МЯГКИЕ РЕНТГЕНОВСКИЕ НОВЫЕ, КАНДИДАТЫ В ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

 Н.Л. Александрович, В.А.Арефьев

 Институт Космических Исследований РАН, Москва

 В 1998 - 1999 гг. рентгеновским телескопом ТТМ астрофизического модуля "Мир-Квант" наблюдались рентгеновские транзиенты XTE J2012+381 и XTE J1550-564. Изучены спектральные свойства этих источников на спаде кривой блеска после вторичных максимумов вспышек. Приведены верхние пределы на поток в "выключенном" состоянии. Сравнение с другими рентгеновскими новыми, наблюдавшимися телескопом ТТМ, позволяет заключить, что XTE J2012+381 и XTE J1550-564 являются мягкими рентгеновскими новыми. Вероятно, что XTE J2012+381 принадлежит к подклассу долгопериодических рентгеновских транзиентов.

     Астрофизическая обсерватория "Рентген" на модуле "Квант" в составе космической станции "Мир" функционировала с апреля 1987 г. Возможность построения   рентгеновского изображения была предусмотрена только для одного прибора обсерватории - телескопа ТТМ с кодированной апертурой и позиционно-чувствительным детектором. ТТМ чувствителен к рентгеновскому излучению в энергетическом диапазоне от 2 до 27 кэВ с максимальной эффективностью в мягкой области. Полное поле зрения телескопа 15^o x 15^o, угловое разрешение ~ 2' (Бринкман и др., 1985). Из-за значительного наклонения орбиты станции "Мир" (52^o) и небольшой ее высоты (350-400 км) для работы обсерватории использовался только экваториальный участок орбиты, где радиационный фон минимален, поэтому продолжительность одного сеанса наблюдений не превышала 30 мин.

     При исследовании слабых источников производилось сложение сеансов наблюдений для увеличения значимости регистрации источников и уменьшения ошибок измерения потоков (или уменьшения верхних пределов на потоки от источников, сигнал от которых не удается выделить за один сеанс). Эффективность регистрации потока также зависит от расположения в поле зрения ТТМ исследуемого источника, а также расположения и яркости других рентгеновских источников в поле зрения телескопа. В данной статье приведены результаты обработки всех серий сеансов ТТМ, в которые попали источники XTE J2012+381 и XTE J1550-564. Благодаря новому программному обеспечению прибора ТТМ удалось значительно снизить верхние пределы на потоки этих источников в "выключенном" состоянии.

    XTE J2012+381 был открыт в мае 1998 г. монитором всего неба спутника RXTE как транзиентный источник в области с координатами a=20^h12^m.6 +/- 0^m.7, d=+38^o11' +/- 4' (эпоха 2000.0), яркость которого быстро увеличивалась с 23 мКраб (2-12 кэВ) 24 мая до 88 мКраб 27 мая, что сопровождалось усилением мягкой части спектра (Ремиллард и др., 1998а).  29 мая группа RXTE уточнила область локализации до 1' и сообщила о повышении яркости источника до 110 мКраб (Маршалл, Строхмайер, 1998).

    По наблюдениям спутника ASCA, выполненным 29-30 мая, поток от источника в диапазоне 0.7 - 4 кэВ увеличивался со временем, тогда как в диапазоне 4 - 10 кэВ оставался постоянным, и средняя яркость в диапазоне 2-10 кэВ достигла 150 мКраб.  Спектр, полученный спутником ASCA, состоит из чернотельной и степенной компонент при  температуре внутренних областей аккреционного диска kT = 0.76 +/- 0.01 кэВ, фотонном индексе g = 2.9 +/- 0.1, и поверхностной плотности водорода (в предположении солнечного обилия тяжелых элементов) N_H = (1.29 +/- 0.03) x 10²² см^-2; такой сверхмягкий спектр с жестким степенным хвостом является отличительной особенностью кандидатов в черные дыры (Уайт и др., 1998).

    Наблюдения прибором PCA спутника RXTE (Васильев и др., 2000) показали, что в первичном максимуме в диапазоне 3-20 кэВ поток достигал 220 мКраб. Спектр источника хорошо описывался составной моделью многоцветного аккреционного диска и степенного закона, с включением широкой гауссовой эмиссионной линии с энергией 6.4 кэВ.  Спектр источника эволюционировал со временем, становясь все мягче. Перед первичным максимумом излучения (27 мая) мягкая компонента была относительно слабой, вблизи максимума (1 июня) мягкая компонента существенно усилилась, а в момент квазилинейного спада после вторичного максимума (7-29 июля) наблюдалось существенное ослабление жесткой компоненты. Во время спада после вторичного максимума температура чернотельной компоненты опустилась на ~10% до 0.65 кэВ, фотонный индекс степенной компоненты хаотически менялся в диапазоне 1.6-4.9. Частотные характеристики излучения были похожи на характеристики излучения от кандидатов в черные дыры, находящихся в очень высоком состоянии (ОВС).

    Первоначально, в качестве возможного оптического компаньона, рассматривалась звезда UNSO A1.0 1275.13846761 (V=18^m.1 +/- 0^m.1, B-V = +1^m.25), предположительно карлик класса F3 на расстоянии 3 кпк или гигант класса F0 на расстоянии 6 кпк (подобный F-гиганту - компаньону системы Cyg X-2) (Гарсиа и др., 1998). Однако, более подробные исследования (Хайнес и др., 1999) показали, что оптическим компаньоном является слабая красная звезда (V=21^m.33 +/- 0^m.10, R=19^m.90 +/- 0^m.15, I=18^m.64 +/- 0^m.10 ), находящаяся менее чем в 1" от UNSO звезды.  Причем, эта слабая звезда находится за яркой звездой UNSO.

Рис. 1. Кривая блеска источника XTE J2012+381 в диапазоне 2-12 кэВ по архивным данным прибора ASM спутника RXTE. Временной интервал, во время которого проводились наблюдения обсерватории "Рентген", выделен штриховыми линиями.

    Наблюдения в радиодиапазоне (Хелминг и др., 1998) показали наличие переменного радиоисточника  с координатами a=20^h12^m37^s.67, d=+38^o11'01''.2 (эпоха 2000.0) , находящегося ближе к слабой красной звезде, чем к звезде UNSO.

     Кривая блеска источника в диапазоне 2-10 кэВ по данным прибора ASM спутника RXTE приведена на рис. 1. Она характеризуется быстрым увеличением потока во время вспышки, наличием главного и вторичного максимумов и медленным квазилинейным спадом после вторичного максимума. Наблюдения обсерватории "Рентген" соответствуют участку кривой блеска источника после вторичного максимума.

   Транзиент XTE J2012+381 расположен в созвездии Лебедя, примерно посередине между источником Cyg X-3 и кандидатом в черные дыры Cyg Х-1 (рис. 2). Эта область неба регулярно наблюдалась приборами обсерватории "Рентген", что позволило воспользоваться данными телескопа ТТМ для определения верхних пределов на поток от XTE J2012+381 в период 1989-1995 гг. Сам источник в этих сеансах обнаружен не был, что косвенно подтверждает предположение о его принадлежности к классу рентгеновских новых.  Верхние пределы (на уроне значимости 3s) на фотонные потоки в сеансах и сериях сеансов 1989-1995 гг. приведены в табл. 1 и на рис. 3. Видно, что величина верхних пределов (2-7 мКраб) на поток от источника ниже, чем плато рентгеновского излучения ~ 12 мКраб, на которое  источник вышел через ~100 дней после детектирования и ниже которого он не опускался еще до ~220 дня.

Рис. 2. Часть (4^o.8 x 3^o) изображения области неба вблизи источника Лебедь Х-3, полученного телескопом ТТМ с 25 по 27 июля 1998 г. (сумма по 3 сеансам). Высота пиков пропорциональна значимости регистрации. Цифры по осям X и Y - координаты в пикселах детектора (1 пиксел соответствует 1'.82).

Рис. 3. Кривая блеска источника XTE J2012+381 в диапазоне 2-12 кэВ по архивным данным прибора ASM спутника RXTE и верхние пределы на поток по данным ASM RXTE и ТТМ (2-27 кэВ).

Таблица 1. Потоки от источника XTE J2012+381 в диапазоне 2-27 кэВ в сеансах ТТМ 1989-1998 гг. R - угловое расстояние источника от центра поля зрения ТТМ. В сеансах 1989 -1995 гг., когда источник не был виден, приведены верхние пределы на его поток (на уровне 3s).
 

     В наблюдениях 1998 г. источник XTE J2012+381 попал в поле зрения телескопа ТТМ обсерватории "Рентген" в  двух сериях по три сеанса: 25-27 июля и 6-9 августа, причем, во второй серии был зарегистрирован только в одном сеансе. Получить достаточно значимый спектр удалось только по первой серии. Поток от XTE J2012+381 по данным ТТМ колебался от 20 до 30 мКраб. Информация об этих сеансах также приведена в табл. 1.  Спектр источника по сумме трех сеансов ТТМ 25-27 июля 1998 г. удовлетворительно аппроксимируется типичной для рентгеновских новых моделью многоцветного диска с жесткой степенной компонентой: kT_in = 0.55 +/- 0.04 (T_in - температура внутреннего края диска), a = 1.2  +/- 0.8 (c² = 0.5). Простой степенной закон дает фотонный индекс a = 4.4 +/- 0.6 с поглощением N_H = (2.8 +/- 1.7)*10²² (c² = 0.8), но он плохо описывает форму спектра в жесткой области. Эти параметры спектра хорошо согласуются с данными  прибора PCA спутника RXTE, полученными примерно в это же время (Васильев и др., 2000).

     Рентгеновская новая XTE J1550-564 была открыта 7 сентября 1998 г. монитором всего неба спутника RXTE как транзиентный источник интенсивностью ~ 70 мКраб (2-12 кэВ) с координатами a=15^h50^m41^s, d= -56^o27'.6  (эпоха 2000.0) (Смит, 1998). По данным обсерватории GRO (прибор BATSE)  до 7 сентября поток от источника в диапазоне 20-100 кэВ не превышал 0.1*10-8 эрг/см²/с, а к 9 сентября  составил (2.42 +/- 0.11) *10^-8 эрг/см²/с (Вильсон и др., 1998).  В этих же данных были обнаружены квазипериодические осцилляции потока излучения с центральной частотой 271 +/- 2 мГц и с шириной на полувысоте (FWHM) 30 +/- 5 мГц (Фингер и др., 1998).

     По данным монитора всего неба спутника RXTE к 15 сентября поток от источника достиг 1.7 Краб (2-12 кэВ), проявляя при этом сильную переменность. 19 - 20 сентября была отмечена сильная вспышка, во время которой интенсивность источника достигла 6.8 Краба, а 20-21 сентября поток уменьшился до 2.7-3.6 Краб  (Ремиллард и др., 1998б).  Во время вспышки также были обнаружены высокочастотные квазипериодические осцилляции (в диапазоне 2-30 кэВ) на частоте 183.6 Гц с FWHM 46 Гц (МакКлинток и др., 1998).

    21 - 23 января 1999 г. приборами спутника BATSE была отмечена повторная вспышка, во время которой средний поток фотонов в диапазоне 20-100 кэВ достигал 300 мКраб при жестком степенном спектре a = -2.3 +/- 0.2 (Хармон и др., 1999).

     Между 4 и 5 марта 1999 г. спутником RXTE наблюдался неожиданный переход источника в  высокое состояние, проявившийся в увеличении потока в мягкой области (2-20 кэВ), ужесточением степенной компоненты спектра и очередным появлением высокочастотных квазипериодических осцилляций (Хоман и др., 1999).

    Наиболее вероятным оптическим компонентом источника считается звезда блеска V=16^m.7 +/- 0^m.1 с широкими и яркими эмиссионными линиями (Ha ,Hb ,He II), типичными для мягких рентгеновских транзиентов во время вспышек (Кастро-Тирадо и др., 1999).

     Год спустя, в апреле 2000 г., была отмечена еще одна сильная повторная вспышка от источника XTE J1550-564. Ее зафиксировали приборы обсерватории RXTE 6-10 апреля (Смит и др., 2000) и BATSE 6-8 апреля (МакКолох и др., 2000). Эта вспышка сопровождалась повышением блеска источника в оптическом диапазоне (Мазетти, Сория, 2000; Джейн, Байлин, 2000).

Рис. 4. Кривая блеска источника XTE J1550-564 в диапазоне 2-12 кэВ по архивным данным прибора ASM спутника RXTE (светлые кружки) и в диапазоне 20-100 кэВ по архивным данным прибора BATSE спутника GRO (темные кружки). Временной интервал, во время которого проводились наблюдения обсерватории "Рентген", выделен штриховыми линиями.

      Кривые блеска источника в диапазоне 2-10 кэВ (по данным прибора ASM спутника RXTE) и 20-100 кэВ (по данным BATSE) приведены на рис. 4. В мягком диапазоне хорошо виден узкий пик первого максимума 20 сентября 1998 г. и менее интенсивный, но широкий вторичный максимум в январе - марте 2000 г., на спаде которого (5 марта) был отмечен переход источника в мягкое (высокое) состояние. Временной интервал наблюдений XTE J1550-564 обсерваторией "Рентген", указанный штриховыми линиями, расположен на спаде вторичного максимума, после смены состояния источника.
 
 

     Источник XTE J1550-564 расположен на небе недалеко от известного барстера Циркуль X-1, неоднократно наблюдавшегося приборами обсерватории "Рентген" в разные годы. Однако отсутствие поблизости других ярких рентгеновских источников не позволяет полностью восстановить ориентацию поля зрения телескопа ТТМ в тех сеансах, в которых одновременно с Циркулем Х-1 им не были зарегистрированы источники XTE J1550-564 или какой-нибудь другой известный источник. Так, в нескольких сеансах 1989 г. восстановить ориентацию удалось по источникам 4U1563-624 и 4U1538-522.  Поэтому надежное определение верхних пределов на потоки от XTE J1550-564 в ранних наблюдениях обсерватории возможны только по 8 сеансам начала 1989 г.  Верхние пределы на поток фотонов и времена накопления в этих сеансах, а также потоки от источника в сеансах 1999 г. приведены в табл. 2.

Таблица 2. Сеансы ТТМ по XTE J1550-564 в 1989 и 1999 гг., R - угловое расстояние источника от центра поля зрения ТТМ. В сеансах 1989 г., когда источник не был виден, приведен верхний предел на его поток (на уровне 3s).
 

     В сеансах 21, 22, 27 и 28 марта 1999 г. источник был достаточно ярок для получения телескопом ТТМ качественных спектров по отдельным сеансам. В сеансах 23, 24 и 26 марта удовлетворительный спектр удалось построить только по их сумме. Параметры аппроксимации спектра степенным законом поглощения приведены в табл. 3. Из этих данных можно только заключить, что к концу серии наблюдений ТТМ спектр источника стал немного мягче.

Таблица 3. Сеансы ТТМ по XTE J1550-564 в 1999 г. и параметры аппроксимации его спектра степенным законом по данным телескопа ТТМ.
 

     Более интересные результаты получаются при описании спектра стандартной для рентгеновских новых двухкомпонентной моделью: многоцветным диском с жестким степенным хвостом. Параметры такой модели для разных сеансов приведены в табл. 4. Видно, что в трех наиболее значимых сеансах такая модель лучше описывает форму спектра, чем простой степенной закон. Особо следует отметить сеанс 27 марта, в котором температура чернотельной компоненты спектра резко уменьшилась и появилось значимое поглощение.  Форма спектра в этом сеансе в сравнении со спектром, полученным телескопом ТТМ 21 марта, приведена на рис. 5. Сутки спустя, 28 марта, источник уже вернулся в то состояние, в котором он находился в остальных описываемых сеансах. Из вышесказанного представляется вероятным, что 27 марта прибор ТТМ зафиксировал кратковременное изменение состояния XTE J1550-564.

Таблица 4. Параметры аппроксимации спектра XTE J1550-564 чернотельным законом с жестким степенным хвостом по данным телескопа ТТМ.
 

Примечание. Сеансы 23, 24 и 26 марта сложены.

Рис. 5. Фотонные спектры источника XTE J1550-564 в диапазоне 2-27 кэВ, полученные телескопом ТТМ 21 и 27 марта 1999 г.

     Источники XTE J2012+381 и XTE J1550-564 несомненно принадлежат к классу мягких рентгеновских новых - кандидатов в черные дыры. На это указывают следующие признаки. Оба источника являются транзиентными, т. е. ранее они не регистрировались, а были обнаружены во время резкого повышения рентгеновского потока. Данные телескопа ТТМ подтверждают отсутствие значимого потока от этих источников в прошлом. У обоих источников весьма похожие кривые блеска, характерные и для других рентгеновских новых - быстрый подъем на начальной стадии, узкий первичный пик излучения, медленный квазиэкспоненциальный спад излучения после главного максимума, наличие вторичных вспышек. Наличие жесткой степенной компоненты в спектрах также весьма характерно и отмечалось у всех рентгеновских новых, исследовавшихся модулем "Мир-Квант" (Сюняев и др., 1994). Мягкая чернотельная компонента спектра с характерной температурой ~ 1 кэВ также наблюдалась у представителей подкласса мягких рентгеновских новых GS 2000+25 (Сюняев и др., 1988) и GRS 1009-45 (Сюняев и др., 1994). Форма спектров XTE J2012+381 и XTE J1550-564 в диапазоне ТТМ при сравнении со спектрами других новых, наблюдавшихся ранее этим прибором, дает основания отнести их к подклассу мягких рентгеновских новых (рис. 6).  Переходы из одного спектрального состояния в другое (в случае с XTE J1550-564 - из жесткого в более мягкое)  также наблюдались у других рентгеновских новых. Например, у GRS 1124-648 (Гребенев и др., 1992)  и KS1730-312 (Бороздин и др., 1995) отмечались изменения спектра, аналогичные переходу из жесткого состояния в мягкое самого известного кандидата в черные дыры Лебедь Х-1.

Рис. 6. Сравнение энергетических спектров источников XTE J2012+381 и XTE J1550-564 со спектрами двух других источников этого класса: мягкой рентгеновской новой GRS 1009-45 (1993) и жесткой новой GRO J0422+32 (1992). Для лучшего восприятия спектр GRS 1009-45 сдвинут по вертикали.  Все данные получены в разные годы телескопом ТТМ.

     Хайнес  и др. (1999) предположили, что источник XTE J2012+381 относится к подклассу долгопериодических рентгеновских транзиентов. Достаточно хорошее покрытие области   неба вблизи источника XTE J2012+381 наблюдениями телескопа ТТМ (табл. 1, рис. 3), дает возможность оценить минимальный период между двумя рентгеновскими вспышками. Если предположить, что вторая вспышка имела сходные параметры (т.е. на протяжении около 200 дней ее поток был не ниже 10 мКраб), то вероятность, того, что она произошла между 1989 и 1998 годами составляет не более 28%. Оценка по выборке данных ТТМ и ASM RXTE за эти годы, когда не было зарегистрировано ни одного значимого детектирования   излучения от источника, говорит, что наиболее вероятной гипотезой является отсутствие второй вспышки на протяжении данного периода. Следовательно, с большой долей уверенности можно говорить, что период между двумя рентгеновскими вспышками у XTE J2012+381 составляет не менее 9 лет.

     Вспышки рентгеновских транзиентов обычно объясняются нестабильностью в аккреционном диске. Кинг и Риттер (1998) показали, что для мягких рентгеновских транзиентов необходимо учитывать облучение диска рентгеновскими фотонами от центрального источника. Если  облучение достаточно, чтобы полностью ионизировать диск, тогда рентгеновская кривая блеска должна спадать экспоненциально, а если центральный рентгеновский источник недостаточно силен или размеры диска очень велики и ионизована только  часть диска, тогда кривая блеска спадает линейно. В первом случае во время вспышки аккрецируется практически все вещество в диске, тогда как во втором случае часть вещества не успевает аккрецировать за время вспышки. XTE J2012+381 демонстрирует кривую блеска (рис.1), характеризующуюся тем, что после первого максимума наблюдается признаки экспоненциального спада, тогда как после вторичного максимума наблюдается линейный спад рентгеновского потока. Критическая светимость, при которой происходит такой переход (Шабаз и др., 1998) составляет Lcrit~10³⁷* (R_ion /R₁₁)² эрг/с, где R_ion /R₁₁ - радиус ионизованной зоны диска в единицах 10¹¹ см. Тогда, предполагая, что светимость источника в максимуме была близка к эддингтоновской (см. ниже), переход в линейный режим происходит (см. рис. 1) при  L_crit~10³⁸ эрг/с и R_ion ~ 3*10¹¹ см <= R_disc . Большой размер аккреционного диска может в свою очередь подразумевать большой орбитальный период двойной системы.  Такой результат согласуется с данными Шабаз и др. (1998), которые наблюдали линейный спад кривой блеска только у долго-периодических систем.

     Для источника XTE J2012+381 по данным телескопа ТТМ можно оценить минимальный верхний предел на поток в "выключенном" состоянии. В диапазоне 2-20 кэВ светимость источника составляет 3.6*10³³ (эрг/с) * D₀² (кпк) * K (мКраб), где  D₀ - расстояние до источника, выраженное в кпк, а K- интенсивность источника в мКраб. Учитывая, что оптический компаньон находится не ближе 3 кпк (Гарсиа и др., 1998; Хайнес и др., 1999), а верхние пределы (3s) на поток составляли 2-7 мКраб,  минимальный верхний предел (на уровне 3s) на светимость источника составляет 6.5 *10³⁴ - 2.3 *10³⁵ эрг/с, что не противоречит оценкам на потоки от рентгеновских транзиентов в "выключенном" состоянии, составляющих 10³¹ -10³⁴  эрг/с. В пике светимость источника составляла 6.3 *10³⁶ эрг/с. С другой стороны, учитывая, что во время первичного максимума источник демонстрировал поведение, соответствующее поведению кандидата в черные дыры, находящегося в очень высоком состоянии (Васильев и др., 2000), светимость источника должна была быть близка к эддингтоновской, т.е.  составлять ~10³⁸ -10³⁹  эрг/с. Тогда расстояние до источника составляет ~ 15 кпк. Таким образом, по данным рентгеновских наблюдений не удается получить сильные ограничения на расстояние до источника.

    Авторы благодарны М.Р. Гильфанову и Е.М. Чуразову за любезное разрешение использовать разработанное ими программное обеспечение для обработки данных прибора ТТМ, а также В.Г. Родину, А.В. Прудкогляду и коллективу ЦУП за управление комплексом научной аппаратуры и А.Н. Ананенковой за предварительную подготовку архивных данных обсерватории "Рентген".

    Работа над статьей была частично поддержана программой президиума РАН "Астрономия (Нестационарные астрономические явления)" и  грантом РФФИ N 00-15-96649.
 
 

1. Бороздин К.Н., Александрович Н.Л., Арефьев В.А. и др., Письма в Астрон. журн., 21, 243 (1995).

2. Бринкман и др. (A.C. Brinkman, J. Dam, W.A. Mels et al.), Non-thermal and very high temperature phenomena in X-ray astronomy (Ed G.C. Perola and M. Salvati, Rome: Institute Astronomico, 1985), p. 263.

3. Васильев и др. (L. Vasiliev, S. Trudolyubov and M. Revnivtsev), Astron.  Astrophys. 362, L53 (2000).

4. Вильсон и др. (C. A. Wilson, B. A.Harmon, W. S. Paciesas et al.), IAU Circ. N 7010 (1998).

5. Гарсиа и др. (M.R. Garcia, J.E. McClintock, E. Barton et al.), IAU Circ., N 6931 (1998).

6. Гребенев С.А., Сюняев Р.А., Павлинский М.Н., Письма в Астрон. журн.,  18, 11 (1992).

7. Джейн, Байлин (R. Jain and C. Bailyn), IAU Circ. N 7400 (2000).

8. Кастро-Тирадо и др. (A. J. Castro-Tirado, H. W. Duerbeck, I. Hook), IAU Circ. N 7013 (1998).

9. Кинг, Риттер (A. King and  H. Ritter), MNRAS, 293, L42 (1998).

10. Мазетти, Сория (N. Masetti, R. Soria), IAU Circ. N 7399 (2000).

11. МакКолох и др. (M.L. McCollough, C.A. Wilson, X. Sun), IAU Circ. N 7400 (2000).

12. МакКлинток и др. (J. McClintock, G. Sobczak, R. Remillard et al.), IAU Circ. N 7025 (1998).

13. Маршалл, Строхмайер (F.E. Marshall, T. Strohmayer), IAU Circ. N 6922 (1998).

14. Ремиллард и др. (R. Remillard, A. Levine, A. Wood), IAU Circ. N 6920 (1998а).

15. Ремиллард и др. (R. Remillard, E. Morgan, J. McClintock et al.), IAU Circ. N 7019 (1998б).

16. Смит (D.A. Smith), IAU Circ. N 7008 (1998).

17. Смит и др. (D.A. Smith, A.M. Levine, R. Remillard et al.), IAU Circ. N 7399 (2000).

18. Сюняев  Р.А., Бороздин К.Н., Александрович Н.Л. и др., Письма в Астрон. журн., 20, 890 (1994).

19. Сюняев Р.А., Лапшов И.Ю., Гребенев С.А. и др., Письма в Астрон. журн., 14, 771 (1988).

20. Уайт и др. (N.E. White, Y. Ueda, T. Dotani et al.), IAU Circ. N 6927 (1998).

21. Фингер и др. (M.H. Finger, S.W. Dieters, R.B. Wilson), IAU Circ. N 7010 (1998).

22. Хайнес и др. (R.I. Hynes, P. Roche, P. Charles et al.), MNRAS, 49, 305L (1999).

23. Хармон и др. (B.A. Harmon, M.H. Finger, M.L. McCollough et al.), IAU Circ.  N 7098 (1999).

24. Хелминг и др. (R.M. Hjellming, M.P. Rupen, and A.J. Mioduszewski), IAU Circ. N 6932 (1998).

25. Хоман и др. (J. Homan, R. Wijnands, M. van der Klis), IAU Circ. N 7121 (1999).

26. Шабаз и др. (T. Shahbaz, P. Charles, A. King) MNRAS, 301, 382 (1998).