Переменное рентгеновское излучение от аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Ибрагимов, Аскар Абдуллович

• Ибрагимов, Аскар Абдуллович
• кандидат физико-математических наук
• 2009

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Ибрагимов, Аскар Абдуллович

1 Широкополосные рентгеновские спектры источника Лебедь Х-1 и корреляции между спектральными характеристиками

1.1 Введение.

1.2 Наблюдения и анализ данных.

1.3 Спектральный анализ.

1.3.1 Степенной закон с отражением по данным 3—20 кэВ

1.3.2 Комптонизация и широкополосные спектры.

1.4 Обсуждение.

1.4.1 Поглощение на мягких энергиях.

1.4.2 Типы переменности.

1.4.3 Частоты QPO.

1.4.4 Сравнение между феноменологическими и физическими моделями и корреляция R — Г.

1.4.5 Физическая картина.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Переменное рентгеновское излучение от аккрецирующих черных дыр и нейтронных звезд»

2.2 Наблюдательные данные.39

2.3 Периодическая переменность.41

2.4 Модуляция потока в связи с прецессией.44

2.4.1 Аналитические модели.44

2.4.2 Анизотропия тепловой комптонизации.48

2.5 Обсуждение и выводы.52

3 Суперорбитальная переменность радио- и рентгеновского излучения в Лебеде X-1. Зависимость орбитальной модуляции и жесткости спектров от суперорбитальной фазы 55

3.1 Введение.55

3.2 Кривые блеска и их анализ.56

3.2.1 Данные.56

3.2.2 Средние потоки и дисперсия.56

3.2.3 Жесткость.60

3.3 Зависимость орбитальной переменности от суперорбитальной фазы.60

3.4 Спектральная переменность.61

3.4.1 Жесткость.61

3.4.2 Рентгеновские дипы.61

3.5 Теоретическая интерпретация.66

3.5.1 Геометрия ветра в Лебеде Х-1.66

3.5.2 Модель.68

3.5.3 Моделирование данных.71

3.6 Обсуждение.73

3.6.1 Происхождение частоты биений.73

3.6.2 Суперорбитальная переменность и вспышки Лебедя Х-1.74

3.7 Заключение.74

4 Аккрецирующий миллисекундный рентгеновский пульсар SAX J 1808.4—3658: изменение радиуса диска в процессе вспышки 2002 г. 75

4.1 Введение.75

4.2 Наблюдения.77

4.3 Спектральный анализ.79

4.3.1 Эволюция формы спектра .79

4.3.2 Энергетические спектры.79

4.4 Временной анализ.85

4.4.1 Профили пульсов и их зависимость от энергии.85

4.4.2 Временные задержки.87

4.4.3 Фазово-разрешенная спектроскопия.87

4.5 Теоретические оценки.90

4.5.1 Размер пятна.90

4.5.2 Амплитуда переменности и ограничения на геометрию .93

4.5.3 Видимость противоположного горячего пятна и внутренний радиус диска . 93

4.5.4 Ограничения на магнитное поле.95

4.5.5 Переменная амплитуда отражения.98

4.5.6 Изменение профилей пульсов с изменением радиуса диска.99

4.6 Приложение 1. Поток от кольцевого пятна.100

4.7 Приложение 2. Отражение от аккреционного диска.102

4.8 Приложение 3. Затмение второго пятна аккреционным диском.103

4.9 Заключение.103

5 Моделирование изменений профиля пульса в аккрецирующих миллисекундных пульсарах 105

5.1 Введение.105

5.2 Модель профилей пульсов.106

5.3 Сравнение с наблюденными профилями пульсов.109

5.4 Выводы.110

6 Заключение 111

Введение

Около трети всех звезд в нашей Галактике входят в двойные системы. В таких системах возможна аккреция вещества с одной звезды на другую. Данный процесс является очень эффективным механизмом высвобождения энергии в системах с нейтронными звездами и черными дырами. Излучение от аккрецирующих двойных систем наблюдается в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. На процессы в таких источниках оказывают влияние релятивистские эффекты, высокие температуры и сильные магнитные поля. В данной диссертации представлен анализ наблюдении двух систем, Лебедя Х-1 и SAX J 1808.4-3658, главным образом по наблюдениям обсерватории Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE).

Лебедь Х-1 — двойная система, состоящая из сверхгиганта и черной дыры. Звездный ветер со сверхгиганта частично аккрецируется на черную дыру. По этому яркому и давно известному объекту накоплен обширныи набор данных. Наиболее ярким наблюдаемым феноменом является смена спектральных состояний в источнике; в так называемом «жестком» состоянии наблюдаемое излучение (степенной спектр с наклоном порядка 1.7 и завалом на энергиях больше 100 кэВ) возникает в результате тепловой комптонизации на «горячих» электронах вблизи компактного объекта (Galeev et al., 1979; Tout & Pringle, 1992; Svensson & Zdziarski, 1994; Beloborodov, 1999a; Miller &. Stone, 2000). «Мягкое» состояние описывается излучением черного тела с температурой порядка 500 эВ и степенным спектром (спектральный индекс порядка 2.5, Gierlinski et al. 1999). Каждые несколько лет источник демонстрирует переходы между этими состояниями. В последние 10 лет за счет улучшения качества данных стало понятно, что на самом деле спектры источника достаточно сложны. Для «жесткого» состояния были с хорошей точностью определены температура горячего облака (~ 100 кэВ), и Томсоновская оптическая толща порядка 1-2 (Zdziarski et al., 1996, 1997; Gierlinski et al., 1997; Poutanen, 1998; Di Salvo et al., 2001; Frontera et al., 2001; Zdziarski & Gierlinski, 2004). Кроме этого, в спектре были обнаружены: отраженная компонента (возникающая в результате взаимодействия жесткого комптонизо-ванного излучения с холодной, оптически плотной средой, Done et al. 1992; Ebisawa et al. 1996; Gierlinski et al. 1997), мягкая компонента (вероятно, относящаяся к аккреционному диску, см. Balucinska & Hasinger 1991; Balucinska-Church et al. 1995; Ebisawa et al. 1996) и дополнительный «мягкий избыток» (Di Salvo et al., 2001; Frontera et al., 2001). В гамма-диапазоне свыше 500 кэВ наблюдается излучение, свидетельствующее о комптонизации на нетепловых частицах (McConnell et al., 1994; Ling et al., 1997). Известны корреляции наклона спектра с характеристическими частотами спектров мощности и с амплитудой отраженной компоненты, см. Gilfanov et al. (1999).

Одним из возможных вариантов геометрии источника является модель «усечённого диска», показанная на рис. 1. Согласно этой модели, в «жестком» состоянии диск заканчивается на некоем переходном радиусе, внутри которого аккреционный поток становится оптически тонким и геометрически толстым. В «мягком» состоянии корона имеет существенно меньшие размеры, а нетепловая комптонизация происходит в активных областях на поверхности диска. Диск излучает мягкие «затравочные» фотоны (впоследствии подвергающиеся комптонизации) и служит также средой, порождающей отраженную компоненту.

Существует много работ, посвященных анализу индивидуальных наблюдений. Многие предшествующие исследования спектров черных дыр либо опирались на небольшое количество данных, либо использовали только узкий энергетический диапазон при анализе множества спектров. Однако естественно, что в первом случае невозможно выявить статистические зависимости, а во втором — с уверенностью определить модель, корректно описывающую спектр за пределом выбранного узкого диапазона В данной диссертации, нами впервые проанализирован большой набор спектров рентгеновскою источника с черной дырой Лебедь Х-1 по данным совместных наблюдений спутников Ginga, CGRO и RXTE в широком диапазоне энергий 3—1000 кэВ. Обнаружено, что широкополосные спектры не описываются использовавшимися ранее моделями вида «излучение от диска плюс комптонизация», а требуют присутствия дополнительной мягкой компоненты в диапазоне ниже 10 кэВ. Эта компонента может возникнуть в результате (тепловой или нетепловой) комптонизации в некоей отдельной активной области. Нетепловая комптонизация позволяет одновременно промоделировать как мягкий избыток, так и степенной «хвост» на энергиях выше 500 кэВ. В диссертации мы анализируем наблюдаемые зависимости между спектральными параметрами. Ранее обнаруженная в работе Gilfanov et al. (1999) зависимость между наклоном спектра и амплитудой отраженной компоненты подтвердилась, но количественные значения параметров подверглись заметной корректировке. Показано, что выявленная сильная корреляция между «компактностью» (отношением светимости к характеристическому размеру излучающей области) и частотами квазипериодических осцилляций (Axelsson et al., 2005) прекрасно описывается законом, предсказываемым моделью «усеченного диска». Наша интерпретация демонстрирует, что наклон комптоновского континуума может не совпадать с наклоном наблюдаемого спектра. Продемонстрированные нами корреляции изменений спектральных характеристик позволяют проверить теоретические модели процессов, происходящих в источнике.

Долговременные наблюдения позволяют нам анализировать процессы, протекающие на масштабах многих дней. Примером долгопериодического процесса является исследованная нами в данной диссертации «суперорбитальная» переменность в источнике Лебедь Х-1, с периодом примерно 150 дней, наблюдаемая практически во всех спектральных диапазонах (Brocksopp et al., 1999а; Pooley et al., 1999; Ozdemir & Demircan, 2001; Benlloch et al., 2001, 2004; Karitskaya et al., 2001; Lachowicz et al., 2006). Общепринятая интерпретация этого феномена — прецессия аккреционного диска и/или джета (Katz, 1973, 1980; Larwood, 1998; Wijers & Pringle, 1999; Ogilvie & Dubus, 2001; Torres et al., 2005; Caproni et al., 2006, геометрия системы показана на рис. 2.4); исключением является объект 4U 1820—303 (где край диска, частично заслоняющий центральный объект, меняет размеры в зависимости от переменного темпа аккреции, Zdziarski et al. 2007а). В данной диссертации проанализированы параметры суперорбитальной переменности источника Лебедь Х-1 с помощью ряда физических моделей анизотропии излучения. Впервые определены параметры прецессии диска (угол прецессии порядка 10—20 градусов). Продемонстрировано, что модель тепловой комптонизации в геометрии «плоского слоя» прекрасно описывает изменения амплитуды суперорбитальной переменности в зависимости от энергии. Профиль переменности в радиодиапазоне хорошо аппроксимируется моделью излучения релятивистского джета со скоростью порядка 0.3—0.5 световой.

Кроме того, нами открыта зависимость характеристик орбитальной переменности от фазы суперорбитальной. Такое поведение объясняется нами наличием «аккреционного балджа» на краю диска, вероятно, в месте перехода сфокусированного ветра в диск. В зависимости от фазы прецессии диска, на луче зрения оказывается разное количество поглощающего вещества, что и

Мягкое излучение Комптонизированное диска жесткое излучение

Горячий внутренний поток К

Отраженная компонента 4

Черная дыра

Радио джет

Холодный внешний диск

Магкое Комптонизированное излучение диска жесткое излучение

Отраженное излучение

Холодный диск

Активные области

Черная дыра

Рис. 1. Геометрии «жесткого» и «мягкого» спектральных состояний источника Лебедь Х-1 в модели «усечённого диска». Адаптация из Zdziarski et al. (2002). Показаны черная дыра, радио-джет, аккреционный диск, горячая корона и активные области.

Рис. 2. Схема аккрецирующего миллисекундного рентгеновского пульсара (Gierlinski et al., 2002). Показаны аккреционный диск, магнитное поле, аккреционная ударная волна и гррячее пятно. ведет к появлению наблюдаемой зависимости. Наблюдаемый эффект промоделирован теоретически. Фурье-спектр модели успешно объясняет открытые ранее асимметричные частоты «биений-» между частотами орбитальной я суперорВитальной переменности (Lachowicz et ai., 2006). Эта новая информация является полезной для теоретиков, моделирующих процессы аккреции в системах с мощным звездным ветром.

Так же, в диссертации рассмотрен представитель класса аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров — SAX J 1808.4-3658. Данные объекты —транзиенты с периодом вспышек порядка двух лет. На данный момент известно 12 источников: SAX J1808.4—3658 (i/ = 401 Гц), ХТЕ J1751-305 (v = 435 Гц), ХТЕ J0929-314 (и = 185 Гц), ХТЕ J1807-294 (и = 191 Гц), ХТЕ J1814—338 (и = 314 Гц), IGR J00291+5934 {и = 599 Гц), НЕТЕ J1900.1-2455 {у = 377 Гц), SWIFT J 1756.9—2508 (v = 182 Гц), НЕТЕ J 1S00.1-2455 (и = 377 Гц), Aql Х-1 (г/ = 550 Гц), SAX J 1748.9-2021 (и = 442 Гц), NGC 6440 Х-2 (у = 205 Гц), IGR J17511-3057 (v = 245 Гц). Спектр объектов состоит из двух основных компонент — мягкой чернотельной компоненты в диапазоне ниже 7 кэВ и степенного спектра (с наклоном порядка 1.9 и с завалом в районе ~ 100 кэВ). Обе компоненты демонстрируют миллисекундные пульсации, что указывает на их происхождение в районе так называемых «горячих пятен» на магнитных полюсах звезды, куда падает вещество под воздействием магнитного поля (рис. 2). Жесткий степенной спектр, по-видимому, возникает в аккреционной ударной волне, в то время как чернотельное излучение может генерироваться на нагретой поверхности нейтронной звезды вокруг ударной волны. Было обнаружено, что эти две компоненты не синфазны, т.е. между ними существует временная задержка (более жесткие фотоны опережают более мягкие). Данная задержка имеет зависимость от энергии: она плавно уменьшается до величины примерно 200-300 микросекунд в диапазоне до 10 кэВ, после чего остается постоянной (исключение — IGR J00291+5934, где после 10 кэВ имеет место обратный тренд, см. Falanga et al. 2005b).

Нами впервые выполнен подробный спектральный анализ вспышки 2002 года аккрецирующего миллисекундного пульсара SAX J 1808.4—3658 и построены зависимости параметров аппроксимации от времени и друг от друга. В частности, мы демонстрируем, что амплитуда отраженной компоненты падает с уменьшением темпа аккреции. Показано, что форма профилей пульсов имеет ярко выраженную зависимость от энергии. Проведены оценки геометрических параметров системы. Впервые высказана идея, что изменение профилей пульсов связано с переменным во времени экранированием одного из «горячих пятен» краем аккреционного диска. Эволюция спектральных (амплитуда отражения) и временных параметров (частоты квазипериодических осцилляции, формы пульсов) свидетельствует о том, что в процессе вспышки диск медленно отступает от нейтронной звезды.

Исследование аккрецирующих миллисекундных пульсаров и, в частности, анализ их профилей пульсов важно для понимания механизмов излучения в этих объектах, свойств контролируемой магнитным полем аккреции (которые не прояснены до конца на данный момент) и для фундаментальных исследований сверхплотного вещества, составляющего «внутреннее ядро» нейтронных звезд. Различные теории строения внутреннего ядра предсказывают различные зависимости массы нейтронной звезды от радиуса. Моделирование профилей пульсов позволяет уточнить эти параметры для наших объектов. Нами проанализирован ряд сложных профилей пульсов пульсара SAX J 1808.4—3658 (вспышка 2002г.) и предложено объяснение, что причиной их появления и эволюции является последовательное появление в поле зрения наблюдателя второго горячего пятна, по мере того как оно перестает экранироваться диском, отступающим от звезды (такое поведение диска естественно следует из увеличения Альфвеновского радиуса в процессе падения темпа аккреции). Нами показано, что эволюция наблюдаемых профилей хорошо описывается предложенным сценарием. Данная модель является первым физически правдоподобным объяснением наблюдаемой эволюции сложных профилей пульсов аккрецирующих миллисекундных рентгеновских пульсаров.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Ибрагимов, Аскар Абдуллович

5.4 Выводы

Мы разработали модель профилей пульсов в аккрецирующих миллисекундных пульсарах с учетом частичного экранирования второго излучающего пятна аккреционным диском. Мы показали, что появление второго пятна веде к сильным изменением в профилях пульсов и соответствующим скачкам в фурье-фазах. С помощью прямой аппроксимации пульсов SAX 1808, полученных в процессе вспышки 2002 года, мы смогли численно описать положение центроидов пятен на разных энергиях, их профиль излучения и внутренний радиус диска. Подчеркнем, что сильная эволюция профилей пульсов может быть объяснена только процессом открытия второго пятна аккреционным диском, отодвигающимся от звезды.

Глава 6

Заключение

• Вперые исследованы 42 спектра источника Лебедь Х-1 в широком диапазоне энергий (3— 1000 кэВ, данных Ginga, CGRO/OSSE, RXTE). Спектры успешно описываются моделью тепловой комптонизации, отраженной компоненты и дополнительной мягкой компоненты. Мы показали, что дополнительная компонента может являться либо тепловой комптони-зацией на электронах с маленьким комптоновским параметром, либо нетепловой компто-низяцией (что позволяет объяснить наблюдаемый поток на энергиях свыше 1 МэВ). Показано, что увеличение амплитуды отраженной компоненты сопровождается увеличением эквивалентной ширины линии железа на энергии 6.4 кэВ, увеличением частот квазипериодических осцилляций и увеличением наклона степенного спектра (т.е. уменьшением «компактности»). Параллельно уменьшаются оптическая толща компоненты тепловой комптонизации и увеличивается вклад нетепловой комптонизации. Мы предлагаем качественный сценарий, который связывает состояние системы с текущим положением «переходного радиуса» между аккреционным диском и внутренним горячим оптически тонким потоком (модель «усечённого диска», см. рис. 1).

• Изучен феномен суперорбитальной переменности в источнике Лебедь Х-1. Переменность аппроксимирована рядом физических моделей, связанных с прецессией аккреционного диска. Найдены геометрические параметры системы в случае каждой модели. Показано, что изменение амплитуды переменности в рентгеновском диапазоне прекрасно обьясня-ется зависимостью от энергии индикатрисы излучения тепловой комптонизации в плоскопараллельном слое.

• Открыта зависимость характеристик орбитальной переменности в Лебеде Х-1 от фазы суперорбитальной. Это явление объяснено комбинацией эффекта прецессии и поглощения в балдже, находящемся на краю аккреционного диска, на стороне, обращенной к сверхгиганту. Эффект промоделирован теоретически.

• Проанализирована эволюция спектров и профилей пульсов на разных энергиях аккрецирующего рентгеновского миллисекундного пульсара SAX J 1808.4—3658 в процессе вспышки 2002 года. Эволюция спектров со временем показывает уменьшение амплитуды отраженной компоненты и размера «горячего пятна» с уменьшением светимости. Это свидетельствует о том, что с течением времени внутренний край диска «отступает» от звезды. При падении светимости до определенного уровня профиль пульса становится двугорбым, что интерпретируется нами как появление вклада излучения от «нижнего горячего пятна», которое оказывается видимым благодаря рецессии диска. По наблюдательным данным нами получены ограничения на размер пятна и на геометрические параметры системы. Наблюдения для момента времени, когда нижнее» пятно впервые оказывается видимым, позволяет нам оценить величину магнитного момента звезды.

Создана модель профилей пульсов аккрецирующего миллисекундного пульсара, учитывающая экранирование одного из горячих пятен на поверхности нейтронной звезды внутренним краем диска, и продемонстрировано соответствие модельных профилей наблюдаемым.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Ибрагимов, Аскар Абдуллович, 2009 год

1. Anderson S. F., Margon В., Deutscli H. W„ Downes R. A., Allen R. G., 1997, ApJ, 482, L69

2. Arnaud K. A., 1996, in Jakoby G H., Barnes J., eds, ASP Conf Ser. Vol. 101, Astronomical Data Analysis Software and Systems V. Astron. Soc Рас., San Francisco, p 17

3. Arons J., King I. R„ 1993, ApJ, 413, L121

4. AxelssonM., Borgonovo L., Larsson S., 2005, A&A, 438, 999

5. Balucinska M„ Hasinger G., 1991, A&A, 241, 139

6. Bahicinska-Church M., Belloni Т., Church M. J., Hasinger G., 1995, A&A, 302, L5 Bahicinska-Church M„ et al. 2000, MNRAS, 311, 861 (BC00) Bednarck W„ 2006, MNRAS, 368, 579 Beloborodov A., 1999a, ApJ, 510, L123

7. Beloborodov A., 1999b, in Poutanen J., Svensson R., cds, ASP Conf. Ser. Vol. 161, High Energy Processes in Accreting Black Holes. Astron. Soc. Pas., San Francisco, p. 295

8. Beloborodov A., 2001, Adv. Space Res, 28. 411

9. Beloborodov A. M., 2002, ApJ, 566, L85

10. Benlloch S., Wilms J., Staubert R., Nowak M. A., 2001, in Gimenez A., Reglero A., Winkler C., eds., ESA SP-459, Exploring the gamma-ray universe. ESA, Noordwijk, p. 263

11. Benlloch S., Pottschmidt K., Wilms J., Nowak M. A. Gleissner Т., Pooley G. G., 2004, AIPC, 714, 61

12. Bevington P. R., Robinson К D., 1992, Data Reduction and Error Analysis for the Physical Sciences, 2nd Ed., New York, McGraw-Hill

13. Bildsten L„ Chakrabarty D„ 2001, ApJ, 557, 292

14. Bisnovatyi-Kogan G. S., Blinnikov S. I., 1977, A&A, 59, 111

15. Boroson В., Kallman Т., Blondin J. M., Owen M. P., 2001, ApJ, 550, 919

16. Bradt H. V., Rothschild R. E„ Swank J. H., 1993, A&AS, 97, 355

17. Сое M. J., 2000, in Smith M. A. Henrichs H F, Fabregat J., eds, ASP Conf. Ser. Vol. 214, The Be Phenomenon in Early-Type Stars, IAU Colloq. 175. Astron. Soc, Рае., San Francisco, p. 656

18. Coppi P. S., 1992, ApJ, 258, 657

19. Coppi P.S., 1999, in Poutanen J., Svensson R„ eds, ASP Conf. Ser. Vol. 161, High Energy Processes in Accreting Black Holes. Astron. Soc. Pas., San Francisco, p. 375

20. Cui W„ Morgan E. H., Titarchuk L. G„ 1998, ApJ, 504, L27

21. Dcloye C. J., Heinke С. O., Taam R. E„ Jonker P. G., 2008, MNRAS, 391, 1619

22. Di Salvo Т., Done C., Zycki P. Т., Burderi L., Robba N. R„ 2001, ApJ, 547, 1024

23. Done C„ Mulchacy J. S., Mushotzky R. F., Arnaud K., 1992, ApJ, 395, 275

24. Ebisawa K., Ueda Y., Inoue H„ Tanaka Y„ White N. E., 1996, ApJ, 467, 419

25. Edelson R., Turner T. J., Pounds K-, Vaughan S., Markowitz A., Marshall H., Dobbie P., Warwick R., 2002, ApJ, 568, 610

26. Eikenberry S. S„ Cameron P. В., Fierce B. W., Kull D. M, Dror D. H., Houck J. R., Margon В., 2001, ApJ, 561, 1027

27. Esin A. A., Narayan R., Cui W., Grove E. C„ Zhang, S.-N., 1998, ApJ, 505, 854 Fabrika S., 2004, Astrophys. Space Phys. Rev., 12, 1 Falanga M. et al., 2005a, A&A, 436, 647 Falanga M. et al. 2005b, A&A, 444, 15

28. Falanga M., Poutanen J., Bonning E. W., Kuiper L., Bonnet-Bidaud J. M., Goldwurm A., Hermsen W., Stella L„ 2007, A&A, 464, 1069

29. Falanga M„ Titarchuk L., 2007, ApJ, 661 1084

30. Fender R. P., Pooley G. G„ Durouchoux P., Tilanus R. P. J., Brocksopp C., 2000, MNRAS, 312,853 Feng Y. X., Cui W„ 2002, ApJ, 564, 953 Friend D. В., Castor J. 1., 1982, ApJ, 261, 293 Frontera F. et al., 2001, ApJ, 546, 1027

31. Galccv A. A., RosnerR. Vaiana G. S„ 1979, ApJ, 229, 318 Gallo E , Fender R. P., Pooley G. G„ 2003, MNRAS, 344, GO

32. Galloway D. K., Chakrabarty D„ Morgan E. H., Remillard R. A., 2002, ApJ, 576, L137

33. Galloway D. K., Markwardl С. В., Morgan E. H„ Chakrabarty D., Strohmayor Т. E„ 2005, ApJ, 622, L45

34. Galloway D. K„ Gumming A., 2006, ApJ, 652, 559

35. Gierlinski M„ Done C„ 2003, MNRAS, 342, 1083

36. Gierlinski M., Done C„ Barret D., 2002, MNRAS, 331, 141

37. Gierlinski M„ Poutanen J„ 2005, MNRAS, 359, 1261

38. Gierlinski M., Zdziarski A. A., 2003, MNRAS, 343, L84

39. Gierlinski M„ Zdziarski A. A„ Done C., Johnson W. N„ Ebisawa K., Ueda Y., Haardt F„ Phlips B. F., 1997, MNRAS, 288, 958

40. Gierlinski M„ Zdziarski A. A., Poutanen J. Coppi P. S„ Ebisawa K-, Johnson W. N., 1999, MNRAS, 309, 496 (G99)

41. GilfanovM., Rcvnivtsev M., Sunyaev R„ ChurazovE., 1998, A&A, 338, L83 Gilfanov M„ Churazov E., Revnivtsev M., 1999, A&A, 352, 182 (GCR99)

42. Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M., 2000, in Gang Zhao, Jun-Jie Wang, Hong Mei Qiu, Boerner G., eds, SGSC Conference Series, vol. 1, Proceedings of 5-th Sino-German workshop on Astrophysics, p. 114 (astro-ph/0002415)

43. Gilfanov M., Churazov E., Revnivtsev M., 2004, in Kaarct P., Lamb F. K., Swank J. H., eds, AIP Conf. Proc. 714, X-ray Timing: Rossi and Beyond. AIP, Melville, p. 97

44. Gies D. R., Bolton С. Т., 1986, ApJ, 304, 371

45. Gies D. R„ Bolton С. Т., 1986b, ApJ, 304, 389

46. Gies D. R. et al., 2003, ApJ, 583, 424

47. Giles А. В., Hill К. M„ Greenhill J. G., 1999, MNRAS, 304, 47

48. GleissnerT. et al., 2004, A&A, 425, 1061

49. Golenetskii S., Aptekar R„ Frederiks D„ Mazets E., Palshin V., Hurley K., Cline Т., Stern В., 2003, ApJ, 596, 1113

50. Gregory P. C., Xu H.-J., Backhouse C. J., Reid A., 1989, ApJ, 339, 1054 Gregory P. C., 2002, ApJ, 575,427

51. Gregory P. C„ PeracaulaM., Tayior A. R„ 1999, ApJ, 520, 376

52. Grove J. E., Johnson W. N. Kroeger R. A., McNaron-Brown K., Skibo J. G., 1998, ApJ, 500, 899

53. Hartman J. M. et al., 2008a, ApJ, 675, 1468 (H08)

54. Hartman J. M„ Watts A., Chakrabarty D., 2008b, ApJ, 697, 2102

55. Hartmdn J. M., Patruno A , Chakrabarty D , Markwardt С. В., Morgan E. H., van dei Klis M., Wijnands R., 2009, ApJ, 702, 1673

56. Hcllier C., Mason К. O., 1989, MNRAS, 239, 715

57. Jahoda K-, Markwardt С. В., Radeva Y., Rots A. H. Stark M. J., Swank J. H„ Strohmayer T. E„ Zhang W„ 2006, ApJS, 163,401

58. Karitskaya E. A., et al., 2001, Astron. Rep., 45, 350

59. Katz J. I., 1973, Nat. Phys. Sei., 246, 87

60. Katz J. I., 1980, ApJ, 236, L127

61. Kluzniak W., Rappaport S., 2007, ApJ, 671, 1990

62. Krimm H. A. ct al., 2007, ApJ, 668, LI47

63. H„ Miller J. A., 1997, ApJ, 478, L671.ng J. C., et ai., 1997, ApJ, 484, 3751.mb N. R., 1976, Ap&SS, 39, 4471.ng M., Romanova M. M., Lovelace R. V. E., 2005, ApJ, 634, 12141.bow S. H„ Shu F. H., 1975, ApJ, 198, 383

64. Maccarone T. J., 2005, MNRAS, 360, L68

65. Magdziarz P., Zdziarski A. A., 1995, MNRAS, 273, 837

66. Malzac J., Beloborodos A., Poutanen J., 2001, MNRAS, 326,417 (MBP01) A\alzac J., Pctrucci P.-O , 2002, MNRAS, 336, 1209 Markoff S., Nowak M. A., Wilms J., 2005, ApJ, 635, 1203

67. Matt G., 2001, in White N. E„ Malaguti G„ Palumbo G. G. C., cds, AIP Conf. Proe. 599, X-ray Astronomy. Stellar Endpoints, AGNs and the Diffuse X-ra> Background AIP, Melville, p. 209

68. McConnell M L. et a!., 1994, ApJ, 424, 933

69. McConnell M. L. et a!., 2002, ApJ, 572, 984

70. Meyer F., Liu B. F„ Meyer-Hofmeister E„ 2000, A&A, 354, L67

71. Meyer F., Meyer-Hofmeister E., 1994, A&A, 288, 175

72. Miller K. A., Stone J. M., 2000, ApJ, 534, 398

73. Narayan R., Mahadevan R., Quataert E., 1999, in Abrainowicz M. A., Bjornsson G., Pringlc J., eds. Theory of Black Hole Accretion Discs. Cambridge Univ. Press, Cambridge, p. 148

74. Negueruela I., 2004, preprint (astro-ph/0411335)

75. Nowak M. A., Wilms J., Dove J. В., 2002, MNRAS, 332,856

76. Ogilvie G. I., Dubus G„ 2001, MNRAS, 320, 485

77. Ozdemir S., Demircan O., 2001, Ap&S S, 278, 319

78. Patruno A., Rea N„ Altamirano D., Linares M., Wijnands R„ van der Wis M„ 2009a, MNRAS, 396, L51

79. Patruno A., Watts A. L, Klein-Wolt M., Wijnands R., van der Klis M., 2009b, ApJ, submitted (arXiv:0904.0560)

80. Patruno A., Wijnands R., van der Klis M., 2009c, ApJ, 698, L60

81. Perola G. C., Matt G., Cappi M., Fiorc F., Guainazzi M., Maraschi L , Pctrucci P.-O. Piro L., 2002, A&A, 389,802

82. Pooley G. G., Fender R. P„ Brocksopp C., 1999, MNRAS, 302, LI

83. Postnov K. A., Shakura N. I., 1987, Sov. Astr. Lett., 13, 122 (PAZh, 13, 300)

84. Pottschmidt K. et a!., 2003, A&A, 407, 1039

85. Poutanen J., Svensson R,, 1996, ApJ, 470, 249

86. Poutanen J., Nagendra K. N., Svensson R., 1996, MNRAS, 283, 892

87. Poutanen J., 1998, in Abramowicz M., Bj5rnsson G., Pringle J., eds, Theory of Black Hole Accretion Discs.

88. Cambridge Uni\. Press, Cambridge, p. 100 Poutanen .)., Krolik Л. H„ Rydc F., 1997, MNRAS, 292, L21 Poutanen J., Coppi P., 1998, Pliysica Scripta, T77, 57 Poutanen J., Gierlinski M„ 2003, MNRAS, 343, 1301 (PG03)

89. Poutanen J., Zdziarski A. A., 2003, in Durouchoux Ph., Fuchs Y„ Rodriguez J., eds, New Views on Microquasars. Center for Space Physics, Kolkata, p. 87

90. Poutanen J., 2006, Adv. Space Res., 38, 2697

91. Poutanen J., 2008, in Wijnands R., Altamirano D., Soleri P., Degenaar N., Rea N., Casclla P., Patruno A., Linares M., eds, AIP Conf. proc. 1068, A decadc of accreting X-ray millisecond pulsars, AIP, Melville, p. 77

92. Poutanen J., Beloborodov A. M., 2006, MNRAS, 373, 836

93. Psaltis D., Chakrabarty D., 1999, ApJ, 521. 332

94. Raichur H„ Paul В., 2008. MNRAS, 387, 439

95. Rappaport S. A., Fregeau J. M., Spruit H„ 2004, ApJ, 606, 436

96. Revnivtsev M., Gilfanov M„ Churazov E., 1999, A&A, 347, L23

97. Revnivtsev M„ Gilfanov M., Churazov E„ 2001, A&A, 380, 520

98. Rybicki G. В., Lightman A. P., 1979, Radiative Processes in Astrophysics. Wiley, New York

99. Schwarzenberg-Czerny A., 1991, MNRAS, 253, 198

100. Scott D. M., Leahy D. A., 1999, ApJ, 510, 974

101. Shakura N. I., Sunyacv R. A., 1973, A&A, 24, 337

102. Shapiro S. L„ Lightman A. P., & Eardlcy D. M., 1976, ApJ, 204, 187

103. Shimura Т., Takahara F., 1995, ApJ, 445, 780

104. Stirling A. M., Spencer R. E., de la Force C. J., Garrett M. A., Fender R. P., Ogley R. N., 2001, MNRAS, 327, 1273

105. Torres D. F., Romero G. E„ Barcons X., Lu Y„ 2005, ApJ, 626, 1015 Tout C. A., Pringle J. E., 1992, MNRAS, 259. 604 TiirlcrM. et al., 2006, ATcl 911

106. Ultlcy P., McHardy I. M., Vaughan S., 2005, MNRAS, 359, 345van Straatcn S, van der Klis M., Wijnands J , 2005, ApJ, 619, 455

107. Vaughan S., Edelson R., Warwick R. S., Uttlcy P., 2003, MNRAS, 345, 1271 (V03)

108. Viironen K., Poutanen J., 2004, A&A, 426, 985

109. Walborn N. R., 1973, ApJ, 186, 611

110. Wang Z. et al., 2001, ApJ, 563, L61

111. Wardzinski G., Zdziarski A. A., Gierlinski M., Grove J. E„ Jahoda K., Johnson W. N., 2002, MNRAS, 337, 829

112. Weaver K. A., Krolik J. Ы., Pier E. A., 1998, ApJ, 498, 213

113. Wen L., Cui W„ Levine A. M„ Bradt H. V., 1999, ApJ, 525, 968

114. Wen L. Levine A. M., Corbet R. H. D„ Bradt H. V., 2006, ApJS, 163, 372

115. White N. E„ Holt S. S„ 1982, ApJ, 257, 318

116. White N. E., Swank J. H , 1982, ApJ, 253, L61

117. Wijers R. A. M. J., Pringle J. E., 1999, MNRAS, 308, 207

118. Wijnands R., 2006, in Lowry J. A., ed., Trends in Pulsar Research. Nova Science Publishers, New York, p. 53

119. Wijnands R., van der Wis M., 1998, Nature, 394, 344

120. Yuan F„ Zdziarski A. A., Xue Y., Wu X.-B., 2007, ApJ, 659, 541

121. Zdziarski A. A., Gierlinski M., Gondek D., Magdziarz P., 1996, A&AS, 120C, 553

122. Zdziarski A. A., Johnson W. N., Poutanen J., Magdziarz P., Gierlinski M„ 1997, in Winkler C., Courvoisier T. J.-L, Durouchoux Ph., eds, SP-382, The Transparent Universe, Proc. 2nd INTEGRAL Workshop. ESA, Noordwijk, p. 373

123. Zdziarski A. A., Poutanen J., Mikolajewska J., Gierlinski M., Ebisawa K., Johnson W. N„ 1998, MNRAS, 301,435

124. Zdziarski A. A., Gierlinski M., Mikolajewska J., Wardzinski G., Smith D. M., Harmon B. A„ Kitamoto S., 2004, MNRAS, 351, 791

125. Zdziarski A. A., Wen L„ Gierlinski M., 2007a, MNRAS, 377, 1006

126. Zdziarski A. A., Wen L., Gierlinski M. Kostrzewa, Z., 2007b, MNRAS, 377, 1017

127. Zdziarski A. A., Neronov A., Chernyakova M„ 2008, MNRAS, submitted (arXiv:0802.1174)

128. Ziolkowski J., 2005, MNRAS, 358,851