Эксперимент Beppo-SAX. Обнаружение рентгеновского и оптического послесвечений

10.2. Эксперимент Beppo-SAX. Обнаружение рентгеновского и оптического послесвечений

Таким образом было обнаружено, так называемое, рентгеновское послесвечение (afterglow) (van Paradijs et al., 1997). Информация о местоположении на небе источника гамма-всплеска также передавалась на мощные оптические телескопы и, таким образом, было обнаружено и оптическое послесвечение. 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 (Frontera et al., 1997).

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 зарегистрировано уже около десяти всплесков, для которых наблюдалось оптическое послесвечение. В областях локализации этих событий находятся внегалактические объекты – так называемые “хозяйские галактики” (host galaxy), к которым, как предполагается, относятся источники послесвечения - так называемые оптические транзиенты. Для этих внегалактических объектов характерно космологическое смещение эмиссионных линий в красную область, свидетельствующее о том, что “хозяйские галактики” могут находиться на очень больших космологических расстояниях (для одного из событий соответствующее значение параметра z, характеризующего красное смещение, составило 3.5 (Кulkarni et al., 1998), 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 (Bloom et al., 1998). 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 (Galama et al., 1999). В максимуме всплеска оно оказалось довольно интенсивным – на уровне 8-9 наблюдаемой звездной величины. Проведенная идентификация показала, что “хозяйская галактика” для этого события находится на космологическом расстоянии, соответствующем z  2. Таким образом, оптическая светимость в источнике должна была составить 10⁴⁸ эрг/с, что сопоставимо со светимостью квазаров. Таким образом, возникла проблема необходимости объяснения такой гигантской светимости – как в оптическом, так и в гамма-диапазонах.

10.3. Модели гамма-всплесков, объясняющие сверхбольшую светимость в источнике

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 10⁵¹-10⁵³ 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 (Мeszaros and Rees, 1993). 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 за собственно 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 (Narayan et al., 1992; Rees and Meszaros, 1994). 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 рассматривалась модель слияния (merging) двух нейтронных звезд (NS) (Piran et al., 1992). 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 (Narayan et al., 1991). 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 расстоя-ниях z  3, для которых только в гамма-диапазоне энерговыделение должно составлять 10⁵⁴ эрг/с. Такую энергетику может обеспечить, так называемая, гиперновая. В модели гиперновой (Paczynski, 1998) рассматривается коллапс проэволюционировавшей звезды с массивным (с массой 10 M_) 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.

В космологических моделях происхождение гамма-всплесков связывают с процессами на конечных стадиях эволюции массивных звезд, таких как коллапс массивной звезды (МаcFadyen et al., 2001) или слияние (merging) нейтронных звезд (Eichler et al., 1989; Janka et al., 1999). Поэтому космологические сценарии предполагают, что частота возникновения гамма-всплесков в той или иной степени отражает историю звездообразования вплоть до очень больших значений z  20 (Тоtani, 1997; Wijers et al., 1998; Blain and Natarajan, 2000; Barkana and Loeb, 2001). Вследствие космологического красного смещения можно ожидать, что всплески, возникающие на больших z должны наблюдаться как более мягкие – т.н. эффект Малоцци (антикорреляция между спектральной жесткостью и интенсивностью (Маllozzi et al., 1995)). Поскольку в большинстве космологических моделей предполагается, что максимум частоты возникновения гамма-всплесков приходится на эпоху первичного звездообразования, можно ожидать увеличение наблюдаемой частоты регистрации как более тусклых, так и более мягких всплесков. Рассматриваются модели, предсказывающие наибольшую частоту генерации всплесков на z = 1-5 (Lipunov et al., 1993), что соответствует максимуму частоты звездообразования согласно (Маdau et al., 1998; Hughes et al., 1998), а также и такие модели, согласно которым частота образования всплесков довольно велика и на z > 5 (Bromm and Loeb, 2002, Donaghy et al., 2003). По существу вопрос о том, каким значениям z соответствует максимальная частота возникновения гамма-всплесков, и относятся ли их источники к эпохе первичного звездообразования, остается открытым.

10.4. Проблемы и перспективы дальнейших исследований.

Пожалуй, основной проблемой существующих моделей гамма-всплесков является необходимость объяснения большого разброса светимости – от 10⁴⁷ до 10⁵⁴ эрг/с в источнике для тех событий, для которых была проведена идентификация с “материнскми галактиками”, что может свидетельствовать о том, что популяция гамма-всплесков не гомогенна, т.е. отдельные события могут иметь различную природу. Альтернативой является допущение, так называемого, «биминга» (от англ. beam – луч), то есть сильно анизотропного излучения в источнике. В этом случае наблюдаемый разброс светимостей естественным образом объясняется тем, что направление гамма-луча в источнике произвольно ориентировано относительно наблюдателя. В последнее время гипотеза «биминга» находит все больше сторонников, поскольку в наиболее продвинутых моделях гамма-всплесков, типа упоминавшейся выше гиперновой, генерацию гамма-квантов связывают именно с релятивистскими струями вещества (типа джетов в активных галактических ядрах и микроквазарах), истекающих из полюсов коллапсирующего центрального тела.

Большой интерес также представляет возможная связь гамма-всплесков со сверхновыми. На сегодняшний день имеется несколько случаев идентификации гамма-всплесков со сверхновыми в других галактиках. Для этих всплесков энерговыделение в источнике на 3 порядка меньше величины, характерной для космологической популяции гамма-всплесков, а оптическое послесвечение похоже на взрыв сверхновой (Salmonson, 2001; Norris, 2002; Gotz et al., 2003; Hjorth et al., 2003).

Важная, в плане понимания физических процессов, происходящих в источнике гамма-всплеска, информация может быть получена из данных об их пространственном распределении и распределении по светимостям в источнике. Такую информацию, в частности, может дать изучение статистических характеристик гамма-всплесков, таких, как распределение источников по небу и распределение по наблюдаемым интенсивностям или флюенсам (так называемое распределение logN – logS). В случае справедливости космологической модели, статистические характеристики могут использоваться для получения данных о процессах на ранних стадиях эволюции Вселенной. В частности, распределение всплесков по наблюдаемым интенсивностям отражает, по сути, распределение их источников по величине красного смещения z, которое, в той или иной мере отражает частоту первичного звездообразования. Таким образом, с помощью распределения гамма-всплесков по z может быть прослежена история глобального звездообразования во Вселенной. Кроме того, исходя из распределения по наблюдаемым интенсивностям, в рамках заданного пространственного распределения источников, может быть получена информация о собственной болометрической светимости в источнике L_B, и оптимизированы параметры модели, характеризующей распределение гамма-всплесков по собственным светимостям.

В этом плане особый интерес представляет изучение распределений типа logN – logS в области малых величин полных потоков S  10^-7 эрг/см². Исследование слабых гамма-всплесков также актуально ввиду возможности существования отдельной популяции связанных со сверхновыми «тусклых» событий, находящихся на относительно небольших (по сравнению с космологическими) расстояниями. В свете вышеизложенного представляется необходимым использовать все возможности для получения независимой оценки частоты регистрации слабых гамма-всплесков.

Данные BATSE содержат информацию о, так называемых, «гамма-всплесках, для которых 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). В последнее время за подобными событиями закрепился термин «рентгеновские вспышки» (X-ray flash). 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 (Barraud et al., 2003). 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) (Fynbo et al., 2004).

В плане дальнейшего изучения упомянутых выше явлений представляется весьма актуальным провести поисковые исследования популяции "мягких" космических всплесков. Статистические характеристики таких всплесков, в частности распределения по спектральной жесткости и длительности могут дать ответы на вопрос о том, действительно ли в популяции гамма-всплесков имеется несколько отдельных групп? В связи с последним вопросом необходимо отметить, что все результаты, свидетельствующие в пользу космологической природы гамма-всплесков, получены именно для группы относительно длительных всплесков (T > 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 (T < 1 с) гамма-всплески отличаются от более длительных и по своим спектральным характеристикам – они в среднем более жесткие.

Таким образом, несмотря на успехи, связанные с наблюдениями в оптическом диапазоне, проблема гамма-всплесков еще далека от решения. Необходимы дальнейшие исследования, в первую очередь требует решения задача более точной локализации источников, следует организовать оптический монитор всего неба с целью регистрации оптического излучения непосредственно в момент гамма-всплеска. Отождествление гамма-всплесков с объектами, излучающими в других диапазонах электромагнитного спектра, возможно, как правило, для наиболее ярких, или каким-то образом выделенных событий. В то же время именно статистические характеристики дают информацию о популяции источников гамма-всплесков в целом. Кроме того, в случае справедливости космологической модели, статистические характеристики могут использоваться для получения данных о процессах на ранних стадиях эволюции Вселенной. Представляется, что дальнейший прогресс в изучении статистических характеристик гамма-всплесков связан с одной стороны с анализом частоты регистрации слабых событий и расширением диапазона их исследования в область рентгеновского излучения. Исключительно важное значение также будет иметь более точная локализация событий на небе и построение более детальных угловых распределений источников на основе одновременной регистрации событий в оптическом и гамма-диапазонах.