ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 6, с. 413-421
ШИРОКОПОЛОСНЫЙ АНАЛИЗ ВЕТРОВОЙ СИСТЕМЫ X1908+075
ПО ДАННЫМ ОБСЕРВАТОРИИ NuSTAR
© 2022 г. А. Е. Штыковский1*, В. А. Арефьев1, А. А. Лутовинов1
1Институт космических исследований РАН, Москва, Россия
Поступила в редакцию 10.08.2021 г.
После доработки 30.03.2022 г.; принята к публикации 30.03.2022 г.
Представлены результаты исследования спектральных и временных свойств излучения рентгенов-
ского пульсара X1908+075 по данным обсерватории NuSTAR в широком рентгеновском диапазоне
энергий 3-79 кэВ. Наряду с детальным анализом усредненного спектра излучения источника впервые
получены высокоточные спектры, соответствующие разным фазам цикла собственного вращения
нейтронной звезды. Показано, что модель комптонизированного излучения хорошо описывает спектр
источника, и прослежена эволюция его параметров в зависимости от фазы импульса. Для всех
спектров (усредненных и фазовых) в диапазоне энергий 5-55 кэВ был проведен поиск циклотрон-
ной линии поглощения. Полученный верхний предел на оптическую глубину циклотронной линии
τ ∼ 0.16 (1σ) указывает на отсутствие такой особенности в указанном диапазоне энергий, что
позволяет получить ограничение на величину магнитного поля на поверхности нейтронной звезды:
B < 5.6 × 1011 Гс или B > 6.2 × 1012 Гс. В работе впервые проведен анализ изменения профиля
импульса X1908+075 при изменении интенсивности источника. В частности, показано, что основная
эволюция профиля импульса происходит в области энергий ниже 10 кэВ. При этом наблюдаемая
эволюция профиля импульса указывает на наличие нескольких излучающих зон.
Ключевые слова: рентгеновские пульсары, нейтронные звезды, X1908+075 (4U1909+07).
DOI: 10.31857/S0320010822060067
ВВЕДЕНИЕ
Левайн и др. (2004) было отмечено, что на орби-
тальных фазах Ψorb
∼ [0.88; 0.12] значение колонки
Массивная рентгеновская двойная система
поглощения возрастает в ∼30-40 раз. Торрехон
X1908+075 (также известная как 4U 1909+07)
и др. (2010) показали наличие комптоновского
была открыта космической обсерваторией UHURU
плеча во флуоресцентной линии железа Kα, что
(Джиаккони и др., 1972). Система представляет
может являться свидетельством того, что пульсар
собой сильно поглощенный (NH ∼ 4.6 × 1022 см-2)
погружен в оптически толстую комптонизирующую
рентгеновский пульсар умеренной светимости
среду. Это согласуется с наблюдаемыми высокими
(Lx ∼ (1 - 4) × 1036 эрг с-1 в диапазоне энергий
значениями колонки поглощения.
2-30 кэВ) (Левайн и др., 2004). Мартинез-Нуньес
По данным монитора RXTE/ASM было пока-
и др. (2015) определили, что оптическим компа-
зано наличие в системе еще одного вида перемен-
ньоном в двойной системе является звезда раннего
ности — так называемой суперорбитальной пере-
спектрального класса B (B0-B3) с массой M ∼
менности — с периодом Psup ∼ 15.2 дня (Корбет,
∼ 15M⊙, и получили оценку расстояния до системы
Кримм, 2013). Профиль кривой блеска, получен-
d ≃ 5 кпк. Левайн и др. (2004), а впоследствии и
ный методом свертки с этим значением периода,
Мартинез-Нуньез и др. (2015) идентифицировали
обладает многопиковой структурой (см. рис. 10 в
X1908+075 как двойную систему, в которой
Корбет, Кримм, 2013), при этом максимум и ми-
аккреция на нейтронную звезду идет из звездного
нимум светимости разнесены на ∼0.35 фазы. При-
ветра со звезды-компаньона (см. также Корбет,
чины возникновения суперорбитальной перемен-
1986).
ности в системе X1908+075 на настоящий момент
неизвестны.
Орбитальный период в системе X1908+075 со-
ставляет Porb ∼ 4.4 дня (Вен и др., 2000). В работе
Левайн и др. (2004) получили значение периода
собственных пульсаций P ∼ 605 с. По результа-
*Электронный адрес: a.shtykovsky@iki.rssi.ru
там анализа долговременного изменения периода
413
414
ШТЫКОВСКИЙ и др.
Таблица 1. Наблюдения X1908+075
ObsID
Экспозиция, кс
Дата начала наблюдения (MJD)
Ψorb
Ψsup
30101050002
43.3
2015-07-01
15:31:08
(57204.64662037)
0.51-0.73
0.09
30402026002
18.8
2019-04-22
00:11:09
(58595.00774306)
0.45-0.55
0.69
30402026004
23.3
2019-04-26
13:41:09
(58599.57024306)
0.48-0.60
0.99
X1908+075 было отмечено его уменьшение до ве-
база CALDB версии
20200626. Обработка и
личины P ∼ 603.6 с на интервале 2001-2017 гг.
анализ данных высокого уровня осуществлялись с
(Джаисвал и др., 2020). В этой же работе было
помощью программ пакета HEASOFT версии 6.18.
показано, что профиль импульса X1908+075 суще-
Коррекция времен прихода фотонов на бари-
ственно зависит от энергии — его структура меня-
центр Солнечной системы проводилась стандарт-
ется от сложной в мягком рентгеновском диапазоне
ными средствами NUSTARDAS. Коррекция сме-
до сравнительно простой в диапазоне выше 20 кэВ.
щений времен прихода фотонов, обусловленных
В настоящей работе, используя данные на-
движением компактного объекта в двойной систе-
блюдений обсерватории NuSTAR, впервые был
ме, проводилась с использованием орбитальных
проведен детальный анализ излучения источника
параметров, полученных в работе Левайна и др.
X1908+075 в широком диапазоне энергий (вклю-
(2004).
чая фазово-разрешенную спектроскопию), полу-
Для построения кривых блеска данные каждого
чены ограничения на значение магнитного поля в
из модулей FPMA и FPMB объединялись в единую
системе. Отдельное внимание было уделено эво-
кривую блеска, к которой применялась коррекция
люции профилей импульса в различных диапазонах
за орбитальное движение (Кривонос и др., 2015).
энергий при изменении интенсивности источника.
Для объединения кривых блеска модулей NuSTAR
использовалась стандартная процедура LCMATH
из состава программ пакета HEASOFT.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Поиск периода пульсаций осуществлялся
В работе анализируются данные, полученные
при помощи метода наложения эпох (процедура
обсерваторией NuSTAR (Харрисон и др., 2013) во
EFSEARCH в пакете HEASOFT, подробнее о
время наблюдений пульсара X1908+075 в июле
применяемом методе см. в подразделе “Период
2015 г. и апреле 2019 г. Полный список наблюдений
пульсаций и профили импульсов”). Профили
приведен в табл. 1.
импульсов в разных диапазонах энергий были
Все наблюдения проводились при примерно од-
получены путем свертки соответствующих кривых
ной орбитальной фазе Ψorb ∼ 0.5 (с минимальным
блеска источника с найденным значением периода.
внутренним поглощением) и различных суперорби-
Анализ энергетических спектров источника прово-
тальных фазах. Наблюдение в июле 2015 г. было
дился при помощи пакета XSPEC версии 12.8.
направлено на исследование спектральных харак-
Данные для спектрального анализа группиро-
теристик источника и поиск циклотронной особен-
вались таким образом, чтобы в каждом интерва-
ности рассеяния в его спектре. Целью наблюдений
ле было не менее 25 отсчетов. Группировка осу-
в апреле 2019 г. было сравнительное исследова-
ществлялась с помощью стандартной процедуры
ние характеристик системы во время различных
GRPPHA из состава программ пакета HEASOFT.
фаз суперорбитального цикла X1908+075, наблю-
Качество аппроксимации спектров оценивалось по
дения проводились во время состояний с мини-
критерию χ2, отнесенному на число степеней сво-
мальной и максимальной светимостью. Значения
боды (d.o.f.).
фаз орбитального Ψorb (значение нулевой фазы
T0orb = 52643.3 MJD, см. Левайн и др., 2004) и
суперорбитального Ψsup (значение нулевой фазы
РЕЗУЛЬТАТЫ
T0sup = 56004.0 MJD, см. Корбет, Кримм, 2013)
Период пульсаций и профили импульсов
циклов для всех наблюдений приведены в табл. 1.
Первичная обработка данных осуществлялась
Кривые блеска пульсара в диапазоне энергий
с применением стандартного пакета NuSTAR
3-79 кэВ в каждом из наблюдений представлены
(NUSTARDAS, версии 1.5.1). В процессе об-
на рис. 1. Из представленных рисунков видно, что
работки данных использовалась калибровочная
рентгеновская светимость источника меняется на
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
ШИРОКОПОЛОСНЫЙ АНАЛИЗ ВЕТРОВОЙ СИСТЕМЫ
415
(1)
(2)
(3)
1.45
40
30
1.05
20
10
0.65
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0 0
20 000
40 000
60 000
80 000
Pulse phase
Time, s
1.45
40
30
1.05
20
0.65
10
0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
20 000
40 000
Pulse phase
Time, s
1.45
40
1.05
30
20
0.65
10
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0
Pulse phase
20 000
40 000
Time, s
Рис. 2. Усредненные профили импульса X1908+075
в энергетическом диапазоне 3-79 кэВ: наблюдение
Рис. 1. Кривыеблеска X1908+075 в диапазонеэнергий
30101050002 (верхняя панель), 30402026002 (цен-
3-79кэВ: наблюдение 30101050002 (июль 2015 г.,
тральная панель), 30402026004 (нижняя панель).
верхняя панель), 30402026002 (апрель 2019 г., цен-
тральная панель), 30402026004 (апрель 2019 г., ниж-
няя панель).
др., 2020). Форма профиля сохраняется во всех
наблюдениях. В частности, в диапазоне 3-10 кэВ
профиль имеет выраженную двухпиковую форму, а
временных масштабах порядка ∼10-20 кс. Такие
на более высоких энергиях вторичный пик заметно
флуктуации характерны для двойных систем с ак-
слабее, либо совсем отсутствует.
крецией из ветра (см., например, Шакура и др.,
На рис. 4 показана зависимость доли пульсиру-
2012).
ющего излучения (ДПИ) от энергии. Доля пульси-
Для определения периода собственных пульса-
рующего излучения определяется как
ций X1908+075 были использованы кривые блеска
PF = (Imax - Imin)/(Imax + Imin),
источника, полученные по объединенным данным
обоих модулей обсерватории NuSTAR. Значения
где Imax и Imin — максимальная и минимальная
периода и ошибки определялись методом много-
интенсивности профиля импульса в соответству-
кратной (N = 10 000) генерации тестовых выбо-
ющем энергетическом диапазоне. Поскольку про-
рок методом Монте-Карло на основе имеющейся
фили импульса обладают сложной структурой, в
кривой блеска (подробнее о применяемом методе
см. Болдин и др., 2013). Полученные в результа-
те значения периода вращения нейтронной звезды
Таблица
2.
Периоды собственного вращения
X1908+075
приведены в табл. 2. Эти значения использовались
в дальнейшем анализе.
Профили импульса для всех трех наблюдений
ObsID
Pspin, с
в полном диапазоне энергий 3-79 кэВ, а также
30101050002
604.074 ± 0.005
в диапазонах 3-10, 10-20, 20-40 и 40-79 кэВ
показаны на рис. 2 и 3 соответственно. В полном
30402026002
602.974 ± 0.014
диапазоне энергий профили имеют выраженную
двухпиковую форму, согласующуюся с другими
30402026004
603.304 ± 0.013
наблюдениями (Левайн и др., 2004; Джаисвал и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
416
ШТЫКОВСКИЙ и др.
1.25
3 10 keV
1.25
3 10 keV
1.25
3-10 keV
0.95
0.95
0.95
0.65
0.65
0.65
1.55
10 20 keV
1.55
10 20 keV
1.55
10-20 keV
1.10
1.10
1.10
0.65
0.65
0.65
1.75
20 40 keV
1.75
20 40 keV
1.75
20-40 keV
1.20
1.20
1.20
0.65
0.65
0.65
1.70
40 79 keV
1.70
40 79 keV
1.70
40-
79 keV
1.10
1.10
1.10
0.50
0.50
0.50
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
Pulse phase
Pulse phase
Pulse phase
Рис. 3. Усредненные профили импульса X1908+075 в энергетических диапазонах 3-10, 10-20, 20-40 и 40-79 кэВ:
наблюдение 30101050002 (слева), 30402026002 (в середине), 30402026004 (справа).
дополнение к стандартной оценке мы используем
на три части, которые были отмечены цифрами
также ДПИ, основанную на оценке с использо-
(1), (2) и (3). Для каждой из частей были по-
ванием среднеквадратичного отклонения, которое
строены профили импульса, которые представлены
может быть выражено как
на рис. 5. Анализ изменений профиля показыва-
(
)1/2
ет, что основной пик меняется слабо, а основная
N
∑
1
эволюция формы импульса происходит в области
RMS =
(Pi
-P)2
/P ,
N
вторичного пика в диапазоне энергий 3-10 кэВ.
i=1
Для подробного анализа изменения формы им-
где Pi — значение интенсивности в i-м бине про-
пульсов во всех наблюдениях были построены гра-
филя импульса, а P — среднее значение интенсив-
фики эволюции профилей импульсов, совмещен-
ности в соответствующем энергетическом диапа-
ные с кривой блеска (рис. 6). Графики строились
зоне.
с использованием метода скользящего окна шири-
Из рисунков следует, что ДПИ X1908+075
ной 15 периодов собственного вращения в энер-
возрастает с энергией, примерно, от 20-25% в
гетических диапазонах 3-10, 10-20, 20-40 и 40-
диапазоне энергий 3-10 кэВ до 50-60% на более
79 кэВ. Извлекаемые в окне профили импульсов
высоких энергиях. Отметим, что такое поведение,
совмещались с кривыми блеска. Анализ графиков
а также столь высокие значения ДПИ, являются
показывает различный характер изменений про-
характерными для ярких рентгеновских пульсаров
филей импульса в областях низких (<10 кэВ) и
(Лутовинов, Цыганков, 2009), но в то же время
высоких (>10 кэВ) энергий. При этом отметим, что
наблюдаются и для объектов с умеренными све-
при изменении интенсивности источника наиболь-
тимостями, подобных X1908+075 (см., например,
шие изменения в профилях импульса происходят в
Лутовинов и др., 2017).
области низких энергий, в то время как на высоких
Следует отметить небольшие различия профиля
энергиях изменений нет.
пульсирующего излучения в наблюдениях 2015 и
2019 гг. Подобный характер изменений отмечался
и в работе Джаисвал и др. (2020) по данным
Спектральный анализ
обсерваторий NuSTAR и Astrosat.
Спектры X1908+075 (рис. 7) имеют характер-
ную для рентгеновских пульсаров форму с завалом
Эволюция профиля импульса
в области высоких энергий (см., например, Кобурн
В наблюдении 30101050002 прослеживаются
и др., 2002; Филиппова и др., 2005). Для аппрок-
выраженные флуктуации интенсивности источника
симации континуума мы использовали стандарт-
(рис. 1, верхняя панель). Для анализа эволюции
ные модели из пакета XSPEC, обычно применя-
профиля импульса кривая блеска была разделена
емые при моделировании спектров рентгеновских
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
ШИРОКОПОЛОСНЫЙ АНАЛИЗ ВЕТРОВОЙ СИСТЕМЫ
417
PF
(3)
3 10 keV
50
RMS
20.0
45
14.0
(2)
40
8.0
(1)
35
30
8.8
10 20 keV
(3)
25
5.8
20
(2)
2.8
(1)
15
0
10 20 30 40 50 60 70 80
2.1
20 40 keV
Energy, keV
PF
(3)
1.3
60
RMS
(2)
0.5
(1)
50
0.3
40 79 keV
40
0.2
30
0.1
20
0
0.5
1.0
1.5
2.0
Pulse phase
0
10 20 30 40 50 60 70 80
Energy, keV
55
PF
RMS
Рис. 5. Профили импульсов X1908+075, извлеченные
50
из интервалов (1), (2) и (3) в энергетических диапа-
45
зонах 3-10, 10-20, 20-40 и 40-79 кэВ наблюдения
40
30101050002 (подробнее см. текст).
35
30
25
дель была добавлена компонента в виде гауссианы
20
gauss.
15
Спектры по данным обоих модулей обсерва-
0
10 20 30 40 50 60 70 80
тории аппроксимировались совместно, для учета
Energy, keV
разности калибровок модулей в модель был введен
нормировочный коэффициент C. Все прочие па-
Рис. 4. Зависимость долипульсирующегоизлученияот
раметры фиксировались между наборами данных.
энергии в наблюдениях30101050002 (верхняя панель),
Качество аппроксимации оценивалось по крите-
30402026002 (центральная панель) и
30402026006
рию χ2, отнесенному на число степеней свободы
(нижняя панель).
(d.o.f.).
Параметры наилучшей аппроксимации спектра
X1908+075 моделями I и II представлены в табл. 3
пульсаров: (I) степенную модель с экспоненци-
и 4 соответственно. Из приведенных данных видно,
альным завалом на высоких энергиях powerlaw ×
что и степенная модель с экспоненциальным за-
× highecut (Уайт и др., 1983) и (II) модель комп-
валом на высоких энергиях (I), и модель тепловой
тонизации comptb (Титарчук, 1994; Фаринелли, Ти-
комптонизации (II) дают приемлемое качество ап-
тарчук, 2011). В модели comptb форма спектра ис-
проксимации. Для проведения анализа далее будем
точника определяется температурой затравочных
использовать модель II, так как она удовлетво-
фотонов kTs, энергетическим индексом комптони-
рительно описывает спектр и имеет физическое
обоснование.
зационного спектра (α = Γ - 1) и температурой об-
На рис.
7
приведены усредненные энерге-
лака плазмы kTe. При аппроксимации мы фикси-
тические спектры X1908+075 в наблюдениях
ровали параметр δ = 0 для учета только тепловой
30101050002, 30402026002 и 30402026004 и их
составляющей комптонизации.
аппроксимация моделью тепловой комптонизации.
Для учета поглощения, которое может возни-
Значение рентгеновских потоков источника в
кать как в межзвездной среде в направлении на
различных наблюдениях приведены в табл. 4.
источник, так и в двойной системе, в модель была
добавлена компонента tbabs. В спектре пульсара
Фазированная спектроскопия
регистрируется флуоресцентная Kα-линия железа
Фазово-разрешенные спектры X1908+075 из-
на энергии ∼6.4 кэВ, для учета которой в мо-
влекались в четырех равномерно распределенных
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
418
ШТЫКОВСКИЙ и др.
80 000
60 000
40 000
20 000
0
40 000
35 000
30 000
25 000
20 000
15 000
10 000
5000
0
40 000
30 000
20 000
10 000
Рис. 6. Совмещенные кривая блеска и графики эволюции профилей импульсов X1908+075 в энергетических диапазонах
3-10, 10-20, 20-40 и 40-79 кэВ в наблюдениях 30101050002 (верхние панели), 30402026002 (центральные панели) и
30402026006 (нижние панели).
a
a
a
101
101
101
4
b
4
b
4
b
0
0
0
4
4
4
5
10
20
40
5
10
20
40
5
10
20
40
Energy, keV
Energy, keV
Energy, keV
Рис. 7. Панели (а) — энергетические спектры X1908+075 в наблюдениях 30101050002 (левая панель), 30402026002
(центральная панель) и 30402026006 (правая панель); панели (b) — аппроксимации спектров моделью тепловой
комптонизации.
фазовых бинах (рис. 8, панели (a)). Список собы-
Значение χ2/d.o.f. менялось в диапазоне от 0.99
тий для каждой из фаз формировался на основе
до 1.12 для ∼1000 степеней свободы, что сви-
исходного списка путем их отбора во временных
детельствует о приемлемом качестве аппроксима-
интервалах, соответствующих выбранным фазам
ции. На рис. 8 показано изменение параметров
собственного вращения. Процедура повторялась
спектральной модели в зависимости от фазы, сов-
для модулей FPMA и FPMB. Для аппроксимации
мещенное с профилем импульса в диапазоне 3-
спектра и оценки ее качества использовались мо-
79 кэВ.
дели и процедуры, аналогичные использованным
для среднего спектра.
Из приведенных графиков видно, что значение
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
ШИРОКОПОЛОСНЫЙ АНАЛИЗ ВЕТРОВОЙ СИСТЕМЫ
419
Таблица 3. Параметры наилучшей аппроксимации средних энергетических спектров X1908+075 степенной
моделью с завалом (I, powerlaw × highecut)
Nh × 1022,
Ecut,
Efold,
EFe,
σFe,
EWFe, fx × 10-10,
ObsID
α
χ2/d.o.f
атомы/см2
кэВ
кэВ
кэВ
кэВ
эВ эрг/см2/с
**0002
9.87+0.37-0.35
1.49 ± 0.02
7.97+0.23-0.29 24.31+0.60-0.59 6.37 ± 0.03
0.1∗
73+5-5
4.66 ± 0.02
1.15 (1435)
**6002
10.92+0.44-0.44
1.52 ± 0.03
7.66+0.19-0.18 24.34+0.93-0.88 6.32 ± 0.03 0.16+0.06-0.05
77+11-13
4.10 ± 0.04
1.09 (1107)
**6004
10.16+0.38-0.37
1.32 ± 0.03
7.35+0.35-0.24 23.18+0.91-0.78 6.35 ± 0.01 0.09+0.04-0.04
93+7-9
6.80 ± 0.04
1.02 (1368)
∗ Параметр плохо ограничивался и был зафиксирован.
Таблица 4. Параметры наилучшей аппроксимации средних энергетических спектров X1908+075 моделью тепловой
комптонизации (II, comptb)
Nh × 1022,
kTs,
kTe,
EFe,
σFe,
EWFe, fx × 10-10,
ObsID
α
χ2/d.o.f
атомы/см2
кэВ
кэВ
кэВ
кэВ
эВ эрг/см2/с
**0002
7.62+0.65-0.64
1.27 ± 0.02 10.37+0.24-0.23 1.03 ± 0.01
6.38 ± 0.02
0.10∗
62+6-5
4.46 ± 0.02 1.13 (1386)
**6002
4.16+1.24-1.39
1.39 ± 0.04 11.11+0.48-0.43 1.07 ± 0.02
6.33 ± 0.03 0.17+0.07-0.06
81+15-14
3.97 ± 0.02 1.03 (1057)
**6004
6.85+0.79-0.77
1.39 ± 0.03 10.27+0.25-0.23 0.94 ± 0.01
6.35 ± 0.01
0.10∗
86+6-5
6.56 ± 0.03
1.05 (1319)
∗ Параметр плохо ограничивался и был зафиксирован.
температуры плазмы (kTe) изменяется в противо-
циклотронной линии Ecyc менялась с шагом 3 кэВ
фазе с основным профилем импульса, а значение
в диапазоне энергий 5-55 кэВ, соответствующая
эквивалентной ширины линии железа (EWFe) —
ширина линии менялась с шагом 0.5 кэВ в диа-
в фазе; при этом максимальное значение эквива-
пазоне 2-8 кэВ (но не более половины Ecyc). Для
лентной ширины совпадает с минимумом профиля
каждой пары проверяемых значений положение
импульса. Спектральный индекс (α) меняется в
и ширина линии фиксировались в рамках модели
противофазе к основному импульсу.
gabs, и получившейся моделью аппроксимировал-
Сравнительный анализ изменения спектраль-
ся спектр источника.
ных параметров в минимуме и максимуме суперор-
Полученное значение верхнего предела на
битального цикла (рис. 8, центральная и левая
оптическую толщу циклотронной линии составило
панели соответственно) показывает, что меняют-
∼0.16 (1σ), что указывает на отсутствие цикло-
ся характеры изменения температуры затравочных
тронной особенности в исследуемом диапазоне
фотонов (kTs) и эквивалентной ширины линии же-
энергий. Таким образом, возможное значение
леза (EWFe). Другие параметры существенно не
величины напряженности магнитного поля B
меняются.
на поверхности нейтронной звезды в системе
X1908+075 может принимать значение либо менее
5.6 × 1011 Гс, либо более 6.2 × 1012 Гс.
Поиск циклотронной линии
Непосредственным способом измерения магнит-
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ных полей пульсаров является метод оценки ве-
личины магнитного поля по циклотронным осо-
В настоящей работе по данным обсерватории
бенностям, регистрируемым в их энергетических
NuSTAR был получен широкополосный спектр
спектрах (Штауберт и др., 2019). Для проверки
рентгеновского пульсара X1908+075 в диапазоне
гипотезы о возможном присутствии циклотронной
энергий 3-79 кэВ с высокой статистической зна-
линии поглощения в спектре X1908+075 спек-
чимостью и хорошим энергетическим разрешени-
тральная модель была модифицирована добавле-
ем, что позволило проверить несколько спектраль-
нием компоненты gabs из пакета XSPEC. Следуя
ных моделей и определить их параметры. Полу-
процедуре, изложенной в работе Цыганкова, Лу-
ченный спектр удовлетворительно описывается как
товинова (2005), энергия центра предполагаемой
феноменологической (powerlaw*highecut), так и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
420
ШТЫКОВСКИЙ и др.
1.40
a
1.40
a
1.40
a
1.00
1.00
1.00
0.60
0.60
0.60
13.0
b
13.0
b
13.0
b
7.0
7.0
7.0
1.0
1.0
1.0
1.90
d
1.90
d
1.90
d
1.50
1.50
1.50
1.10
1.10
1.10
16.0
f
16.0
f
16.0
f
12.0
12.0
12.0
8.0
8.0
8.0
1.8
e
1.8
e
1.8
e
0.9
0.9
0.9
0.13
g
0.13
g
0.13
g
0.07
0.07
0.07
0.01
0.01
0.01
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
Pulse phase
Pulse phase
Pulse phase
Рис. 8. Изменения спектральных параметров X1908+075 в наблюдениях 30101050002 (левая панель), 30402026002
(центральная панель) и 30402026006 (правая панель), построенные в четырех равномерно распределенных фазовых
бинах (подробнее см. текст).
комптонизационной (comptb) моделями с учетом
По итогам анализа широкополосных данных
межзвездного поглощения и вклада Kα-линии же-
X1908+075 было показано, что:
леза.
1) эволюция светимости источника связана с
Впервые для пульсара X1908+075 в широком
эволюцией профиля импульса в области энергий
рентгеновском диапазоне энергий была проведе-
3-10 кэВ, на энергиях >10 кэВ форма профиля
изменяется слабо;
на фазированная спектроскопия с высоким вре-
2) кратковременные увеличения светимости
менным и спектральным разрешениями. Фазово-
X1908+075, регистрируемые в кривых блеска, при-
разрешенные спектры аппроксимировались той же
водят к появлению вторичного пика в противофазе
моделью, что и усредненный.
к основному (на энергиях <10 кэВ);
Был проведен поиск циклотронной линии по-
3) максимумы температуры плазмы (модель
глощения в диапазоне энергий 5-55 кэВ, кото-
comptb) совпадают с положением неосновного
рый показал отсутствие циклотронной особенно-
пика импульса.
сти в исследуемом диапазоне энергий. Это поз-
В результате можно сделать вывод о неод-
волило установить ограничения на возможную ве-
нородности распределения вещества в системе
личину магнитного поля в системе X1908+075:
X1908+075 и наличии нескольких зон излучения.
B < 5.6 × 1011 Гс или B > 6.2 × 1012 Гс.
Основной пик профиля импульса связан, по всей
Впервые был проведен подробный анализ эво-
видимости, с излучением от полярных шапок пуль-
люции профилей импульса в различных диапазо-
сара, а неосновной пик связан с другой областью
нах, в том числе, в зависимости от интенсивности
излучения, точная локализация которой требует
источника. Профили импульса в полном диапазоне
дополнительных наблюдений и исследований. При
энергий 3-79 кэВ имеют выраженную двухпико-
этом в области, связанной с основным профилем
вую форму, которая повторяется на энергиях менее
импульса, формируется слабо эволюционирующий
10 кэВ. При этом на энергиях свыше 10 кэВ
во времени достаточно жесткий рентгеновский
вторичный пик заметно слабее, либо совсем от-
спектр (что, возможно, обусловлено комптониза-
сутствует. Форма профиля сохраняется во всех
цией). В другой области — мягкий спектр, пока-
наблюдениях, что означает также ее неизменность
зывающий существенную эволюцию на масштабах
и в различных суперорбитальных фазах.
времени периода наблюдения (∼10 кс).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
2022
№6
ШИРОКОПОЛОСНЫЙ АНАЛИЗ ВЕТРОВОЙ СИСТЕМЫ
421
Для более подробного изучения геометрии и
10.
Лутовинов А.А., Цыганков С.С., Письма в
локализации излучающих зон эволюции излуче-
Астрон. журн. 35,
(2009)
[A.A. Lutovinov and
ния пульсара необходимы дальнейшие наблюдения
S.S. Tsygankov, Astron. Lett. 35, 433 (2009)].
системы X1908+075 в различных орбитальных и
11.
Лутовинов и др. (A.A. Lutovinov, S.S. Tsygankov,
K.A. Postnov, R.A. Krivonos, S.V. Molkov, and
суперорбитальных фазах.
J.A. Tomsick), MNRAS 466, 593 (2017).
12.
Маринез-Нуньез и др. (S. Mart´ınez-N ´u ˜nez,
Работа выполнена при поддержке Российского
A. Sander, A. G´ımenez-Garc ´ıa, A. G ´onzalez-Gal ´an,
фонда фундаментальных исследований (грант 20-
J.M. Torrej ´on, C. G ´onzalez-Fern ´andez, and
32-90242).
W.R. Hamann), Astron. Astrophys.
578, A107
(2015).
13.
Титарчук (L. Titarchuk), Astrophys. J. 434,
570
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
(1994).
1. Болдин П.А., Цыганков С.С., Лутовинов А.А.,
14.
Торрехон и др. (J.M. Torrej ´on, N.S. Schulz,
Письма в Астрон. журн. 39, 375 (2013) [P.A. Boldin,
M.A. Nowak, and T.R. Kallman), Astrophys. J. 715,
S.S. Tsygankov, and A.A. Lutovinov), Astron. Lett.
947 (2010).
39, 375 (2013)].
15.
Уайт и др. (N.E. White, J.H. Swank, and S.S. Holt),
2. Вен и др. (L. Wen, R.A. Remillard, and H.V. Bradt),
Astrophys. J. 270, 711 (1983).
Astrophys. J. 532, 1119 (2000).
16.
Фаринелли, Титарчук (R. Farinelli and L. Titarchuk),
3. Джаисвал и др. (G.K. Jaisawal, S. Naik, C.G. Ho
Astrophys. J. 525, A102 (2011).
Wynn, N. Kumari, P. Epili, and G. Vasilopoulos),
17.
Филиппова Е.В., Цыганков С.С., Лутовинов А.А.,
MNRAS 498, 4830 (2020).
Сюняев Р.А.
31,
819
(2005)
[E.V. Filippova,
4. Джиаккони и др. (R. Giacconi, S. Murray, H. Gursky,
S.S. Tsygankov, A.A. Lutovinov, and R.A. Sunyaev,
E. Kellogg, E. Schreier, and H. Tananbaum),
Astron. Lett. 31, 729 (2005)].
Astrophys. J. 178, 281 (1972).
18.
Харрисон и др. (F.A. Harrison, W.W. Craig,
5. Кобёрн и др. (W. Coburn, W.A. Heindl,
F.E. Christensen, Ch.J. Hailey, W.W. Zhang, et al.),
R.E. Rothschild, D.E. Gruber, I. Kreykenbohm,
Astrophys. J. 770, 103 (2013).
J. Wilms, P. Kretschmar, and R. Staubert),
19.
Цыганков С.С., Лутовинов А.А., Письма в
Astrophys. J. 580, 394 (2002).
Астрон. журн. 31,
(2005)
[S.S. Tsygankov and
6. Корбет (R.H.D. Corbet), MNRAS 220, 1047 (1986).
A.A. Lutovinov), Astron. Lett. 31, 99 (2005)].
7. Корбет, Кримм (R.H.D. Corbet and H.A. Krimm),
Astrophys. J. 778, 45 (2013).
20.
Шакура и др. (N. Shakura, K. Postnov,
8. Кривонос и др. (R.A. Krivonos, S.S. Tsygankov,
A. Kochetkova, and L. Hjalmarsdotter), MNRAS
A.A. Lutovinov, J.A. Tomsick, D. Chakrabarty,
420, 216 (2012).
M. Bachetti, et al.), Astrophys. J. 809, 140 (2015).
21.
Штауберт и др. (R. Staubert, J. Trumper,
9. Левайн и др. (A.M. Levine, S. Rappaport,
E. Kendziorra, D. Klochkov, K. Postnov,
R. Remillard, and A. Savcheva), Astrophys. J.
P. Kretschmar, K. Pottschmidt, F. Haberl, et al.),
617, 1284 (2004).
Astron. Astrophys. 622, A61 (2019).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№6
2022
