Изучение спектральных свойств космических гамма-всплесков, зарегистрированных в экспериментах АРЕХ и ВАТS Е

1.1. Открытие гамма-всплесков.

Изучение космических гамма-всплесков имеет долгую историю. Первые наблюдения этого явления связаны с американской системой спутникового мониторинга атомных взрывов в атмосфере Vela. 2 июля 1967 года на спутнике Vela 4а был обнаружен кратковременный всплеск интенсивности гамма-излучения в диапазоне 0.1−1 Мэв1 (рис. 1.1). Позднее было установлено, что эти события имеют космическое происхождение. В процессе изучения этого явления на первое место выдвинулся вопрос об определении положения источников гамма-всплесков на небесной сфере. 4.

Ve.a 4g July 2, v967 3 1 1 А.

— 4 О 2 4 8.

Time (usconds) Reiative to Trigger.

Рис. 1.1 Первый зарегистрированный космический гамма-всплеск.

В конце семидесятых и в восьмидесятые годы были предприняты серьезные усилия по локализации гамма-всплесков методом триангуляции, а также для изучения их временных и спектральных свойств. Одновременно проводились эксперименты по изучению гамма-всплесков на околоземных спутниках Vela (США), Прогноз-6,7,8 (СССР), автоматических межпланетных станциях Венера-11,12,13,14 (СССР), ISEE-3 (США) и спутнике Венеры Pioneer Venus (США). Проводились работы на приборах GELIOS, SIGNE, КОНУС, SMM, LILAS, APEX, GINGA, PHEBUS, и др. (см. например материалы 2).

По-видимому наиболее ярким результатом этого периода надо признать отождествление гамма-всплеска 5 марта 1979 года (GRB790305 в современной номенклатуре) с остатком сверхновой N49 в большом Магеллановом облаке3,4(Рис. 1.2а, б, в). Вероятность случайного наложения всплеска на остаток сверхновой очень мала и составляет ~10~4. Этот всплеск являлся самым ярким из всех зарегистрированных на то время. Интересно, что профиль всплеска обнаруживал переменность с периодом 8 сек5. Также в этом всплеске была обнаружена эмиссионная деталь в области 400кэВ6, которая отождествлялась с линией 511 кэВ, смещенной в гравитационном поле нейтронной звезды. Все это, казалось бы, указывало на то, что источником этого гамма-всплеска является нейтронная звезда. г r-^s.

Рис. 1.2а Первые три секунды всплеска от 5 марта 1979 г.

Уелега 12 Тв~15*51тЩ*350 иг.

10 20 30 40 50 60.

Т~То, 5.

Рис. 1.26 Профиль всплеска от 5 марта 1979 г. в®- ¦Ч" '.

Рис. 1.2с Наложение области локализации гамма-всплеска от 5 марта 1979 г. на остаток сверхновой N49 в Большом Магеллаговом Облаке.

К концу 80-х годов был накоплен большой фактический материал2. Распределение гамма-всплесков по небесной сфере оказалось изотропным (Рис. 1.3). Максимальный поток у Земли достигал ~ 10″ 4 — 10″ 3 эрг см" 2. Минимальный поток определяется чувствительностью детектора. Длительность всплесков колебалась от сотых секунды до сотен секунд. Всплески часто демонстрировали очень сложную временную структуру. Например всплеск СКВ790 305 имел время нарастания порядка 0,1 мс. Наблюдались 22 пульсации интенсивности за 144с7.

МЕР.

55Р.

Рис. 3 Распределение всплесков на небе по данным эксперимента КОНУС.

Большую роль в понимании природа гамма-всплесков сыграло изучение зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока во всплеске8 (Рис 1.4). Если принять, что всплески соответствуют источникам со стандартной светимостью, а распределение их в пространстве однородно, то зависимость числа всплесков N с регистрируемым потоком излучения >Э описывается следующим выражением:

1.1) где п — средняя концентрация источников, 1 — стандартная светимость. Для ярких всплесков такая зависимость отвечала данным экспериментов, но для слабых всплесков наблюдался недостаток событий по сравнению с предсказанным числом. Оставались надежды, что этот недостаток удастся объяснить приборными эффектами.

В то время основной моделью гамма-всплеска была модель, связанная с нейтронными звездами в диске нашей галактики. Если бы источники всплесков располагались в нашей галактике, то мы должны были бы наблюдать на распределении всплесков по небу следы галактического диска и ядра галактики. Однако распределение всплесков было изотропным. С другой стороны, если распределение изотропно и однородно, то зависимость числа всплесков от их интенсивности должна была бы отвечать закону 3/2. Данные не подтверждали этого предположения.

Рис. 1.4 Наблюдаемое распределение ЬдЫЛодЭ на серидину 80-х годов, а — по данным эксперимента КОНУС, Ь — по данным эксперимента СНЕГ, спредыдущие эксперименты, с! — короткие всплески эксперимента КОНУС.

Большая надежда на объяснение природы гамма-всплесков была связана с изучением их спектров. В экспериментах КОНУС и втда было получено значительное число спектров в которых обнаруживались особенности, которые можно было интерпретировать как линии9,10 (Рис. 1.5а, б).

В 30% всплесков эксперимента КОНУС обнаруживали абсорбсционные линии в области 50 кэВ и в 7% всплесков эмисионные линии в области 400 450 кэВ. Подобного рода особенности обнаруживали и в других экспериментах (РНЕВиБ и др.) Низкоэнергетические особенности интерпретировались как проявление циклотронного поглощения в магнитном поле ~1013 Гс у поверхности нейтронной звезды. Высокоэнергетические особенности интерпретировались как линия 511кэВ электрон-позитронной аннигиляции, смещенная в гравитационном поле нейтронной звезды.

Е (кеУ).

Рис. 1.5а Типичная эмиссионная особенность в спектре всплеска, полученного в эксперименте КОНУС. Ю.

— I I о> ж I со 1 л е о.

— 2.

— 3.

I I I I II II]-1−1-1−1—I—I I 1 1.

40 кеУ ос Е ехр (-Е/140 КеУ).

I г 1.

I 1 I > 1 м III1 I .1 II I I ю' Ю2 Ю3.

Е (кеУ).

Рис. 1.56 Типичная абсорбционная особенность в спектре всплеска, зарегистрированного в эксперименте КОНУС.

Среди всей совокупности гамма-всплесков был выделен класс событий с мягким спектром, которые обнаруживали повторяемость. Поведение этих источников объяснялось моделью взрывов аккрецированного вещества на нейтронную звезду.

В свете всего вышесказанного казалось вполне естественным предположить, что наиболее вероятным источником гамма-всплеска является нейтронная звезда. Ниже различные физические модели гамма-всплесков будут описаны более подробно.

Выводы.

Применение универсального спектрального закона к сильным всплескам позволяет утверждать, что удаленные излучатели в сопутствующей системе отсчета должны иметь такой же спектр, что и близкие. Космологический фактор красного смещения (1+г) для яркой группы обычно ассоциируется с близкими источниками и поэтому полагается равным 1. Таким образом, средний спектр фотонов, найденный для наиболее яркой группы всплесков, представляет собой общее спектральное распределение источников в собственной системе отсчета для всех космологических расстояний.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Основные выводы и положения, выносимые на защиту.

1. Показано, что спектральное распределение наиболее ярких гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX, хорошо описывается законом Бэнда с переменными параметрами, который был предложен для описания спектров гамма-всплесков эксперимента BATSE. Обнаружено, что во многих случаях этот закон Бэнда является избыточным и спектры могут аппроксимированы более простым степенным законом или степенным законом с экспоненциальным завалом.

2. По данным наиболее яркого всплеска эксперимента APEX GRB881024 показано, что обнаруженные ранее из анализа переменности компоненты излучения имеют различные энергетические спектры фотонов и связаны с активностью различных параллельно работающих источников излучения.

3. По данным эксперимента BATSE получены усредненные трехмерные профили спектральной переменности более 400 гамма-всплесков. Обнаружено значительное различие спектров на фазах нарастания и затухания потоков.

4. Выполнено сравнение усредненных трехмерных профилей спектральной переменности для трех групп всплесков BATSE с разными интенсивностями. Показано, что с уменьшением интенсивности всплесков энергия Ер спектрального максимума измеренная в момент максимума потока также уменьшается. Обнаружено, что среднее время затухания излучения на различных энергиях — увеличивается с уменьшением интенсивности, в то время как время нарастания практически не меняется.

5. Показано, что в рамках космологической модели усредненные спектры фотонов в максимумах потока гамма-всплесков BATSE с разными интенсивностями можно описать единым универсальным законом, который описывает свойства излучения в сопутствующих системах отсчета. Этот закон преобразуется для всплесков с меньшей интенсивностью по закону космологического покраснения с растущим красным смещением Z. Для самой слабой группы из 102 всплесков с потоком < 0.43 фотI см2сек получена оценка красного смещения Zmax = 2.5.

Важное значение для будущих теоретических и экспериментальных исследований имеет изучение формы «мгновенного» энергетического спектра гамма-всплесков. Именно мгновенные спектры отражают физические свойства процесса излучения. Спектры всплесков, измеренные за длительные промежутки времени представляют собой свертку мгновенных спектров с профилем переменного потока.

Исследование трехмерных профилей спектральной переменности было выполнено для измеренных отсчетов. В дальнейших исследованиях эти профили следует построить спектров фотонов. Для этого потребуется выполнение значительного объема численных расчетов. В результате будет получена полная картина медленной эволюции спектральной плотности эмиссии источников, которая определит основные условия генерации излучения.

Следующее направление дальнейших исследований связано с изучением универсального спектрального закона гамма-всплесков с учетом фактора растяжения по времени. В данной работе этот закон был построен для интервалов максимума потока длительностью 2048 мсек. Очевидно, что самосогласованное сравнение усредненных спектров сильных и слабых всплесков требует учета растяжения промежутка максимума в то число раз, которое соответствует оценке красного смещения. Это исследование самосогласованного универсального закона позволит совершить переход от наблюдаемых свойств гамма-всплесков к свойствам их источников в сопутствующей системе координат.