Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Радиационные условия в околоземном космическом пространстве и характеристики космических гамма-всплесков 11
1.1. Основные компоненты радиационного фона в околоземном космическом пространстве 11
1.2. Потоки электронов и их вариации в околоземном космическом пространстве 12
1.3. Морфологические и статистические характеристики космических гамма-всплесков 21
1.4. Основные теоретические модели и проблемы понимания природы космических гамма-всплесков 28
ГЛАВА. II. Регистрирующая аппаратура и методика измерений в эксперименте ГРИФ 40
2.1. Условия измерений в эксперименте ГРИФ и основные параметры приборов 40
2.2. Принцип функционирования и основные характеристики детектора электроновФон-Г 44
2.3. Принцип функционирования и основные характеристики спектрометра жесткого рентгеновского излучения РХ-2 ... 48
2.4. Математическая модель сцинтилляционного спектрометра РХ-2 57
ГЛАВА. III. Структура данных в эксперименте гриф и методы их анализа 66
3.1. Структура телеметрических данных 66
3.2. База данных космического эксперимента ГРИФ 72
3.3. Применение базы данных космического эксперимента ГРИФ для совместного анализа показаний различных приборов 76
ГЛАВА IV. Характеристики потоков электронов в околоземном пространстве по данным эксперимента ГРИФ 81
4.1. Потоки квазизахваченных электронов с энергиями >80 кэВ околоземном пространстве на дрейфовых оболочках L<2 81
4.2 Кратковременные возрастания потоков электронов с энергиями >80 кэВ в нюкоширотных (L<2) областях околоземного пространства 88
ГЛАВА V. Характеристики космических гамма-всплесков по данным эксперимента ГРИФ 101
5.1. Методика очистки фоновых показаний в рентгеновских каналах прибора РХ-2 от медленных вариаций 101
5.2. Отбор астрофизических всплесков в эксперименте ГРИФ 108
5.3. Эффективность регистрации гамма-всплесков со всего неба в эксперименте ГРИФ и оценка частоты регистрации слабых (Ч О"7 эрг/см2) событий 118
5.4. Статистика мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков как тест космологической модели гамма-всплесков 123
Заключение и выводы 133
Литература 135
- Основные теоретические модели и проблемы понимания природы космических гамма-всплесков
- Принцип функционирования и основные характеристики спектрометра жесткого рентгеновского излучения РХ-2
- Применение базы данных космического эксперимента ГРИФ для совместного анализа показаний различных приборов
- Кратковременные возрастания потоков электронов с энергиями >80 кэВ в нюкоширотных (L<2) областях околоземного пространства
Введение к работе
Актуальность проблемы
Несмотря на достигнутые успехи в изучении космических
гамма-всплесков, связанные с наблюдениями, так называемого,
«послесвечения» (afterglow) в радио, оптическом и
рентгеновском диапазонах [1-3] природа источников гамма-
всплесков остается до конца не ясной Основной проблемой, по-
видимому, является то, что не прослеживается корреляция
более слабых всплесков с более удаленными объектами, что
должно было бы иметь место в случае одинаковой светимости в
источнике Разброс светимостей в источнике составляет много
порядков - от ~10 ДО ~10 эрг/с Для объяснения такого
разброса светимостей в последнее время активно обсуждается
возможность так называемого, «биминга» (от англ beam - луч),
то есть сильно анизотропного излучения в источнике [4-7] В
этом случае наблюдаемый разброс светимостей естественным
образом объясняется тем, что направление гамма-луча в
источнике произвольно ориентировано относительно
наблюдателя Следует отметить, что данные об идентификации
источников всплесков получены для относительно небольшого
числа событий, в то же время именно статистические
характеристики дают информацию о популяции источников
гамма-всплесков в целом В частности, распределение
всплесков по наблюдаемым интенсивностям отражает в какой-то
степени распределение их источников по величине красного
смещения (,, и, таким образом, с помощью этого распределения
может быть прослежена история глобального
звездообразования во Вселенной [8-12] Исходя из распределения по наблюдаемым интенсивностям, в рамках заданного пространственного распределения источников, может
быть получена информация о собственной светимости в источнике, и оптимизированы параметры модели, характеризующей распределение гамма-всплесков по собственным светимостям [13-17]
Таким образом, несмотря на успехи, связанные с наблюдениями в оптическом диапазоне, исследование статистических характеристик остается актуальным В этом плане особый интерес представляет изучение распределений по наблюдаемым потокам S в области малых значений потоков S < 10"7 эрг/см2 Согласно некоторым данным наблюдаемые полные потоки S ~ 10' эрг/см2 соответствуют значениям 2 > 1 и даже z > 3 [8] Поэтому частота регистрации слабых гамма-всплесков может иметь критическое значение, как в плане космологических моделей их источников, так и моделей первичного звездообразования во Вселенной
Как известно, наилучшие, на сегодняшний день, данные по статистике гамма-всплесков получены в эксперименте BATSE CGRO в основном для диапазона энергий 0 05-1 МэВ [18] Однако отмеченное выше значение флюенса S ~ 10' эрг/см2 близко к порогу регистрации всплеска в этом эксперименте Поэтому в свете вышеизложенного представляется необходимым использовать все возможности для получения независимой оценки частоты регистрации слабых гамма-всплесков
Наряду с распределением по наблюдаемым потокам важную роль в статистике гамма-всплесков играют распределения по длительности и спектральной жесткости (эффективной температуре кТ) Большинство гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте BATSE CGRO, характеризуются значениями кТ > 50 кэВ [18, 19] При этом остается открытым вопрос, отражает ли относительно малое количество "мягких" всплесков {кТ < 50 кэВ) истинное распределение гамма-всплесков по величинам кТ или же это результат селекции, связанной с высоким энергетическим порогом в большинстве экспериментов (номинальный энергетический порог BATSE CGRO - 20 кэВ, реальный порог срабатывания триггера - 50 кэВ) [18] Поэтому представляется весьма актуальным провести поисковые исследования популяции "мягких" космических гамма-всплесков
Слабые всплески труднее регистрировать одновременно на нескольких космических аппаратах в виду не совпадения энергетических порогов и чувствительности регистрирующей аппаратуры в различных экспериментах А именно одновременная регистрация всплеска на нескольких аппаратах является основным критерием достоверности события Поэтому в случае регистрации слабых и относительно мягких гамма-всплесков, особенно в экспериментах на околоземных космических аппаратах, актуальное значение приобретает проблема имитаций всплесков кратковременными высыпаниями магнитосферных электронов через генерацию тормозного излучения Для решения этой проблемы исключительный интерес представляют данные одновременно работающих детекторов электронов и гамма-квантов
Изучение пространственного распределения потоков электронов с энергиями в десятки - сотни кэВ на низких высотах и широтах имеет и самостоятельное значение в плане понимания динамики радиационных поясов и механизмов высыпаний Хотя за более чем 40-летнию историю экспериментального изучения потоков и спектров захваченных частиц радиационных поясов Земли накоплен обширный наблюдательный материал [20-24], до последнего времени не было достаточно полной картины о динамике потоков квазизахваченных частиц В частности это касается электронов субрелятивистских и релятивистских энергий на малых высотах («под радиационными поясами») в областях, соответствующим малым значениям L (< 15) Информация о пространственной структуре потоков электронов с энергиями в десятки- сотни кэВ в областях, соответствующих малым L, особенно в районе геомагнитного экватора {L < 12), также не полна и довольно противоречива Это обусловлено малыми величинами потоков, что требует использования детекторов с достаточно большим геометрическим фактором Однако большинство проведенных до сих пор экспериментов было ориентировано на изучение очень больших потоков захваченных частиц именно в радиационных поясах, для чего использовались детекторы с малым геометрическим фактором, например, [25, 26]
Новизна работы.
Впервые на основе данных космического эксперимента 3
(ГРИФ) на орбитальной станции «Мир», в ходе которого
проводились наблюдения космических гамма-всплесков в
диапазоне жесткого рентгеновского и гамма-излучения (10-300
кэВ), а также регистрировались заряженных частицы высоких
энергий в различных областях околоземного пространства, были
определены характеристики потоков электронов и их вариаций,
имитирующих гамма-всплески В результате использования
детектора с большим геометрическим фактором (-80 см2ср)
были детально измерены пространственные распределения
потоков электронов с энергиями >80 кэВ на различных
дрейфовых оболочках вне зон захваченной радиации
Обнаружены области существования стационарных потоков
квазизахваченных электронов в районе дрейфовых оболочек L ~
1 4, L < 1 2 В низкоширотных (L < 2 0) областях околоземного
пространства зарегистрированы обусловленные
кратковременными вариациями потоков квазизахваченных и высыпающихся электронов возрастания интенсивности счета электронов с энергиями >0 08 МэВ длительностью менее 1 мин, которые могут имитировать космические гамма-всплески.
Разработаны критерии, позволившие надежно идентифицировать астрофизические рентгеновские и гамма-всплески на фоне имитаций потоками электронов Зарегистрировано несколько десятков всплесков жесткого рентгеновского и гамма-изл_учения астрофизической природы на уровне чувствительности -3 10 эрг/см2 {кТ ~25 кэВ) - -10* эрг/см2 (кТ-100 кэВ) Некоторые из всплесков, характеризуемых значениями кТ ~ 10-50 кэВ, идентифицированы со вспыхивающим пульсаром GRO J1744-28 Дана оценка частоты регистрации со всего неба космических гамма-всплесков с полными потоками S ~ 10" эрг/см2 Получена оценка частоты регистрации со всего неба «космологических» мягких гамма-всплесков, которая свидетельствует о том, что распределение длительных (> 1 с) гамма-всплесков по характерной энергии,kТи длительности не согласуются со стационарной космологической моделью, в которой не учитывается эволюция источников всплесков На основе совместного анализа данных экспериментов ГРИФ и BATSE CGRO, сделан вывод о том, что основная доля источников гамма-всплесков относится к эпохе красных смещений 1 < z < 5
В ходе выполнения работы разработаны новые
программные средства и методы обработки данных, втом числе-
-
Разработан алгоритм автоматического выделения всплеска (как для высыпаний электронов, так и для гамма-всплесков) во временных рядах телеметрических данных
-
Разработан алгоритм идентификации имитаций гамма-всплесков потоками высыпающихся электронов.
-
Разработана многопараметрическая, кроссплатформенная система управления базой данных КОРОНАС.СМ, позволяющая эффективно, через единый интерфейс управлять анализом данных по любому, введенному пользователем алгоритму.
Научная и практическая ценность работы.
Полученная оценка частоты регистрации гамма-
всплесков с полными потоками S ~ 10*7 эрг/см2 позволяет
заключить, что распределение гамма-всплесков по
наблюдаемым потокам (log/V - logS) не противоречит
предсказаниям модели с максимумом частоты
звездообразования на (, = 1.5-2 Сделанный на основе оценки частоты регистрации со всего неба «космологических» мягких гамма-всплесков (кТ < 50 кэВ) вывод о том, что основная доля источников гамма-всплесков относится к эпохе красных смещений 1 < (, < 5, позволяет существенно ограничить существующие теоретические модели, касающиеся как собственно источников гамма-всплесков, так и первичного звездообразования
Наблюдение стабильных в течение длительного времени (более двух лет) потоков субрелятивистских электронов в районе дрейфовых оболочек L ~ 1 4, L < 1 2 на высотах ~400 км свидетельствует о существовании постоянно действующих механизмах подпитки этих оболочек, поскольку среднее время жизни электронов на них меньше дрейфового периода Одним из таких механизмов может быть кулоновское рассеяние электронов на ядрах атомов остаточной атмосферы в районе Южно-Атлантической аномалии, которое наряду с взаимодействием «волна-частица» может играть существенную
роль в динамике радиационных поясов Земли, в частности, формируя один из каналов утечки частиц радиационных поясов
Обнаружение вариаций потоков электронов
субрелятивистских энергий, приводящих к кратковременным (длительностью менее 1 мин) возрастаниям интенсивности в каналах регистрации электронов, свидетельствует о том, что в магнитосфере Земли могут протекать достаточно быстрые динамические процессы, приводящие к ускорению частиц и их инжекции на определенные дрейфовые оболочки.
Наблюдение интенсивных возрастаний потоков электронов в низкоширотных областях вне «зон высыпаний» -вплоть до геомагнитного экватора (L < 1.1) подтверждает актуальность проблемы имитаций астрофизических всплесков высыпаниями электронов практически во всех областях околоземного пространства.
Разработанные критерии идентификации космических гамма-всплесков на фоне имитаций вариациями потоков магнитосферных электронов могут применяться при анализе данных экспериментов по изучению гамма-всплесков на околоземных космических аппаратах
Разработанное в ходе подготовки диссертации программное обеспечение в части выработки критерия отбора всплеска при анализе временных рядов первичных телеметрических данных использовалась при обработке данных других космических экспериментов, в частности, приборов, установленных на спутнике «Коронас-Ф» и системы радиационного контроля СРК на Международной космической станции Система управления базой данных КОРОНАС СМ может быть использована при подключении к системе анализа данных в режиме -on line- баз данных других экспериментов
Личный вклад автора:
Автор принимал участие в определении физических
характеристик приборов -Фон-1- и РХ-2 Он разработал
математическую модель спектрометра жесткого рентгеновского и
гамма-излучения РХ-2. Автор составил базу данных
эксперимента ГРИФ и импортировал ее в разработанную им
кроссплатформенную, многопараметрическую систему
управления КОРОНАС СМ Автор провел анализ современных
данных о потоках электронов в околоземном пространстве, а
также о статистических и морфологических характеристиках
гамма-всплесков Он разработал методику анализа
пространственного распределения потоков электронов с энергиями >80 кэВ, а также идентификации гамма-всплеска на фоне имитаций возрастаниями интенсивности электронов На основе этой методики автор провел работу по определению свойств потоков электронов и гамма-квантов на орбитах станции «Мир», выделил космические гамма-всплески и дал космофизическую и астрофизическую интерпретацию результатов эксперимента ГРИФ по изучению характеристик потоков электронов с энергиями >80 кэВ в околоземном пространстве и статистике космических гамма-всплесков
Апробация работы.
Основные материалы диссертации докладывались и обсуждались на международных конференциях по космическим лучам, всероссийской конференции -Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра-, научной сессии МИФИ, Баксанской молодежной школе экспериментальной и теоретической физики, научной школе «Молодежь и научно-технический прогресс» (г Сэров, ВНИИЭФ), на научных семинарах НИИЯФ МГУ и ежегодной конференции МГУ «Ломоносовские чтения»
Основные результаты диссертации содержатся в 8 печатных работах
Структура и объем диссертации.
Основные теоретические модели и проблемы понимания природы космических гамма-всплесков
В ходе измерений на спутнике SAMPEX (высота орбиты 520x675 км, наклонение 81.7) регистрировались резкие возрастания интенсивности релятивистских электронов (0.15-3.5 МэВ) в областях пространства, соответствующих дрейфовым оболочкам L 1.3-1.4, 1.6-1.8 [38], а также относящимся к внешнему радиационному поясу (2.5 I 5) [39]. Последние возрастания интерпретируются авторами эксперимента как результат ускорения электронов во внешней магнитосфере вследствие воздействия на нее скоростных потоков солнечного ветра. В некоторых случаях возрастания потоков электронов прослеживались вплоть до L 2.5 (так называемый зазор между внутренним и внешним поясом), что согласно [39] свидетельствует о глобальном характере ускорительных процессов в магнитосфере.
Что касается низкоширотных областей, примыкающих к геомагнитному экватору (L 1.5), то, как следует из теории адиабатического движения, раствор конуса потерь стремится к 90 при L -» 1, в результате чего на высотах менее 400-500 км в низкоширотных областях кроме зоны Южно-атлантической аномалии не должны наблюдаться стабильные потоки заряженных частиц. В то же время известно, что на дрейфовых оболочках с малыми значениями L наблюдались долговременные устойчивые потоки электронов, образованные в результате высотных ядерных взрывов, осуществленных в США и СССР в конце 50-х - начале 60-х годов XX века. Так, в результате высотного ядерного взрыва Starfish (9 июля 1962 г.) наблюдались значительные потоки электронов с энергиями 5 МэВ в области cZ—1.2-1.6и вблизи L = 1.8 [40, 41]. При этом, по данным эксперимента на спутнике Inguine-1 значимые потоки электронов наблюдались в областях 1.175 L 1.195, 0.19 Гс В 0.22 Гс и L = 1.25, 0.18 Гс В 0.22 Гс в ноябре 1962 г., то есть спустя 4 месяца после момента инжекции [42], хотя предсказываемое теорией характерное время жизни квазизахваченных релятивистских электронов в таких областях не должно существенно превосходить их дрейфовый период, составляющий порядка минут [29].
На сегодняшний день, после того как искусственные радиационные пояса распались, имеется относительно мало данных о естественных потоках захваченных или квазизахваченных электронов высоких энергий в низкоширотных областях под внутренним радиационным поясом. Это обусловлено малыми величинами потоков, что требует использования детекторов с достаточно большим геометрическим фактором, в то время как большинство проведенных экспериментов было ориентировано" на изучение очень больших потоков захваченных частиц именно в радиационных поясах, для чего использовались в основном детекторы с малым геометрическим фактором (--0.1 - 1.0 см2ср), что соответствует уровню значимой регистрации потоков 10-20 част/см с-ср (для диапазона энергий десятки - сотни кэВ) [25, 26, 36]. Вследствие этого наиболее полная информация о потоках электронов высоких энергий получена для областей околоземного пространства, непосредственно примыкающих к ЮАА, то есть к внутреннему радиационному поясу, где эти потоки наиболее велики. Как известно, в различных экспериментах в районе ЮАА на высотах -400 км регистрировались потоки ультрарелятивистских электронов (с энергиями 20 МэВ) на уровне 2х103 M V cp"3 [43]. При этом в приэкваториальных областях, примыкающих к ЮАА, были измерены потоки ультрарелятивистских электронов (е = 50-200 МэВ), во много раз превышавшие уровень, характерный для электронов альбедо: в 40 раз для области L = 1.1 - 1.3, В 0.20 - 0.22 Гс, в 3 раза для области і =1.0- 1.1, = 0.28-0.38 Гс [43]. Для других низкоширотных областей околоземного пространства регулярные длительные наблюдения потоков электронов высоких энергий на уровне чувствительности, который был бы существенно выше, чем достигнутый в измерениях для районов вблизи ЮАА, до недавнего времени не проводились. Имеются лишь данные отдельных измерений в нескольких космических экспериментах. Так, в 1994 г. в эксперименте на спутнике «Коронас-И» (круговая орбита, высота 500 км, наклонение 82.5) были зарегистрированы устойчивые повышенные потоки электронов с энергиями Ее = 0.5-1.3 МэВ на дрейфовых оболочках, соответствующих L 1.3-1.6 [44]. В областях, сответствующих L 1.3-1.5, 1.8 значимые потоки электронов с энергиями от 20 до 500 кэВ также измерялись в широком диапазоне высот (500-1300 км) на спутнике «Активный» в 1990-91 гг. [45]. Возрастания интенсивности счета электронов с энергиями 92-120 кэВ регистрировались на L - 1.14 в ходе измерений на спутнике «Ореол-3» [46]. Наконец, в ходе эксперимента с прибором «Спрут-5» на орбитальной станции «Мир» в районе геомагнитного экватора наблюдались спорадические потоки электронов с энергиями в диапазоне 0.075-1.2 МэВ [47, 48]. Таким образом, полученная к настоящему времени информация о пространственной структуре и динамике потоков электронов субрелятивистских и релятивистских энергий под радиационными поясами (высота менее 500 км) не полна и в определенной степени противоречива. Так, согласно авторам эксперимента на спутнике «Коронас-И», выявлена зависимость величин потоков электронов, регистрируемых на L 1.6 от мирового времени [49]. В то же время, в эксперименте на спутнике «Активный» получены указания на то, что регистрируемые возрастания потоков электронов на і 1.4 зависят от местного магнитного времени (MLT) [45, 47]. Согласно [45] для спорадических потоков субрелятивистских и релятивистских электронов, регистрируемых в районе геомагнитного экватора (L 1.2) имеет ярко выраженная долготная зависимость: области регистрации электронов локализованы по долготе. Напротив результаты эксперимента NOAATPOES свидетельствуют о том, что весьма большие (102 - 106 част/см2с-ср) потоки электронов с Ее 30 кэВ регистрируются на высотах -820 км вблизи геомагнитного экватора (1.03 L 1.2) практически во всем диапазоне долгот вне ЮАА, причем их величины существенно зависят от уровня солнечной и геомагнитной активности [50].
На сегодняшний день нет также полной ясности относительно природы тех электронов высоких энергий, которые регистрируются в низкоширотных областях околоземного пространства вне радиационных поясов. Время жизни таких электронов составляет десятки минут - несколько часов [29], поэтому для объяснения существования устойчивых потоков электронов «под радиационными поясами» в течение более длительного времени требуется привлечение механизмов, которые бы обеспечили постоянную генерацию электронов в этих областях пространства. Некоторые авторы [51-53] связывают повышенные потоки электронов на дрейфовых оболочках L 1.5 с высыпаниями из внутреннего радиационного пояса вследствие рассеяния (циклотронного резонанса) на электромагнитных волнах ОНЧ-диапазона (4 Гц - 0.5 МГц). В качестве источников таких волн рассматриваются как наземные ОНЧ-передатчики, так и различные природные явления, такие как землетрясения [45], тайфуны [45], грозовые разряды [38]. Проблема, однако, заключается в том, что циклотронное резонансное рассеяние на ОНЧ-волнах эффективно обеспечивает питч --20- угловую диффузию, но для объяснения значимых потоков электронов в низко широтных областях на относительно малых высотах в случае, если они обусловлены высыпаниями непосредственно из внутреннего радиационного пояса, необходимо привлекать радиальную диффузию, обеспечивающую перенос частиц поперек дрейфовых оболочек - с больших L, где их потоки велики, на меньшие L. Последнее, как нам представляется, может быть реализовано только в районе ЮАА.
Принцип функционирования и основные характеристики спектрометра жесткого рентгеновского излучения РХ-2
Непосредственные указания на то, что гамма-всплески связаны с внегалактическими объектами были получены в результате наблюдений на спутнике Beppo-SAX, который был запущен в апреле 1996 г. На нем установлено несколько приборов, в том числе: детектор гамма-излучения, обеспечивающий монитор гамма-всплесков от всего неба (это инструмент типа BATSE, но с несколько меньшей чувствительностью), этот прибор обеспечивает триггерную регистрацию всплеска; две широкоапертурные рентгеновские камеры, позволяющие достаточно точно (в пределах Г) локализовать в диапазоне жесткого рентгеновского излучения источник гамма-всплеска, попавшего в их поле зрения; наконец, фокусирующий высокочувствительный телескоп, регистрирующий мягкое рентгеновское излучение, этот телескоп позволяет осуществлять угловую привязку источника с очень высокой точностью - менее десяти угловых секунд. В этом эксперименте предусмотрена система оперативной переориентации спутника, которая дает возможность, после того, как с помощью детектора гамма-излучения и широкоаперитурной рентгеновской камеры получены грубые координаты источника всплеска, достаточно быстро (с задержкой в несколько часов) наводить в область локализации гамма-всплеска чувствительный телескоп, строящий изображение в мягком рентгеновском диапазоне [81].
Таким образом было обнаружено, так называемое, рентгеновское послесвечение (afterglow) [1]. Информация о местоположении на небе источника гамма-всплеска также передавалась на мощные оптические телескопы и, таким образом, было обнаружено и оптическое послесвечение [2]. Первым событием, для которого было обнаружено рентгеновское и оптическое послесвечение, был гамма-всплеск, зарегистрированный 28 февраля 1997 г. Помимо спутника Beppo-SAX, этот всплеск был зарегистрирован еще на нескольких космических аппаратах, в том числе Ulissis [82].
Длительность рентгеновского послесвечения составляет, как правило, несколько суток, интенсивность же оптического послесвечения спадает гораздо медленнее, -например, в случае события GRB972802 оно наблюдалось в течение нескольких месяцев. К настоящему времени в результате наблюдений на Beppo-SAX, а также на космических аппаратах НЕТЕ (в экспериментах на которых заложен тот же принцип идентификации гамма-всплеска по рентгеновскому послесвечению, что и на спутнике Beppo-SAX) зарегистрировано уже около несколько десятков всплесков, для которых наблюдалось оптическое послесвечение диапазонах [1-3]. В областях локализации этих событий находятся внегалактические объекты (host galaxy), которые, как предполагается, содержат источник гамма-всплеска. С ними идентифицируются и источники послесвечения - так называемые оптические транзиенты [83-85]. Для этих внегалактических объектов характерно космологическое смещение эмиссионных линий в красную область, свидетельствующее о том, что галактики, содержащие источник гамма-всплеска, могут находиться на очень больших космологических расстояниях (для одного из событий соответствующее значение параметра z, характеризующего красное смещение, составило 3.5 [84], что явилось сильнейшим аргументом в пользу космологической модели. Более того, для всплеска, зарегистрированного 8 мая 1997 г., космологическое красное смещение эмиссионных линий было обнаружено непосредственно в оптическом транзиенте [86]. Наконец, 23 января 1999 г. с помощью специальной установки на основе широкоапертурной фотокамеры, которая могла достаточно быстро (в течение 40 с) наводиться в область локализации гамма-всплеска, было зарегистрировано оптическое свечение непосредственно во время гамма-всплеска [87]. В максимуме всплеска оно оказалось довольно интенсивным - на уровне 8-9 наблюдаемой звездной величины. Проведенная идентификация показала, что для этого события «материнская галактика», содержащая источник всплеска находится на космологическом расстоянии, соответствующем z 2. Таким образом, оптическая светимость в источнике должна была составить 104а эрг/с, что сопоставимо со светимостью квазаров. Таким образом, возникла проблема необходимости объяснения такой гигантской светимости - как в оптическом, так и в гамма-диапазонах.
Главной задачей теоретических моделей, объясняющих космологическую природу гамма-всплесков, является необходимость объяснения огромной светимости. Для источников, находящихся на расстояниях, соответствующих z — 2-3, светимость в гамма-диапазоне должна составлять 1051-1О53 эрг/с, а с учетом того, что в гамма-излучение, согласно большинству сценариев, может конвертироваться -1% полного энерговыделения, его величина оказывается 1053-1055 эрг/с, что превышает полную энергию взрыва сверхновой.
Такая энергетика обеспечивается в получивших широкое распространение моделях "огненного шара" (fair ball) - релятивистски расширяющегося по действием огромного лучистого давления электронно-фотонного "газа", который образовался в результате гигантского взрыва в относительно малом объеме [88, 89]. В процессе расширения плотность электронов падает, и файерболл становится оптически прозрачным. В результате взаимодействия с межзвездной средой он тормозится, при этом образуется ударные волны: внешняя (расходящаяся) и внутренняя (сходящаяся). Энергия этих волн конвертируется в электромагнитное излучение в основном за счет тормозного излучения электронов, ускоряемых на фронте ударной волны. При этом считается, что собственно за гамма-всплеск «ответственна» внутренняя волна, а внешняя обеспечивает послесвечение в мягком рентгеновском и оптическом диапазонах. Подобная модель описывает сферически-симметричный файерболл и, вообще говоря, не объясняет наблюдающейся у большинства гамма-всплесков сложной временной структуры. В последнее время была разработана модель неоднородного расширения, позволяющая объяснить сложную временную структуру некоторых всплесков [90, 91]. Согласно этой модели, образуются релятивистски расширяющиеся оболочки, которые характеризуются различными Лоренц-факторами. За счет этого в процессе расширения одна оболочка может нагонять другую и сталкиваться с ней. Именно столкновение таких оболочек проявляется в виде отдельных возрастаний на профиле всплеска.
Для объяснения природы взрыва, который может привести к возникновению "огненного шара" или релятивистски разлетающихся оболочек обычно привлекают модель слияния (merging) двух нейтронных звезд (NS) [92-94]. В результате такого столкновения помимо гамма-всплеска (GRB) может образоваться всплеск нейтрино (vB) и гравитационно-волновой всплеск (GJVB).
Предполагается, что такой процесс является конечной стадией эволюции тесной двойной системы, состоящей из двух нейтронных звезд. Подобные объекты известны по наблюдениям в радиодиапазоне (двойной радиопульсар). Известное количество двойных радиопульсаров в нашей Галактике позволяет дать оценку частоты слияния на галактику в единицу времени, которая согласуется с наблюдаемой частотой регистрации гамма-всплесков [95]. Поскольку при слиянии нейтронных звезд на гамма-излучение приходится лишь около 1% всей выделившейся энергии, эта модель не может объяснить энергетику самых мощных всплесков, источники которых находятся, например, на космологических расстояниях, характеризуемых z 3, для которых только в гамма-диапазоне энерговыделение должно составлять вплоть до 1054 эрг/с. Такую энергетику может обеспечить, так называемая, гиперновая. В модели гиперновой [96] рассматривается коллапс проэволюционировавшей звезды с массивным (с массой 1(Ш) быстровращающимся железным ядром в черную дыру Керра, при этом за счет большого углового момента большая часть вещества удерживается от разлета, и обеспечиваются условия для выделения в излучении большей части энергии [97].
Применение базы данных космического эксперимента ГРИФ для совместного анализа показаний различных приборов
Следует отметить, что результаты по статистике гамма-всплесков получены с помощью аппаратуры BATSE на обсерватории им. Комптона (CGRO) в основном для диапазона энергий 0.05-1 МэВ (основные результаты других экспериментов, в частности данные наблюдений с аппаратурой "КОНУС" на станциях "Венера", также относятся к этому энергетическому диапазону). Что касается распределения по спектральной жесткости, то, как известно, большинство гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте BATSE CGRO, характеризуются значениями кТ 50 кэВ [18, 19]. В дальнейшем именно такие гамма-всплески мы будем называть "типичными". При этом остается открытым вопрос, отражает ли относительно малое количество "мягких" всплесков в популяции "типичных" гамма-всплесков их истинное распределение по величинам кТ или же это результат селекции, связанной с высоким энергетическим порогом в большинстве экспериментов (номинальный энергетический порог BATSE CGRO - 20 кэВ, реальный порог срабатывания триггера - 50 кэВ) [18].
На возможность существования популяции «мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков» указывают сами данные BATSE, в которых содержится информация о, так называемых, «гамма-всплесках без гамма-излучения» - то есть всплесках, регистрировавшихся только в двух первых каналах (в диапазоне 20-100 кэВ), для эти событий характерная энергия в спектральном представлении Бэнда составляет, как правило менее 50 кэВ, а также, так называемых, гамма-всплесков, обогащенных рентгеновским излучением (в диапазоне 2-30 кэВ) по сравнению с «традиционным» диапазоном гамма-всплесков 50-400 кэВ [122, 123]. В последнее время за подобными событиями закрепился термин «рентгеновские вспышки» {Х-гау flash) [124, 125]. Одним из примеров таких событий может служить рентгеновская вспышка XRF030723. Отсутствие линий поглощения и эмиссии в спектре оптического транзиента, с которым она бьша идентифицирована, позволило установить лишь верхний предел величины z = 2.3 [126].
Как следует из космологических моделей гамма-всплесков события с относительно «мягкими» энергетическими спектрами должны относится к более удаленным источникам. Поэтому в качестве одной из причин существования гамма-всплесков, обогащенных рентгеновским излучением, рассматривается обусловленный космологическим красным смещением спектральный сдвиг в рентгеновский диапазон того гамма-излучения, которое связанно с собственной системой отсчета источника всплеска [113]. Однако, более распространена точка зрения, согласно которой гамма-всплески, обогащенные рентгеновским излучением, относятся к сильно коллимированным событиям, видимым под большим углом к оси распространения излучения (т.н. периферия коллимированного луча) [127].
Следует отметить, что для "типичных" гамма-всплесков не характерны повторные всплески от одного и того же источника. В то же время, в популяцию «мягких гамма- или жестких рентгеновских всплесков» могут давать вклад события, происходящие в одном источнике. Так, в результате наблюдений, выполненных за последние годы на различных космических станциях ("Венера", "Прогноз", "Гранат", CGRO), было обнаружено несколько реккурентных источников относительно мягких гамма-всплесков - так называемые, мягкие гамма-повторители или репитеры (Soft Gamma-Ray Repeaters), которые по своим морфологическим свойствам отличаются от основной популяции "типичных" гамма-всплесков [62, 128-131]. В частности, они являются, как правило короткими и характеризуются относительно мягким спектром (эффективная температура кТ -30-40 кэВ). По современным представлениям источниками реккурентных гамма-всплесков являются нейтронные звезды с очень сильным магнитным полем (магнетары), образующие самостоятельный класс галактических объектов [132, 133], существенно отличающийся от популяции источников "типичных" гамма-всплесков, которые, в свою очередь, связывают с процессами, происходящими на космологических расстояниях [84, 134].
В плане дальнейшего изучения упомянутых выше явлений представляется весьма актуальным провести поисковые исследования популяции "мягких" (т.е. характеризуемых кТ 50 кэВ) космических всплесков. Статистические характеристики таких всплесков, в частности распределения по спектральной жесткости и длительности могут дать ответы на вопросы о том, имеется ли граница между всплесками от гамма-репитеров и "типичными" гамма-всплесками, и по каким величинам морфологических характеристик всплесков она проходит, существуют ли "мягкие" гамма-всплески, не связанные с репитерами, действительно ли в популяции "типичных" гамма-всплесков имеется несколько отдельных групп? В связи с последним вопросом необходимо отметить, что все результаты, свидетельствующие в пользу космологической природы гамма-всплесков, как по идентификации их источников на основе послесвечения (afterglow) [1-3], так и по анализу статистических зависимостей, таких как эффект растяжения (dilatation) [80, 135], эффект Малоцци получены именно для группы относительно длительных всплесков {AT 1 с). Что касается более коротких всплесков, то пока не получено данных, в полном объеме свидетельствующих об их принадлежности к популяции объектов, находящихся на космологических расстояниях. Не исключено, что короткие (AT 1 с) гамма-всплески отличаются от более длительных и по своим спектральным характеристикам - они в среднем более жесткие (см. рис. 4). В этой связи следует отметить, что согласно данным экспериментов APEX и L1LAS на космической станции "Фобос" спектры коротких гамм а- всплесков могут иметь «завал» в области рентгеновского излучения 100 кэВ относительно экстраполяции спектров гамма-излучения в мягкую область [136]. Таким образом, для коротких всплесков, по-видимому, не имеет место обогащение рентгеновским излучением, характерное для вспышек типа XRF. В свете вышеизложенного задача исследования отдельной популяции "мягких" гамма-всплесков важна как для дальнейшего прогресса в понимании природы "типичных" гамма-всплесков, так и для изучения нового типа астрофизических объектов -магнетаров.
Таким образом, представляется, что дальнейший прогресс в изучении статистических характеристик гамма-всплесков связан с анализом частоты регистрации слабых событий и расширением диапазона их исследования в область рентгеновского излучения средних энергий.
Кратковременные возрастания потоков электронов с энергиями >80 кэВ в нюкоширотных (L<2) областях околоземного пространства
Основная информация о потоках электронов в областях, соответствующих L 2 вне Южно-атлантической аномалии, была получена с помощью прибора "Фон-Г\ Благодаря большому геометрическому фактору (-80 см2-ср) он имел сравнительно высокую чувствительность: 5о-уровень значимой регистрации потоков электронов в диапазоне энергий 200 кэВ соответствовал -1 част./см2-с-ср. Вместе с тем в районе Южно Атлантической аномалии (ЮАА) прибор "Фон-Г, как правило, был перегружен большими потоками присутствующих там частиц, информация о которых получалась с помощью других приборов комплекса.
На рис. 31 представлены выходные показания (скорости счета) в каналах регистрации электронов и протонов приборов "Фон-1" и "Фон-2", полученные вдоль типичной орбиты в течение -1.5 часа (практически за один период обращения) наблюдений 5 октября 1995 г. (проекция этого витка орбиты в географических координатах изображена на рис. 32) [147]. Изменение скоростей счета электронов и протонов соответствует прохождению станцией различных областей околоземного пространства. Начало измерений соответствует нисходящей ветви орбиты, по которой станция переходит из северного в южное полушарие, пересекая геомагнитный экватор в момент времени -20 45 UT. При пересечении геомагнитного экватора наблюдается минимум скоростей счета в каналах регистрации субрелятивистских электронов прибора "Фон-1". В южном полушарии траектория станции на рассматриваемом витке пересекала восточную периферию Южно-атлантической аномалии (21h10m - 21h20m UT), в которой прибор "Фон-1" был перегружен большими потоками частиц и фактически не работал. Напротив, прибор "Фон-2" благодаря малому геометрическому фактору давал достоверные показания. После выхода из аномалии станция вновь пересекла геомагнитный экватор (-21h40m UT) и ушла в северное полушарие.
Следует обратить внимание на наличие во временном ходе скоростей счета электронов в каналах 80 - 160 и 200 кэВ прибора "Фон-1" некоторой структуры, проявляющейся в виде максимумов, соответствующих L 1.36 - 1.38 и L — 1.6. Особенно следует отметить симметричный (относительно геомагнитного экватора) характер пиков при 1.36 — 1.37. Если принять показания в каналах прибора "Фон-1" в области геомагнитного экватора за уровень аппаратурного шума, то можно заметить, что хотя и малые, но вполне значимые потоки электронов (-0.2 - 0.5 част./см2-с-ср и.-1 част./см -с-ср в диапазонах 80-160 и 200 кэВ, соответственно) регистрировались также при L \2. Причем в области L 1.07 - 1Л 0 во временном ходе скоростей счета также наблюдается структура, симметричная относительно геомагнитного экватора.
Наличие подобных структур может быть связано с пересечением орбитой станции дрейфовых оболочек, отличающихся повышенной концентрацией электронов.
Для проверки этого предположения данные прибора "Фон-1" были проанализированы за все время эксперимента для разных интервалов наблюдений. Помимо рассмотренных выше измерений в октябре 1995 г. были взяты наблюдения, проводившиеся в ноябре 1995 г. - марте 1996 г., с октября 1996 г. по начало января 1997 г., а также в июне 1997. При этом рассматривались только такие промежутки времени, в течение которых геомагнитная обстановка была относительно спокойной (Кр 3) [148]. Во временных рядах скоростей счета в каналах регистрации электронов 80 - 160 и 200 кэВ прибора "Фон-1" выделялись структуры типа пиков (кроме возрастаний, регистрировавшихся при пересечении Южно-атлантической аномалии и отрогов внешнего радиационного пояса на относительно высоких широтах L 2.5), для максимумов которых определялись географические и геомагнитные (L, В - модель геомагнитного поля IGRF 1990 [149]) координаты места измерения. В качестве критерия отбора было выбрано условие, чтобы во временном ходе показаний прибора пик прописывался не менее чем 12 точками, то есть длительность возрастания была 1 мин, что соответствует прохождению области с повышенной концентрацией электронов, размеры которой более -500 км (около 3 по широте).
Путем проведенного таким образом статистического отбора было выделено три группы пиковых структур, максимумы которых соответствуют дрейфовым оболочкам, характеризуемым значениями L: - 1.75, 1.4 и 1.1. Первая группа, по-видимому, связана с теми же явлениями, что и наблюдавшиеся на спутнике OHZORA возрастания потоков электронов при L 1.7 [35]. Однако в плане исследования устойчивых потоков захваченных и квазизахваченных электронов на дрейфовых оболочках в области малых значений L больший интерес представляют именно группы пиков, относящиеся к L 1.4ИІ-І.1.
На рис. 32 изображена географическая карта поверхности Земли, на которую спроецированы положения максимумов (отмечены крестиками, квадратиками и кружочками) пиковых структур, которые прослеживаются во временных показаниях каналов регистрации электронов прибора "Фон-1" [147]. На этом рисунке также отмечено географическое положение области пересечения ЮАА орбитами станции «Мир», в которой по показаниям прибора "Фон-2" регистрировались значимые потоки протонов ( 10 CM Vcp"1, Ер 100 МэВ), и электронов ( 15 cM V cp"1, Ее = 0.3 -1.5 МэВ), а также повышенные (по сравнению с широтным ходом) скорости счета гамма-квантов в канале 15 МэВ прибора НЕГА. Как видно из рисунка, области регистрации больших потоков электронов (L = 1.1 - 2.2, В 0.3 Гс) и протонов (L = 1.1 -1.5, В 0.24 Гс) практически совпадают с областями захваченной радиации в районе Южноатлантической аномалии по данным [150], при этом область возрастания гамма-излучения в канале Ї5 МэВ (I = 1.1-2.2, В 0.28 Гс) почти соответствует зоне регистрации энергичных электронов и шире зоны протонов.
