных магнитным

энергий 6-70 кэВ. Поле зрения детекторов фор-

полем Земли);

мируется цилиндрическими коллиматорами. Пери-

— флуоресцентные рентгеновские фотоны,

одическое перекрытие апертуры каждого коллима-

рожденные в элементах конструкции детектора;

тора обеспечивает вращающийся экран (обтюра-

— рентгеновское и гамма-излучение атмосфе-

тор), как показано на рис. 2.

ры Земли;

Исходными данными для разработки и оптими-

— рентгеновские и гамма-кванты, возникаю-

зации методической составляющей эксперимента

щие при радиоактивном распаде элементов кон-

служили параметры орбиты и ориентации на ней

струкции;

монитора. Для моделирования была выбрана ти-

— рентгеновские лучи, рассеянные в элементах

пичная орбита МКС — круговая высотой 418 км.

конструкции.

При этом установленный на МКС монитор имеет

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

246

СЕРБИНОВ и др.

10⁴

Рис. 3. Экспозиция неба монитором МВН за 15 полных обзоров (3 года).

1400

1200

1000

800

600

400

200

Время, с

Рис. 4. Циклограмма перекрытия поля зрения детектора за один период вращения обтюратора.

зенитную ориентацию и проводит непрерывные на-

частичного перекрытия поля зрения, которые со-

блюдения при временной модуляции поля зрения

ставляют ∼ 10% от периода (рис. 4).

детекторов.

Исключение этих промежутков частичного пе-

рекрытия поля зрения уменьшает экспозицию на

За один период прецессии (72.756 сут) на орбите

10%.

МКС такой рентгеновский монитор, имеющий поле

зрения около 3.2^◦, сможет увидеть ∼80% небесной

На базе исходных данных и выбранных па-

сферы. За расчетное время эксперимента (3 года)

раметров была разработана методика, позволяю-

будет проведено 15 таких обзоров. На рис. 3 пред-

щая минимизировать методическую погрешность

ставлена результирующая карта экспозиции неба

измерения поверхностной яркости КРФ. Данная

погрешность складывается из двух ошибок: от-

монитором МВН.

носительной статистической (ST ), определяемой

Период вращения обтюратора равен 1 мин.

временем экспозиции, и систематической (SY ),

Данный параметр выбран исходя из допущения о

определяемой вкладом ярких локальных источни-

равномерности радиационного фона на масштабе

ков и областей орбиты с повышенным радиаци-

смещения поля зрения детектора за одну минуту

онным фоном. Эти две ошибки взаимосвязаны,

(на ∼ 4 градуса дуги). При этом возникают зоны поскольку при снижении систематической ошибки

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

247

путем исключении областей неба с яркими источ-

галактического рентгеновского фона (ГРФ) и по-

никами, возрастает статистическая ошибка за счет

вышенной плотности ярких рентгеновских источ-

уменьшения учитываемого времени экспозиции.

ников. В частности, по результатам измерений об-

серватории RXTE, выполненных в близком к МВН

Относительная статистическая ошибка изме-

диапазоне энергий, было показано, что амплитуда

рения ST определялась исходя из оценки пото-

галактического рентгеновского фона (ГРФ) более

ка КРФ F_CXB ≈ 577 × 10-2 с-1 на один детек-

чем на порядок превышает КРФ в направлении

тор в диапазоне энергий 6-70 кэВ, определен-

центральных областей Галактики, в то время как

ный из модели (Грубер и др., 1999) и оценки

на расстоянии 5 градусов по широте от плоскости

усредненного фона на орбите МКС B_ISS ≈ 2 ×

Галактики яркость так называемого хребта падает

×10-2 отсч с-1 см-2 кэВ-1 (Сойер, Витт 1976;

более чем в 10 раз (Ревнивцев и др., 2007).

Витт, 1991). Модель для определения ST пред-

Включение областей с высокой поверхностной

ставлена в п. 1 Приложения.

яркостью ГРФ будет приводить к накоплению си-

Необходимо учитывать, что к статистической

стематической ошибки измерения КРФ. Для опре-

ошибке в измерении поверхностной яркости можно

деления размера области, которую логично исклю-

также отнести ошибку, связанную с анизотропией

чить, исходя из заявленной цели эксперимента,

поверхностной яркости КРФ, вызванной локаль-

была построена карта ожидаемого кумулятивного

ными скоплениями материи (Кривонос, Ревнивцев,

накопленного сигнала в МВН от ГРФ и определена

2009). Однако, благодаря глубоким обзорам всего

граница, соответствующая уровню в 1% накоплен-

неба, проводимым обсерваторией СРГ, которые

ного МВН сигнала ГРФ от накопленного сигнала

будут доступны на момент измерений МВН, данную

КРФ (см. рис. 5, граница показана красными ли-

анизотропию можно будет прямым образом учесть

ниями).

при оценках средней яркости КРФ на всем небе.

Для получения этой карты был проведен сле-

Расчет систематической ошибки определения

дующий анализ. Построена карта поверхностной

КРФ проводился с использованием 105-месячного

яркости в диапазоне энергий 3-20 кэВ, которая

каталога Swift BAT (Ох и др., 2018). Его диапазон

считалась пропорциональной карте поверхностной

(14-195 кэВ) практически полностью перекрывает

яркости в ИК-диапазоне 3.5 мкм COBE/DIRBE

рабочий диапазон энергий МВН. Всего каталог

(Фреденрих, 1996) со шкалирующим коэффици-

содержит 1632 источника, разбитых на 26 групп.

ентом 0.24 ерг/с/см²/гр²/(мЯн/ср). С помощью

Телесный угол обзора МВН составляет Ω_Surv =

скалирующего коэффициента k = 0.56, переводя-

= 9.85 ср = 32335.6 град² или 78.4% от телесного

щего темп счета в диапазоне энергий 3-20 кэВ в

угла всего неба.

темп счета МВН (6-70 кэВ), полученного через

модельный спектр ГРФ (оптически тонкое излуче-

Результаты измерения, полученные при нахож-

ние плазмы с температурой 15 кэВ, Ревнивцев и

дении МКС на некоторых областях орбиты, це-

др., 2006; Тулер и др., 2010) и интеграла телес-

лесообразно исключить из обрабатываемых дан-

ного угла прибора по площади детектора, равного

ных еще до определения систематической ошибки,

0.015 ср см², была получена оценка темпа счета

поскольку очевидно, что при нахождении монито-

ГРФ в детекторе в зависимости от галактических

ра в этих областях погрешность измерения КРФ

координат.

будет чрезвычайно большой из-за значительного

фона заряженных частиц. К ним относятся высокие

После этого с помощью карты экспозиции об-

географические широты и Южно-Атлантическая

зора была получена карта плотности полного за

Аномалия (ЮАА).

время обзора сигнала ГРФ в зависимости от коор-

динат (отсчетов ср-1).

Критерием исключения этих областей может

На рис. 5 красным контуром приведена грани-

служить ограничение погрешности измерения КРФ

ца области, внутри которой полный накопленный

от фона заряженных частиц. Исходя из задачи

эксперимента предельным значением такой по-

сигнал ГРФ составит 1% от полного накопленного

сигнала КРФ. Также эта область содержит более

грешности выбран уровень 1%. Для оценки этой

половины от всего накопленного сигнала ГРФ на

погрешности использовалась формула (1) п.

√

всем небе. Исключение данной области гаранти-

Приложения:

4N_n + 2N_p/2N_p < 0.01. В ней N_n

рованно сокращает систематическую ошибку от

интерпретировалось как число событий, фиксиру-

ГРФ до величины меньше 1%. Таким образом, нами

емых открытым детектором при попадании на него

была выбрана консервативная оценка области b ∈

заряженных частиц.

∈ (-10^◦, 10^◦), исключение которой надежно сокра-

Также из обзора необходимо исключить часть

тит полный накопленный вклад ГРФ до значения

неба в плоскости Галактики из-за высокого уровня

менее одного процента от сигнала КРФ.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

248

СЕРБИНОВ и др.

Cumulative signal from GRXE

I, deg

Рис. 5. Карта ожидаемого кумулятивного накопленного сигнала в МВН от ГРФ с указанием границы, внутри которой

накопленный сигнал ГРФ составит 1% от накопленного сигнала КРФ.

10⁴

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

Рис. 6. Рентгеновские источники из каталога Swift BAT на карте экспозиции МВН без галактической плоскости (из

работы Сербинов и др., 2021).

При исключении перечисленных выше областей

мой статистической и систематической погрешно-

на карте экспозиции останется 57% небесной сфе-

стей.

ры (20% небесной сферы в районе полюсов Земли

Вносимая источниками систематическая по-

монитор никогда не видит). В данном телесном угле

грешность зависит от поля зрения прибора, по-

содержится 756 источников из каталога Swift BAT

этому первоначально необходимо было выбрать

(рис. 6).

наиболее подходящий для целей эксперимента

размер поля зрения. Данный параметр определялся

Методика отбора данных эксперимента состоит

на основании влияния на значимость определения

в определении набора рентгеновских источников

КРФ числа зон неба, исключаемых из обраба-

на небе, исключение которых из обрабатываемых

тываемых измерений вследствие нахождения в

измерений позволит получить минимальную общую

этих зонах источников, вносящих существенную

погрешность определения КРФ, являющуюся сум-

систематическую погрешность.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

2022

№4

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

249

10.0

0.8

J( )

S/N

0.6

0.4

K_Surv

0.2

Половина угла раствора конуса поля зрения (_FOV/2), град

Рис. 7. Зависимость значимости S/N, относительной доли неба KSurv и относительной интенсивности J(α) от αFOV/2

при исключении из обзора 104 источников.

Модель для определения нормированной значи-

соответствует углу поля зрения α_FOV = 9.2^◦ при

мости S/N от угла поля зрения монитора (α) и от

условии исключения из обзора 104 источников.

числа зон неба (Ks), исключаемых из обрабатыва-

Однако при таком поле зрения относительная

емых измерений, представлена в п. 2 Приложения.

доля неба K_Surv, используемая для определения

Для оценки Ks отобраны типы источников из

КРФ, составит только 19% от Ω_Surv или 15% от

каталога Swift BAT со спектром, имеющим значи-

телесного угла всего неба. Это резко повышает

тельные отличия от спектра КРФ. В части неба,

возможный вклад неучтенных ошибок в результаты

оставшейся после вырезания полярных областей

измерения, которые могут проявиться на данной

орбиты, ЮАА и плоскости Галактики, таких источ-

части неба. Например, длительность затухания ра-

ников 104 (см. табл. 1).

диационного фона в конструкции прибора после

прохождения ЮАА может составить до 25% от

На рис. 7 представлены результаты расчета

орбитального периода (Ревнивцев, 2014). Это мо-

нормированной значимости S/N определения

жет полностью исключить возможность точного

КРФ, которые показывают, что ее максимум

измерения КРФ в случае возникновения подобных

возмущений на оставшихся 15% неба. Поэтому

было введено ограничение, снижающее влияние

Таблица 1. Типы источников из каталога Swift BAT со

спектром, отличным от спектра КРФ

неучтенных ошибок. Таким ограничением являлось

то, что для измерения КРФ должно использо-

Тип источника

Количество

ваться не менее 50% неба от Ω_Surv (K_Surv ≥ 0.5).

Это снижает прогнозируемую значимость, но, как

Неидентифицированный класс I

показывает дальнейшее моделирование, позволяет

Неидентифицированный класс II

достичь ошибки определения КРФ менее одного

процента, сохраняя при этом низкую зависимость

Неидентифицированный класс III

результатов измерения от неучтенных ошибок и

Катаклизмические переменные (CV)

достаточно высокую свободу в количестве исклю-

чаемых источников, как в сторону снижения, так и

Симбиотическая двойная

повышения.

Рассеянное звездное скопление

Для того чтобы соответствовать ограничению

Звезды

K_Surv ≥ 0.5, необходим коллиматор с полем зрения

α_FOV ≈ 3.2^◦. Для обеспечения этого параметра в

Неразрешенные источники

МВН для каждого детектора был использован ци-

Новая

линдрический коллиматор диаметром 40 мм высо-

той 605 мм. В данном коллиматоре максимальный

Массивная рентгеновская двойная

угол поля зрения — α_max = 6.0^◦, угол поля зре-

(HMXB)

ния на полувысоте — α_FWHM

= 3.2^◦. На рис. 7

Маломассивные рентгеновские

представлена рассчитанная методом Монте-Карло

двойные (LMXB)

относительная интенсивность облучения детектора

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

251

10⁴

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

Рис. 9. Карта экспозиции неба в эксперименте МВН, используемая для измерения КРФ (из работы Сербинов и др.,

2021).

J (α) при ограничении поля зрения таким коллима-

в плоскости Галактики, которая в предлагае-

тором.

мой стратегии исключена из используемых для

измерения КРФ данных. Наличие переменных

Известные параметры поля зрения позволили

источников на оставшейся части неба в сочетании с

выполнить расчет систематической ошибки SY из-

72-дневным периодом обзора приводит к тому, что

мерения КРФ при исключении разного количества

влияние переменности может вносить дополни-

источников. Данный расчет выполнен по модели,

тельную статистическую ошибку при включении

представленной в п. 2 Приложения.

в анализ неучтенных источников с возросшей

Результаты расчетов зависимости статистиче-

яркостью. Для МВН это не будет проблемой,

ской, систематической и суммарной погрешностей

так как по глубине чувствительности он уступает

определения КРФ от количества исключаемых ис-

нескольким работающим сейчас мониторам всего

точников за 1, 2 и 3 года работы эксперимента

неба, обозревающим его за 1 день (MAXI) или

приведены на рис. 8.

за ∼3 дня (Swift/BAT). Использование оповеще-

Из графиков на рис. 8 видно, что однопроцент-

ний, регулярно производимых этими приборами,

ный уровень погрешности может быть достигнут за

позволит оперативно определять участки неба,

2 года непрерывной работы эксперимента. Одна-

исключение которых из анализа минимизирует

ко с учетом недостоверности некоторых исходных

ошибку определения поверхностной яркости КРФ.

данных, использованных для моделирования, га-

рантированное достижение точности определения

МОНИТОР ДЛЯ ВЫСОКОТОЧНОГО

поверхностной яркости КРФ менее 1% требует

ИЗМЕРЕНИЯ КРФ

трех лет работы эксперимента, а также исключения

из обрабатываемой информации площадок неба

Монитор, реализующий вышеописанную мето-

с 104 рентгеновскими галактическими источника-

дику измерения, представляет собой моноблок раз-

ми и 3 яркими внегалактическими источниками

мером 940 × 661 × 425 мм и массой 51 кг. При-

со значимостью детектирования выше 5σ — Coma

бор работает в энергетическом диапазоне реги-

Cluster, NGC 4151 и 3C 273.

страции фотонов 6-70 кэВ, поле его зрения со-

В результате пригодным для измерения поверх-

ставляет 3.2^◦, период открытия/закрытия детекто-

ностной яркости КРФ останется 50% неба (рис. 9)

ров — 30/30 с, чувствительная площадь открытых

и 40% времени обзора.

детекторов — 9.16 см², временное разрешение —

Стоит отметить, что основная часть Галакти-

22 мкс.

ческих рентгеновских источников — сильно пе-

Основой этого монитора являются четыре

ременные. Большинство таких источников лежит

рентгеновских детектора на базе кристаллов

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

252

СЕРБИНОВ и др.

(a)

(б)

Рис. 10. Рентгеновский детектор: (а) — общий вид кристалла CdTe со стороны нижнего электрода, (б) — гибридная

интегральная схема детектора рентгеновского излучения.

CdTe (производства Acrorad, Япония) (Киши и

усилитель-формирователь имеет постоянную вре-

др., 2008). Каждый детектор содержит кристалл

мени формирования порядка 300 нс и предназначен

размером 24 × 24 × 1 мм. На верхней плоскости

для точной временной привязки регистрируемого

кристалла сформирован сплошной электрод. На

фотона. Медленный усилитель-формирователь

нижней плоскости кристалла (рис. 10а) методом

имеет регулируемую постоянную времени форми-

фотолитографии сформирован электрод, состоя-

рования (в приборе установлено ее значение около

щий из 32 контактных площадок размером 3.7 ×

2.5 мкс) и используется для получения информации

× 3.7 мм (матрица 6 × 6 без четырех угловых

об энергии зарегистрированного фотона. Потреб-

элементов) и охранного кольца. Зазоры между

ляемая мощность детектора составляет 90 мВт,

контактными площадками составляют

мкм.

“мертвое” время составляет 350 мкс.

Разделение нижнего электрода на отдельные

Были проведены калибровки летного комплек-

контактные площадки (элементы) сделано для

та детекторов, установленных в блоки рентгенов-

уменьшения паразитной емкости на входе зарядо-

ских детекторов (БРД-01-БРД-04). На рис. 11

чувствительных усилителей и улучшения энерге-

представлены зависимости энергетического раз-

тического разрешения. Верхний электрод образует

решения элемента детектора (FWHM на энергии

оммический контакт к CdTe и имеет структуру

13.9 кэВ) от номера этого элемента (пикселя) с

Au/Pt/CdTe. Нижний электрод образует выпрям-

выключенной системой модуляции апертуры. Из-

ляющий контакт с барьером Шоттки и имеет

мерения проводились в атмосфере сухого азота

при атмосферном давлении, температуре детекто-

структуру Au/Ti/Al/CdTe (Тояма и др.,

2004).

ров +10^◦С и рабочем напряжении — 100 В. Энер-

Детектор представляет собой большую гибридную

гетическое разрешение изменяется от 1.15 кэВ для

интегральную схему, в которой используются

центральных пикселей до 1.65 кэВ для периферий-

многослойные керамические платы, изготовленные

ных. Ухудшение энергетического разрешения для

по толстопленочной технологии (рис. 10б).

периферийных пикселей связано с делением заряда

На верхний (сплошной) электрод кристалла

между пикселем и охранным кольцом.

CdTe подается высокое напряжение,

кон-

Для превращения четырех детекторов в высоко-

тактные площадки нижнего электрода подклю-

точный измеритель КРФ необходимо обеспечить:

чаются ко входам специализированной инте-

— внешние параметры, требуемые для реали-

гральной схемы VA32TA (производства Ideas,

зации вышеописанной методики измерения КРФ

Норвегия). Микросхема VA32TA (Таджима и др.,

(поле зрения, перекрытие апертуры с заданным

2004) содержит 32 спектрометрических канала,

периодом и требуемое время работы);

для обработки сигналов с полупроводниковых

— периодическую полетную калибровку;

детекторов. Каждый спектрометрический канал

состоит из зарядо-чувствительного усилителя,

— “строгую” термостабилизацию.

быстрого усилителя-формирователя, медленно-

В процессе исследований характеристик аппа-

го усилителя-формирователя, дискриминатора

ратуры оказалось, что к вышеизложенным пробле-

и устройства выборки и хранения. Быстрый

мам добавляется проблема экранировки детектора

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

253

Energy resolution (FWHM@13.9 keV)

1.8

BRD-01

BRD-02

1.7

BRD-03

BRD-04

1.6

1.5

1.4

1.3

1.2

1.1

1.0

Pixel number

Рис. 11. Зависимость энергетическогоразрешенияэлемента детектора (FWHM на энергии 13.9 кэВ) от номера элемента

(пикселя) для четырех летных образцов блоков рентгеновских детекторов (БРД-01-БРД-04) с выключенной системой

модуляции апертуры.

от микрофонного эффекта, возникающего из-за

ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ

вибрации движущихся частей аппаратуры (Серби-

ХАРАКТЕРИСТИК ОТДЕЛЬНЫХ СИСТЕМ

нов и др., 2018).

РЕНТГЕНОВСКОГО МОНИТОРА

Совокупность четырех рентгеновских детекто-

Все системы, обеспечивающие функциониро-

ров, а также систем и элементов, решающих вы-

вание детекторов в режиме монитора, созданы

шеперечисленные задачи, объединены в рентге-

на базе оригинальных технических решений, что

новский монитор СПИН-Х1-МВН, являющийся

ограничивает применение имеющегося опыта для

основной аппаратной частью космического экспе-

оценки их работоспособности. Особенно это про-

римента МВН.

является в кинематических устройствах и в систе-

мах теплообмена, поскольку параметры процессов

Соответственно в состав монитора входят

кинематического взаимодействия и теплопереноса

(рис. 12):

различны в атмосфере и в вакууме. Поэтому был

— блоки рентгеновских детекторов, каждый из

проведен значительный объем наземных экспери-

которых кроме самого детектора содержит бокс

ментов для оценки реальных характеристик этих

для его размещения с рентгенопрозрачным берил-

систем.

лиевым окном, заполненный сухим азотом, первич-

Система модуляции апертуры включает (рис. 13):

ную электронику управления детектором и корпус,

— вращающийся обтюратор,

выполняющий функцию радиационной экраниров-

ки детектора;

— 4 датчика положения обтюратора,

— привод.

— коллиматоры;

Обтюратор представляет собой трехслойный

— система модуляции апертуры;

(Al-Cu-Sn) экран, непрозрачный в рабочей спек-

— система полетной калибровки;

тральной области детекторов МВН. Необходимым

— система обеспечения теплового режима,

условием проведения эксперимента является то,

включающая пассивную и активную подсистемы;

что этот обтюратор должен вращаться непрерывно

— электронные блоки, управляющие детекто-

в течение 3 лет с частотой вращения 1 об/мин.

ром и обеспечивающими системами;

Для решения этой задачи нами был разрабо-

— корпусные и другие конструкционные эле-

тан привод с дублированными электродвигателя-

менты.

ми. Для него были выбраны специализированные

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

254

СЕРБИНОВ и др.

Система модуляции

апертуры

Радиатор ( 2)

Коллиматор ( 4)

Тепловая труба ( 2)

Модуль управления приводами

Блок калибровочного источника ( 4)

Герметичный объем

Блок рентгеновского детектора ( 4)

Блок электроники

Бериллиевое окно

Рис. 12. Состав рентгеновского монитора СПИН-Х1-МВН.

Обтюратор

Датчик

положения

Привод

Рис. 13. Система модуляции апертуры.

электроприводы, предназначенные для использо-

ляется передача информации о текущем положе-

вания в вакууме. Эти электроприводы содержат

нии обтюратора. Контроль положения обтюрато-

встроенный планетарный редуктор. В разработан-

ра осуществляется посредством четырех датчи-

ном приводе обтюратора вращение передается на

ков, на каждом из которых расположено по два

один выходной вал, при этом любой отказ (закли-

герметизированных контакта (геркона). Замыкание

нивание или потеря крутящего момента) любого из

герконов осуществляется магнитами, вклеенными

задающих вращение электроприводов не приводит

в обтюратор. Для того чтобы различать моменты

к остановке данного устройства благодаря наличию

закрытия и открытия коллиматора, в определенных

обгонных муфт (рис. 14).

местах обтюратора установлены наборы из двух

Масса привода составляет 1.3 кг, габаритные

и трех магнитов. Прохождение трех магнитов над

размеры ∅110 × 131 мм.

герконом соответствует открытию коллиматора,

Второй задачей системы модуляции апертуры,

а прохождение двух — закрытию. Таким образом,

кроме непрерывного вращения обтюратора, яв- длительность сигнала с герконов при открытии

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

256

СЕРБИНОВ и др.

(a)

(б)

Рис. 16. Детекторный модуль СПИН-Х1-МВН в процессе калибровки с летными БКИ (а) и с источниками рентгенов-

ского излучения, откалиброванными с высокой точностью (б).

коллиматора больше, чем при его закрытии обтю-

но также был установлен и в первом россий-

ратором.

ском зеркальном рентгеновском телескопе ART-

XC им. М.Н. Павлинского, успешно работающем

В процессе подготовки эксперимента была ис-

с 2019 г. на борту астрофизической обсерватории

следована работа системы модуляции апертуры на

СРГ в точке либрации L2 системы Солнце-Земля.

воздухе и в вакууме. В результате были опреде-

В состав телескопа входят семь БКИ, проводящие

лены оптимальное количество и месторасположе-

калибровку детекторов раз в два месяца (Павлин-

ние магнитов по отношению к герконам, которые

ский и др., 2021).

гарантированно выдают импульсы нужной про-

должительности, определяющие положение колеса

Опыт полетной калибровки телескопа ART-

при его вращении с требуемой скоростью (рис. 15).

ХС позволил усовершенствовать систему калиб-

ровки СПИН-Х1-МВН. В каждом БКИ СПИН-

Еще одной необходимой для успешного про-

Х1-МВН перед калибровочным источником бы-

ведения эксперимента системой является система

ла установлена свинцовая диафрагма с диамет-

полетной калибровки детекторов, которая позво-

ром проходного отверстия 1.3 мм. Это позволило

ляет учесть изменения характеристик детектора из-

уменьшить поток падающих на детектор фотонов

за его деградации или из-за нестабильности тем-

до уровня, позволяющего регистрировать все со-

пературы. Эта система включает по одному бло-

бытия, т.е. избежать эффекта переполнения (так

ку калибровочного источника (БКИ) для каждого

называемого pile-up), что, в свою очередь, позво-

детектора и электронный модуль, управляющий

ляет калибровать детекторы не только по спек-

всеми четырьмя БКИ.

тру, но и по абсолютному потоку. Для этого бы-

В состав БКИ входит калибровочный радио-

ла выполнена наземная кросс-калибровка БКИ и

нуклидный источник фотонного излучения²⁴¹Am,

образцовых источников рентгеновского излучения,

экранированный кожух для него и кинематическая

откалиброванных с высокой точностью во Все-

система на базе линейного шагового актуатора для

российском научно-исследовательском институте

периодического выдвижения источника из экрани-

метрологии им. Д.И. Менделеева (рис. 16).

рованного кожуха. Размер БКИ 105 × 52 × 42 мм,

Пример подбора нормировочного коэффициен-

масса 350 г.

та при кросс-калибровке показан на рис. 17.

Калибровочный источник представляет собой

Красной линией на рисунке показан спектр

герметичную капсулу диаметром 8 мм и высотой

БКИ, синей — спектр образцового источника. Для

5 мм. Активная часть источника имеет размеры 4 ×

совмещения спектров потребовался нормировоч-

× 1 мм. Капсула изготовлена из титана и вольфра-

ный коэффициент 2.7-1.

ма, а снизу имеется бериллиевое окно, прозрачное

Исходя из того, что заклинивание одного или

для рентгеновского излучения.

нескольких БКИ означает невыполнение научной

Блок калибровочного источника разрабатывал-

задачи МВН, был проведен специальный экспе-

ся для рентгеновского монитора СПИН-Х1-МВН,

римент для подтверждения надежности системы

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

257

BRD1: Am241: all pixels

BKI of MVN

BKI of MVN/2.7

FeAm241: calibrated source

0.1

(a)

(б)

Energy, keV

Рис. 17. Результаты кросс-калибровки до нормировки (а) и после нормировки (б).

калибровки. Для этого эксперимента был задан

разработана система управления экспериментом.

следующий критерий: каждый из четырех БКИ

Данная система зафиксировала, что из

8000

должен был отработать 2000 циклов в условиях

заданных циклов было 2 сбойных. Несмотря на

вакуума при минимально допустимой температуре

удовлетворительность этого результата, была про-

ниже -25^◦С.

ведена доработка конструкции БКИ, после которой

Для проведения такого эксперимента была со-

сбои не фиксировались. Также за время работы

брана специальная вакуумная установка с имита-

телескопа ART-XC им. М.Н. Павлинского с 2019 г.

тором внешних тепловых условий на базе термо-

в реальных условиях космоса было осуществлено

электрических модулей (рис. 18).

более 90 полетных калибровок детекторов, сбоев

работы БКИ не зафиксировано.

Имитатор состоит из шести теплоизолирован-

ных друг от друга тепловых панелей и выдвижной

Система термостабилизации детекторов и одно-

посадочной плиты, также теплоизолированной от

временного обеспечения теплового режима всего

основания конструкции имитатора. Поверхность

телескопа является одним из наиболее сложных

панелей имеет степень черноты, близкую к единице.

объектов экспериментальных исследований. При

Охлаждение этих панелей и плиты осуществляется

этом данная система является критически важ-

теплопоглощающими поверхностями мощных эле-

ной, поскольку только при стабильной температуре

ментов Пельтье. Тепловыделяющие поверхности

детектора, соответствующей температуре, при ко-

этих элементов охлаждаются водой с температурой

торой осуществлялись его наземные калибровки,

15^◦С. Для контроля температуры панелей и поса-

можно надеяться на достижение высокой точности

дочной плиты на них приклеено по одному датчику

измерения КРФ.

температуры.

Основной причиной сложности данной системы

Одновременно испытывались четыре БКИ, ко-

является противоречие между требованием стро-

торые крепились к алюминиевой пластине. На этой

гой термостабилизации детекторов на уровне тем-

же пластине были установлены три термодатчика

пературы -30◦С с ее допустимым колебанием

посадочных мест БКИ. Пластина размещалась на

±2^◦С (при рекомендации к снижению колебания

посадочной плите имитатора. Значения темпера-

до уровня ±0.1^◦С) при сильной двухпериодичной

туры с одного из термодатчиков посадочных мест

(орбитальной и годовой) переменности облучен-

БКИ приведены на рис. 19. Давление в вакуум-

ности поверхности прибора внешними тепловыми

ной камере во время испытаний не превышало

потоками: прямым излучением от Солнца (E_S );

0.3 мм рт.ст.

отраженным от Земли и поверхности МКС сол-

Для автоматического осуществления цикло-

нечным излучением (E_SP ), а также собственным

граммы и фиксации положения штока БКИ была

излучением Земли и МКС (E_P ).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

258

СЕРБИНОВ и др.

Тепловые панели

Вакуумная камера

Тепловые панели

Посадочная плита

Кронштейн охлаждения

с термоэлектрическими

модулями

Рис. 18. Имитатор внешних тепловых условий в вакуумной камере.

В конструкции системы обеспечения теплового

куумная установка ТВУ-2.5 со специальным ком-

режима монитора СПИН-Х1-МВН данная про-

плексом обеспечения эксперимента.

блема решается следующим образом. Циклические

В этой установке воспроизводились следующие

изменения внешних тепловых потоков с орбиталь-

условия работы СОТР рентгеновского монитора:

ным периодом компенсируются применением двух

оппозитных радиаторов (Сербинов и др., 2017)

— вакуум — обеспечивал внутренний и внеш-

(рис. 20).

ний теплообмен монитора, соответствующий ре-

альному теплообмену в космосе (вакуумная систе-

Годовое циклическое измерение уровней облу-

ма установки);

ченности компенсируется применением нагревате-

лей — на “холодных” орбитах МКС и элементов

— низкая радиационная температура и высокая

Пельтье — на “горячих” орбитах.

степень черноты окружающего монитор простран-

ства (криогенная система установки);

В эксперименте по определению характеристик

СОТР рентгеновского монитора была обеспечена

— имитация невесомости для тепловых труб

возможность функционирования всех элементов

(система горизонтирования комплекса обеспече-

системы. Для этого была использована термова-

ния эксперимента);

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

260

СЕРБИНОВ и др.

Источник

K13

K14

бесперебойного

Вакуумная камера

питания

K15

~50 Гц 220 В

K10

K11

K16

Твердотельное реле

CRYDOM DRA-CMX 100D10

Ноутбук

K17

K12

K18

Измеритель-регулятор

микропроцессорный ТРМ148-T

Рис. 21. Электрическая схема комплекса обеспечения эксперимента.

с минимальными внешними тепловыми потоками

мента, решающего задачу по измерению поверх-

(“холодная” орбита) и максимальными (“горячая”

ностной яркости космического рентгеновского фо-

орбита). На рис. 22 представлены данные зависи-

на (КРФ) в диапазоне 6-70 кэВ с рекордной

мости для восьми точек на двух радиаторах и для

точностью с помощью рентгеновского монитора,

детекторов. Температура детектора измерялась на

установленного на Международной космической

небольшом временном промежутке с наибольшей

станции с зенитной ориентацией.

переменностью внешних тепловых условий для те-

стирования активной системы термостабилизации.

В основе методической составляющей экспери-

СОТР должна была поддерживать температуру

мента лежат метод модуляции апертуры монитора

детектора на уровне -32.5^◦С. Результаты экспери-

и методика отбора данных эксперимента. Данная

мента показали, что отклонение от заданного уров-

методика предполагает исключение областей орби-

ня составило ±0.1^◦С. Этот результат значительно

ты с повышенным радиационным фоном и зон неба

лучше ожидаемого.

с яркими источниками и высоким галактическим

рентгеновским фоном из результатов, используе-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

мых для измерения КРФ. Моделирование показа-

В настоящей работе описаны методическая и

ло, что при данном подходе возможно определить

аппаратная составляющие космического экспери- поверхностную яркость КРФ со значительно более

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

261

Радиатор 1

Радиатор 2

Тестирование

активного

охладительного

уровня СОТР

''Холодная''

''Горячая''

орбита

Температура

детектора

Время, ч

Рис. 22. Результаты термовакуумных испытаний МВН.

высокой точностью по сравнению с имеющимися

фотонов); N_n — количество фотонов, попавших на

измерениями.

закрытый детектор (“шумовые” фотоны).

Аппаратной составляющей эксперимента явля-

N_p = F_CXBT,

(2)

ется разработанный и изготовленный рентгенов-

ский инструмент — Монитор всего неба (МВН),

N_n = S_DT(E₂ - E₁)B_ISS,

(3)

представляющий собой совокупность четырех тел-

лурид кадмиевых детекторов и систем, обеспечи-

где F_CXB ≈ 577 × 10-2 с-1 — поток КРФ на один

вающих реализацию метода модуляции апертуры,

детектор в диапазоне 6-70 кэВ, определенный из

полетную калибровку и термостабилизацию детек-

модели; S_D = 4.58 см² — чувствительная площадь

торов.

детектора; E₂ = 70 кэВ — верхний порог детекто-

Проведены экспериментальные исследования

ра; E₁ = 6 кэВ — нижний порог детектора; B_ISS ≈

функционирования МВН, в том числе обеспечива-

≈ 2 × 10-2 отсч с-1 см-2 кэВ-1 — усредненный

ющих систем (включая полетные эксперименты),

фон на орбите МКС.

подтвердившие критически значимые для успеха

эксперимента характеристики.

2. Модель для определения значимости S/N

Работа выполнена при поддержке Министер-

регистрации КРФ и для оценки доли используемой

ства науки и высшего образования Российской

для измерения КРФ доли неба K_Surv при

Федерации (грант 14.W03.31.0021).

различном поле зрения монитора

При допущении, что поверхностная яркость

ПРИЛОЖЕНИЕ

КРФ слабо зависит от времени и от направления,

число отсчетов детектора от фотонов КРФ (N_CXB)

за время T определяется следующим образом:

1. Модель для определения относительной

∫T

∫ ∫

статистической ошибки ST

N_CXB =

FCXBdSdΩdT ≈

(4)

√

Ω S

4Nn + 2Np

≈F_CXBS_DΩ_FOVT,

ST =

(1)

2N_p

где Ω_FOV = 2π(1 - cos(α/2)) — поле зрения детек-

где N_p — количество фотонов, прошедших через

тора, α — угол раствора прямого кругового конуса

открытую апертуру на один детектор (“полезных”

поля зрения детектора, S_D — площадь детектора.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

262

СЕРБИНОВ и др.

Таблица 2. Распределение источников по группам и их спектры

Группа

Класс источника

Количество

Спектральная плотность потока

Непоглощенные активные ядра галактик

335

См. рис. 23

Поглощенные активные ядра галактик

302

См. рис. 23

III

Маломассивные рентгеновские двойные,

F =E-1.9

неидентифицированные классы 1 и 3

Массивная рентгеновская двойная (X Per)

F = 0.11E-1.4 exp(-E/4.7 - 9.1/E) +

+ 0.002E-0.7 exp(-E/55 - 32.9/E)

(Дорошенко и др., 2012)

Катаклизмические переменные

F = E-1.5 exp(-E/15)

Неидентифицированный класс 2

F =E-2.2

VII

Звезды, неразрешенные источники,

F =E-2.5

симбиотические двойные

VIII

Компактная группа галактик

F = E-1.41

Рассеянное звездное скопление

F =E-4.26

Скопление галактик

F = E-2 exp(-E/10)

Если принять, что общее время обзора состав-

находится в ЮАА ∼ 3% времени), общее время

ляет T_S , и при этом покрытие неба монитором

обзора уменьшится:

приблизительно постоянно по времени, то время

(

видимости одного источника составит

T^′

=T_S

0.97 -

(8)

Ω_FOV

T1S =

T_S.

(5)

)

Ω_Surv

4π (sin (10^◦ + α) + sin 51.64^◦ - sin 40^◦)

−

Ω_Surv

Тогда при вырезании из телесного угла обзора

При вырезании Ks источников значимость ре-

той области, в которой наблюдается этот источник,

гистрации КРФ составит

число нерегистрируемых фотонов от КРФ (NnCXB)

и от инструментального фона прибора (NnInst) со-

N_CXB - K_SNnCXB

ставит

S/N =

√

(9)

R_InstT^′S - K_SNnInst

Ω^2FOV

(

)

NnCXB = F_CXBS_D

T_S,

(6)

Ω_Surv

FCXBSD ΩFOVT^′S - KS TSΩFOV

Ω_Surv

√

(

)

ΩFOV

R_Inst T^′S - K_STSΩFOV

NnInst = R_Inst

T_S,

(7)

Ω_Surv

где R_Inst — число отсчетов детектора от инстру-

ментального фона.

Доля неба, используемая при этом для измере-

С учетом исключения из обзора галактического

ния поверхностной яркости КРФ, по отношению к

центра области высоких широт и ЮАА (МКС

Ω_Surv (относительная доля неба) составит

))

(

⁽α

^◦ + α) + sin51.64^◦ - sin40^◦) + K_S × 2π

1 - cos

4π (sin (10

K_Surv = 1 -

(10)

Ω_Surv

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

МОНИТОР ВСЕГО НЕБА

263

Sy1, Sy1.2, Sy1.5, Sy1 broad-line AGN, LINER, Beamed AGN, 50% Unknown AGN

10⁰

10²

10⁴

keV

Sy2, Sy1.8, Sy1.9, Sy2 candidate, 50% Unknown AGN

10⁰

10²

10⁴

keV

Рис. 23. Спектры источников из групп I и II. По данным из работы Кендра и др. (2009).

3. Модель для определения систематической

спектральная плотность потока фотонов 756 ис-

ошибки SY измерения КРФ при исключении

точников, определенная по моделям, представлен-

области неба, содержащей различное количество

ным в табл. 2.

источников из каталога Swift BAT

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Витт (J.I. Vette), The AE-8 Trapped Electron

¹⁰ L_G

Model Environment, NSSDC-91-24, NASA-GSFC

SY =G=1

(11)

(1991).

2N_CXB

2. Вульф и др. (J. Wolf, K. Nandra, M. Salvato, T. Liu,

J. Buchner, M. Brusa, D.N. Hoang, V. Moss, et.al.),

где L_G [фот] — поток фотонов на открытые детек-

Astron. Astrophys. 647, A5 (2021).

торы МВН за все время работы прибора; G = 1,

3. Галиаци и др. (M. Galeazzi, A. Gupta, and E. Ursino),

...,10 —номера групп, на которыеделятся 756 ис-

Astrophys. J. 695, 2 (2009).

точников, оставшихся после исключения полярных

4. Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Письма в Аст-

областей орбиты, ЮАА и плоскости Галактики (см.

рон. журн. 45,

835

(2019)

[S.A. Grebenev and

табл. 2).

R.A. Sunyaev, Astron. Lett. 45, 791 (2019)].

⎛

⎞

5. Грубер и др. (D.E. Gruber, J.L. Matteson,

∑

L.E. Peterson, and G.V. Jung), Astrophys. J.

L_G =

⎝F_kΔE_k2S_D (n_jT_j ), ⎠ ,

(12)

520, 124 (1999).

k=1

j=1

6. Джакони и др. (R. Giacconi, H. Gursky, F. Paolini,

and B. Rossi), Phys. Rev. Lett. 9, 439 (1962).

где ΔE — ширина энергетического канала [кэВ];

7. Джилли (R. Gilli), Mem. della Soc. Astron. Italiana

k, R — номер канала и число каналов в энергети-

84, 647 (2013).

ческом диапазоне МВН; N — число источников в

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

группе G; T_j — время экспозиции j-го источника,

I. Kreykenbohm, and R. Doroshenko), Astron.

n_j — нормировочный коэффициент для j-го источ-

Astrophys. 540, L1 (2012).

ника:

9. Кендра и др. (D. Kendrah, Murphy, and T. Yaqoob),

MNRAS 397, 1549 (2009).

6.25 × 10⁸D_j

n_j =

(13)

10. Кинзер и др. (R.L. Kinzer, G.V. Jung, D.E. Gruber,

∫

J.L. Matteson, and L.E. Peterson), Astrophys. J. 475,

FΔEdE

361 (1997).

11. Киши и др. (N. Kishi, Y. Mito, W. Inui, and R. Ohno),

где D_j — плотность потока j-го источника из ката-

2008 IEEE Nucl. Sci. Symp. Conf. Record 969

лога Swift BAT [эрг см-2 с-1], F [см-2 с-1 кэВ-1] —

(2008).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022

264

СЕРБИНОВ и др.

12.

Колон, Марш (J.P. Conlon and D.M. Marsh), Phys.

25.

Сербинов и др. (D.V. Serbinov, N.P. Semena, and

Rev. Lett. 111, 15 (2013).

M.N. Pavlinsky), J. Engineer. Thermophys. 26, 3

13.

Кривонос, Ревнивцев (R. Krivonos and

(2017).

M. Revnivtsev), AIP Conf. Proceed. 1248 (2006).

26.

Сербинов и др. (D.V. Serbinov, M.N. Pavlinsky,

14.

Кривонос и др. (R. Krivonos, D. Wik, B. Grefenstette,

A.N. Semena, N.P. Semena, A.A. Lutovinov,

K. Madsen, K. Perez, S. Rossland, S. Sazonov, and

S.V. Molkov, M.V. Buntov, V.A. Arefiev, et al.), Exp.

A. Zoglauer), MNRAS 502, 3966 (2021).

Astron. 51, 493 (2021).

15.

Мазец и др. (E.P. Mazets, S.V. Golenetskii,

27.

Сетти, Вольтер (G. Setti and L. Woltjer), Astron.

V.N. Ilinskii, I.A. Gurian, and T.V. Kharitonova),

Astrophys. 224, L21 (1989).

Astrophys. Space Sci. 33, 347 (1975).

16.

Марш (D. Marsh), Phys. Rep. 643 (2016).

28.

Сойер, Витт (D.M. Sawyerand and J.I. Vette), AP-

17.

Медведев и др. (P. Medvedev, S. Sazonov,

8 Trapped Proton Environment for Solar Maximum

M. Gilfanov, R. Burenin, G. Khorunzhev,

and Solar Minimum, NSSDC-76-06, NASA-GSFC

A. Meshcheryakov, R. Sunyaev, I. Bikmaev, and

(1976).

E. Irtuganov), MNRAS 497, 1842 (2020).

29.

Таджима и др. (H. Tajima, et al.), IEEE Transact.

18.

Ох и др. (K. Oh, M. Koss, C.B. Markwardt, et al.),

Nucl. Sci. 51, 3 (2004).

Astrophys. J. Suppl. Ser. 235, 1 (2018).

30.

Тояма и др. (H. Toyama, A. Nishihira, M. Yamazato,

19.

Павлинский и др. (M. Pavlinsky, A. Tkachenko,

et al.), Japan. J. Appl. Phys. 43, 6371 (2004).

V. Levin, N. Alexandrovich, V. Arefiev, V. Babyshkin,

31.

Тулер и др. (M. Turler, M. Chernyakova,

O. Batanov, Yu. Bodnar, et al.), Astron. Astrophys.

650, A42 (2021).

T.J.-L. Courvoisier, P. Lubi ´nski, A. Neronov,

N. Produit, et al.), Astron. Astrophys. 512, A49

20.

Ревнивцев М.Г., Письма в Астрон. журн. 40, 735

(2014)

[M.G. Revnivtsev, Astron. Lett. 40,

667

(2010).

(2014)].

32.

Уэда и др. (Y. Ueda, M. Akiyama, G. Hasinger,

21.

Ревнивцев и др. (M. Revnivtsev, A. Viklinin, and

T. Miyaji, M.G. Watson, et al.), Astrophys. J. 786, 2

S. Sazonov), Astron. Astrophys. 473, 3 (2007).

(2014).

22.

Ревнивцев и др. (M. Revnivtsev, S. Sazonov,

33.

Фреденрих (H.T. Freudenreich), Astrophys. J. 468,

M. Gilfanov, E. Churazov, and R. Sunyaev), Astron.

663 (1996).

Astrophys. 452, 168 (2006).

34.

Харрисон и др. (F. Harrison, J. Aird, F. Civano, et al.),

23.

Ревнивцев и др. (M. Revnivtsev, N. Semena,

Astrophys. J. 831, 2 (2016).

V. Akimov, et al.), Proc. SPIE 8443, Space Telescopes

35.

Чуразов и др. (E. Churazov, R. Sunyaev,

and Instrumentation: Ultraviolet to Gamma Ray

M. Revnivtsev, S. Sazonov, S. Molkov, S. Grebenev,

844310 (2012).

C. Winkler, et al.), Astron. Astrophys. 467,

529

24.

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

Арефьев В.А., Инженерная физика 4 (2018).

(2007).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48

№4

2022