Содержание к диссертации
Введение
Гл.1. Временные эффекты в рентгеновской и гамма астрономии и методы их наблюдений 13
1.1. Основные временные явления в жестком электромагнитном излучении астрофизических объектов 13
1.2. Космические гамма-всплески 17
1.3. Временные эффекты в рентгеновском излучении тесных двойных звезд 31
1.4. Характеристики одиночных рентгеновских и гамма-пульсаров 45
1.5. Методы наблюдения временных эффектов в рентгеновской и гамма-астрономии 65
Гл. 2. Метод мониторных наблюдений с широкоапертурными приборами 66
2.1. Мониторные наблюдения на основе широкоапертурных приборов 66
2.2. Особенности мониторных наблюдений в рентгеновском эксперименте на спутнике «Прогноз-9» 74
2.3. Эксперимент ГРИФ на орбитальной станции «Мир» (модуль «Спектр») 93
2.4. Характеристики фоновых потоков на орбитах станции «Мир» 105
Результаты и выводы 120
Гл. 3. Результаты наблюдений астрофизических рентгеновских и гамма-всплесков 121
3.1. Особенности наблюдений космических гамма-всплесков в эксперименте на ИСЗ «Прогноз-9» 121
3.2. Методика отбора астрофизических всплесков в эксперименте ГРИФ на ОС «Мир» 128
3.3. Статистика слабых гамма-всплесков по данным эксперимента ГРИФ 139
3.4. Статистика мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков как тест космологической модели 144
Результаты и выводы 154
Гл. 4. Результаты наблюдений рентгеновских двойных систем 155
4.1. Метод выделения периодических процессов по выходным показаниям рентгеновских приборов в экспериментах на спутнике «Пропюз-9» и станции «Мир» 155
4.2. Периодические процессы часового и суточного диапазонов в источниках района центра Галактики 171
4.3. Характеристики периодических процессов в излучении двойных систем с нейтронными звездами 190
4.4. Временные и спектральные характеристики периодических составляющих в жестком излучении двойных систем - кандидатов в черные дыры 196
Результаты и выводы 213
Гл.5. Возможности метода мониторных наблюдений по изучению характеристик пульсаров, обусловленных нелинейно-электродинамическими эффектами 214
5.1. Особенности распространения электромагнитных сигналов в сверхсильных полях 214
5.2. Нелинейно-электродинамические эффекты в окрестности релятивистских компактных объектов 223
5.3. Особенности характеристик жесткого рентгеновского и гамма излучения пульсаров, обусловленные нелинейно-электродинамическими эффектами и возможности их наблюдений 234
Результаты и выводы 245
Заключение и выводы 246
Список цитируемой литературы 249
Приложение А 269
- Методы наблюдения временных эффектов в рентгеновской и гамма-астрономии
- Особенности мониторных наблюдений в рентгеновском эксперименте на спутнике «Прогноз-9»
- Статистика мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков как тест космологической модели
- Характеристики периодических процессов в излучении двойных систем с нейтронными звездами
Введение к работе
Целью настоящей работы является исследование временных и спектральных характеристик астрофизических объектов, излучающих в жестком диапазоне электромагнитного спектра (тесные двойные звезды, пульсары, источники гамма-всплесков) методом мониторных наблюдений в космических экспериментах с использованием широкоапертурных детекторов.
Актуальность проблемы.
За время, прошедшее с момента открытия в 1962 г. в эксперименте на ракете «Аэроби» первого источника жесткого излучения, находящегося за пределами солнечной системы (Sco Х-1), рентгеновская и гамма-астрономия добилась впечатляющих результатов. Эта, пожалуй, самая динамично развивающаяся область современной астрофизики охватывает явления, происходящие как на Солнце и в солнечной системе, так и в нашей Галактике и галактических объектах, а также далеко за ее пределами - вплоть до космологических расстояний.
Исследование космического рентгеновского и гамма-излучения тесно переплетается с основными фундаментальными проблемами современного естествознания - это проблемы космологии, темной материи и темной энергии, структуры пространства-времени и поведения материи в экстремальных условиях. Так, наблюдения астрофизических объектов, содержащих черные дыры, могут использоваться для изучения релятивистских эффектов в сильных гравитационных полях, проверки теорий гравитации и познания ее природы. Изучение рентгеновских и гамма-пульсаров позволяет судить о физических процессах в сверхсильных электромагнитных полях, поскольку некоторые из этих объектов обладают очень большими магнитными полями - вплоть до 1015 Гс.
Процессы генерации высокоэнергичных фотонов тесно связаны с механизмами ускорения частиц, поэтому большинство космических источников рентгеновского и гамма-излучения могут также рассматриваться и как вероятные источники космических лучей, а, например, наблюдение линий гамма-излучения в галактическом диффузном фоне дает прямую информацию о взаимодействиях космических лучей в Галактике.
Наряду с рассмотренными общефизическими проблемами, рентгеновская и гамма-астрономия имеет ключевое значение и для решения многих собственно астрофизических проблем. В первую очередь, это проблема происхождения космических гамма-всплесков; проблема природы метагалактического диффузного фона, в частности, выяснение роли квазаров и активных галактик в его образовании; проблема объяснения высокой светимости в жестком излучении активных ядер галактик; определение механизмов формирования аккреционных дисков и релятивистских струй - джетов в некоторых тесных двойных системах и ядрах активных галактик; выяснение природы светимости рентгеновских и гамма-пульсаров; определение роли тесных двойных систем и формирования релятивистских компактных объектов в процессе звездной эволюции; выяснение роли ядерных реакций в генерации гамма-излучения некоторых объектов.
Среди наблюдательных методов современной внеатмосферной астрономии высоких энергий можно выделить два, по-видимому, наиболее перспективных направления: детальные исследования физических характеристик уже известных объектов и мониторные наблюдения. Первое направление обеспечивают приборы с ограниченным полем зрения, или узконаправленные, основная задача которых -исследование известных точечных источников. Что качается мониторных наблюдений, то для них, как правило, используют, так называемые, патрульные приборы, которые отличаются от предыдущих тем, что обладают широкими полями зрения и не разделяют источники излучения внутри них.
Одним из определяющих факторов развития наблюдательной рентгеновской и гамма астрономии является увеличение чувствительности в обзорных экспериментах. С учетом ограниченности времени проведения эксперимента это может быть достигнуто именно максимально широким полем зрения аппаратуры, которое обеспечивает большую обзорность, длительность слежения за конкретным объектом и лучшую статистику по гамма - всплескам. Использование широкоапертурных детекторов в первую очередь необходимо для дальнейшего прогресса в изучении временных явлений. В частности, широкое поле зрения является необходимым элементом при исследовании гамма всплесков и вспыхивающих источников, так как события эти относительно редкие, и невозможно предсказать место их появления. Кроме того, при наблюдениях в режиме долговременного патруля неба также создаются условия для регулярных наблюдений периодических процессов в излучении таких объектов, как пульсары и тесные двойные системы, включая кандидатов в черные дыры.
С решением научных проблем рентгеновской и гамма-астрономии тесно связана методическая проблема улучшения чувствительности экспериментов, проводящих как поиск периодических процессов, так и транзиентных событий. В частности, очевидна необходимость анализа фонообразующих факторов не только с точки зрения определения среднего потока излучения от источника, но с целью выяснения того, какое влияние оказывают всевозможные вариации фоновых компонентов на поиск регулярных вариаций и спорадических возрастаний счета детекторов астрофизической природы. В этом плане особую актуальность приобретает проблема имитаций астрофизических явлений, в частности всплесков, кратковременными высыпаниями магнитосферных электронов через генерацию тормозного излучения. Для решения этой проблемы большой интерес представляют данные одновременно работающих детекторов электронов, а также рентгеновского и гамма- излучения.
В настоящей работе представлены результаты наблюдений гамма-всплесков, а также периодических процессов в жестком рентгеновском излучении тесных двойных звезд в ходе мониторных экспериментов на спутнике «Прогноз-9» и орбитальной станции (ОС) «Мир» (аппаратура ГРИФ на модуле «Спектр»). В этих экспериментах наряду с долговременными наблюдениями различных областей неба широкоапертурными детекторами, с помощью специальных приборов также обеспечивалось детальное изучение основных компонентов аппаратурного фона и сопутствующих потоков электронов, протонов, нейтронов и ядер.
Кроме того, в работе проанализированы возможности мониторного метода в плане наблюдений новых физических явлений, в частности, эффектов нелинейной электродинамики в вакууме в окрестности сильно намагниченных нейтронных звезд (гамма-пульсаров и магнетаров). Представлены результаты расчета нелинейно-электродинамических эффектов в сильных магнитных полях, а также влияния этих эффектов на характеристики рентгеновского и гамма-излучения пульсаров. Рассмотрены перспективы исследования нелинейно-электродинамических эффектов по данным наблюдений пульсаров в жестком излучении.
Новизна работы.
Впервые разработан и реализован в ряде космических экспериментов (ИСЗ «Пропюз-9», орбитальная станция «Мир») метод изучения периодических процессов в жестком излучении тесных двойных звезд, а также статистических характеристик космических гамма-всплесков с помощью широкоапертурных (поле зрения 1 ср) сцинтилляционных детекторов в ходе мониторных наблюдений, во время которых наряду с долговременными измерениями рентгеновских потоков от астрофизических объектов, также осуществлялась регистрация различных фоновых компонентов (заряженные частицы, нейтроны, локальные рентгеновские и гамма-фотоны). Впервые в ходе одного эксперимента были проведены непрерывные длительные ( 40 сут) наблюдения района центра Галактики в диапазоне энергий регистрируемых фотонов 10-200 кэВ, в результате которых открыты новые периодические источники жесткого рентгеновского излучения в часовом и суточном диапазонах периодов. Впервые обнаружена орбитальные периодичности в жестком излучении вспыхивающих рентгеновских двойных - кандидатов в черные дыры: GRO J1655-40 (Новая Скорпиона 1993 г.), Н1705-25 (Новая Змееносца 1977г.), 4U1543-47.
Получена оценка частоты регистрации со всего неба «космологических» мягких (характерная энергия менее 50 кэВ) гамма-всплесков, на основании которой для длительных ( 1 с) гамма-всплесков даны ограничения на диапазон возможных значений космологического красного смещения их источников.
Впервые проведены детальные измерения потоков и спектров основных фонообразующих факторов в рентгено и гамма-астрономических экспериментах в околоземном пространстве, на основе чего разработан метод выделения малоинтенсивных временных явлений (всплески, периодические процессы) на фоне вариаций фоновых потоков.
Предложено развитие метода мониторных наблюдений временных явлений в жестком излучении астрофизических объектов на основе широкоапертурного гамма-телескопа «Гаммаскоп», позволяющего получать изображение почти половины неба ( 2я ср).
Проведены расчеты нелинейно-электродинамических эффектов в окрестности сильно магнитных нейтронных звезд (магнетары, гамма-пульсары). Определены
--8- условия наблюдений нелинейно-электродинамических эффектов по характеристикам жесткого излучения астрофизических объектов.
Разработаны новые программные средства и методы обработки данных, в том числе:
1. Метод выделения периодического процесса произвольной формы во временных рядах данных на основе непараметрической регрессии.
2. Алгоритм автоматического выделения всплеска во временных рядах телеметрических данных.
3. Алгоритм идентификации имитаций гамма-всплесков потоками высыпающихся электронов.
Методы наблюдения временных эффектов в рентгеновской и гамма-астрономии
Ключевая в плане понимания природы гамма-всплесков информация содержится в физических характеристиках, определяющих светимость, спектральную жесткость и т.п. непосредственно в источнике всплеска. В то же время история первичного звездообразования задает частоту генерации всплесков pGRB в зависимости от величины красного смещения z. Получаемые непосредственно из наблюдений такие статистические характеристики гамма-всплесков, как распределение источников по небу и распределение по наблюдаемым интенсивностям или флюенсам, в той или иной степени отражают их пространственное распределение, распределения по z и по светимостям в источнике Ltso. Однако, измеряемые распределения типа logiV- logP или logN- logS, также как и связанное с ними дифференциальное распределение частоты регистрации всплесков по наблюдаемым потокам определяются как зависимостью частоты генерации всплесков (pGRB) от z, так и функцией светимости (то есть распределением по Z-iS0). Поэтому, чтобы решить обратную задачу, то есть определить частоту генерации всплесков и распределение их источников по собственным светимостям, необходимо, либо сделать определенные предположения относительно зависимости pGRB ОТ Z, либо задать параметры модели, характеризующей распределение гамма-всплесков по собственным светимостям. Таким образом, возникает проблема независимого определения функции светимости и частоты генерации всплесков на разных г.
Существует несколько способов определения собственной светимости в источнике, а также величины Еко, характеризующую полную энергию, выделенную во время всплеска в предположении изотропного характера излучения. В частности, значение Eiso может быть определено по величинам наблюдаемого потока и характерной "пиковой" энергии Ер [14]. Для определения величины Lm также используют известные эмпирические соотношения, основанные на возможной корреляции светимости и временных параметров, характеризующих переменность профиля всплеска [55], а также запаздывание регистрируемых гамма-квантов относительно системы отсчета, связанной с источником всплеска [56]. Эти эмпирические соотношения устанавливают по всплескам с известными по наблюдениям оптического послесвечения красными смещениями z и соответственноизвестными значениями Iis0 [56]. При этом следует иметь в виду, что наблюдаемое запаздывание может быть обусловлено как космологическим «растяжением» временного интервала, которое определяется фактором (І+z), так и быть связано со спектральной эволюцией в источнике [14].
Что качается определения частоты генерации всплесков на разных z, то для этого может быть использовано распределение наблюдаемых всплесков по величине красного смещения z. Оценка красного смещения может быть дана также на основе эмпирического соотношения между светимостью и переменностью временного профиля гамма-всплеска [55]. Популярен также метод определения светимости в источнике и красного смещения с помощью, так называемых, диаграмм «светимость - красное смещение» (см., например [57]). Однако, для всех этих методов также актуальна проблема разделения эффектов, обусловленных физическими процессами в источнике, и тех, которые связаны с космологическим растяжением масштабов времени и «красным» смещением энергии фотонов. В этой связи большой интерес представляет введение космологически-инвариантных параметров, позволяющих получить оценку характерного красного смещения для заданной группы гамма-всплесков путем сравнения соответствующих статистических распределений, полученных для анализируемой группы событий и для всплесков с известными значениями z [58-60].
Был разработан также метод определения частоты генерации гамма-всплесков и функции светимости на основе совместного анализа дифференциальных распределений регистрируемых всплесков по величинам пиковых потоков и красных смещений. В результате получена информация о скорости звездообразования в широком диапазоне значений z - от 0 до 6 [61,62]. В связи с вышеизложенным видно, что для решения проблем происхождения гамма-всплесков и установления истории звездообразования весьма актуальна информация о красном смещении источников наблюдаемых всплесков.
Определение величины z для различных групп гамма-всплесков с помощью анализа статистических распределений является ключевым фактором и в оценке доли, так называемых, «темных гамма-всплесков» среди регистрируемых событий. Согласно некоторым моделям, допускающим широкое распределение по z источников гамма-всплесков, все всплески, происходящие на z 6 должны быть «оптическими темными», то есть без послесвечений [48]. Это обусловлено эффективным поглощением излучения послесвечения в межзвездной и межгалактической пыли (толща которой тем больше, чем более удаленными являются источники всплесков). Поэтому погрешность в определении доли «оптически темных» событий зависит от того, насколько полной является регистрация всплесков, относящихся к разным z [48, 63].
В этом плане особый интерес представляет изучение распределений по наблюдаемым полным потокам S в области малых значений S 10"7 эрг/см2, поскольку частота регистрации слабых гамма-всплесков может иметь критическое значение, как в плане космологических моделей их источников, так и моделей первичного звездообразования. Как известно, наилучшие, на сегодняшний день, данные по статистике гамма-всплесков получены в эксперименте BATSE CGRO в основном для диапазона энергий 0.05-1 МэВ. Однако отмеченное выше значение 5-10- эрг/см близко к порогу регистрации всплеска в этом эксперименте. В свете вышеизложенного представляется необходимым использовать все возможности для получения независимой оценки частоты регистрации слабых гамма-всплесков.
Наряду с распределением по наблюдаемым потокам важную роль в статистике гамма-всплесков играют распределения по длительности и спектральной жесткости (эффективной температуре кТ). Большинство гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте BATSE CGRO, характеризуются значениями кТ 50 кэВ. При этом остается открытым вопрос, отражает ли относительно малое количество "мягких" всплесков (кТ 50 кэВ) истинное распределение гамма-всплесков по величинам кТ или же это результат селекции, связанной с высоким энергетическим порогом в большинстве экспериментов.
Несколько всплесков, во время которых наблюдалось достаточно интенсивное рентгеновское излучение в диапазоне энергий 3-10 кэВ, было зарегистрировано еще 1970-80-ее годы XX века [64]. Данные BATSE содержат информацию о, так называемых, «гамма-всплесках, для которых характерная энергия составляет, как правило менее 50 кэВ, а также гамма-всплесков, обогащенных рентгеновским излучением в диапазоне 2-30 кэВ. В последнее время за подобными событиями закрепился термин «рентгеновские вспышки» (X-ray flash) [65]. Как следует из космологических моделей гамма-всплесков события с относительно «мягкими»
--30- энергетическими спектрами должны относится к более удаленным источникам. Поэтому в качестве одной из причин существования гамма-всплесков, обогащенных рентгеновским излучением, рассматривается обусловленный космологическим красным смещением спектральный сдвиг в рентгеновский диапазон того гамма-излучения, которое связанно с собственной системой отсчета источника всплеска [48]. Однако, более распространена точка зрения, согласно которой гамма-всплески, обогащенные рентгеновским излучением, относятся к сильно коллимированным событиям, видимым под большим углом к оси распространения излучения - то есть относятся к периферии коллимировашюго луча [66].
Особенности мониторных наблюдений в рентгеновском эксперименте на спутнике «Прогноз-9»
Нелинейная электродинамика вакуума длительное время не имела экспериментального подтверждения и поэтому воспринималась как абстрактная теоретическая модель. Однако недавние эксперименты [163] по неупругому рассеянию лазерных фотонов на гамма-квантах подтвердили, что электродинамика в вакууме действительно является нелинейной теорией. Следовательно, встает вопрос о необходимости экспериментальной проверки различных моделей нелинейной электродинамики в вакууме и их предсказаний [164-172]. Однако, магнитные поля, доступные в земных лабораториях (В 106 Гс), много меньше характерного «квантово-электродинамического» значения Bq = rrfc leh - 4.41-1013 Гс [173], при котором нелинейно-электродинамические эффекты становятся существенными.
Как видно из вышеизложенного, магнитные поля некоторых пульсаров характеризуются величинами близкими к Bq, а для магнетаров они могут достигать еще больших значений. Поэтому нелинейно-электродинамические эффекты в вакууме должны быть наиболее выраженными именно в окрестности этих астрофизических объектов. Электромагнитное излучение, распространяясь в очень сильных магнитных, электрических и гравитационных полях, которые имеют место в окрестности гамма-пульсаров и магнетаров, подвергается с их стороны воздействию, в результате чего электромагнитные лучи могут искривляться, потоки излучения рассеиваться, а их энергетический спектр и состояние поляризации изменяться. Наличие сверхсилыюго магнитного поля должно приводить к формированию около нейтронной звезды достаточно протяженной магнитосферы, которая, вообще говоря, может быть непрозрачной для низкочастотного электромагнитного излучения. Поэтому нелинейно-электродинамические эффекты должны проявляться, в основном, в жестком диапазоне электромагнитного спектра и, следовательно, их изучение в окрестности нейтронных звезд с сильным магнитным полем следует вести методами рентгеновской и гамма-астрономии. Соответственно, временные, спектральные и поляризационные характеристики электромагнитного излучения пульсаров с сильным магнитным полем должны нести информацию не только об их свойствах, но и об основных особенностях взаимодействий электромагнитного излучения с сильными полями, в частности о нелинейно-электродинамических эффектах.
До сих пор различные нелинейно-электродинамические эффекты в сверхсильных магнитных полях рассматривались теоретически, в основном, в контексте квантовой электродинамики. В частности, в [174] рассмотрены эффекты поляризации вакуума в сильных электромагнитных полях, а в [173] для однородного магнитного поля проанализированы такие нелинейно-электродинамические явления, как двулучепреломление (birefringence) и расщепление фотона (splitting). Двулучепреломление в вакууме и его влияние на спектр излучения и распространение фотонов в магнитосфере нейтронной звезды достаточно подробно обсуждаются в [175], где показано, что вакуумные эффекты определяют поляризационные свойства нормальных мод электромагнитных волн, распространяющихся в среде вблизи нейтронной звезды. Это дает основание за счет магнитных вакуумных эффектов существенно пересмотреть прозрачность среды и, соответственно, поляризационные свойства и условия распространения рентгеновского излучения в магнитосфере нейтронной звезды [176-181]. Также было показано, что магнитные вакуумные эффекты могут изменять спектральные характеристики излучения, что должно приводить к особенностям в спектрах рентгеновских пульсаров [182, 183].
Нелинейные квантово-электродинамические эффекты обусловленные неоднородным и нестационарным магнитным полем нейтронной звезды, включая искривление лучей в поле магнитного диполя, образование пар, удвоение частоты фотона и модуляцию при рассеянии низкочастотных электромагнитных волн магнитным полем наклонного ротатора обсуждаются в [184]. Также исследовались квантово-электродинамические эффекты в аккрецирующих нейтронных звездах, в частности, одно и двух-фотонное комптновское рассеяниев сильном магнитном поле и его влияние на процессы излучения [185], а также вакуумные поляризационные эффекты в поле заряженного компактного объекта [186]. Однако, результаты отмеченных выше работ основаны на предположении о справедливости исключительно подхода, базирующегося на квантовой электродинамике без сравнения с другими возможными обобщениями линейной теории. В то же время, наблюдая проявления нелинейно-электродинамических эффектов в жестком излучении пульсаров и магнетаров, можно не только получить важную информацию о природе этих объектов, но и сделать выбор между различными нелинейными обобщениями линейной электродинамики Максвелла.
Как известно, атмосфера Земли непрозрачна как для рентгеновского, так и для гамма-излучения. Поэтому прогресс наблюдательной рентгеновской и гамма-астрономии стал возможен благодаря появлению космических аппаратов и развитию высотных летательных средств (ракеты, баллоны), которые обеспечили вынос детекторов за пределы земной атмосферы или же их подъем на высоты более 25-30 км, на которых остаточная атмосфера практически прозрачна для высокоэнергичных фотонов.
С самых первых экспериментов (UHURU, VELA, SAS-2 и др. [3, 187, 188]) развитие наблюдательных методик в рентгеновской и гамма-астрономии на спутниках шло по пути увеличения углового, временного и спектрального разрешения детекторов и телескопов. Но для различных диапазонов спектра этот прогресс выглядит по-разному. К настоящему времени сложилась своеобразная ситуация, когда свойства многих астрофизических объектов в диапазоне 0.1-1.0 МэВ изучены хуже, чем при больших энергиях.
На рис. 14 приведены зависимости, характеризующие чувствительность, достигнутую в некоторых обзорных гамма-астрономических экспериментах. Обращает внимание достигающий порядка величины разрыв чувствительности при энергиях ниже и выше 1 МэВ. Это обстоятельство объясняется рядом методических трудностей, специфических для наблюдений в диапазоне мягкого гамма излучения, а также тем, что при энергиях 1 МэВ происходит смена методик гамма-астрономических наблюдений. Для регистрации гамма-квантов и построения изображений неба в диапазоне 1-Ю МэВ эффективны, так называемые, комптоновские телескопы, в которых используется эффект комптоновского рассеяния регистрируемых гамма-квантов в двух слоях позиционно-чувствительного детектора. Что же касается диапазона «жесткого» рентгеновского и «мягкого» гамма-излучения, то для него можно выделить такие, по-видимому, наиболее перспективные направления: мониторные наблюдения всего неба типа All-Sky Monitor (ASM) [189] с целью поиска новых источников и детальные исследования физических характеристик уже известных объектов.
Статистика мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков как тест космологической модели
Блок детектирования включал собственно детекторный узел в составе датчика (см. рис. 23) и фотоэлектронного умножителя (ФЭУ-110), а также часть электроники прибора, в том числе преобразователь высоковольтного напряжения для питания ФЭУ.
В качестве основного детектирующего элемента, с помощью которого осуществлялась регистрация рентгеновского излучения, использовался сцинтилятор - кристалл CsI(Tl), толщиной 0.25 см и диаметром 8.0 см. Для понижения уровня рентгеновского фона и исключения регистрации заряженных частиц была предусмотрена комбинация пассивной и активной защиты. Пассивная защита включала коллиматор, свинцовое (ТФ-1, толщина 1.0 см) и бариевое (ВФ-28, толщина 0.5 см) стекла. Ограничивающий поле зрения азимутально-изотропный коллиматор состоял из цилиндра, окружавшего кристалл CsI(Tl), и решетки, размещавшейся внутри цилиндра над кристаллом (см. рис. 23). Элементы конструкции коллиматора были выполнены из свинца и и накладных слоев олова, использовавшихся для поглощения характеристического излучения свинца. Свинцовое и бариевое стекла предохраняли детектирующий элемент от рентгеновского излучения, падавшего со стороны, противоположной входному окну прибора. Бариевое стекло также использовалось для поглощения характеристического излучения свинца. Выбранные значения толщины элементов пассивной защиты обеспечивали вероятность поглощения в них излучения в диапазоне энергий 10-100 кэВ не менее 99.9%.
Для исключения регистрации заряженных частиц в рентгеновских каналах основной кристалл, а также элементы пассивной защиты и коллиматор были помещены в "антисовпадательный" колпак из пластмассового сцинтиллятора (на основе полистирола), который герметично изолировал внутреннюю часть датчика от внешней среды (см. рис. 23). Пластмассовый сцинтиллятор и кристалл CsI(Tl) просматривались одним фотоумножителем со стороны свинцового стекла.
Для улучшения условий светосбора боковые поверхности кристалла CsI(Tl) и защитных стекол, а также внешняя поверхность пластмассового сцинтиллятора, за исключением области контакта с ФЭУ, были покрыты белой отражающей краской.
Для защиты от механических повреждений детекторный узел был помещен в контейнер, изготовленный из пластмассы и алюминия. Непосредственно перед входным окном датчика толщина слоя алюминия составляла 0.03 см.
Схема электроники прибора приведена на рис. 24. Для идентификации событий, связанные с взаимодействием заряженных частиц в пластмассовом сцинтилляторе, использовалась специальная электронная схема, обеспечивавшая разделение импульсов на аноде ФЭУ в зависимости от длительности их фронта («схема разделения по форме»). Принцип функционирования этой схемы основан на известном различии времени высвечивания пластмассового сцинтиллятора ( 5 не) и CsI(Tl) ( 1 мке) [229]. Если импульс, поступивший на схему, характеризовался относительно коротким фронтом (то есть был обусловлен событием в пластмассовом сцинтилляторе), она вырабатывала логический сигнал, который использовался в качестве запрета в соответствующих схемах совпадений. Эффективность отбора
событий, вызванных заряженными частицами, составляла 99.5%, поэтому влиянием прямой регистрации заряженных частиц на показания прибора можно было пренебречь. Анализ показаний прибора в канале антисовпадательной защиты позволял также идентифицировать возрастания рентгеновского потока, обусловленные тормозным излучением частиц в веществе станции.
При отсутствии сигнала запрета импульсы с анода ФЭУ (обусловленные регистрацией рентгеновских фотонов в кристалле CsI(Tl)) поступали на «схему отбора и сортировки», которая после усиления и амплитудной дискриминации осуществляла распределение сигналов в зависимости от их амплитуды в один из четырех каналов. Пороги дискриминации были выбраны так, чтобы эти каналы соответствовали диапазонам энергии 10-50,25-50. 50-100 и 100-200 кэВ (см. рис. 24).
Измерение числа отсчетов в каналах в единицу времени (скорости счета) осуществлялось с помощью логарифмических измерителей скорости счета (интенсиметров) UB, UM, которые различались значениями характерного времени: гБ= 1.5 с и тм= 10 с. В каналах 10-50 и 25-50 кэВ для измерения числа отсчетов также использовались цифроаналоговые преобразователи (ЦАП). Скорость счета сигналов запрета измерялась с помощью отдельного интенсиметра ( = 1.5 с), выходные показания которого использовались для измерения темпа счета заряженных частиц.
С выходов интенсиметров и цифроаналоговых преобразователей сигналы в виде медленно меняющихся уровней напряжения передавались на Землю посредством телеметрической системы спутника.
Временное разрешение в эксперименте определялось возможностями бортовых систем, запоминающих и передающих информацию. В течение всего эксперимента велось измерение средних за 10 с скоростей счета рентгеновских фотонов в диапазонах энергии 10-50, 25-50, 50-100 и 100-200 кэВ, а также сопутствующих заряженных частиц. При регистрации интенсивных возрастаний скоростей счета в рентгеновских каналах, характеризовавшихся достаточно крутыми фронтами, включался более быстрый режим опроса выходных показаний прибора бортовой телеметрической системой - 1 раз в 1 с. При этом длительность суммарного интервала времени, в течение которого по тем или иным причинам (в основном из-за радиотехнических помех при передаче данных на Землю) отсутствовала информация, составила за весь эксперимент не более 5% общего времени наблюдений.
Перед тем как попасть в детектирующий элемент - кристалл CsI(Tl) регистрируемые фотоны в каждом детекторном блоке проходят через несколько слоев вещества, включая защитный кожух (0.03 см в эквиваленте А1), белую отражающую краску (0.01 см в эквиваленте Mg), пластмассовый «антисовпадательный» сцинтиллятор (1 см) и коллиматор. Вероятность поглощения фотонов в слоях алюминия (кожух), магния (краска) и пластмассы характеризуют соответствующие величины еА{Ер 6), eMg(Er в), ЄрііЕу, в), которые в общем случае зависят от энергии падающего фотона Ег и угла падения в. Поглощением фотонов в тонком слое белой отражающей краски можно пренебречь.
Взаимодействие фотонов с коллиматором определяет функция F(EP в), -вероятность того, что фотон с энергией Ер падающий под углом в к оси датчика, пройдет через коллиматор и попадет на детектирующий элемент. Коллиматор можно считать азимутально-симметричным, поэтому зависимостью величины F от азимутального угла р можно пренебречь. Если характеризовать спектр фотонов, падающих на прибор в единичном телесном угле dQ, величиной спектральной плотности потока Jy(Ep 0, ф), то для полного числа фотонов Jy(Ey) с энергиями в интервале от Еу до Ey+dEp попадающих на детектирующий элемент в поле зрения прибора, можно в силу азимутальной симметрии детектора записать:
Характеристики периодических процессов в излучении двойных систем с нейтронными звездами
Можно оценить возможности эксперимента ГРИФ по изучению периодических процессов в жестком излучении галактических источников. Типичное время экспозиции может быть определено на примере условий наблюдения центра Галактики. На рис. 36 изображена окружность, радиус которой соответствует 30, а центр совпадает с направлением на центр Галактики. В пределах области на небе, ограниченной этой окружностью, находятся источники, при наблюдении которых эффективная площадь прибора составляет не менее 50% его геометрической площади. Как видно из рисунка, полное время наблюдения центра Галактики с 50% эффективностью составило 200 ч. Времена экспозиции других галактических источников (например, 4U1700-3T) характеризуются близкими значениями. Минимальные регистрируемые потоки (на уровне 5а) в предположении периодического характера сигнала часового и суточного интервалах периодов ( 7 ч), с учетом значений указанного выше среднего времени экспозиции и средних скоростей счета в рентгеновских каналах прибора РХ-2 ( 2.5-10" имп/см с в канале 25-50 кэВ, 4.2-10-1 имп/см2с в канале 50-100 кэВ) в случае чисто статистического (пуассоновского) распределения скоростей счета составляют: 4-10" фот/см с в диапазоне 25-50 кэВ ( 10 мКраб), 10"5 фот/см2с в диапазоне 50-100 кэВ ( 5 мКраб).
п.2.3.3. Мониторные измерения потоков заряженных частиц в эксперименте ГРИФ.
Одной из основных особенностей эксперимента ГРИФ была возможность одновременных мониторных измерений всех основных компонентов фонообразующих излучений в околоземном космическом пространстве на орбитах станции «Мир». Так, сцинтиляционные детекторы большого объема прибора НЕГА-1 (прибор состоял из четырех одинаковых блоков детектирования на основе фосвича: кристалл CsI(Tl) 010x10 см - пластмассовый сцинтиллятор, которые были установлены внутри гермоотсека станции) обеспечивали независимую регистрацию локальных гамма-квантов и нейтронов, образующихся в результате взаимодействий космических лучей с веществом космического аппарата и атмосферы Земли.
Для контроля спорадических возрастаний потока рентгеновских фотонов, обусловленных регистрацией тормозного излучения высыпающихся энергичных электронов магнитосферного происхождения, которые могли имитировать космические гамма-всплески, использовались показания чувствительного детектора электронов "Фон-1", который состоял из двух идентичных детекторных блоков (фосвич - тонкий ( 50 мкм) слой сцинтиллятора CsI(Tl), напыленный на диск из пластмассового сцинтиллятора на основе полистирола толщиной 0.5 см и диаметром 8 см). Обладая большим геометрическим фактором, он позволял детектировать даже относительно слабые вариации потоков электронов вне зон захваченной радиации.
Для регистрации больших потоков частиц в радиационных поясах использовался детектор электронов и протонов "Фон-2". Прибор "Фон-2" состоял из двух идентичных пар полупроводниковых телескопов и двух пар счетчиков Гейгера (с уровнями пороговой энергии 0.04 и 0.1 МэВ). Каждый телескоп имел два "тонких" (0.02 см) -"ДЕ" и один "толстый" (0.2 см) -"Е" кремниевых детектора. Электроны и протоны разделялись с помощью стандартной техники на основе "ДЕ -Е" анализа [230]. В качестве счетчиков Гейгера использовались стандартные торцевые счетчики СИ-19БГ, входное окно одного из которых было закрыто алюминиевой фольгой толщиной 50 мкм, что обеспечило более высокий уровень пороговой энергии.
Блоки детектирования приборов "Фон-1" и "Фон-2" были расположены снаружи станции. Оси приборов "Фон-1" и "Фон-2" были ориентированы вдоль главной оси станции, которая в штатном режиме была ориентирована в местный зенит. Оба прибора работали в режиме непрерывных измерений. В большинстве случаев выходные показания в каналах приборов (скорости счета) приборов передавались каждые 5 с, а в некоторых случаях - каждые 0.6 с.
В эксперименте также имелась возможность регистрировать электроны высоких энергий, вплоть до десятков МэВ, по их тормозному излучению. Для этого использовались данные всенаправленного гамма-спектрометра НЕГА в каналах регистрации гамма-квантов (Ег = 0.05-0.15, 0.15-0.5,0.5-1.5,1.5-5, 5-15, 15 МэВ).
Вследствие особенностей орбиты станции «Мир» (достаточно большое наклонение, периодическое пересечение зон захваченной радиации) фоновые скорости счета прибора РХ-2 были подвержены различным вариациям. Однако, благодаря применению комбинации активной и пассивной защиты основных детекторов прибора, фоновые вариации, в частности, широтный ход выражены в основных рентгеновских каналах 25-50 и 50-100 кэВ достаточно слабо. В то же время, для того, чтобы расширить диапазон чувствительности прибора за счет использования его показаний в каналах регистрации фотонов больших энергий, был использован методический прием, позволивший удалить вариации скоростей счета, обусловленные как широтным ходом, так и возрастаниями потоков электронов в низкоширотных областях вблизи зон захваченной радиации (L 2.5). Этот метод основан на регрессионном анализе показаний в рентгеновских каналах прибора РХ-2 (Nx), каналах регистрации гамма-квантов прибора НЕГА-1 (/V7) и каналах регистрации электронов прибора "Фон-1" (Ne).
Поскольку детекторы прибора НЕГА-1 находились внутри орбитального модуля станции, они регистрировали в основном локальное гамма-излучение. Можно предположить линейный характер зависимости дополнительного счета в данном рентгеновском канале, обусловленного локальным излучением, от скорости счета гамма-квантов, регистрируемых прибором НЕГА-1. В этом случае исходные значения скорости счета в анализируемом временном ряду Nx могут быть представлены в виде суперпозиции собственно рентгеновской скорости счета №х, скорости дополнительного счета, обусловленного регистрацией локального гамма-излучения a/V H скорости счета тормозного излучения энергичных электронов pNe\
Коэффициенты линейной регрессии а определялись с использованием возможностей базы данных эксперимента ГРИФ по всему интервалу наблюдений, когда в поле зрения прибора РХ-2 не попадали достаточно яркие источники жесткого излучения и вне зон повышенной интенсивности энергичных электронов. Определенные таким образом для различных каналов прибора РХ-2 значения коэффициентов а были использованы при получении временных рядов скоростей счета Nx = А -аЛ для последующего анализа. Наиболее значимый результат дало подавление фоновых вариаций с использованием показаний в канале регистрации гамма-квантов 150-500 кэВ. После проведения процедуры регрессии остаточные вариации в рентгеновских каналах, обусловленные широтным ходом, составили не более 3% от соответствующих средних значений, что в несколько раз меньше ожидаемой амплитуды вариаций, связанных с регистрацией излучения от наиболее интенсивных галактических источников.
Дня определения вклада тормозного излучения энергичных электронов в фоновые показания в рентгеновских каналах прибора РХ-2 были построены корреляционные зависимости рентгеновских скоростей счета, очищенных от широтных вариаций, и скоростей счета в каналах регистрации электронов прибора "Фон-1", из которых были вычтены постоянные значения аппаратурного фона, определяемого шумами электроники ( 40 имп/с). Пример подобной зависимости (корреляционной диаграммы) приведены на рис. 37. В области внешнего радиационного пояса (L 2.5) и Южно-Атлантической аномалии приборы были перегружены, поэтому соответствующие показания исключались из дальнейшего анализа и не учитывались при построении корреляционных зависимостей.
