Содержание к диссертации
Введение
1 Введение 6
1.1 Роль ядерных гамма-линий в астрофизических исследованиях 8
2 Комптоновская Гамма-Обсерватория 19
2.1 Прибор КОМПТЕЛ — комптоновский гамма-телескоп 20
2.1.1 Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе КОМПТЕЛ 21
2.1.2 Условия наблюдений и компоненты фона в приборе КОМПТЕЛ..25
2.1.3 Основы анализа регистрируемой информации для прибора КОМПТЕЛ 34
2.1.3.1. Пространственный анализ 34
2.1.3.2. Спектральный анализ 37
2.2 Гамма-телескоп ЭГРЕТ 39
2.2.1 Принцип регистрации гамма-квантов прибором ЭГРЕТ 39
2.2.2 Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе ЭГРЕТ 42
2.2.3 Основы обработки регистрируемой прибором ЭГРЕТ информации для получения координат и спектра источника гамма-излучения 45
3 Наблюдения гамма-излучения в линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А 47
3.1 Первое наблюдение гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А .- 47
3.2 Проверка полученного результата регистрации прибором КОМПТЕЛ гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А 53
3.3 Анализ возможных имитаций у-линии 1.157 МэВ зарегистрированной от остатка сверхновой Кассиопея А прибором КОМПТЕЛ 60
3.4 Независимое подтверждение регистрации гамма-линий от распада 44Ті от остатка сверхновой Кассиопея А 62
3.5 Интерпретация результата регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А прибором КОМПТЕЛ 63
3.6 Вопрос количества 4 Ті в остатке сверхновой Кассиопея А 66
3.7 Выводы к материалам Главы 3 68
4 Поиск источников излучения в гамма-линии 1.157 МэВ в плоскости Галактики 69
4.1 Генерация и анализ первой карты излучения галактики в гамма-линии с энергией 1.157 МэВ по данным прибора КОМПТЕЛ 69
4.2 Генерация и анализ конечного варианта карты излучения галактики в у-линии с энергией 1.157 МэВ по данным прибора КОМПТЕЛ 71
4.3 Ограничения на частоту сверхновых в Галактике по числу источников зарегистрированных в линии 1.157 МэВ 73
5 Исследования свойств молодого галактического остатка сверхновой Vela Jr 76
5.1 Свойства остатка сверхновой RX J0852.0-4622 76
5.2 Морфологические особенности остатка сверхновой RX J0852.0-4622 по измерениям в других длинах волн и энергиях у-излучения 82
5.3 К определению возраста остатка сверхновой RX J0852.0-4622 93
5.4 Независимое подтверждение регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Vela Jr. прибором КОМПТЕЛ 9з
5.5 Молодой остаток сверхновой G1.9+0.3 содержащий Ті? 96
5.6 Молодой остаток сверхновой SN1987A содержащий 44Ті 96
5.7 Выводы по остатку сверхновой Vela Jr. содержащей 44Ti 96
6. Исследования гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от галактических классических новых 97
6.1 Результаты исследований гамма-излучения в линии 22Na с энергией 1.275 МэВ от ближайших классических новых вспыхнувших в Галактике в период 1991-1999 г.г 97
6.2. Наблюдения линии 1.275 МэВ изотопа 22Na прибором COMPTEL 100
6.2.1. Поиск локальных избытков излучения в линии 1.275 МэВ 101
6.2.2. Спектральный анализ и поиск излучения в линии 1.275 МэВ 102
6.3. Выводы из результатов наблюдений 1991-1994 гг 102
6.4. Излучение в линии 1.275 МэВ от Новой Кассиопеи 1995 105
Выводы к Главе 6 115
7. Галактическое излучение в гамма-линии 1.275 МэВ 116
7.1 Результаты исследований глобального галактического излучения в линии с энергией 1.275 МэВ 118
7.2 Широтный и долготный профили интенсивности галактического излучения в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ 121
7.3 Оценка частоты новых в балдже 125
7.4 Оценка потока в линии 1.275 МэВ от КЛНЭ в балдже 126
Выводы к Главе 7 126
8. Метод резонансного поглощения гамма-квантов в исследованиях источников с релятивисткими струями 128
8.1 Процессы резонансного поглощения гамма-квантов ядрами межзвездного и межгалактического вещества 128
8.2. Краткое описание приборов и методики анализа спектров квазаров... 132
8.2.1. Прибор COMPTEL 132
8.2.2. Краткое описание прибора EGRET 134
8.2.3.Анализ регистрируемых данных прибора COMPTEL 134
8.2.4.Особенности анализа спектров квазаров для прибора EGRET 139
8.2.4.1. Стандартный анализ спектров прибора EGRET 139
8.2.4.2. Специфика нашего анализа спектров прибора EGRET 139
8.3. Спектры квазаров измеренные приборами COMPTEL и EGRET 142
8.3. 1. Процесс фитирования спектров квазаров 143
8.3.2. Анализ СПИ квазара ЗС279 147
8.3.3. Анализ СПИ квазара ЗС273 153
8.3.4. Анализ СПИ квазара PKS 0528+134 154
8.3.5. Анализ СПИ квазара BL Lacertae 157
8.4. Возможность практического применения метода резонансного погло щения в исследованиях ранней Вселенной 160
Заключение 167
Список цитируемой литературы
- Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе КОМПТЕЛ
- Проверка полученного результата регистрации прибором КОМПТЕЛ гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея
- Ограничения на частоту сверхновых в Галактике по числу источников зарегистрированных в линии 1.157 МэВ
- Независимое подтверждение регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Vela Jr. прибором КОМПТЕЛ
Введение к работе
Актуальность темы
Ядерные гамма-линии
Научный интерес к наблюдениям ядерных гамма-линий возник естественным образом из попыток объяснить наблюдаемую распространенность элементов их происхождением в результате термоядерного взрыва звезды завершающей свою эволюцию (Хойл 1946), а также, из-за предложенной еще на ранней стадии развития ядерной астрофизики теории объясняющей кривую блеска сверхновой звезды присутствием в выбросе сверхновой радиоактивных изотопов, энергия распада которых поддерживает светимость материала выброшенного во время взрыва в видимой области спектра. Например, в ранней публикации Бэрбидж и др. (1956) предполагали, что энергия высвобождаемая в результате распада
9 S4
изотопа Cf, имеющего период полураспада ~60 дней, достаточна чтобы
объясненить кривую блеска сверхновой звезды.
Предположение что именно распад Со (период 77 дней), из цепи распадов
Ni —> Со —> Fe, а не распад изотопа Cf, подпитывает яркость кривой блеска сверхновой было сделано в тезисах PhD диссертации Pankey (1962). Это указание было отмечено в 1969 году в статье Colgate and McKee (1969). Возможность наблюдений гамма-линий возникающих после распадов образованных в термоядерном взрыве сверхновой таких радиоактивных изотопов как изотопы JNi и 11, а по их интенсивности, и параметрам кривой блеска сверхновой в оптическом излучении, делать вывод как о характере взрыва сверхновой, так и о продуктах термо-ядерного синтеза во время взрыва сверхновой, впервые были рассмотрены в статье Клэйтона, Колгэйта и Фишмана (Clayton, Colgate and Fishman 1969).
В этой же работе было обращено внимание на потенциальную возможность обнаружения остатков сверхновых в нашей Галактике с помощью прибора установленного на борту спутника и имеющего чувствительность на уровне
с 9 1
-4x10" см" с" при регистрации гамма-линии с энергией 1.157 МэВ от цепочки распада 44Ti^ 44Sc - 44Са.
Экспериментальная проверка справедливости предсказаний роли распада радиоактивного Ni ( Со) в поведении кривой блеска сверхновой звезды была осуществлена с помощью прямых наблюдений результатов взрыва сверхновой 1987A (SN1987A) в Большом Магеллановом Облаке гамма-спектрометром GRS, работавшем на борту Solar Maximum Mission, и привели к регистрации гамма-линии с энергией 843±5 кэВ в спектре излучения SN1987A, с потоком на уровне (1.0±0.2) х10"3 см"2с-1 (см. Matz et al. 1988). Вторая линия от распада 56Со, с энергией 1238 кэВ, была также зарегистрирована, но с меньшей
А 9 1
достоверностью, с потоком величиной (6±2) х10" см" с" . Интересно, что в
работах посвященных регистрации рентгеновского излучения от SN1987A (Гребенев и Сюняев 1988; Kumagai et al. 1988), было показано что раннее появление жесткого рентгеновского излучения может быть объяснено комптонизациеи излучения в гамма-линиях, а также, тем что масса Со в выбросе сверхновой, концентрируется в комках вещества сверхновой звезды, которые перемешаны по всему объему выброса вплоть до самых внешних слоев. Эти особенности перемешивания продуктов термоядерного синтеза при взрыве сверхновой типа SN1987A были позже объяснены с помощью довольно детального 2-мерного моделирования прохождения ударной волны от центра сверхновой до ее поверхности (Arnett, Fryxell, Mueller 1989). Наблюдения гамма-линий от взрыва сверхновой SN1987A послужили стимулом для последующих предсказаний возможности наблюдения гамма-линий других изотопов от самой SN1987A, или от другой сверхновой, приборами COMPTEL и OSSE, установленными на борту гамма-обсерватории GRO, получившей после запуска 04 Апреля 1991 года имя Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO). Конечно, к моменту запуска CGRO потоки фотонов в линиях с энергиями 847 кэВ, 1238 кэВ и 2596 кэВ, от распада Со, были уже существенно ниже порогов чувствительности приборов COMPTEL и OSSE, но регистрация линий от распада Со, с энергиями 122 кэВ и 136 кэВ, к моменту запуска CGRO еще оставалась актуальной задачей, и могла послужить целям определения соотношения синтезированных продуктов Ni/ Ni, что несет в себе информацию о плотности нейтронов в зоне термоядерного синтеза (Woosley, Pinto, Hartman 1989).
Кроме того, к моменту запуска CGRO значительно вырос интерес также к возможной регистрации как присутствия, так и количества радиоактивного изотопа Ті в выбросе материала сверхновой. Этот изотоп титана должен синтезироваться примерно в той же зоне горения сверхновой что и изотопы никеля, но его количество выносимое наружу взрывной волной должно сильно зависеть от положения обрезания по массе выброса (Рис. 1).
Расчеты выполненные, например, в работах Woosley, Pinto, Weaver (1988), Woosley, Pinto, and Hartmann (1989), а также Kumagai et al. (1989), для конкретного случая модели взрыва сверхновой 1987А позволили предсказать наличие около 10" М0 Ті в сброшенной, эжектированной оболочке сверхновой. Этого количества Ті явно мало для надежной регистрации гамма-телескопами CGRO сигнала от распада этого изотопа в остатке SN1987A, как по излучению в гамма-линиях 68 кэВ и 78 кэВ от первого распада в цепочке превращений Ті, так и в линии 1157 кэВ от распада Sc в Са*, с последующим переходом
Са* из возбужденного в основное состояние. Действительно, для расстояния Большого Магелланового Облака от Земли порядка 55 кпс, поток фотонов в гамма-линии с энергией 1157 кэВ, от распада 10" М0 Ті в оболочке сверхновой, ожидается на уровне 4x10" фотонов/см с, что существенно ниже минимально регистрируемых потоков от точечного
источника в этих гамма-линиях для приборов OSSE и COMPTEL. Более обнадеживающими были предсказания о возможности зарегистрировать гамма-линию от распада її от еще неизвестного, т.е. не зарегистрированного молодого остатка сверхновой в нашей Галактике, с возрастом -100 лет.
т~н
""В
(Л
ел о
Interior Mass
і—і—г
25 М
J L
2.6
Рис. 1. Положение ожидаемого обрезания по массе выброса во взрыве сверхновой 11-типа, в результате эволюции пред-сверхновой с массой в 25 М0 (courtesy Hoffman 1996).
В случае образования ~10" М0 изотопа Ті во взрыве одной сверхновой, при расстоянии от остатка сверхновой до солнечной системы в d килопарсек, можно ожидать поток в гамма-линии с энергией 1.157 МэВ на уровне:
FU57 - 1.4х 10' exp(-t/x44) 1/d (кпе) (М44/Ю' М0) фот. см' с [1].
Поэтому, для молодого остатка сверхновой в районе центра Галактики, т.е. на
с 9 1
расстоянии d ~8 кпе от Солнца, можно ожидать потока на уровне 2x10" см" с" или более в линии с энергией 1.157 МэВ, в случае если возраст этого остатка равен или меньше 160 лет. Единственно существенной неопределенностью на период начала работы обсерватории CGRO для оценки возможности регистрации линии с энергией 1.157 МэВ от распада изотопа титана, была
44гр-
величина времени жизни радиоактивного 11 измеренная к тому времени экспериментально.
Известная на период 1991-92 гг. величина времени полураспада этого изотопа варьировалась по результатам измерений разных авторов от минимальной величины 46.4 лет до 67 лет, см. работы Adelberg, Harbottle (1990); Frekers et al. (1983), Wing, Wahlgren, Stevens, Orlandini (1965). Различие величин времени
полураспада изотопа Ті на период 1991-92 гг. приводит к вариации коэффициента 1.4x10" в выражения [1] на уровне 30%.
Довольно очевидно, что открытие одного, или нескольких, молодых остатков сверхновых в Галактике предоставит уникальную возможность исследования взаимодействия сверхновой с окружающей средой на ранних этапах эволюции остатка. Такая возможность, кстати, в действительности реализовалась для молодого, галактического остатка сверхновой RX J0852.0-4622, известного также под именем Vela Junior (Vela Jr.).
В принципе наблюдения новых молодых остатков сверхновых по их излучению в линии радиоактивного 11, могут дать независимую оценку частоты взрывов сверхновых в нашей Галактике, которые не наблюдались в оптике уже более 400 лет. Наблюдения излучения в гамма-линиях от рапада изотопа Ті также важны и для теории ядерного синтеза, так как позволяют уточнить влияние асимметрии взрыва сверхновой на обрезание массы компактного остатка коллапсирующей сверхновой, а также и на количество образующегося при этом изотопа Ті. Вообще говоря, выявление механизма взрыва сверхновой при коллапсе ядра звезды - это проблема, которая обсуждается теоретиками уже несколько десятилетий. Укажем три возможных способа взрыва: 1) взрыв под действием нейтринного излучения; 2) магнито-ротационный механизм взрыва сверхновой (см. Бисноватый-Коган (1989), с.38); 3) слияние и взрыв нейтронных звезд. Все эти механизмы в той или иной мере сопряжены с асимметрией.
На сегодня существует довольно много наблюдательных указаний на то, что взрывы сверхновых действительно асимметричны, в частности по наблюдениям сверхновых SN 1987A , SN 1997Х, SN 2008ах и остатка сверхновой Кассиопея A (Cas А).
Известно также, что многие нейтронные звезды в остатках сверхновых, по результатам наблюдений разнесенных во времени, движутся со скоростями до 1000 км/с. Большой импульс, соответствующий этой скорости перемещения нейтронной звезды, пульсара, скорее всего, связан с асимметрией взрыва. Трехмерные изображения остатка Cas А показывают, что распределения кальция, серы и кислорода несимметричны относительно направления к наблюдателю. Простые сферические оболочки не наблюдаются. Компактный, звездный остаток от взрыва сверхновой в Кассиопее А, как и многие другие подобные остатки, имеет системную скорость движения относительно локальной межзвездной среды достигающую 350 км/с. Все эти наблюдаемые проявления асимметрии должны быть связаны с асимметричным истечением вещества в пред-сверхновых, которые заканчивают свою жизнь взрывами типа взрыва сверхновой в Cas А, или асимметричными взрывами в конце эволюции пред-сверхновых звезд типа Вольф-Райе.
Последние рентгеновские наблюдения Cas А, выполненные приборами на спутнике Chandra, показывают, что сгустки выброса богатые железом, находятся в более удаленных от центра остатка слоях, чем слои вещества обогащенные кремнием.
Optimistic (Upper Limit)" Case
<44Ti/56Ni> = 2.9 d = 50 kpc
Collision to the Inner Ring
t,/2=57y
t„,=63y
і Со
Days after explosion
Рис. 2. Кривая болометрической светимости сверхновой SN1987A, и вклад в эту светимость обусловленный энергией распадов различных радиоактивных изотопов образованных в результате взрыва сверхновой (Motizuki and Kumagai 2004).
Подобные выбросы в виде сгустков за пределами основной оболочки наблюдались также спутником ROSAT для остатка Vela SNR. Связанные с этими «пулями» остатка Vela SNR радиоизлучающие ударные волны говорят о большой скорости вылета этих сгустков при взрыве сверхновой. Приведенные факты указывают на существование механизма перемешивания тяжелых продуктов нуклеосинтеза при взрыве сверхновой с асимметричным выносом этих продуктов во внешние слои оболочки сверхновой.
Второй, интересный, наследованный в данной работе изотоп Na, был предложен для гамма-астрономических наблюдений в работе Клэйтона и Хойла (Clayton, Hoyle 1974), поскольку эти и другие теоретики предсказывали большую частоту вспышек классических новых в районе галактического центра,
с количествами суммарно выброшенного радиоактивного Na достаточного для
наблюдений гамма-линии от Na в течение нескольких лет. В самом деле, ожидаемая частота вспышек новых в центре галактики, и время жизни изотопа
Na около 3.75 лет, позволяли надеяться что накопленного в области центра
галактики изотопа Na, будет более чем достаточно для его уверенной регистрации. Эта надежда была еще более подогрета открытием особого класса
классических новых в которых белый карлик оказался значительно
обогащенным изотопом Ne, так называемые быстрые кислородно-неоновые новые (Law, Ritter 1982; Livio, Truran 1994).
Изотоп Na образуется также и во взрыве сверхновой. Масса Na образующегося во взрыве сверхновой II типа была также оценена в ряде работ, а
также и поток в линии 1.275 МэВ от распада Na для коллапсирующей сверхновой в нашей Галактике.
Например, Woosley, Pinto, Hartman (1989) оценили массу 22Na в 2x10"6 М0 синтезируемого в той же зоне неоновой оболочки сверхновой что и радиоактивный А1, который был зарегистрирован экспериментом НЕАО-3 (Mahoney et al. 1984). В случае вспышки такой сверхновой в нашей Галактике можно зарегистрировать поток излучения в гамма-линии 1.275 МэВ от распада
Na величиной порядка:
F 1.275 ~8.0х1(У3 exp(-t/3.75лет) І/d2 (кпс) (М22/10'6М0) фот. см2 с1 [2].
Хотя такой величины потока еще недостаточно чтобы уверенно регистрировать линию от сверхновой в Магеллановом Облаке, но достаточно для того чтобы зарегистрировать гамма-линию с энергией 1.275 МэВ от сверхновой в любой точке нашей Галактики, которая вспыхнула не более чем за 10 лет до наблюдений этой гамма-линии от точечного источника. Современные астрофизические исследования в гамма-диапазоне электромагнитного излучения позволяют получить уникальные данные как об относительно близких, т.е. галактических, так и об очень отдаленных, метагалактических, космологических объектах, и возможно также о событиях происходивших в ранней Вселенной, в период зарождения звезд и галактик. Детальное изучение как галактических, так и внегалактических астрофизических источников возможно с использованием гамма-излучения МэВ-ного диапазона энергий, которое благодаря своему относительно малому сечению поглощения в межзвездной и межгалактической среде, может регистрироваться от объектов, которые находятся за оптически толстыми газо-пылевыми образованиями, не пропускающими прямое оптическое, радио или рентгеновское излучение.
Вместе с тем, даже гамма-излучение все таки поглощается веществом земной атмосферы, что вынуждает исследователей выносить аппаратуру за пределы земной атмосферы при проведении наблюдений в этом диапазоне электромагнитного излучения.
После запуска специализированных спутников, обсерваторий от многих астрофизических объектов, таких как: пульсары, ядра активных галактик, квазары, активные области на Солнце, и т.д., было зарегистрировано мощное гамма-излучение. Наблюдения в гамма-диапазоне привели к ряду неожиданных результатов. Среди них следует отметить открытие мощных всплесков космического гамма-излучения с энергией фотонов от 0,1 МэВ до нескольких
десятков ГэВ, а также открытие галактических дискретных источников как с Е > 100 МэВ (Hartman et al. 1996), так и с 1 МэВ < Е < 30 МэВ (Schoenfelder et al. 2001).
Диапазон гамма-излучения очень широк, и его принято условно делить на несколько участков, каждый из которых использует свою, характерную методику наблюдений, а именно: область мягкого гамма-излучения с Е = 0,1 - 5 МэВ, область промежуточных энергий с Е = 5 - 50 МэВ, область жесткого гамма-излучения с Е = 50 МэВ - 10 ГэВ, и область гамма-излучения сверхвысоких энергий с Е > 10 ГэВ.
Область линейчатого гамма-излучения попадает в область мягкого излучения и излучения с промежуточными энергиями, потому что нам известны как гамма-линия с энергией 122 кэВ от распада радиоактивного изотопа Со, так и линия с
энергией 15.1 МэВ излучаемая ядрами возбужденного С* при переходе в основное состояние.
Энергии фотонов гамма-линий резонансного поглощения занимают область несколько более высоких энергий, простираясь от энергии ~4 МэВ для дейтерия, до 25 МэВ для ядер Не и других, более тяжелых чем гелий ядер, т.е. энергий характерных для процесса поглощения фотонов в результате гигантского дипольного резонанса на том или ином ядре. В то же время поглощение гамма-фотонов путем образования дельта-избарного резонанса происходит при энергии ~ 325 МэВ, как в случае поглощения фотона отдельным нуклоном, так и для поглощения фотона ядром, состоящим из двух и более нуклонов.
Таким образом, ядерные гамма-линии несут в себе важную информацию о составе и эволюции межзвездной и межгалактической среды, а тем самым о структуре и эволюции Вселенной. Так как гамма-излучение, в том числе и в линиях, обладает высокой проникающей способностью, оно может быть использовано для получения информации о процессах происходящих в чрезвычайно удаленных областях Вселенной. Из самых далеких наблюдаемых гамма-источников можно отметить гамма-всплески, галактики и квазары, см., например, обзорную статью Fan, RA&A, vol.12, p. 865 (2012).
Анализ спектров гамма-линий поглощения позволяет получить информацию о красном смещении неопознанных далеких источников гамма-излучения, удаленных от нас на космологические расстояния, помогая таким образом их последующей идентификации в других длинах волн, а также позволяя выяснить природу физических процессов, происходящих в подобных источниках, в том числе и на стадии вспышечной активности ядер активных галактик, в частности блазаров. Эта методика может быть использована также и для определения красного смещения гамма-всплесков по спектру их гамма-излучения.
Цель работы
Целью работы является: 1) - последовательное исследование линейчатого гамма-излучения от астрофизических объектов путем целенаправленных и обзорных наблюдений потенциальных галактических и метагалактических источников гамма-излучения.
-
- анализ физических характеристик астрофизических объектов, таких как молодые остатки сверхновых, классические новые, используя параметры характерных гамма-линий от распадов изотопов, ключевых для понимания физики процесса образования, и переноса этих изотопов, синтезированных во взрывном нуклеосинтезе объекта исследования, как в процессе взрыва, так и после его завершения, т.е. на стадии эволюции остатка взорвавшегося объекта, например, новой или сверхновой звезды. Анализ смещения гамма-линии, ее уширения и изменение формы линии, позволяет получить дополнительную информацию о свойствах объекта, например, о скорости расширения оболочки сверхновой, или об асимметрии взрыва сверхновой.
-
- проверить экспериментально возможность получения информации о красном смещении и о свойствах среды окружающей ядра активных галактик, путем анализа информации о характерных гамма-линиях, в том числе и линий поглощения.
Научная новизна работы.
В представленной работе впервые произведено надежное, позже подтвержденное многими другими приборами, детектирование линии 1.157 МэВ излучения изотопа Ті от молодого остатка сверхновой в нашей Галактике, а именно от Кассиопеи-А (возраст на сегодня около 330 лет). Также впервые линия 1.157 МэВ была использована для обнаружения ранее не известного молодого остатка сверхновой в Галактике RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642, позже получившего название Vela Junior.
Впервые форма линии 1.157 МэВ использована для получения информации об асимметричном характере взрыва сверхновой в которой родился остаток Кассиопея А, а также и для взрыва сверхновой образовавшей остаток Vela Jr. Впервые построены карты Галактики в линиях 1.157 МэВ и 1.275. Показано существование выделенного избытка излучения в линии 1.275 МэВ от галактического балджа, которое объяснено совокупным излучением изотопа
Ne, возбужденного галактическими космическими лучами с характерной энергией 30-100 МэВ/нуклон.
Впервые зарегистрировано излучение в линии 1.275 МэВ от медленной классической новой Новая Кассиопеи 1995 г., что ставит новые вопросы перед современной моделью эволюции двойных систем классических новых. Впервые предложена и опробована методика применения гамма-линий резонансного поглощения для определения красного смещения объектов обладающих струеподобными релятивисткими выбросами вещества, для
определения оптической толщи на пути гамма-излучения от подобных объектов, и оценки металличности окружающей эти объекты среды.
Практическая значимость работы.
Впервые диссертантом был разработан и применен метод анализа спектральной плотности излучения в струях (джетах) от источников гамма-излучения для получения оценки их красного смещения, что очень важно для последующей спектральной идентификации неопознанных источников гамма-излучения.
Результаты данной работы по исследованию излучения в гамма-линиях были использованы для обоснования активно работающей в настоящее время обсерватории ЕКА «INTEGRAL», для недавно запущенного эксперимента NuSTAR, для обоснования планируемых, или планировавшихся, к запуску в ближайшие годы экспериментов NeXT, ASTRO-H и Simbol-X, а также и многих других, еще не запущенных экспериментов в области гамма-астрономии, таких как ACT, DUAL, ГРОМ, CAPSiTT и др..
Полученные в данной работе результаты были использованы, а также могут быть использованы и в будущем для разработки экспериментальных методов поиска и диагностики физического состояния, возраста остатков сверхновых в нашей Галактике, а при существенном улучшении чувствительности гамма-телескопов к МэВ-ному гамма-излучению, и для регистрации сверхновых в ближайшей Метагалактике. В то же время применение методики регистрации гамма-линий резонансного поглощения позволит исследовать этапы эволюции ранней Вселенной.
Достоверность результатов.
Достоверность экспериментальных результатов, полученных в диссертации, подтверждается сравнением с данными других,как более поздних космических экспериментов, в том числе: PDS (Beppo-SAX), НЕХТЕ (RXTE), IBIS(ISGRI) INTEGRAL, ASCA, XMM-Newton, Chandra, так и одновременными измерениями приборов EGRET CGRO, OSSE CGRO, и др., где такие данные имеются.
Апробация работы
Перечисленные выше результаты докладывались на многочисленных конференциях у нас в стране и за рубежом ( всего около 100 докладов). Автор работы являлся приглашенным докладчиком на 20 международных конференциях и симпозиумах.
А именно: на Международной Конференции по Ядерной Физике 1998 г. , г. Париж, Франция; на Втором Комптоновском Симпозиуме в 1993 г., Мэриленд, США;
на Пятом Комптоновском Симпозиуме в Портсмуте, США, в 1999 г.; на симпозиуме «Gamma-Ray Astrophysics - 2001» в г. Балтимор, США, в 2001 г.; на Международном симпозиуме в Иокогаме «New Century of X-ray astronomy» 2001 г.; Международном симпозиуме «Gamma-Ray Bursts: Prospects for GLAST» в Стокгольме, 2006 г.; на секции Генеральной ассамблеи Международного Астрономического Общества в Рио-де-Жанейро, 2009 г.; на Втором Международном Симпозиуме по «Гамма-Астрономии Сверхвысокой Энергии», 2004 г., Гейдельберг, Германия; на Астрофизическом Симпозиуме Европейской Южной Обсерватории «Relativistic Astrophysics and Cosmology - Einstein's Legacy» 2005 г., Мюнхен, Германия.
Отдельные результаты работы докладывались также: на Всероссийских астрофизических конференциях «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра, 2003, 2005 и 2006 гг.; на объединенном митинге Европейского и Национального астрономических обществ 1997 г., г. Тессалоники, Греция; на Коллоквиуме № 158 «Cataclysmic variables and related objects» Международного Астрономического Общества, состоявшемся в 1995 в г. Киель, Великобритания; на 2-ом, 3-ем, 4-ом, и 5-ом симпозиумах по проекту ИНТЕГРАЛ состоявшихся в 1997, г. Ст.-Мало, Франция; в 1998, в г. Таормина, Италия; в 1999, в г. Аликанте, Испания; в 2000, в г. Мюнхен, Германия, соответственно, и, наконец, на шестом симпозиуме по проекту ИНТЕГРАЛ «The obscured Universe» состоявшемся в 2006, в г. Москва, Россия; на семи международных симпозиумах «Nuclear Astrophysics» организованных Институтом Макса-Планка по астрофизике в 2000, 2002, 2004, 2006, 2008, 2010 и в 2012 гг; на международных симпозиумах по теме «Astronomy with Radioactivities» проводимых в 1999, 2001 гг.; в рамках Workshop within the Munich Cluster of Excellence "Origin and Evolution of the Universe" в 2009 г.; на международном симпозиуме «Baryons in Dark Matter Halos» состоявшемся в 2004 г. в г. Новиград, Хорватия;
Результаты работы также докладывались и обсуждались на семинарах ИНАСАН, НИИЯФ МГУ, ФИАЛ, ФТИ имени А.Ф. Иоффе, семинарах Институтов Макса-Планка по Астрофизике и Внеземной физики; Института Астрофизики секции Болонья (IASF-INAF) г. Болонья, Италия; на семинаре Университета Иннсбрука, г. Иннсбрук, Австрия; на семинаре факультета физики Саутгемптонского университета, г. Саутгемптон, Великобритания; на семинаре Бохумского университета, г. Бохум. Германия; на семинарах кафедры Астрономии университета Стокгольма, г. Стокгольм, Швеция; на семинарах в центрах «САКЛЕ», г. Жив-сюр-Иветт, и «ОРСЭ», г. Орсэ, Франция; на совместных семинарах Тулузского университета и Обсерватории Верхнего Прованса, г. Тулуза, Франция; на семинаре университета в г. Иена, Германия; на семинарах университета в г. Тюбинген, Германия; на семинаре национального астрономического центра Австралии в г. Сидней, Австралия; на семинаре Токийского университета, г. Токио, и Киотского университета, г. Киото, Япония.
Результаты работы опубликованы в 54 статьях в рецензируемых журналах. Основные результаты работы цитируются в тексте диссертации. Выполненная работа поддерживалась также грантами РФФИ, стипендиями немецкого Общества Макса-Планка и грантами космического агенства Германии.
Личный вклад автора
Автор принимал активное участие в разработке и планировании программ наблюдений, что подтверждается принятыми предложениями для наблюдений обсерваторией КТО, выполненными радио наблюдениями на радиотелескопе АТСА, Австралия; наблюдениями на оптических телескопах NTT (EMMI), и на широкоапертурном имэджере установленном на 2.2 м телескопе общества Макса-Планка (MPG) Европейской Южной Обсерватории, рентгеновской обсерватории ЕКА XMM-Newton.
Автором были разработаны методики отбора полезных событий из числа регистрируемых гамма-квантов для комптоновского телескопа на борту КГО, методика построения спектров для точечных объектов в плоскости Галактики; методика коррекции критериев отбора с учетом выключенных, и утративших первоначальную эффективность регистрации частиц детекторов второго уровня прибора КОМПТЕЛ, учета при обработке зависящего от времени работы обсерватории сдвига пороговой энергии регистрации полезных событий детекторов первого уровня регистрации гамма-квантов прибора КОМПТЕЛ. Автор выполнял также первичную обработку и анализ сырых данных прибора КОМПТЕЛ, прежде всего для отбора массивов данных не загрязненных частицами радиационного пояса, или гамма-квантами приходящими от направления на горизонт атмосферы Земли, а также обработку и анализ данных высокого уровня обработки для приборов COMPTEL, BATSE, EGRET и OSSE при анализе сппектров излучения объектов типа ядра активных галактик или рентгеновских новых, и т.д., и т.п.. Автором выполнен также астрофизический анализ полученных результатов, анализ стабильности и достоверности полученных результатов по величине потоков в гамма-линиях, энергии гамма-линий, и формы гамма-линий.
Степень обоснованности научных положений, рекомендаций и выводов,
полученных в работе определяется использованием хорошо калиброванных приборов, с калибровкой выполненной как до запуска аппаратуры, так и в течение проведения наблюдений приборами КГО в течении всего времени существования обсерватории. Учитывались времена работы прибора КОМТЕЛ в период с 26 апреля 1991 г. до 04 июня 2000 г., а также, учитывались отказы отдельных модулей плоскости детекторов Д2 прибора КОМПТЕЛ. Также использовалось наличие больших массивов наблюдательных данных,
позволяющих проверить повторяемость результатов в условиях проведения наблюдений в различных временных фазах работы обсерватории КГО, и сопоставление с результатами более поздних наблюдений других приборов, которые подтверждают результаты полученные автором.
Структура и объем работы
Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе КОМПТЕЛ
На сегодня существует довольно много наблюдательных указаний на то, что взрывы сверхновых действительно несимметричны.
Излучение коллапсирующих сверхновых в значительной мере поляризовано, причем степень поляризации нарастает при уменьшении массы водородной оболочки, достигая максимума для SN Ib/c, лишенных водорода. Яркий пример -рекордная поляризация SN 1997Х типа 1с, и SN 2008ах типа ПЬ. Сверхновые типа 1с лишены не только водородной, но и гелиевой оболочки, а это означает, что масса выброса может быть довольно небольшой, и несимметрия взрыва должна сильнее всего проявляться в сверхновых такого типа.
После взрыва коллапсирующей сверхновой во многих случаях (если не во всех) должна формироваться нейтронная звезда. Известные примеры - пульсары в Крабовидной туманности и в остатке Vela. Известно, что многие радиопульсары, по результатам наблюдений разнесенных во времени, движутся со скоростями до 1000 км/с (Arzoumanian et al. 2002; Hobbs et al. 2005; Faucher-Giguere and Kaspi 2006). Большой импульс, соответствующий этой скорости перемещения нейтронной звезды пульсара, возможно, также связан с асимметрией взрыва . Наблюдения SN 1987А показали, что: а) синтезированный во взрыве сверхновой радиоактивный материал был вынесен в наружные слои очень быстро в ходе взрыва. Для объяснения кривых блеска SN 1987А требуется значительное перемешивание Ni (Grebenev and Sunyaev 1988; Kumagai et al. 1989; Mueller, Fryxell and Arnett 1991; Suntzeff et al.1992; Chugai et al. 1997; Fransson and Kozma 2002); б) инфракрасные линии кислорода, железа, никеля и водорода в спектрах SN 1987А имеют значительную асимметрию профилей (Arnett et al. 1989); в) свет от вспышки сверхновой 1987А был поляризован (Wang et al. 2002); г) фотографии SN 1987А, выполненные космическим телескопом Хаббл, демонстрируют явную асимметрию выброса (Chugai et al. 1997; Wang et al. 2002). 4) Вблизи молодого остатка галактической сверхновой образовавшегося примерно в 1680 г., а именно, вблизи Кассиопеи A (Cas А), обнаружены быстро движущиеся сгустки вещества, обогащенного кислородом далеко за пределами основной оболочки остатка (Fesen et al. 2006а; 2006b), а также струеподобные выбросы вещества, направленные в противоположные друг от друга стороны (Fesen et al. 2001; Hwang etal. 2004). Трехмерные изображения остатка Cas А показывают, что клочковатые распределения кальция, серы и кислорода несимметричны относительно направлении к наблюдателю (Hughes et al. 2000; Willingale et al. 2002; Hwang et al. 2004; Wheeler et al. 2008; DeLaney et al. 2010; Rest et al. 2011). Простые сферические оболочки не наблюдаются. Компактный, звездный остаток от вызрыва сверхновой в Кассиопее А, как и многие другие подобные остатки, имеет системную скорость движения относительно локальной межзвездной среды достигающую скорости -350 км/с (Fesen et al. 2006b). Все эти наблюдаемые проявления асимметрии могут быть связаны также и с асимметричным истечением вещества в пред-сверхновых, которые заканчивают свою жизнь взрывами типа взрыва сверхновой в Cas А, т.е. взрывами в конце эволюции звезд типа Вольф-Райе.
Последние рентгеновские наблюдения Cas А выполненные приборами на спутнике Chandra (Hwang et al. 2004) показывают, что сгустки выброса, богатые железом, находятся в более удаленных от центра остатка слоях, чем слои вещества с повышенным содержанием, т.е., обогащенные, кремнием. -Наблюдения спутника ROSAT в рентгеновском диапазоне обнаружили сгустки ("пули") вне пределов основной оболочки остатка Vela (Aschenbach, Egger, Truemper 1995). Связанные с этими «пулями» радиоизлучающие ударные волны говорят о большой скорости вылета этих сгустков при взрыве сверхновой.
Асимметрия взрыва сверхновых типа Кассиопея А или SN 1987А, должна также отпечататься в форме гамма-линий от остатков этих сверхновых. Подобная информация бесценна для понимания процессов синтеза и распространения продуктов взрывного синтеза в около-, и меж-звездной средах, а также понимания процессов подпитки кривой блеска остатка сверхновой на временных шкалах от 10 или 100 дней, и до сотен лет после самого взрыва сверхновой. Эта же информация может быть использована и для лучшего понимания процессов инжекции электронов, позитронов и ионов в процесс ускорения галактических космических лучей.
Второй, интересный продукт взрывного термоядерного синтеза, который довольно подробно иссследован в данной работе, а именно изотоп 22Na, был предложен для использования в гамма-астрономических наблюдениях в статье Клэйтона и Хойла (Clayton, Hoyle 1974). Эти, и другие теоретики предсказывали довольно большое количество случаев вспышек классических новых в районе галактического центра с количествами суммарно выброшенного радиоактивного Na достаточного для наблюдений гамма-линии от2 Na в течение нескольких лет. В самом деле, ожидаемая частота вспышек новых в центре галактики, и время жизни изотопа Na около 3.75 лет, позволяла надеяться что накопленного в области центра галактики изотопа Na, будет более чем достаточно для его уверенной регистрации. Эта надежда была еще более подогрета открытием особого класса классических новых в которых белый карлик оказался сильно обогащенным изотопом 20Ne, так называемые быстрые кислородно-неоновые новые (Law, Ritter 1982; Livio, Truran 1994).
К сожалению, неопределенность в оценках сечений реакций (Wallace, Woosley 1981; Hillebrandt and Thielemann 1982; Wiescher et al. 1986; Coc 2008), важных для синтеза 22Na, которые существовали до запуска CGRO, и существуют и до настоящего времени (Сое 2008; Сое et al. 2010), не позволили нам подтвердить предсказания теоретиков ядерного синтеза в быстрых классических новых. Изотоп 22Na образуется также и во взрыве сверхновой II типа. Масса синтезированного во взрыве Na была оценена, как был оценен и поток в линии 1.275 МэВ от коллапсирующей сверхновой в нашей Галактике.
Например, Woosley, Hartmann, Pinto (1989) оценили массу NaB2xlO" М0 синтезируемого в той же зоне неоновой оболочки сверхновой что и радиоактивный А1, который был уже зарегистрирован НЕАО-3 (Mahoney et al. 1984). В случае вспышки такой сверхновой в нашей Галактике можно зарегистрировать поток излучения в гамма-линии 1.275 МэВ от распада 22Na величиной порядка: FL275 -8.0x10 3 exp(/3.75 лет) 1/с? (кпе) (М22/10 6 М0) фотонов/(см2с) [2]. Хотя такой величины потока еще недостаточно чтобы уверенно регистрировать линию от сверхновой в Магеллановом Облаке, но достаточно для того чтобы зарегистрировать гамма-линию с энергией 1.275 МэВ от сверхновой в любой точке нашей Галактики, которая вспыхнула не более чем за 10 лет до наблюдений.
Таким образом, уже из выше приведенных данных видно, что ядерные гамма-линии, их интенсивность и форма, содержат в себе важную информацию о составе, и эволюции астрофизических объектов, о межзвездной и межгалактической среде, а тем самым и о структуре и эволюции Вселенной. Так как гамма-излучение, в особенности в гамма-линиях МэВ-ного диапазона энергий, обладает высокой проникающей способностью, оно может быть использовано для получения информации о процессах происходящих в чрезвычайно удаленных областях Вселенной. Из самых далеких наблюдаемых гамма-источников можно отметить гамма-всплески, галактики и квазары, см., например, обзорную статью Fan, RA&A, vol.12, p. 865 (2012).
Анализ спектров гамма-линий поглощения потенциально позволит получить информацию о красном смещении неопознанных, далеких источников гамма-излучения, удаленных от нас на космологические расстояния, таким образом помогая планировать последующие их наблюдения и идентификацию в других длинах волн, а также позволит выяснить природу физических процессов, происходящих в подобных источниках, в том числе на стадии вспышечной активности ядер активных галактик, в частности блазаров. Эта же методика может быть использована также и для определения красного смещения гамма-всплесков по спектру их гамма-излучения, что важно для применения гамма-всплесков в космологических исследованиях ранней Вселенной.
Проверка полученного результата регистрации прибором КОМПТЕЛ гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея
Анализ данных проводился двумя методами. Прежде всего избыток излучения в гамма-линии искался в пространственных координатах, т.е., с помощью построения карты звёздного неба в выбранном интервале энергий , который задавался равным энергии исследуемой гамма-линии ± 2априбора- Т.е. , для линии распада 22Na использовался интервал энергии равный Еу ±2оприбора , где энергия линии от распада 22Na Еу=1.275 МэВ, а затем, также и спектральным методом с целью получения спектра гамма-излучения от заданной точки на карте звёздного неба.
При расчете оПрИбора для выбранной энергии гамма-линии использовалась формула полученная для зависимости априб0ра от величины полной энергии регистрируемой линии Etot, для фотона падающего под нулевым зенитным углом на верхнюю плоскость детекторов Д1, а именно: Прибора =0.01 sqrt(14.61 10і Еш + 2.53 Е2 ,). [3] Для энергий фотонов 1.157 МэВ сгприбора (Exot = 1.157 МэВ) =45 кэВ, и для 1.275 МэВ, (т„рибора (Etot = 1.275 МэВ) = 47.7 кэВ, поэтому в пространственном анализе для построения карты интесивности звездного неба в гамма-линии 1.157 МэВ использовались фотоны из интервала энергии от 1066 кэВ до 1246 кэВ, а для построения карты излучения неба в фотонах линии 1.275 МэВ использовались фотоны с энергиями от 1180 кэВ до 1370 кэВ.
Пространственный анализ полезных событий,с целью построения карты звёздного неба в выбранном интервале энергий и поиска избытка излучения от точечного источника, проводился в Зх-мерной системе координат прибора COMPTEL, с разбиением 1х1х20 для координат/, ці и р соответственно (см. Рис. 2.4, Рис. 2.5, и Рис. 2.11, а также статью Schoenfelder et al. 1993).
3-х мерная модель угловой функции отклика прибора (PSF), моделировалась для выбранного интервала энергий основываясь на физической модели прибора полученной в предполетной калибровке на ускорителях, и в лабораторных условиях с использованием р/а источников. Карты неба в величинах максимального правдоподобия, и/или потока в заданном интервале энергий (Bloemen et al. 1994), генерировались с использованием функции отклика прибора, и матриц событий, экспозиции и геометрии для данного наблюдения. Использовавшийся метод максимального правдоподобия фактически тестировал значимость наличия точечного источника в выбранном интервале энергий в построенной карте звездного неба. При этом в анализе использовались две различные модели фона, которые строились двумя способами. В первой модели использовался метод сглаживания сигнала от точечного источника в 3-х мерном пространстве прибора COMPTEL, т.е. в координатах/, ці и р (Bloemen et al. 1994). Вторая модель фона для каждого из анализирумых наблюдательных периодов использовала распределения фотонов из соседних к анализируемому интервалов энергии, сглаженные в координатах/ и ці (Knoedlseder et al. 1996). Значимость детектирования точечного источника гамма-излучения на карте построенной с использованием метода максимального правдоподобия, в выбранном интервале энергий, также определялась методом максимального правдоподобия, описанном подробно в работе de Boer et al. (1992). В этом методе для каждого пикселя звездной карты вычислялось отношение максимального правдоподобия (Я), определяемое как отношение правдоподобия фита в котором данные описываются моделью фона, к правдоподобию наилучшего фита в котором данные включают в себя фоновое излучение и точечный источник в данном пикселе.
Т.е., определяются величины Л= Ьтах(фон)/Ьтах(фон+источник) для каждого пикселя из карты Галактики. Таким образом, величина -21пЛ является мерой статистической значимости присутствия точечного источника, т.е. избытка излучения над суммой модельного фонового излучения и модельного фона прибора в данном пикселе.
В случае, если по карте определяется значимость детектирования известного звездного объекта как источника гамма-излучения в анализируемом интервале энергии, то величина -2ЫХ следует распределению tf с одной степенью свободы, которая является величиной потока гамма-излучения от этого источника. Т.е., например величина -21пЛ = 9.0 для данного пикселя совпадающего с положением известного объекта будет означать детектирование этого объекта в данном диапазоне гамма-энергий с достоверностью Зо.
Более высокий порог детектирования обычно используется при детектировании неизвестного по другим измерениям (нового) источника гамма-излучения. В этом случае распределение величины -21пЛ следует распределению tf с тремя степенями свободы, а именно, неизвестными являются величина потока гамма-излучения источника, и его две галактические координаты. При этом для выработки утверждения о детектировании источника используется пороговая величина -21пА = 14.4, соотвествующая достоверности За для 3-х степеней свободы. С учетом же влияния возможных неоднородностей карты сканируемой прибором COMPTEL на больших, галактических масштабах (Schoenfelder et al. 1993), обычно использовалась большая величина -21пЛ 16.5 ( 3.3а) для объявления о детектировании нового источника гамма-излучения прибором COMPTEL, что соответствует возможному фальшивому детектированию на уровне 0.2 случайных точечных источников на всей галактической карте. Потоки гамма-излучения в гамма-линии от исследуемого объекта определялись методом максимального правдоподобия (Bloemen et al. 1994). Если определенная методом максимального правдоподобия величина потока от предполагаемого источника излучения имеет значимое ( 4а) положительное значение , то в публикации результата измерений приводится эта измеренная, статистически значемая величина потока. Если в результате измерения получено нулевое или отрицательное значение, тогда цитируется величина верхнего предела, кот орая равна удвоенной статистической погрешности измерения потока в заданной точке на карте звездного неба. Если же измеренная величина потока положительна но меньше двухкратной величины статистической погрешности измерения, то тогда величина цитируемого верхнего предела принимается равной сумме измеренного потока плюс величина равная удвоенной статистической погрешности измерения. При этом может оказаться что цитируемая величина верхнего предела может быть чуть меньше, или даже равной потоку с величиной равной сумме 4 стандартных статистических отклонений.
Работа над совершенствованием методов пространственного анализа данных регистрируемых прибором КОМПТЕЛ не прекращалась в течение всего времени работы обсерватории КТО. В результате этой работы коллаборации описанной в статьях Schoenfelder et al. (1993), Bloemen et al. (1994), Strong et al. (1994), Knoedleseder et al. (1996), Oberlack (1997), Kappadath (1998), Bloemen et al. (2000), был выработан общий подход к к пространственному анализу данных прибора КОМПТЕЛ.
Этот подход к построению карт звездного неба в диапазоне энергий гамма-излучения регистрировавшихся прибором КОМПТЕЛ, в условиях варьировавшегося во времени приборного фона, с учетом вклада компонент диффузного космического гамма-излучения в регистрируемый поток гамма-квантов непрерывного спектра, а также вклада точечных источников непрерывного спектра в изображение звездного неба в гамма-линиях описан в статье Bloemen et al. (2000), и сводится к последовательности шагов в анализе. Во-первых в пространственном анализе как точечных так и протяженных источников излучения в МэВ-ном диапазоне энергий распределение зарегистрированных данных в координатах (х, у) прибора КОМПТЕЛ в первом приближении описывается геометрией прибора, которая не зависит от угла рассеяния регистрируемых событий ф. Во-вторых, для того чтобы выполнять количественный анализ протяженных структур гамма-излучения, типа излучения плоскости галактики в гамма-квантах различной энергии, или для того чтобы учитывать вклад диффузного излучения в исследованиях точечных источников, к анализу была добавлена стадия итеративной оценки вклада в суммарно регистрируемое излучение за счет приборного фона, а также диффузного фона в соответствии с выбранной моделью диффузного излучения. При этом фитирование суммарного распределения фотонов осуществляется одновременно, с учетом всех компонент фона. В третьих, поскольку существует зависимость диапазона параметров событий регистрируемых в разных наблюдательных периодах, от ориентации прибора КОМПТЕЛ в данном наблюдательном периоде, и возможный диапазон углов рассеяния регистрируемых фотонов как было показано для периодов наблюдения VP11, и VP14, с различной ориентацией прибора относительно горизонта Земли отличаются друг от друга (см. Рис. 2.8, справа), зарегистрированные события во всех используемых в данном анализе наблюдательных периодах, корректируются отдельно на предмет изменяющегося фона в течение времени работы обсерватории КТО (van Dijk 1996).
Ограничения на частоту сверхновых в Галактике по числу источников зарегистрированных в линии 1.157 МэВ
Регистрация гамма-линии с энергией 1.157 МэВ от распадов изотопа 4ЧТі в молодом галактическом остатке сверхновой подтвердил экспериментально возможность образования галактического 44Са через синтез радиоактивного 44Ті во взрывах сверхновых, предположение чего было впервые высказано в работе Bodansky, Clayton and Fowler (1968). Масса синтезированного во взрыве сверхновой 4 Ті, полученная из величины измеренного потока, была оценена величиной YA равной (3.2±0.8)«10"4 Маесли брать расстояние до остатка сверхновой Травным 2.8 кпс, а время жизни изотопа44Ті (т ) взять равным 78.2 г, и за время взрыва сверхновой образовавшей остаток Кассиопея А взять 1667 A.D. = 1 Г FT1"—Ї \e p(/TA) - exp(/rB)}
При этом мы использовали формулу связывающую поток излучения в линии с массой синтезированного изотопа 44Ti (YA), с расстоянием до источника излучения d и временами жизни изотопов тА (44Ti) и тв (44Sc) из цепочки распада изотопа 44Ti, 4 Ті — Sc — Са. Поскольку тд=5.4 часов, много меньше т =89 лет, то выражение связывающее поток излучения в линии 1.157 МэВ/, с синтезированной массой изотопа 44Ti YA, упрощается до одной экспоненты: / exp(/ тд) (СМ. формулу (1) в Главе 1.1). Если принять дату 1680 A.D. как время образования Кассиопеи А (Ashworth 1980; Fesen and Becker 1991), и время жизни изотопа 44Ti равным 96.1 лет (Alburger and Harbottle 1990), то масса синтезированного во взрыве изотопа 44Ti уменьшается до величины (1.4±0.35)«10"4 MD.
Замечательным результатом этого первого измерения линии 1.157 МэВ от остатка Кассиопея А явилось обнаружение большой ширины линии 44Ті от Кассиопеи А, ширины, которая, в пересчете на Допплеровское уширение линии, давала оценку разбегания выброса сверхновой от места взрыва величиной порядка (11000±3100) км/с. В этой оценке были учтены инструментальная ширина линии (о"пРибора= 45 кэВ), и Допплеровское уширение (одопплер = (36±10 кэВ)), взятые в квадратуре что надо сравнить с измеренной шириной линии 1.157 МэВ (о = 58 ± 10 кэВ). Известные на период времени первой регистрации линии 44Ті скорости расширения оболочки сверхновой давшей рождение остатку Кассиопея А были в пределах 5300 - 6800 км/с. Поэтому, мало кто воспринял наш результат по измерению скорости выброса содержащего 44Ті в остатке Кассищпея А серьезно. В то же время, более поздние измерения скоростей разлета сгустков в остатке Кассиопея А, которые были найдены далеко за пределами оболочки остатка сверхновой, по данным опубликованным в статьях Fesen et al. (2006а); Hammel and Fesen (2008), дали значения скоростей в пределах от 6500 км/с до 14500 км/с. Ниже мы вернемся к вопросу скорости разлета материала содежащего 44Ті в остатке Кассиопея Айв остатке сверхновой Vela Jr..
Первая регистрация гамма-линии от распада радиоактивного изотопа 44Ті по данным прибора COMPTEL послужила толчком к проведению целой программы проверки полученного нами (lyudin et al. 1994) результата. Так как радиоактивный изотоп Ті является уникальным продуктом ядерного синтеза излучающим гамма-кванты в линии с энергией 1157 кэВ, и обладающим периодом полураспада около 60 лет. Он образуется только при взрыве сверхновых звезд, на стадии так называемого разморожения (freeze-out) продуктов взрывного термоядерного синтеза (Woosley and Weaver 1995), и на стадии горения кремния (Si) (Bodansky et al. 1968), и несет в себе ключевую информацию как о характере взрыва, так и о возрасте остатка сверхновой в котором он зарегистрирован. Потенциально, этот радиоактивный продукт может быть использован для поиска не наблюдаемых в других длинах волн остатков сверхновых, что и было успешно продемонстрировано нами.
Проверка полученного результата регистрации прибором КОМПТЕЛ гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А Проверка полученного результата велась как коллаборацией КОМПТЕЛ, так и 140 L3D L20 LL0 100 90 Galactic Longitude (deg) усилиями других экспериментов. В прошлом список приборов участвовавших в проверке (подтверждении) результата включал приборы OSSE, RXTE, Beppo-SAX. В настоящее время проверка возможна приборами IBIS (ISGRI), SPI на борту обсерватории ЕКА INTEGRAL. Возможно, что NuSTAR (NASA) также уже приступил к программе наблюдений галактических остатков сверхновых с целью измерения интенсивности линий от распада 44Ti с энергиями 68 и 78 кэВ. Проверка регистрации гамма-линии от остатка Кассиопея А коллаборацией КОМПТЕЛ велась с целью уточнения величины потока гамма-излучения в линии с энергией 1.157 МэВ, а также с целью отработки методики регистрации гамма-линий от других объектов, таких как сверхновых, остатков сверхновых и классических новых звезд.
Рис. 3.6. Карта в галактических координатах области вокруг остатка сверхновой Кассиопея А в гамма-линии 1.157 МэВ, построенная на базе данных комбинации наблюдений позиции остатка сверхновой Кассиопея А в течение периода времени работы КТО в 1991-1997 годах, что включает фазы наблюдений КТО начиная с 1 фазы и до 5 фазы, включительно . Положение самого остатка Кассиопея А показано крестом. Позиция избытка излучения в линии 1.157 МэВ слегка смещен в сторону идентифицированного нами источника гамма-излучения с общим именем GROJ2227+61. Цветовая шкала показывает значимость избытка в единицах -21пЛ и простирается от 0 (черный цвет) до 30 (красный цвет).
В работе по отработке методики анализа гамма-излучения регистрируемого телескопом КОМПТЕЛ в линиях МэВ-ного диапазона я принимал самое активное участие. Как итог этой активности были выработаны оптимальные критерии отбора полезных событий из регистрируемых данных прибором КОМПТЕЛ, для области гамма-линий с энергиями 1 МэВ. Эти критерии отбора сводятся к следующим ограничениям на параметры события регистрируемого прибором КОМПТЕЛ: Таблица 3. 70 кэВ Е! 20 МэВ; 650 кэВ Е2 30 МэВ; 750 кэВ Ем 30 МэВ; 115сА ToF 130 cb; О cb PSD 130 cb; 0 Ф 50; 10, здесь Elt Е2 ЕМ энерговыделения фотона в детекторе Д1, Д2 и полная восстановленная из кинематики комптоновского рассеяния энергия зарегистрированного фотона; PSD- это параметр отбора полезного события, который измеряется величиной сигнала дискриминатора формы импульса, используемого для разделения событий вызванных гамма-квантами от событий вызванных нейтронами в приборе КОМПТЕЛ;ф- как определено в разделе 2.1.2 является углом рассеяния фотона после первого комптоновского рассеяния в детекторе первого уровня Д1, а $— это минимально допустимый угол между направлением прихода гамма-кванта и направлением на горизонт Земли. Отличие принятых нами критериев для анализа гамма-излучения в линиях 1.157 МэВ 1.275 МэВ и других, см. например Iyudin et al. (2004а, 2005d), от стандартного критерия отбора коллаборации КОМПТЕЛ сведенного в файл с индексом МРЕ006, заключается в использовании более жесткого отбора событий по величине угла к направлению на горизонт Земли. Дополнительно, после появления отказов в работе ФЭУ некоторых модулей Д2, мы исключили подобные модули из триггера полезных событий отбираемых нами для исследований гамма-линий. Обоснование подобного отбора дано во внутреннем техническом докладе коллаборации КОМПТЕЛ, с наименованием «Line emission study with COMPTEL», индекс COM-RP-DRG-MPE-178 (1999) (см. Приложение F). Все более последующие, приведенные в данной работе результаты по анализу гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А, или другого объекта, а также линий с другими энергиями получены с применением жестких критериев отбора полезных событий телескопа КОМПТЕЛ.
Независимое подтверждение регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Vela Jr. прибором КОМПТЕЛ
Первые попытки регистрации гамма-линии от распада радиоактивного изотопа Na прибором COMPTEL были инициированы вспышками ярких классических новых в Геркулесе 1991 года, и в Лебеде 1992 года. Статья Starrfield и др. (1992), в которой были приведены результаты расчетов предсказывающие потоки гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от Новой Геркулес 1991 на уровне 1.2х10"4 CM V1 послужила толчком к началу программы наблюдений выполнявшейся в течение 1992-2000 годов, результаты которой были частично опубликованных в статьях Iyudin et al. (1995; 1999; 2000; 2001; 2002; 2005d). Анализ наблюдений прибором COMPTEL линии 1.275 МэВ от новых, которые вспыхивали в период с 1991- 2000 г.г., в конечном итоге позволил получить наиболее жесткие ограничения на модельные предсказания по синтезу Na во вспышках новых звёзд в диске и балдже Галактики, которые были опубликованны в статьях Iyudin et al. (1995; 1999; 2000; 2001).
Попытки коллаборации прибора OSSE проверить результаты модельных расчетов потоков в линии 1.275 МэВ от Новой Лебедя 1992, позволили в конечном итоге получить менее жесткие верхние пределы на потоки излучения в гамма-линии (Shrader et al. 1994), уступающие по качеству результатам полученным на телескопе COMPTEL. В этом нет ничего удивительного, так как прибор COMPTEL был более чувствительным к регистрации фотонов в области энергий 1 МэВ, и являясь телескопом позволял наблюдать карту области излучения (Schoenfelder et al. 1993), в то время как прибор OSSE был по своей сути слепым прибором использующим коллиматор для отсечки фона (Kurfess et al. 1991). Ниже мы описываем основы детектирования и методы анализа гамма-излучения от классических новых наблюдавшихся прибором COMPTEL в течение всего времени активного существования обсерватории КТО, делая акцент на результатах наблюдений излучения в гамма-линии 1.275 МэВ от классической новой в созвездии Кассиопея вспыхнувшей в 1995 г.. 6.2. Наблюдения линии 1.275 МэВ изотопа Na прибором COMPTEL.
Прибор COMPTEL обладал умеренными угловым 2 , и энергетическим разрешением 9%, и мог детектировать МэВ-ные фотоны в довольно широком поле зрения (FoV 120) (Schoenfelder et al. 1993). Эти свойства телескопа COMPTEL позволяли наблюдать избыток излучения от места нахождения классической новой на карте звездного неба в течение длительного времени, а также искать линию в спектре гамма-квантов регистрируемых от точки звездного неба с координатами классической новой в режиме мониторинга, т.е. используя наблюдения нацеленные на совсем другой астрофизический объект. Обычно для выделения сигнала от выбранного точечного источника отбирались наблюдения в которых положение источника было не далее 50 от оси симметрии телескопа COMPTEL. Так, для поиска сигнала в гамма-линии 1.275 МэВ от двух ярких новых Новая Геркулеса 1991, и Новая Лебедя 1992, с максимальной чувствительностью, были использованы 34 периода наблюдений позиции новой начиная с июля 1991 года и по сентябрь 1993 года (Таблица 1 в статье Iyudin et al. 1995). При расчете массы Na в сброшенной оболочке новой учитывалось время прошедшее между вспышкой новой, и временем наблюдения прибором COMPTEL позиции новой. Для каждого наблюдательного периода создавался стандартный набор функций отклика прибора, включающий в себя геометрическую матрицу прибора, матрицу экспозиции, и матрицу событий, которые отбирались по согласованным (стандатным) критериям отбора полезных событий для данного периода наблюдений (Schoenfelder et al. 1993). Анализ данных проводился двумя методами. Прежде всего избыток излучения в гамма-линии искался в пространственных координатах, т.е., с помощью построения карты звёздного неба в выбранном интервале энергий , который задавался равным 4априбора, т.е. 1.275 МэВ±2о-Прибора(Еу=:1.275 МэВ), а затем, также и спектральным методом с целью получения спектра гамма-излучения от заданной точки на карте звёздного неба.
Пространственный анализ полезных событий, с целью построения карты звёздного неба в выбранном интервале энергий и поиска избытка излучения от точечного источника, проводился в 3-мерной системе координат прибора COMPTEL, с разбиением 1 xl х2 для координат %, ці и ф соответственно (Schoenfelder et al. 1993).
3-х мерная модель угловой функции отклика прибора (PSF), моделировалась для выбранного интервала энергий основываясь на физической модели прибора полученной в предполетной калибровке на ускорителях, и в лабораторных условиях с использованием р/а источников. Карты неба в величинах максимального правдоподобия, и/или потока в заданном интервале энергий (Bloemen et al. 1994), генерировались с использованием функции отклика прибора, и матриц событий, экспозиции и геометрии для данного наблюдения. Использовавшийся метод максимального правдоподобия фактически тестировал значимость наличия точечного источника в выбранном интервале энергий в каждом пикселе построенной карте звездного неба. При этом, в анализе использовались две различные модели фона, которые строились двумя способами. В первой модели использовался метод сглаживания сигнала от точечного источника в 3-х мерном пространстве прибора COMPTEL, т.е. в координатах %, ці и ф (Bloemen et al. 1994). Вторая модель фона для каждого из анализирумых наблюдательных периодов использовала распределения фотонов из соседних к анализируемому интервалов энергии, сглаженные в координатах % и ці. Результаты анализа потоков гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от новых ONeMg типа приведены в Таблице 2, в статье Iyudin et al. (1995), которые представляют собой 2с-верхние пределы на потоки гамма-излучения в линии 1.275 МэВ. Эти пределы определены методом максимального правдоподобия (Bloemen et al. 1994) в рамках формализма в котором верхний предел величиной в 2а для потока от позиции точечного источника задается следующим образом. Если определенная методом максимального правдоподобия величина потока от предполагаемого источника излучения имеет нулевое или отрицательное значение, тогда цитируемая величина верхнего предела просто равна удвоенной статистической погрешности измерения потока в заданной точке на карте звездного неба. Если же измеренная величина потока положительна но меньше двухкратной величины статистической погрешности измерения, то тогда величина цитируемого верхнего предела принимается равной сумме измеренного потока плюс величина равная удвоенной статистической погрешности измерения. При этом может оказаться что цитируемая величина верхнего предела может быть чуть меньше, или даже равной потоку с величиной равной сумме 4 стандартных статистических отклонений.
