Содержание к диссертации
Введение
1 Введение 6
1.1 Открытие и изучение гамма-всплесков 6
1.2 Современные представления о гамма-всплесках 16
1.2.1 Профили событий и временное разрешение приборов 16
1.2.2 Длительность 21
1.2.3 Распределения log АГ — log Р и V/Vmax 25
1.2.4 Угловое распределение на небесной сфере 27
1.2.5 Энергетические спектры всплесков 28
1.2.6 Послесвечения 30
1.3 Эксперимент БАТСЕ 32
1.4 Актуальные задачи изучения космических гамма-всплесков 36
1.5 Краткое содержание диссертации 40
2 Эмиссионное время 46
2.1 Определение эмиссионного времени 46
2.2 Выбор доли полной отсчетной интенсивности 53
2.3 Устойчивость эмиссионного времени 54
2.4 Распределение всплесков по параметру "эмиссионное время" 62
2.5 Параметр скважности и его свойства 65
3 - 68
3.1 Модельнозависимое восстановление спектров 68
3.2 Процедура подготовки спектральных данных эксперимента БАТСЕ и восстановления фотонных спектров 74
3.3 Построение суммарного энергетического спектра по интервалам эмиссионного времени 76
3.4 Сопоставление полученных результатов с результатами, приведенными в первом спектральном каталоге эксперимента БАТСЕ 80
4 Статистический анализ излучения до и после главного пика гамма-всплесков 83
4.1 Излучение всплеска до и после главного пика 83
4.2 Анализ "ранних" и "поздних" стадий излучения 85
4.3 Спектральные свойства "ранних" и "поздних" стадий . 87
4.4 Эффекты зависимости от интенсивности положения главного пика длинных всплесков 88
4.5 Результаты анализа "ранних" и "поздних" стадий 91
5 Сравнение "представительной" группы длинных ярких гамма-всплесков с "реперной" группой из шести всплесков с известными красными смещениями 93
5.1 Сравнение наблюдательных свойств "реперной" и "представительной" групп гамма-всплесков 96
5.2 Сравнение в собственных системах отсчета источников всплесков "реперной" и "представительной" групп 101
5.3 Оценка величины коллективного красного смещения для всплесков "представительной" группы 104
5.4 Коллективная оценка величины красного смещения трех подгрупп "представительной" группы 109
5.5 Результаты сравнения свойств "представительной" группы
и "реперной" группы гамма-всплесков 111
6 Заключение 113
7 Литература
- Профили событий и временное разрешение приборов
- Выбор доли полной отсчетной интенсивности
- Процедура подготовки спектральных данных эксперимента БАТСЕ и восстановления фотонных спектров
- Спектральные свойства "ранних" и "поздних" стадий
Введение к работе
1.1 Открытие и изучение гамма-всплесков
В 1967 — 1973 гг. в околоземном пространстве функционировала американская система спутников ВЕЛА, предназначенная первоначально для мониторинга ядерных испытаний в атмосфере. Регистрация излучения на нескольких аппаратах обеспечивала глобальный обзор и позволяла определить положение источника. Однако, после советско-американского соглашения о запрещении ядерных испытаний в атмосфере, система оказалась фактически безработной. 2 июля 1967 г. на спутнике Вела 4а был обнаружен кратковременный всплеск интенсивности гамма-излучения в диапазоне 0,1 - 1 МэВ (см. рис. 1.1). Было установлено, что это и последующие зарегистрированные события имеют космическую природу [1].
С тех пор прошло уже более 30 лет, но до сих пор нет четких физических аргументов, однозначно указывающих на природу источников гамма-всплесков. Сегодня, анализируя последние наблюдательные данные оптических послесвечений, подавляющее большинство исследователей склоняются к космологический модели этого явления, предполагающей какой-то колоссальный взрыв на космологическом расстоянии от наблюдателя.
В конце семидесятых и в восьмидесятые годы были предприняты се-
Профили событий и временное разрешение приборов
Большую роль в исследованиях природы гамма-всплесков сыграло изучение зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока во всплеске. Зависимость числа всплесков N с регистрируемым потоком излучения, большим Р, принято описывать так называемым распределением log(iV Р) — logP (см. рис. 1.5, [9] и раздел 1.2.3 на стр. 25). Если принять, что всплески соответствуют источникам со стандартной светимостью, а распределение их в евклидовом пространстве однородно, то N( Р) Р-3/2. Для ярких всплесков такая зависимость отвечала данным экспериментов [11], но для слабых всплесков наблюдался статистически значимый недостаток событий по сравнению с предсказанным числом. Оставались надежды, что этот недостаток удастся объяснить приборными эффектами, в частности, наличием порога чувствительности. Распределение источников на небе не демонстрировало никаких крупномасштабных структур, но предполагалось, что это также было следствием недостаточной статистики.
Большая надежда на объяснение природы гамма-всплесков была связана с изучением их спектров. В экспериментах КОНУС и ГИНГА было получено значительное число спектров, в которых обнаруживались особенности, которые можно было интерпретировать как линии (см. рис. 1.6 и [12, 13]).
В 30% всплесков эксперимента КОНУС были обнаружены абсорбционные линии в области 50 кэВ [14] и в 7% всплесков — эмиссионные линии в области 400 — 450 кэВ [5, 15]. Подобного рода особенности обнаруживали и в других экспериментах (ФЕБУС [16] и др.). Низкоэнергетические особенности интерпретировались как проявление циклотронного поглощения в магнитном поле 1013 Гс у поверхности нейтронной звезды. Высокоэнергетические особенности интерпретировались как линия 511 кэВ электрон-позитронной аннигиляции, смещенная в гравитационном поле нейтронной звезды.
Были построены теоретические модели, описывающие механизм генерации подобных всплесков. Так, например, в работе А.И. Цыгана [17] ГЛАВА 1. Введение явление было объяснено с помощью снятия напряжения участков твердого ядра старой нейтронной звезды, при котором возникают нерадиальные вибрации поверхности звезды, генерируется переменное электромаг нитное поле и происходит разогрев плазмы. В работе Г.С. Бисноватого-Когана и др. (18] рассмотрены механизмы генерации всплесков нейтронными, коллапсирующимии сверхновыми звездами.
Поэтому считалось, что запуск американской космической гамма-обсерватории КОМПТОН (CGRO) со значительно более чувствительным, чем все предыдущие, прибором БАТСЕ, регистрировавшим впоследствии гамма-всплески с частотой 0,8 события в сутки, что в 50 раз больше, чем в начале исследований, позволит накопить достаточную статистику, чтобы окончательно ответить на вопросы, касающиеся всплесков (подразумевались, разумеется, галактические модели).
Тем не менее, за более чем 9 лет работы эксперимент БАТСЕ полностью опроверг существовавшие представления. Этот прибор зарегистри ровал более 2700 всплесков, которые изотропно распределены на небе (дипольные и квадрупольные моменты соответственно равны —0,024 ± 0,014 и 0,0005±0,0074), а их распределение по потоку для слабых всплесков сильно отклоняется от экстраполяции однородного закона (см. раздел 1.2.3 на стр. 25) [19]. Доказано, что это нельзя объяснить систематическими эффектами, связанными с порогом срабатывания прибора, так как значимость этого отклонения превышает 14 т [20]. Такие неожиданные результаты привели, с одной стороны, практически к закрытию модели Галактического диска, с другой — позволили рассматривать в качестве источников гамма-всплесков нейтронные звезды, покинувшие диск и образовавшие протяженное гало [21]. В этом случае распределение источников в пространстве ограничено размерами гало, и должен наблюдаться недостаток слабых всплесков, в то время как распределение источников по небу почти изотропно в силу сферической симметрии этой популяции звезд (на самом деле это не совсем верно, так как мы находимся не в центре диска Галактики, а ближе к его периферии, что ГЛАВА 1. Введение должно приводить к возникновению слабого дипольного момента распределения в направлении галактического центра - антицентра).
Еще одним "сюрпризом" стало то, что экспериментальные данные БАТСЕ не подтвердили существование каких-либо спектральных особенностей. Проводился специальный поиск спектральных линий в данных БАТСЕ, но результатом явилось лишь несколько неясных кандидатов среди многих тысяч вариантов [22], что поставило под сомнение гипотезу о нейтронных звездах как источниках гамма-всплесков и дало новый толчок для генерации идей об их космологическом происхождении (см., например, [23]).
Таким образом, к середине 90-х годов сформировались две основные модели происхождения гамма-всплесков. С одной стороны, их глобальные свойства (такие как изотропия и распределение в пространстве) объяснялись свойствами источников, находящихся в протяженном гало нашей Галактики. Масштаб расстояний до таких источников обуславливался размерами гало, оцениваемыми как 100 - 300 кпк. Энергетика объяснялась возмущениями на поверхности нейтронной звезды с характерной светимостью 1041 - 1042 эрг/с.
С другой стороны, сторонники космологической модели приписывали всплескам красные смещения 0,8 — 2 (см., например, [24, 25, 26, 27]), что соответствует объектам, удаленным от нас на тысячи мегапарсек. Отсюда следует, что это уже не могут быть взрывы на поверхности нейтронной звезды, так как требуется колоссальное энерговыделение более 1053 эрг.
Выбор доли полной отсчетной интенсивности
Исследования послесвечений приносят множество новых сведений о свойствах взорвавшегося объекта и окружающей среды, но только непосредственные наблюдения гамма-всплесков дают информацию о свойствах самого взрыва, физических условиях преобразования выделяющейся энергии в гамма-лучи и особенностях переходной фазы от взрыва к послесвечению.
Для изучения характера протекания гамма-всплесков наиболее доступным наблюдательным материалом являются их временные профили. Но и здесь, при попытке выяснения общих свойств у различных групп событий, возникают существенные трудности из-за многообразия профилей гамма-всплесков. Оказывается, что всплески трудно охарактеризовать даже таким простым параметром, как длительность отдельных событий. Используемые в настоящее время параметры длительности всплесков Т50 и Т90 подвержены влиянию систематических эффектов, зависящих от отношения "сигнал/шум" [63]. Статистики этих параметров, безусловно, отображают внутренние свойства источников во время взрывной фазы генерации всплесков, и на них также сказываются эффекты растяжения масштабов времени и красного смещения энергии фотонов из-за расположения источников на космологических расстояниях. Но по причине систематических эффектов, эти параметры следует ГЛАВА 1. Введение использовать с большой осторожностью при статистическом сравнении групп всплесков различной интенсивности. Наблюдаемое различие статистик для групп интенсивных и слабых всплесков может быть вызвано различным отношением "сигнал/шум", а не различием их физических свойств. Поэтому, в настоящее время является актуальным введение нового временного параметра гамма-всплесков — эмиссионного времени. Этот параметр характеризует суммарную продолжительность интервалов времени, соответствующих максимально высокой излучатель-ной активности источников гамма-всплесков, и при этом в наименьшей степени зависит от отношения "сигнал/шум". Он описывает наиболее интересную фазу всплесков, когда генерируется основная доля излучения. С другой стороны, этот параметр измеряется в условиях максимального отношения сигнала к шуму, и поэтому он наименее всего подвержен искажениям из-за статистических флуктуации.
После того, как по красным смещениям источников послесвечения были выполнены оценки расстояний до источников, оказалось, что гамма-всплески обладают очень широкой функцией внутренней светимости в сопутствующих системах отсчета. Нельзя, однако, считать, что яркие и слабые всплески однозначно соответствуют близким и далеким источникам. Вполне вероятно, что в группу ярких всплесков основной вклад вносят источники с максимальной энергией в собственной системе отсчета, излучаемой в направлении наблюдателя, а группа слабых гамма-всплесков состоит из источников с низкой светимостью в направлении наблюдателя. Поскольку в космологической модели гамма-всплесков обязательно имеют место красное смещение энергии фотонов и временное растяжение профилей вследствие кривизны пространства-времени, то для перехода от статистик наблюдаемых параметров гамма-всплесков с различными интенсивностями к статистическому описанию собственных свойств источников необходимо найти способ разделить внешние "геометрические" эффекты преобразования масштабов времени и частоты фотонов и внутренние "физические" эффекты, определяющие свойства ГЛАВА 1. Введение излучения в сопутствующей системе отсчета.
Таким образом, в настоящее время представляется актуальным создание условий для статистического описания гамма-всплесков как в системе отсчета наблюдателя, где происходит их регистрация, так и в системе покоя источника, где их излучение генерируется. После того, как на основе наблюдательных данных такие статистики будут построены, можно выполнить физически корректное сравнение спектральных и временных характеристик групп всплесков с различными интенсивно-стями, и протестировать теоретические модели космологических источников гамма-всплесков.
С учетом вышеназванных потребностей развития современной науки о космических гамма-всплесках при подготовке диссертации были поставлены следующие цели:
1) сформулировать, обосновать и построить алгоритмы введения сле дующих новых параметров гамма-всплесков:
a) параметра эмиссионного времени, характеризующего полную продолжительность активной фазы излучения гамма-всплеска;
b) параметра спектрального пика эмиссии, характеризующего энергию, на которую приходится максимум спектра в представлении vFv для излучения, накопленного для интервалов эмиссионного времени;
c) космологически-инвариантного параметра гамма-всплесков, который характеризует свойства источников гамма-всплесков независимо от выбора системы координат наблюдателя и/или источника излучения;
2) для групп гамма-всплесков с различными интенсивностями иссле довать статистические распределения параметров эмиссионного вре мени и спектрального пика эмиссии; исследовать статистические распределения параметров эмиссионного времени и спектралыю ГЛАВА 1. Введение го пика эмиссии для "ранних" и "поздних" стадий гамма-всплесков, соответствующих интервалам до и после вершины главного пика;
3) используя статистические распределения параметров эмиссионного времени, спектрального пика эмиссии и космологически-инвариантного параметра для гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ проверить согласованность свойств "представительной группы" длинных ярких гамма-всплесков и "реперной группы" гамма-всплесков с известным красным смещением.
Процедура подготовки спектральных данных эксперимента БАТСЕ и восстановления фотонных спектров
Если предположить, что выбранная модель является правильной, а отклонения экспериментальных отсчетов от модельных обусловлены только статистическими причинами, то существуют такие значения параметров модели {р}, для которых величина функционала невязки S(k) соответствует величине, которая удовлетворяет распределению х2 с числом степеней свободы, равным к. Можно утверждать, что в этом случае выполняется критерий х2 значимости модели. Соответствующие значения {р} могут рассматриваться как оценка спектральных параметров на основе экспериментальных данных, и модель спектра с этими параметрами может быть принята в качестве восстановленного спектра фотонов.
Если ни при каких значениях параметров модели величина функционала S(k) не удовлетворяет критерию значимости распределения х2, то следует использовать другую модель спектра фотонов. Для такой проверки использовался критерий значимости на уровне 95%.
В идеальном случае при адекватной модели и хорошей статистической обеспеченности минимизация величины S(k) в пространстве параметров выбранной модели не представляет трудностей. В этом случае в пространстве параметров могут быть построены поверхности постоянного значения невязок. В окрестности минимума S(k) невязка будет монотонной функцией параметров модели. Наилучшим значениям параметров соответствует точка минимума S(k), в которой изменение любого из параметров модели приводит к увеличению невязки.
В реальном случае модели могут быть не вполне адекватны, а данные могут иметь недостаточную статистическую обеспеченность. Поверхности уровней постоянного значения S(k) имеют сложную форму и содержат множество локальных минимумов. Трудность состоит в том, чтобы найти область глобального минимума на фоне большого множества локальных. Этой цели служат методы минимизации, которые можно условно разделить на три группы: грубые методы поиска (например, случайный поиск методом Монте-Карло), позволяющие ограничить области, внутри которых следует » искать минимум; методы поиска минимума, не требующие вычисления производных минимизируемого функционала (например, квазиньютоновские методы и симплексные методы); точные процедуры нахождения глобального минимума (например, градиентные методы).
Градиентные методы позволяют быстро спуститься в минимум, но они не могут "отличить" локальный минимум от глобального. Для решения этой проблемы используется процедура возмущений (так называемая "тепловая баня"), которая дает возможность "выбраться" из локального минимума. Проблему локальных минимумов можно также решить с помощью нелокальных методов минимизации. Такими методами, например, являются методы случайного поиска (Монте-Карло).
Оценка ошибок параметров модели производилась следующим образом: функционал S(k) раскладывался в ряд Тейлора по параметрам около минимума. Затем, исходя из условия S(pi,... ,рт) — 5т;п = х(68%), где Sm-m - значение функционала S(k) в минимуме, a 1(68%) - значение распределения х2а для к степеней свободы на уровне значимости 68%, вычислялся вклад в разложение Тейлора функционала S(k) для каждого из параметров во втором порядке (первые производные в минимуме равны нулю). Перекрестные члены разложения при этом не учитывались, ошибка параметра pi вычислялась как отношение приращения функционала к величине второй производной этого функционала по параметру Pi при значениях остальных параметров, взятых в минимуме. ГЛАВА 3. Энергетические спектры излучения, просуммированные по интервалам эмиссионного времени
Процедура подготовки спектральных данных эксперимента Б АТСЕ и восстановления фотонных спектров
Прежде чем заниматься модельнозависимым восстановлением фотонных спектров гамма-всплесков, необходимо из спектральных данных изучаемых событий вычесть фон. Фоновым темпом счета здесь называются отсчеты, связанные с взаимодействием любого другого ионизирующего излучения, отличного от излучения гамма-всплеска, с детекторами инструмента. Основной вклад в фон дают галактические космические лучи, потоки заряженных частиц и электромагнитное излучение Солнца, заряженные частицы в радиационных поясах Земли, наведенная радиоактивность конструкций космического аппарата и запасов топлива на борту.
Спектральные данные типа MER эксперимента БАТСЕ (см. таблицу 1.1), использовавшиеся в данной работе, содержат шестнадцать каналов и имеют переменное временнбе разрешение 1024 мс до срабатывания, 16 и 64 мс после. Естественно, что за меньший интервал времени накапливается меньшее количество отсчетов. Поэтому при вычитании фона нужно работать не с отсчетами в каждом конкретном временном бине, а с темпом счета в единицу времени.
Радиационная обстановка вокруг гамма-обсерватории КОМПТОН во время орбитального полета не была постоянной. Темп счета в детекторах эксперимента БАТСЕ постоянно менялся при изменении геомагнитной широты аппарата, при пролете вблизи Южно-атлантической магнитной аномалии и во время эпизодов солнечной активности. Изменение радиационной обстановки вокруг аппарата происходило по-разному в различных энергетических диапазонах. Т.е. менялась не только интенсивность фонового излучения, но менялся и его спектр. Поэтому оценивать фоновый темп счета нужно независимо в каждом из шестнадцати спектральных каналов данных типа MER. ГЛАВА 3. Энергетические спектры излучения, просуммированные по интервалам эмиссионного времени
Для каждого изучаемого всплеска в каждом спектральном канале выбирался участок данных, в среднем в 3 - 5 раз по длительности превышающий длительность события и полностью его содержащий. Фон описывался полиномом от времени п-го порядка. Степень полинома выбиралась исходя из общего поведения темпа счета на рассматриваемом временнбм интервале. Обычно порядок полинома выбирался в диапазоне от 2 до 4 и крайне редко доходил до 5. Методом наименьших квадратов находились коэффициенты полинома. Затем с помощью статистического критерия х2 проверялась гипотеза о том, что все отклонения значений темпа счета в бинах, на интервале до всплеска и после него, являются случайными. Если такая гипотеза могла быть принята на уровне значимости 95%, то считалось, что на выбранном временнбм интервале полином данного порядка п описывает изменение во времени фонового темпа счета.
Спектральные свойства "ранних" и "поздних" стадий
Для нахождения величины а была применена процедура, учитывающая зависящие от интенсивности систематические эффекты. Как известно, различная величина "зашумленности" ярких и слабых всплесков приводит к двум систематическим эффектам на распределении эмиссионного времени: a) при уменьшении отношения "сигнал/шум" положение границы между "ранней" и "поздней" стадиями может быть неправильно оценено, т.к. статистические флуктуации (например, увеличивающие вторичный пик) могут привести к ошибке в нахождении главного пика; b) при уменьшении соотношения "сигнал/шум" полное эмиссионное время всплеска уменьшается [82].
Для того, чтобы учесть эффект "а" для каждого пика на профиле всплеска вычислялась вероятность того, что этот всплеск соответствует истинному главному пику на профиле события. Сумма этих вероятностей по определению равна 1. Для данного всплеска, используя каждый пик на профиле в качестве главного, вычислялись значения т ин и т д, взвешенные на вероятность. Вообще говоря, при уменьшении отношения "сигнал/шум" эффект "а" смещает о по направлению к 0,5.
Чтобы учесть эффект "Ь", из реальной группы 1 были искусственно созданы г = 2 — 4 . Эти слабые группы имеют тот же набор событий, что и группа 1, но с соотношениями "сигнал/шум" такими, как у групп 2, 3 и 4 (для зашумления использовалась процедура, подробно описанная в работе [48]). Затем для каждой группы был найден фактор сдвига Aj = (о"і) І ((ТІ), і = (1 , 2 , 3 , 4 ). Эффект "b" очень мал (см. таблицу 4.1).
Средние отношения ((ТІ) уменьшаются с уменьшением средней интенсивности всплесков в группе. Чтобы оценить статистическую значимость результата, зависимость, представленная на рис. 4.2, была аппроксимирована горизонтальной прямой линией (штрих-пунктирная прямая). Вероятность того, что существует хорошее согласие между данными и такой аппроксимацией, меньше 1%. ГЛАВА 4. Статистический анализ излучения до и после главного пика гамма-всплесков
В группу длинных гамма-всплесков в основном входят многопиковые события со сложным временным профилем. Из результатов, представленных выше, можно сделать вывод о том, что главные пики длинных гамма-всплесков с Т90 2,0 с не только отмечают момент наиболее интенсивного излучения, но и разделяют физически разные стадии излучения. Используя методику, основанную на выборе временных бинов только с максимальным потоком, было найдено систематическое различие величин длительностей и жесткостей "ранних" и "поздних" стадий всплесков. Это говорит о том, что около главного пика события происходит какое-то изменение в процессе излучения.
Кроме того, было найдено, что различие между "ранними" и "поздними" стадиями усредненных профилей длинных всплесков зависит от интенсивности. Отношение эмиссионного времени "ранней" стадии к полному эмиссионному времени всплеска в среднем уменьшается с уменьшением интенсивности события. Было показано, что эти эффекты не являются результатом пропуска событий с медленным нарастанием потока, они являются внутренними свойствами источников гамма-всплесков. Также было обнаружено, что различие длительностей "ранней" и "поздней" стадий зависит от интенсивности, что согласуется с подобным эффектом, найденным ранее при изучении усредненных кривых излучения (АСЕ).
Рассмотрим теперь вопрос о том, является ли эмиссионное время "стандартным" параметром, одинаковым для всех источников гамма-всплесков в их сопутствующих системах отсчета. Для того, чтобы параметр эмиссионного времени был "стандартным", он не должен зависеть от внутренней светимости источников всплесков и не должен изменяться на разных красных смещениях z. В работе [49] было показано, что полное эмиссионное время не может быть использовано в качестве "стандартного" параметра из-за того, что для конкретного всплеска две части этого »
Статистический анализ излучения до и после главного пика гамма-всплесков времени — "ранняя" и "поздняя" — разделенные главным пиком, имеют различную зависимость от интенсивности события. Тогда можно поставить вопрос о том, является ли эмиссионное время на "ранней" или на "поздней" стадии "стандартным" параметром, или же ни тот ни другой параметр не является "стандартным"?
Надо сказать, что не следует подробно обсуждать последнюю возможность на основе данных эксперимента БАТСЕ по той причине, что это обсуждение должно основываться на рассмотрении свойств "ранней" и "поздней" стадий всплесков с известными красными смещениями, но таких всплесков, зарегистрированных этим экспериментом, слишком мало для подобного статистического анализа.
Похожие диссертации на Эмиссионное время космических гамма-всплесков
