Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Эффекты ионизации с внутренних оболочек ионов в молодых остатках сверхновых 11
1.1 Постановка задачи 11
1.1.1 Модели взрывов термоядерных сверхновых 11
1.1.2 Уравнения и метод 12
1.1.3 Физические процессы и параметры задачи 14
1.1.4 Качественное сравнение результатов расчетов с наблюдениями . 16
1.2 Модификация профиля плотности выброса сверхновой 20
1.3 Анализ положения линии Fe К в спектре остатка 23
1.4 Учет ионизации с внутренних оболочек ионов при моделировании . 25
1.5 Сравнение результатов расчетов с наблюдениями 28
1.6 Обсуждения результатов и перспективы дальнейшего развития . 29
ГЛАВА 2. Эмиссионные рентгеновские линии в ранних послесвечениях гамма-всплесков 32
2.1 Введение 32
2.2 Фотоионизационная и тепловая модели 35
2.3 Нестационарные эмиссионные линии от тепловой плазмы 36
2.4 Приложение к наблюдениям рентгеновского послесвечения гамма-всплеска 011211 38
2.4.1 Послесвечение гамма-всплеска 38
2.4.2 Модель Ривса и др. (2002) 40
2.4.3 Модель с учетом нестационарной ионизации 43
2.5 Обсуждение результатов и выводы 52
ГЛАВА 3. Исследование пространственного распределения гамма-всплесков в родительских галактиках 55
3.1 Постановка задачи 55
3.2 Данные наблюдений 56
3.2.1 Радиальные распределения изучаемых объектов 61
3.3 Методы сравнения популяций объектов 63
3.3.1 Оценки моментов распределений 65
3.3.2 Подсчет объектов внутри заданного радиуса 69
3.4 Обсуждение результатов 72
3.5 Приложение 74
Заключение 75
Литература 78
- Качественное сравнение результатов расчетов с наблюдениями
- Учет ионизации с внутренних оболочек ионов при моделировании
- Модель с учетом нестационарной ионизации
- Радиальные распределения изучаемых объектов
Введение к работе
Исследование взрывов сверхновых приобрело особенную популярность в последнее время в связи с открывшейся возможностью проверки космологических моделей на основании наблюдений далеких сверхновых (СН) 1а [1] Отличительная особенность этих взрывов была открыта Псковским [2], который показал, что существует зависимость между максимальной светимостью СН 1а и скоростью последующего ослабления блеска. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями СН 1а на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими значениями z [3, 4, 5]. На основании этой корреляции появилась возможность измерять расстояния до далеких объектов и таким образом определять параметры космологических моделей.
На основании наблюдений далеких сверхновых недавно было выполнено несколько интересных работ [6, 7, 8, 9,10]. В этих работах указывается, что из анализа наблюдательных данных с большой достоверностью следует вывод о том, что Вселенная в настоящий момент расширяется с ускорением.
Однако стоит заметить, что во всех работах по далеким сверхновым использовались соотношения типа "максимальная светимость-темп падения блеска", получены из анализа близких объектов. Но даже для близких СН 1а отклонения отдельных объектов от такой зависимости не могут быть объяснены только ошибками наблюдений. Так что, не исключена вероятность эволюционной зависимости свойств сверхновых от возраста вселенной [11]. Далекие сверхновые могли обладать свойствами отличными от свойств близких сверхновых 1а. Поэтому изучение этих объектов является важном направлением в современной астрофизике. В этой связи, для правильной интерпретации наблюдений кривых блеска термоядерных сверхновых, важно понимать механизмы их взрывов.
Начиная с работ Arnett [12], Ivanova и др. [13], Nomoto и др. [14], теория
горения в сверхновых активно развивалась. Было предложено множество моделей взрыва СН 1а (см., например, [15, 16] и ссылки в этих работах) с различными массами (чандрасекаровскими и субчандрасекаровскими), разными режимами горения (детонацией, дефлаграцией и различными их сочетаниями), разными энергиями взрыва и скоростями разлета вещества. В этих теоретических моделях химические элементы в результате горения образуются в разных соотношениях и по-разному распределены по звезде, поэтому расчет дальнейшей эволюции сверхновой ведет к получению различных теоретических кривых блеска. Вероятно, осуществление различных сценариев взрыва звезды приводит к некоторому разбросу в зависимостях между наблюдаемыми параметрами вспышки и объясняет наличие объектов, отклоняющихся от этих зависимостей на величину, превышающую ошибки наблюдений.
До сих пор мы не можем с уверенностью сказать, как именно происходит термоядерное горение в белых карликах: медленное ли оно, дозвуковое (дефлаграция), или быстрое сверхзвуковое (детонация) — этим определяется обилие элементов, образующихся в результате взрыва. Неизвестно также, должны ли все предсверхновые СН 1а иметь чандрасекаровскую массу, или могут взрываться и более легкие, субчандрасекаровские белые карлики. Кроме того, даже если все предсверхновые СН 1а являются чандрасекаровскими, еще не определена энергия взрыва и масса образовавшихся радиоактивных изотопов. Горение может начинаться в центре звезды, а может, при определенном темпе аккреции, и во внешних слоях — и наблюдатели могут это заметить по жесткости спектра и скорости роста блеска до максимума. Поэтому чтобы теоретически воспроизвести реальные кривые блеска сверхновых 1а, нужно исследовать разные модели взрыва.
Через несколько лет после взрыва сверхновой вещество выброса остывает и становится практически ненаблюдаемым. Спустя несколько сот лет, когда образуется молодой остаток сверхновой, наступает другая возможность понять структуру и химический состав выброса. К этому времени выброс при
своем разлете успевает сгрести заметное количество околозвездного вещества (с массой порядка массы самого выброса). При этом образуются две ударных волны: одна из них распространяется вперед по окружающему выброс веществу, а другая движется внутрь выброса, разогревая его слой за слоем и тем самым, давая возможность изучать его последовательно, от внешних слоев к внутренним. Если какая-то из теоретических моделей взрыва сверхновой действительно реализуется в природе, она должна объяснять все особенности излучения сверхновой на любой стадии эволюции.
В настоящей работе мы заостряем наше внимание на исследовании молодых остатков сверхновых. Для решения задач такого уровня мы пользуемся мощным инструментом, позволяющим рассчитывать рентгеновское излучение молодых остатков сверхновых — программой SUPREMNA. Этот программный пакет позволяет самосогласованно решать уравнения гидродинамики совместно с уравнениями кинетики состояний ионизации (предполагая газ прозрачным). Код SUPREMNA на настоящий момент не имеет аналогов в мире по богатству учтенных в нем важных для молодых остатков сверхновых физических процессов. Таким образом, у нас есть возможность проводить детальные, исследования взаимодействия остатков сверхновых с окружающей средой, которые в значительно мере развивают наши представления о газодинамических и радиационных процессах, происходящих в плазме, разогретой ударной волной.
Понимание радиационно-гидродинамических процессов происходящих в плазме, разогретой ударной волной также важно для изучения свойств окружающей среды в окрестности другого типа космических взрывов: гамма-всплесков.
Гамма-всплески — уже достаточно хорошо изученный класс объектов с наблюдательной точки зрения, но не имеющий пока четкого научного объяснения.
К настоящему моменту имеется несколько теоретических моделей, объяс
няющих происхождение гамма-всплесков (см., например, обзоры [22, 23, 19]), но проверить или опровергнуть ни одну из них пока невозможно. В "стандартной" модели ГВ [24, 25] центральный источник (до конца неустановленной природы) выделяет энергию 1051 эрг за характерное время порядка 100 с. Эта энергия может быть как тепловой (фотон-лептонный огненный шар, или файербол, см. [25]), так и электромагнитной [26, 27, 28], и, по-видимому, распространяется в узком конусе (джете). Наблюдаемые особенности гамма-излучения от ГВ (нетепловой вид спектра, быстрая временная переменность) фактически требуют ультрарелятивистского движения излучающей плазмы [25, 23] с характерными Лоренц-факторами направленного движения Г 100 — 300. Наблюдаемые гамма-фотоны генерируются нетепловым механизмом на фронтах релятивистских ударных волн (хотя видимый "нетепловой" вид спектра может быть объяснен и в модели оптически толстых оболочек, движущихся с релятивистскими скоростями - см. [29]). Рентгеновские и оптические ореолы ("послесвечения") ГВ в этих моделях также связывают с нетепловым (синхротронным) излучением релятивистских частиц на фронте "внешней" ударной волны, тормозящейся в околозвездной или межзвездной среде [30].
Теоретическое предсказание оптических ореолов гамма-всплесков было представлено в работе [17] Позднее, наряду со "стандартной" моделью ореолов ГВ, в работе [31] предлагалось альтернативное объяснение первому наблюдаемому оптическому ореолу GRB 970228, в котором ГВ нагревал оболочку звезды (например, в тесной двойной системе), и механизм послесвечения был чисто тепловым. Обнаружение рентгеновских ореолов космических гамма-всплесков с борта ИСЗ Beppo-SAX [18] стало поворотным событием в современных исследованиях этого астрофизического феномена (см. обзоры [19, 20, 21] и ссылки там). А с запуском рентгеновских обсерваторий Chandra и XMM-Newton в конце 1990-х годов появилась качественно новая возможность изучения мягких рентгеновских спектров ранних ореолов гамма-всплесков с
высоким спектральным разрешением.
Очевидно, что при взаимодействии гамма-всплеска с межзвездной средой имеет место катастрофический нагрев вещества, при этом важную роль начинают играть процессы нестационарной ионизации. Эти процессы необходимо учитывать при интерпретации наблюдаемого излучения от ореолов гамма-всплесков. У нас имеются методы, позволяющие моделировать спектр рентгеновского излучения, производимого подобной плазмой. При этом мы можем строить реалистичные модели, описывающие состояние среды в окрестности гамма-всплесков, что позволяет лучше понимать свойства этой среды и, следовательно, условия происхождения этих объектов.
Помимо изучения ореолов гамма-всплесков, существует также другой подход к изучению их природы. Взаимодействие гамма-всплесков с окружающий средой позволяет локализовывать эти события при помощи оптических и рентгеновских наблюдений. Таким образом, появляется возможность исследования пространственного распределения гамма-всплесков в родительских галактиках и сравнивать его с распределениями других астрофизических объектов. Такое сравнение открывает возможность обнаружения генетической связи источников гамма-всплесков с уже хорошо изученными феноменами во вселенной.
В последнее время укрепляется представление, что гамма-всплески могут быть непосредственно связаны с взрывами сверхновых особого типа, которые являются энергичным подклассом коллапсирующих сверхновых типа Ib/c кинетической энергией взрыва свыше 1051 эрг (т.н. "гиперновые"). Ассоциация гамма-всплесков со сверхновыми получила сильную наблюдательную поддержку после GRB 030329, в спектрах оптического ореола, которого были обнаружены спектральные особенности, присущие сверхновым типа Ib/c [32, 33, 34]. Недавний анализ последних наблюдений гамма-всплесков и сопровождающих их сверхновых [35], однако, приводит к заключению о возможной ассоциации только относительно слабых гамма-всплесков (типа GRB 9804 и GRB 031203) с яркими сверхновыми. Таким образом, на сегодняшний день нельзя однозначно связать каждый гамма-всплеск с коллапсом массивной звезды, сопровождающимся взрывом гиперновой, и отвергнуть другие гипотезы образования гамма-всплесков, в том числе выходящие за рамки стандартной модели современной физики. В этой связи рассматривается также возможность связи гамма-всплесков с плохо изученной темной материей в галактиках [36, 23].
Таким образом, ассоциация гамма-всплесков с известными астрофизическими объектами в галактиках (и в частности, со сверхновыми типа Ib/c) должна быть проверена независимыми методами. Наличие объектов, пространственно распределенных в галактиках, так же как и гамма-всплески, может быть указанием на их родство.
Диссертационная работа имеет следующую структуру.
В первой части проводится моделирование рентгеновского излучения от молодых остатков сверхновых. Гидродинамические расчеты проведены с учетом важных физических процессов, происходящих в остатках сверхновых (потери энергии на излучение, теплопроводность, некулоновский обмен энергией между электронами и ионами). В метод расчета рентгеновского излучения впервые были добавлены процессы ударной ионизации с внутренних оболочек ионов. На основании рассчитанных моделей была построена 3-х параметрическая табличная модель в формате программного пакета XSPEC [37]. В результате подгонки теоретического рентгеновского спектра остатка к наблюдаемому, были оценены значения параметров среды в выбросе остатка: параметр теплопроводности, параметр нетеплового обмена энергией между ионной и электронной компонентой и плотность окружающей остаток среды. Учет процессов ионизации с внутренних оболочек низкоионизованных ионов показал, что наблюдаемый рентгеновский спектр и профили яркости остатка сверхновой 1572 (Тихо) неплохо воспроизводится в таких моделях взрыва, которые ранее отвергались [38].
Во второй части работы моделируется переменность рентгеновских спектров ранних послесвечений гамма-всплесков (на примере GRB 011211). Показано, что учет нестационарных процессов в горячей разреженной плазме оказывает существенное влияние на наблюдаемый спектр. Предложенная методика позволяет получать независимые ограничения на угол коллимации гамма-всплесков и параметры клочковатости окружающей среды.
В третьей части проведено статистическое исследование пространственного распределения длинных гамма-всплесков в их родительских галактиках. В этой задаче мы применили метод подсчета объектов внутри заданного радиуса для анализа галактоцентрического распределения объектов (гамма-всплесков, сверхновых). По сравнению с предыдущими работами на эту тему [39, 40], в настоящем исследовании анализ распределений производился с новыми, более полными данными (Integral, Swift) по гамма-всплескам. Впервые проведено сравнение распределения гамма-всплесков с моделями распределения темной материи в галактиках. В результате получено, что распределение гамма-всплесков отличается от распределения сверхновых, наилучшим образом согласуется с профилем экспоненциального диска, а также близко к распределению темного вещества в галактиках при некоторых значениях модельных параметров.
В Заключении приведены основные результаты, полученные в диссертации.
Качественное сравнение результатов расчетов с наблюдениями
Эта энергия может быть как тепловой (фотон-лептонный огненный шар, или файербол, см. [25]), так и электромагнитной [26, 27, 28], и, по-видимому, распространяется в узком конусе (джете). Наблюдаемые особенности гамма-излучения от ГВ (нетепловой вид спектра, быстрая временная переменность) фактически требуют ультрарелятивистского движения излучающей плазмы [25, 23] с характерными Лоренц-факторами направленного движения Г 100 — 300. Наблюдаемые гамма-фотоны генерируются нетепловым механизмом на фронтах релятивистских ударных волн (хотя видимый "нетепловой" вид спектра может быть объяснен и в модели оптически толстых оболочек, движущихся с релятивистскими скоростями - см. [29]). Рентгеновские и оптические ореолы ("послесвечения") ГВ в этих моделях также связывают с нетепловым (синхротронным) излучением релятивистских частиц на фронте "внешней" ударной волны, тормозящейся в околозвездной или межзвездной среде [30].
Теоретическое предсказание оптических ореолов гамма-всплесков было представлено в работе [17] Позднее, наряду со "стандартной" моделью ореолов ГВ, в работе [31] предлагалось альтернативное объяснение первому наблюдаемому оптическому ореолу GRB 970228, в котором ГВ нагревал оболочку звезды (например, в тесной двойной системе), и механизм послесвечения был чисто тепловым. Обнаружение рентгеновских ореолов космических гамма-всплесков с борта ИСЗ Beppo-SAX [18] стало поворотным событием в современных исследованиях этого астрофизического феномена (см. обзоры [19, 20, 21] и ссылки там). А с запуском рентгеновских обсерваторий Chandra и XMM-Newton в конце 1990-х годов появилась качественно новая возможность изучения мягких рентгеновских спектров ранних ореолов гамма-всплесков с высоким спектральным разрешением.
Очевидно, что при взаимодействии гамма-всплеска с межзвездной средой имеет место катастрофический нагрев вещества, при этом важную роль начинают играть процессы нестационарной ионизации. Эти процессы необходимо учитывать при интерпретации наблюдаемого излучения от ореолов гамма-всплесков. У нас имеются методы, позволяющие моделировать спектр рентгеновского излучения, производимого подобной плазмой. При этом мы можем строить реалистичные модели, описывающие состояние среды в окрестности гамма-всплесков, что позволяет лучше понимать свойства этой среды и, следовательно, условия происхождения этих объектов.
Помимо изучения ореолов гамма-всплесков, существует также другой подход к изучению их природы. Взаимодействие гамма-всплесков с окружающий средой позволяет локализовывать эти события при помощи оптических и рентгеновских наблюдений. Таким образом, появляется возможность исследования пространственного распределения гамма-всплесков в родительских галактиках и сравнивать его с распределениями других астрофизических объектов. Такое сравнение открывает возможность обнаружения генетической связи источников гамма-всплесков с уже хорошо изученными феноменами во вселенной.
В последнее время укрепляется представление, что гамма-всплески могут быть непосредственно связаны с взрывами сверхновых особого типа, которые являются энергичным подклассом коллапсирующих сверхновых типа Ib/c кинетической энергией взрыва свыше 1051 эрг (т.н. "гиперновые"). Ассоциация гамма-всплесков со сверхновыми получила сильную наблюдательную поддержку после GRB 030329, в спектрах оптического ореола, которого были обнаружены спектральные особенности, присущие сверхновым типа Ib/c [32, 33, 34]. Недавний анализ последних наблюдений гамма-всплесков и сопровождающих их сверхновых [35], однако, приводит к заключению о возможной ассоциации только относительно слабых гамма-всплесков (типа GRB 980425 и GRB 031203) с яркими сверхновыми. Таким образом, на сегодняшний день нельзя однозначно связать каждый гамма-всплеск с коллапсом массивной звезды, сопровождающимся взрывом гиперновой, и отвергнуть другие гипотезы образования гамма-всплесков, в том числе выходящие за рамки стандартной модели современной физики. В этой связи рассматривается также возможность связи гамма-всплесков с плохо изученной темной материей в галактиках [36, 23].
Таким образом, ассоциация гамма-всплесков с известными астрофизическими объектами в галактиках (и в частности, со сверхновыми типа Ib/c) должна быть проверена независимыми методами. Наличие объектов, пространственно распределенных в галактиках, так же как и гамма-всплески, может быть указанием на их родство.
В первой части проводится моделирование рентгеновского излучения от молодых остатков сверхновых. Гидродинамические расчеты проведены с учетом важных физических процессов, происходящих в остатках сверхновых (потери энергии на излучение, теплопроводность, некулоновский обмен энергией между электронами и ионами). В метод расчета рентгеновского излучения впервые были добавлены процессы ударной ионизации с внутренних оболочек ионов. На основании рассчитанных моделей была построена 3-х параметрическая табличная модель в формате программного пакета XSPEC [37]. В результате подгонки теоретического рентгеновского спектра остатка к наблюдаемому, были оценены значения параметров среды в выбросе остатка: параметр теплопроводности, параметр нетеплового обмена энергией между ионной и электронной компонентой и плотность окружающей остаток среды. Учет процессов ионизации с внутренних оболочек низкоионизованных ионов показал, что наблюдаемый рентгеновский спектр и профили яркости остатка сверхновой 1572 (Тихо) неплохо воспроизводится в таких моделях взрыва, которые ранее отвергались [38].
Учет ионизации с внутренних оболочек ионов при моделировании
Остаток сверхновой типа 1а 1572 (далее остаток Тихо) является очень подходящим объектом для проверки моделей термоядерных сверхновых. К настоящему моменту имеется большое количество наблюдательного материала по этому объекту [58], [59], [60], [61], что позволяет развивать теорию термоядерных взрывов сверхновых, а также теорию газокинетических процессов в плазме за фронтом ударной волны сверхновых на примере этого остатка. Теоретические работы, посвященные остаткам сверхновых типа 1а [62], [63], [38], [46], показывают, что пока нет четкой газодинамической модели, описывающей происхождение и эволюцию остатка Тихо обсерватории XMM-Newton. Эти наблюдения были обработаны и представлены в работе [60], где приводятся спектр остатка в диапазоне 0.2-10 КэВ (Рис. 1.1), а также радиальные профили (усредненные по азимутальному углу) яркости остатка в линиях железа и кремния (Рис. 1.3). Изображения остатка в линиях железа и кремния представлены на Рис. 1.2 В последствии, для более точного количественного сравнения спектров использовались данные по остатку из архива XMM-Newton.
При моделировании остатка, выброс мы окружали покоящимся газом постоянной температуры (104 К) и плотности, с солнечным обилием элементов. Плотность окружающей среды была принята равной 5 Ю-24 г/см3. В дальнейших расчетах плотность окружающей среды рассматривалась как свободный параметр при подгонке спектров. Счет начинался при возрасте остатка порядка 10 лет, когда плотность внешних зон выброса превышала межзвездную в 10-100 раз. До этого момента мы предполагали, что выброс "не чувствует" присутствия межзвездного вещества и расширяется адиабатически. Расчет проводился до возраста 430 лет, который соответствует возрасту остатка
В результате моделирования были построены теоретические спектры и радиальные профили яркости для различных значений параметров Сш и q для каждой из рассмотренных моделей.
Рассчитанные интегральные спектры (Рис. 1.4) оказываются почти не чувствительны к физике, за исключением уровня континуума и очень небольших различий в соотношении некоторых спектральных линий. По-видимому, это связано с нестационарностью ионизации в остатке сверхновой такого возраста. Несмотря на то, что стационарные значения ионизации заметно различаются, скорости ионизации близки для всех моделей, а различия в излучаемом спектре объясняются в основном разным химическим составом и распределением элементов по радиусу в разных моделях. В модели W7 железо расположено глубже, чем в MR0, поэтому оно начинает ионизоваться позже, когда плотность выброса уже заметно упала из-за расширения (идущего с большей скоростью). Вследствие меньшей плотности скорость ионизации значительно ниже. Так что в модели W7 максимальный ион железа во внешних зонах, где оно присутствует в заметных количествах и ионизовано сильнее всего, — это Fe XXI, а в MR0 — Fe XXV. Именно этим и объясняются значительные различия между спектрами для разных моделей взрыва. При этом ни один из рассчитанных нами спектров не продемонстрировал даже качественное сходство с наблюдаемым интегральным спектром остатка Тихо.
На Рис. 1.5 представлены теоретические профили в линиях Si XIII (1.67-2 кэВ) и Fe XVII (775-855 эВ) для обеих моделей (слева), а также в линиях Fe К (6.2-6.6 кэВ) и Fe XVII (справа). Профили в каждой линии показаны относительно своей центральной яркости. Их поведение при изменении физических параметров очень похоже для обеих моделей, хотя взаимное расположение светящихся колец в разных линиях не совпадает с наблюдаемым. Например, наблюдения показывают (нижние графики Рис. 1.3), что пик яркости в линии Fe К находится ближе к центру остатка чем пик в линии Fe XVII. Наши расчеты Рис. 1.5 демонстрируют противоположную ситуацию.
Таким образом, сравнение результатов наших расчетов с наблюдениями показало, что однозначно определить модель взрыва сверхновой нельзя. Рассчитанные профили яркости остатка в линиях кремния и железа значительно отличаются от наблюдаемых, также существуют значительные отличия в те
В связи с обнаруженными противоречиями была предпринята попытка изменить профиль плотности выброса сверхновой (уменьшить плотность во внешних слоях выброса), чтобы проверить, насколько повлияет такая модификация начальной модели на профили яркости остатка в различных диапазонах рентгеновского спектра. Действительно, наблюдаемое распределение профилей яркости в линиях железа (Рис. 1.6) показывает, что внутренние светящиеся слои оболочки (фронт возвратной ударной волны, распространяющейся по выбросу сверхновой к центру остатка) должны иметь больший ионизационный возраст nt, чем внешние (контактный разрыв). Но, внутренние слои соответствуют фронту обратной ударной волны, где вещество было разогрето недавно и ионизационное время там должно быть мало. Ионизационный возраст может быть больше, если увеличить плотность на фронте обратной ударной волны и, соответственно, уменьшить плотность вещества во внешних зонах выброса сверхновой.
Модель с учетом нестационарной ионизации
С запуском рентгеновских обсерваторий Beppo-SAX, Chandra и XMM-Newton в конце 1990-х годов появилась качественно новая возможность изучения мягких рентгеновских спектров ранних послесвечений гамма-всплесков с высоким спектральным разрешением. Первые уверенные данные были получены для GRB 991216 - в спектре рентгеновского послесвечения, наблюдавшегося обсерваторией Chandra 1.5 дня спустя гамма-всплеска, были обнаружены эмиссионные линии, интерпретированные как флуоресцентная Ка-линия железа и рекомбинационный скачок водородоподобного иона железа в эмиссии [73]. Для объяснения наблюдаемой эквивалентной ширины линии потребовалось предположить сильную металличность излучаемой плазмы (обилие ионов железа более чем в 60 раз превышает солнечное значение, 1.8 х Ю-3, от полной массы), что истолковывалось как свидетельство выброса оболочки сверхновой, предшествовавшей гамма-всплеску (модель "супрановой", [74]). Спектральные линии железа с меньшей уверенностью наблюдались в послесвечениях ряда других ГВ (GRB 970508, GRB 970828, GRB 000214). Однако наиболее интересными оказались результаты для GRB 011211, полученные обсерваторией XMM-Newton (Ривса и др. 2002 [75]). Спектр раннего рентгеновского послесвечения, наблюдавшийся через 11 часов после гамма-всплеска, показывал наличие ряда эмиссионных линий и эволюционировал во времени (угасание линий за характерное время 104 с). Эмиссионные линии интерпретировались как і а-линии ряда ионов с а-частичными ядрами (Mg XI, Si XIV, S XVI, Аг XVIII, Са XX) на фоне теплового ff-континуума с температурой Т 4.5 кэВ, а их временная эволюция связывалась с геометрическим фактором в расширяющейся оболочке. Эта интерпретация требует голубого смещения линий относительно системы отсчета источника, что может быть вызвано, как полагают авторы, движением излучающей области со скоростью порядка 0.1с. Примечательно, что линий железа найдено не было, и авторы пытаются объяснить этот факт особенностями выброса оболочки сверхновой, возможно предшествовавшей гамма-всплеску. Наблюдаемый спектр этого ореола с подогнанной моделью теплового излучения температуры Т 4 КэВ представлен на Рис. 2.1
Наблюдатели XMM-Newton [76] утверждают, что в трех из четырех наблюдаемых рентгеновских послесвечений ГВ ПЗС-матрицами EPIC/PN обсерватории XMM-Newton, модель теплового излучения оптически тонкой плазмы с ударной ионизацией (короналыюе приближение) дает лучшую подгонку спектрам, чем степенной континуум с поглощением в мягкой области, который ожидается в моделях с отражением нетеплового рентгеновского излучения от облака холодной плазмы и в фотоионизационных моделях.
Справедливости ради следует отметить, что процедура подгонки рентгеновских спектров XMM-Newton критиковалась из-за возможных приборных эффектов [77], а наблюдаемые эмиссионные линии в GRB 011211 могут быть интерпретированы иначе [78]. Однако сам факт наличия и временной эволюции эмиссионных линий в спектрах ранних рентгеновских послесвечения ГВ представляется достаточно надежным. Очевидно требование физического объяснения наблюдаемым спектральным особенностям, и эта тема обсуждалась в ряде работ [79, 80]. Было показано, что ни одна из предлагаемых моделей не дает полностью удовлетворительного объяснения наблюдаемым данным и требует ряд допущений (физических или геометрических). Общий вывод, который получается из анализа и интерпретации наблюдаемых рентгеновских спектральных особенностей, состоит в существенно более высокой чем солнечная металличности излучающей плазмы.
В настоящей работе мы изучаем эффекты нестационарной (столкно Рис. 2.1. Рентгеновский спектр гамма-всплеска GRB 011211 (из работы [75]) вительной) ионизации в горячей разреженной плазме, нагретой гамма-всплеском. Эта плазма может быть как связана с предшествующей фазой эволюции прародителя ГВ, так и оказаться случайно на луче зрения. Наблюдавшаяся в GRB 011211 временная эволюция в непрерывном спектре и в линиях может быть прямым указанием на нестационарность ионизации в плазме, нагретой гамма-всплеском. Показано, что линии наблюдавшихся элементов получить можно в астрофизически допустимых условиях окружающей среды. Однако трудно объяснить их голубое смещение относительно источника. От выброса сверхновой, т.е. при заметном голубом смещении, в тепловой модели мы должны ожидать скорее не отдельные линии, а фоторе-комбинационные скачки, так как при нормальном составе водородной оболочки сверхновой линии не получаются, десятикратное увеличение металлов не естественно, а современные представления о химсоставе оболочек сверхновых указывают на предпочтительность чисто металлического выброса.
При моделировании рентгеновского излучения от горячей плазмы удобно рассматривать два крайних случая. Это фотоионизационное и тепловое приближения (см., например, обзор [81] и ссылки там). Фотоионизационная (небулярная) модель описывает физическое состояние и излучение от плазмы, ионизованной рентгеновскими и гамма-фотонами [82]. В этом случае вещество перерабатывает падающее на него жесткие кванты в более мягкое линейчатое излучение и/или в континуум в соседних диапазонах спектра. Основное положение небулярной модели состоит в том, что температурное и ионизационное состояние среды определяется только взаимодействием плазмы с полем излучения; другие механизмы нагрева не учитываются.
Радиальные распределения изучаемых объектов
Начнем с построения радиальных распределений изучаемых объектов. Как уже отмечалось, мы работаем в единицах безразмерных расстояний до центров галактик, т.е. каждое галактоцентрическое расстояние нормировано на оптический радиус соответствующей родительской галактики. В среднем (гьаи light) — 2.5 кпк для далеких галактик, в которых наблюдались гамма-всплески [40], и (rhaif light) — 6 кпк для близких галактик, в которых находятся изучаемые сверхновые. Радиальное распределение измеренных гамма-всплесков (без учета ошибок локализации) как функция галактоцентрического расстояния представлена на гамма-всплесков (черная линия) и гамма-всплесков с красными смещениями меньше 1.1 (серая линия).
Ошибка локализации гамма-всплесков приводит к тому, что вместо расстояния до центра галактики г следует брать плотность вероятности нахождения источника на данном радиусе р(г). Плотность вероятности /(г) для N источников находится суммированием индивидуальных плотностей вероятностей: /(г) = Yli=iPi(r)- Ошибки локализации учитываются следующим образом. Если го - измеренное расстояние до центра области ошибки отдельного гамма-всплеска от центра галактики и аг — ошибка в определении положения гамма-всплеска (т.е. предполагается, что область ошибки имеет вид круга, что, вообще говоря, не всегда верно), то плотность вероятности нахождения источника на расстоянии г от центра родительской галактики описывается распределением Раиса [40] где IQ — модифицированная функция Бесселя нулевого порядка. В случае малой ошибки локализации профиль распределения вероятности положения источника близок к 5{г — Го)-функции. Большое значение ошибки локализации приводит к плотности распределения с широкими крыльями. Таким образом, более точные данные оказываются более значимыми, и учитывается вес (значимость) каждого наблюдения.
При анализе радиальных распределений сверхновых основной вклад в ошибку определения их расстояния до центра галактик вносит не ошибка локализации самой сверхновой, а ошибка определения центра изображения галактики. Анализ показывает, что эта ошибка порядка 10% от оптического радиуса, поэтому для сверхновых принималось оу = 0.1. Таким образом, плотность вероятности распределения источников по расстояниям с учетом ошибок локализации есть представлены на Рис. 3.2(а-г) гладкими кривыми. Здесь же для сравнения показаны сглаженные профили радиального распределения сверхновых Рис. 3.2(а-б) и рентгеновских двойных Рис. 3.2(B). На Рис. 3.2(г) в дополнение к распределениям гамма-всплесков без учета и с учетом ошибок локализации приведены теоретические профили радиального распределения темной материи F(r)[DM] = JQ /вм(х)х іх в моделях (3.1) и (3.2) для значений параметров гсоге = 5 rhaif light и rs = lOrhaif light соответственно. Также показано радиальное распределение светящегося вещества галактики в модели экспоненциального диска (3.3) для значения параметра га = 0.59 rhaif light - F(r)[exp] = /0Г fexp(x)xdx.
Для качественного сравнения двух эмпирических распределений случайных величин удобно пользоваться также квантиль-графиками. Это наглядная техника для проверки гипотезы, что две различных выборки случайной величины имеют общее распределение. На квантиль-диаграмме изображают квантили одной выборки данных напротив квантилей из другой выборки (квантиль - доля/процент точек ниже данного значения). Подробное описание метода приводится в Приложении. Квантиль-графики для сравнения распределений гамма-всплесков и сверхновых Ib/c представлены на Рис. 3.3.
Для сравнения эмпирических распределений изучаемых объектов в галактиках использовались следующие методы. 1. метод оценки моментов эмпирических распределений; 2. метод подсчета числа объектов внутри заданного радиуса
