CC BY
8
УДК 523.165
ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ CYG Х-3 И 7CYGNI SNR ПРИ СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЯХ ЗЕРКАЛЬНЫМИ ЧЕРЕНКОВСКИМИ ТЕЛЕСКОПАМИ
ШАЛОН
В. Г. Синицина, В. Ю. Оиницинэ*
Область Лебедя (Суgnus X) содержит ряд мощных источников радио- и рентгеновского излучения, которые также рассматривают как потенциальные источники излучения, высоких и сверхвысоких энергий. Одним из таких источ,ников является, массивная, двойная, система Суд Х-3, систематически наблюдаемая на телескопе ШАЛОН с 1995 года по настоящее время. Результаты наблюдений Суд Х-3 представлены спектрами 7-излучения и изображениями при энергиях 800 ГэВ -85 ТэВ. В поле зрения телескопа ШАЛОН бы,л, обнару-
7
полагающийся в ~2° от Суд Х-3 и по своим, координатам, совпадающий с известны,м, источником радио- и
7
SNR. Представлены, спектры, спектральное энергетиче-
7
800
50
7
система Cyg Х-3.
Массивная, двойная, система, CYGNUS Х-3. Cygnus Х-3 пекулярная двойная рентгеновская система, открытая более 40 лет. Этот объект наблюдается во всём диапазоне электромагнитного спектра (рис. 1. [1]). Это один из наиболее ярких рентгеновских источников. проявляющий как быструю переменность, так и длительные периоды высокой и низкой интенсивности излучения. Также он является наиболее сильным источни-ФИАН, 119991 Россия, Москва, Ленинский пр-т, 53; *e-mail:[email protected].
ком радиоизлучения среди рентгеновских двойных систем; обнаруживает и гигантские радиовьтбросьт и релятивистские джетьт. При этом активность в радиодиапазоне тесно связана с рентгеновским излучением на различных периодах [2. 3]. В настоящее время известно, что эта массивная двойная система состоит из звезды типа Вольфа Райе [4] и компактного объекта, который, возможно, является чёрной дырой. Однако природа компактного объекта до настоящего времени не установлена [5]. Основываясь на регистрации высокоэнергичных гамма-лучей, было высказано предположение о том. что Cyg Х-3 может быть одним из наиболее мощных источников заряженных частиц космических лучей в Галактике [6]. Впервые попытки детектирования ТэВ излучения от Cyg Х-3 были предприняты в середине семидесятых и продолжались до середины 80-х годов. Два проекта были чрезвычайно важны: это Kiel [7] и выполненные в это же время наблюдения Havera Park [8]. Результаты этих двух экспериментов показали очень большой поток при ультравьтсоких энергиях. Именно эти результаты стимулировали создание многих новых установок для исследований при сверхвысоких энергиях [9 13].
На высокогорном (3340 м) зеркальном черенковском телескопе ШАЛОН ведутся уникальные долговременные наблюдения массивной двойной системы Cygnus Х-3. Наблюдения такого класса объектов при сверхвысоких энергиях необходимы для понимания процессов формирования и динамики зон активности при высоких плотностях и сильных магнитных полях в источниках. Рентгеновская двойная система Cyg Х-3 систематически наблюдается телескопом ШАЛОН с 1995 года [13 15] (всего 246 часов) со средним значением потока 7-квантов F(E0 > 0.8 ТэВ) = (6.8 ± 0.5) х 10-13 см-2 с-1 [16 25]. Достоверность регистрации Cyg Х-3 телескопом ШАЛОН при энергиях больше 0.8 ТэВ составляет 29.8а по определению Li&Ma [26]. Энергетический спектр 7-квантов в наблюдаемом диапазоне энергий от 0.8 ТэВ до 85 ТэВ описывается единым степенным законом F(E0 > 0.8 ТэВ) ~Efc7, где kY = —1.25 ± 0.10 (см. рис. 2(a)). Наблюдения проводились по стандартной для телескопа ШАЛОН методике получения информа-
7
же сеансе наблюдений. В 2006 году Cyg Х-3 вошёл в фазу вспытттечной активности в радио- и рентгеновском диапазоне энергий и в мае июле 2006 года телескопом ШАЛОН
7
(1.47± 0.24) х 10-12 см-2с-1 [20, 22, 25]. Ранее, в 2003 и 1997 годах, также наблюдалось увеличение потока до значений (1.79 ± 0.33) х 10-12 см-2с-1 и (1.2 ± 0.5) х 10-12 см-2с-1 соответственно [20, 22, 25]. По данным наблюдений телескопом ШАЛОН были обнаружены выбросы-джетьт, напоминающие джетьт квазаров и активных галактик [22, 25]
(см. рис. 2(6), (в)). Последние повышения потока источника были отмечены в мае 2009 года и октябре 2011. Они коррелировали с активностью Cyg Х-3 в области низких энергий в рентгене и с активностью, наблюдаемой при высоких энергиях телескопом Fermi LAT [27]. Переменность излучения, а также корреляция активности источника в широком диапазоне энергий может нести существенную информацию как о природе источника, так и о механизмах генерации частиц вплоть до сверхвысоких энергий.
Рис. 1: Спектральное энергетическое распределение гамма-излучения от Суд Х-3. А -данные наземного черепковского телескопа ШАЛОН (за период 1995 — 2012 гг.) в сравнении с данными других экспериментов (см. текст). Чёрные точки представляют архивные данные из [1]. Стрелка означает, что точка является верхним пределом.
Остаток сверхновой yCygni SNR. Область Лебедя (Cygnus-X), к которой относится и описанная двойная система Cyg Х-3, содержит ряд потенциальных источников ГэВ-го и ТэВ-го излучения, некоторые из которых были обнаружены при высоких энергиях телескопом Fermi LAT [28-30] и ранее телескопом EGRET [31, 32], а также при сверхвысоких энергиях (~35 ТэВ) установкой Milagro [33] и черенковскими телескопами Whipple
[34] и HEGRA [35].
В поле зрения телескопа ШАЛОН на расстоянии ~2° на юго-запад от Cyg Х-3 находится известный источник радио- и рентгеновского излучения, остаток сверхновой (OCH) YCygni SNR (или G78.2+2.1). Таким образом, благодаря большому полю зрения телескопа ШАЛОН (> 8°), наблюдения Cyg Х-3 автоматически сопровождаются наблюдениями OCH YCygni.
YCygni SNR - близкий остаток сверхновой оболочечного типа (1-2 кпк), который имеет угловые размеры ~1° и оболочечную структуру, видимую в радио- и рентгенов-
Рис. 2: (а) Спектр гамма-излучения от Суд Х-3 по данным телескопа ШАЛОН за весь период наблюдений со степенным показателем к1 = —1.25 ± 0.10. Изображения источника СудХ-3 при энергиях > 0.8 ТэВ по данным ШАЛОН; (б) активный период 1997 года и (в) спокойный период - 2005 год. Цветовая шкала в единицах превышения над минимальным детектируемым сигналом.
ском диапазоне энергий [36]. YCygni SNR существенно старше таких остатков сверхновых как Cas А и Tycho’s SNR, его возраст оценивается как 5000-7000 лет [36, 37] и, предположительно, ОСН YCygni находится на стадии раннего адиабатического расширения. Наблюдения остатков сверхновых на разных этапах эволюции могут помочь в установлении механизмов ускорения космических лучей до энергий вплоть до 1015 эВ.
Y
телескопом ШАЛОН (с 1995 по настоящее время) в ясные безлунные ночи под зенит-
Рис. 3: (а) Спектр гамма-излучения от yCygni SNR (см. пояснения в тексте); (б) спектр событий от y Cygni SNR, прошедших критерии отбора, без вычета фона с показателем kON = —1-55 ± 0.10 и спектр фоновых событий, наблюдаемых одновременно с источником, с показателем koFF = —1-72 ± 0.09; (в) изображение источника гамма-квантов y Cygni SNR в области энергий > 0.8 ТэВ, полученное с помощью телескопа ШАЛОН (цветовая шкала в единицах превышения над минимальным детектируемым сигналом).
ными углами от 5 до 35 градусов. Наблюдения проводились по стандартной для телескопа ШАЛОН методике получения информации о фоне космических лучей и ливнях, инициированных Y-квaнтaми> в одном и том же сеансе наблюдений. Основой способа выделения ливней от на в ~103 раз большем фоне ливней, генерируемых
космическими лучами, служит различие каскадных процессов их образования и погло-
Рис. 4: Спектральное энергетическое распределение гамма-излучения от yCygni SNR. А - данные наземного черепковского телескопа ШАЛОН в сравнении с данными других экспериментов (см. текст).
щения в атмосфере. Выделение электронно-фотонных ливней среди ШАЛ, образованных протонами и ядрами космических лучей, улучшается путем увеличения точности определения направления оси ливня, которое соответствует направлению на источник первичных Y-квантов. Методика выделения y-ливиєй из ливней, генерированных протонами и ядрами космических лучей, используемая в эксперименте ШАЛОН, позволяет отсекать 99.92% фона [12, 38]. При обработке данных наблюдений YCygni SNR был зарегистрирован телескопом ШАЛОН при энергиях больше 0.8 ТэВ на уровне 14а, определяемом по Li&Ma [26]. Достоверность регистрации в данном случае ниже, чем у источников с данным потоком и спектром за указанное количество часов наблюдений, т.к. источник наблюдался в меньшем эффективном поле зрения по сравнению со стандартной процедурой наблюдения источников в эксперименте ШАЛОН [13, 38]. Соответствующие поправки на эффективное поле зрения внесены при определении характеристик источника. Среднее значение потока при энергиях больше 0.8 ТэВ для
YCygni SNR составляет IlCygniSNR= (1-27±0.11) х 10-12 см-2с-1 (рис. 3(a)). На рис. 3(6) представлены как спектры ON-событий так и OFF-событий (фона), необходимых для
получения спектра 7-квантов, излучаемых OCH 7Cygni. Спектр 7-квантов, излучаемых 7Cygni SNR (рис. 3(a)), получен вычитанием спектра фоновых событий, зарегистрированных одновременно с наблюдениями источника - IOff к Ekoff, из спектра событий, пришедших от источника IOn к Ekon. При обработке данных наблюдений Cyg Х-3 по
7
7
принадлежности общих ливней к каждому из перечисленных источников произведено по определению углового расстояния между направлением прихода ливня и координатами источника. В результате количество 7-ливней от Cyg Х-3 уменыпилось на ~1%, что не меняет величину приведённого выше потока гамма-излучения от источника.
77
мом диапазоне энергий от 0.8 ТэВ хорошо описывается степенным законом с экспоненциальным обрезанием I(> EY/(1 ТэВ)) (1.12 ± 0.11) х 10_12 х (Ey/(1 ТэВ))-°-93±0-09exp(—EY/20 ТэВ). Энергетический спектр остатка сверхновой 7Cygni SNR в диапазоне энергий 0.8-28 ТэВ, F(E° > 0.8 ТэВ) к Eоде kY = — 1.08 ± 0.10 (см. рис. 3(a)). Также представлено изображение источника в ТэВ-ом диапазоне энергий, полученное с помощью телескопа ШАЛОН, и энергетическое изображе-
77
7
7 > 0. 8
7
энергиях основной вклад как в поток частиц, так и в поток по энергии даёт область юго-восточного края оболочки источника.
7
ды, на спутниковых экспериментах EGRET в 1995 [31, 32], Fermi LAT (2009 2011) [30], AGILE (2010) [39]; на наземном телескопе VERITAS [40] при энергии 200 ГэВ был зарегистрирован протяжённый источник VERJ2019 - 407, коррелирующий с положением северной части оболочки ОСН. При сверхвысоких энергиях ~35 ТэВ излучение из области ОСН было обнаружено на установке MILAGRO [33]. На рис. 4 представлено сравнение спектрального энергетического распределения Cygui SNR по данным телескопов ШАЛОН (1995 2012), EGRET (1995) [32], AGILE (2010) [39], Fermi LAT (2009 2011) [28 30], VERITAS (2009) [40], MILAGRO (2011) [33].
Заключение. Представлены результаты наблюдений области Лебедя с центральным объектом Cyg Х-3. Двойная система Cyg Х-3 систематически наблюдается на телеско-
пе ШАЛОН с 1995 года по настоящее время и получены спектры и изображения в широком диапазоне энергий от 800 ГэВ до 85 ТэВ. Были зарегистрированы вспышки излучения, коррелирующие с активностью источника в области низких энергий в рентгене и с активностью, наблюдаемой при высоких энергиях телескопом Fermi LAT. По данным наблюдений телескопом ШАЛОН были обнаружены выбросьт-джетьт. напоминающие джетьт квазаров и активных галактик. Обнаружен источник излучения с энергиями 800 ГэВ - 50 ТэВ, располагающийся на расстоянии 2° от Cyg Х-3, и положение которого согласуется по своим координатам с остатком сверхновой YCygni SNR (G78.2 - 2.1); представлены его основные характеристики.
ЛИТЕРАТУРА
[1] F. A.-D. Cordova. Los Alamos Science. Spring. 39 (1986).
[2] M. L. Mccollough, C. R. Robinson, and S. N. Zhang. Astrophys. J. 517. 951 (1999).
[3] S. A. Trushkin. N. A. Nizhelskij. N. N. Bursov and E. K. Majorova, Proc. of IAU
Symposium No. 238, 2006 “Black Holes from Stars to Galaxies Across the Range of
Masses” eds. V. Karas & G. Matt (International Astronomical Union. 2007), p. 463.
[4] М. H. van Iverkwijk, P. A. Charles, T. R. Geballe et al., Nature 355, 703 (1992).
[5] A. M. Cherepashchuk and A. F. J. Moffat, Astrophys. J. 454, L53 (1994).
[6] J. W. Cronin, Nuovo Cimento 19C, 847 (1996).
[7] M. Samorscki and W. Stamm, Astrophys. J. 268, L17 (1983).
[8] J. Lloyd-Evans, R. N. Coy, A. Lambert et al.. Nature.305, 784 (1983).
[9] A. M. Hillas, Nuovo Cimento 19C, 701 (1996).
[10] A. M. Hillas, Nature 312, 50 (1984).
[И] С. M. Hof'man, C. Sinnis, P. Fleury, et al., Rev. Mod. Phys. 71, 897 (1999).
[12] К). И. Нетппор, А. В. Жовтан, H А. Жоголев и др., Изв. РАН (Сер. Физ.) 73(5), 694 (2009).
[13] V. G. Sinitsyna, Nouvo Cimento 19С, 965 (1996).
[14] V. G. Sinitsyna, Proc. of Towards a Major Cherenkov Detector- V, ed. O.C. de Jager (Wesprint-Potchefstrom, South Africa, 1997), vol. 3, p. 273.
[15] А. К). Алавердян, P. М. Мирзафатихов, В. Г. Синицина и др., Изв. РАН (Сер. Физ.) 61(3), 603 (1997).
[16] V. G. Sinitsyna et al., Nucí. Phys. В (Proc. Suppl.) 175-176, 544 (2008); 151, 489 (2006); 122, 247, 409 (2003); 97, 215, 219 (2001); 75A, 352 (1999).
V. G. Sinitsyna, Proc. 16th European Cosmic Ray Symposium, ed. J. Medina (Alcalá de Henares:Universidad de Alcalá, Spain, 1998), p. 383, 367.
[18] V. G. Sinitsyna, AIP (Conf. Proc.) 515, 205, 293 (2000).
[19] V. G. Sinitsyna. S. I. Xikolsky, et al., The Universe viewed in Gamma Rays, Eds. R. Enomoto. M. Mori (Universal Academy Press. IXC, 2003), p. 211. 235.
[20] V. G. Sinitsyna. Journal of the Physical Society of Japan. Supplement A 78. 92 (2009).
[21] С. И. Никольский. В. Г. Синицина, Ядерная физика 67(10). 1923 (2004).
[22] В. Г. Синицина. С. И. Никольский. В. К). Синицина и др.. Изв. РАН (Сер. Физ.) 69(3), 422, (2005); 75(3), 467 (2011).
[23] V. G. Sinitsyna et al., Int. J. Mod. Phys. A 29, 7023 (2005).
[24] V. G. Sinitsyna, Rad. Phys. and Chem. 75, 880 (2006).
[25] V. G. Sinitsyna, V. Y. Sinitsyna, et al., Proc. 32nd International Cosmic Ray Conference (Beijing, China) (International Union of Pure and Applied Physics (IUPAP), 2011), vol. 7/11, p. 67.
[26] T-P. Li and Y-Q . Ma, Astrophys. J. 272, 317 (1983).
[27] A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, et al.. Science 326, 1512 (2009).
[28] A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, et al., Astrophys. J. Suppl. 187, 460 (2010).
[29] P. L. Xolan, A. A. Abdo, M. Ackermann, et al., Astrophys. J. Suppl. 199, 31 (2012) (second catalogue).
[30] J. Lande, M. Ackermann, A. Allafort, et al., Astrophys. J. 756(1), 5 (2012).
[31] D. J. Thompson, D. L. Bertsch, B. L. Dingus, et al., Astrophys. J. Suppl. 101, 259
(1995).
[32] J. A. Esposito, S. D. Hunter, G. Ivanbach, and P. Sreekumar, Astrophys. J. 461, 820
(1996).
[33] A. A. Abdo, В. T. Allen, T. Aune, et al., Astrophys. J. 734, 28 (2011).
[34] J. H. Buckley, C. W. Akerlof, D. A. Carter-Lewis, et al., Astron. & Astrophys. 329, 639 (1998).
[35] C. Prosch, E. Feigl, R. Plaga, et al., Astron. & Astrophys. 314, 275 (1996).
[36] Т. А. Лозинская, В. В. Правдикова и А. В. Финогенов, Письма в Астрономический Журнал 26(2), 102 (2000).
[37] Y. Uchiyama, Т. Takahashi, F. A. Aharonian, and J. R. Mattox, Astrophys. J. 571, 866 (2002).
[38] В. Г. Синицина и В. К). Синицина, Письма в Астрономический Журнал 37(9), 676 (2011).
[39] A. W. Chen, G. Piano, М. Tavani, et al., Astron. & Astrophys. 525, A33 (2011).
[40] A. Weinstein, ArXiv:0912.4492. 2009.
Поступила в редакцию 5 апреля 2013 г.
