4 Космическое рентгеновское и гамма-излучение
Метагалактический диффузный фон
жүктеу/скачать 1.44 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- 10. КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ
9. Метагалактический диффузный фон.Метагалактическое диффузное излучение характеризуется полной изотропией. Поскольку Вселенная прозрачна для гамма-квантов с энергиями вплоть до 1014 эВ (гамма-кванты больших энергий могут поглощаться за счет - рассеяния на реликтовых фотонах с образованием электрон-позитронных пар), можно предположить, что метагалактическое излучение связано с объектами и процессами, находящимися на очень далеких, космологических расстояниях. Спектр метагалактического диффузного излучения в широком интервале энергий изображен на рис. 8. В диапазоне от долей кэВ до нескольких сотен кэВ он имеет тепловой характер - может быть аппроксимирован зависимостью (2) с параметром kT = 40 кэВ. Как видно из рис. 8 в диапазоне от сотен кэВ до 10 МэВ имеется довольно значительный разброс данных различных экспериментов, пока нельзя сделать окончательного вывода о форме спектра в этом интервале энергий. При энергиях свыше 30 МэВ согласно измерениям, поведенным с помощью прибора EGRET на обсерватории CGRO, спектр имеет нетепловой вид и может быть представлен степенной зависимостью с показателем степени = -2.1. При этом интегральная интенсивность метагалактического диффузного излучения при энергиях выше 100 МэВ составляет 1.2410-5 фотсм-1с-1ср-1. Существует две группы моделей, пытающихся объяснить происхождение метагалактического фонового излучения. В некоторых моделях оно рассматривается как истинно диффузное и его происхождение связывают с процессами на ранних стадиях эволюции Вселенной. В частности, во многих космологических сценариях предполагается барионная симметрия, т.е. примерное равенство числа частиц и античастиц, образовавшихся после “Большого взрыва”. В этом случае диффузное гамма-излучение может возникнуть в результате аннигиляции первичных частиц и античастиц. Рассматриваются и более экзотические модели, в которых образование диффузного гамма-излучения связывают, например, с испарением реликтовых черных дыр, коллапсом сверхмассивных черных дыр, находящихся на космологических расстояниях, характеризуемых z 100, распадом гипотетических частиц и т.п. Однако ни одна из этих моделей не позволяет получить спектр гамма-квантов, адекватно отражающий наблюдательные данные. Поэтому большинство исследователей склоняются в пользу альтернативной модели, в рамках которой метагалактический диффузный гамма-фон рассматривается как совокупное излучение большого числа неразрешенных дискретных источников, находящихся на больших расстояниях. Основной вклад в фоновое излучение могут давать активные галактические ядра типа блазаров, которые, как было отмечено выше, характеризуются жесткими спектрами излучения, причем измерения с помощью прибора EGRET показали, что типичный спектр такого объекта в области энергий выше 30 МэВ имеет наклон, близкий к 2.1, т.е. наклону спектра метагалактического диффузного фона. В то же время, чтобы корректно получить средний спектр по всем источникам, которые могут находиться на расстояниях, характеризуемых разными значениями космологического параметра z, необходимо учесть возможную эволюцию светимости. Наблюдения в гамма-диапазоне пока не дают достаточной информации для того, чтобы сделать определенные выводы о виде функции, характеризующей эволюцию светимости. Суммарный спектр излучения активных галактических ядер, построенный с учетом эволюции светимости, определенной на основе данных наблюдений квазаров в радиодиапазоне, а также с учетом того, что для объектов, находящихся на расстояниях z > 5, Вселенная становится непрозрачной для гамма-излучения из-за эффекта фоторождения электрон-позитронных пар на реликтовых фотонах, дает интенсивность метагалактического гамма-излучения во всем диапазоне энергий меньше наблюдаемой. Таким образом, можно сделать вывод, что до сих пор природа метагалактического диффузного излучения остается неизвестной. 10. КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ10.1. Морфологические и статистические характеристикиГамма-всплески были открыты в конце шестидесятых годов в экспериментах на спутниках Vela (Кlebesadel et al., 1973), предназначенных для контроля за ядерными взрывами в верхней атмосфере. Гамма-всплески проявляются как спорадические (при наблюдении всего неба с частотой в среднем 2 события в сутки) возрастания потока жесткого рентгеновского и гамма-излучения. Поскольку в ходе наблюдений на спутниках Vela измерения велись именно в гамма-диапазоне (0.1-1.0 МэВ), за этим явлением закрепился термин «гамма-всплески». В последующие годы гамма-всплески интенсивно изучались на различных космических аппаратах, в том числе ISEE-3, IMP, Gelios-2, PVO, WIND, CGRO, Beppo SAX, а также на отечественных спутниках серий «Космос», «Прогноз», межпланетных станциях «Венера», «Фобос», космической обсерватории «Гранат». В ходе этих экспериментов о гамма-всплесках был накоплен обширный наблюдательный материал. Тем не менее, вплоть до последнего времени гамма-всплески оставались одним из самых загадочных явлений современной астрофизики. Гамма-всплески отличаются большим разнообразием временных структур. Их длительность лежит в интервале от сотых долей секунды до десятков секунд (Fishman et al., 1994). Более продолжительные всплески могут иметь довольно сложную структуру – состоять из последовательности отдельных импульсов, которые в свою очередь также имеют структуру (Mazets et al., 1981). Для некоторых гамма-всплесков была обнаружена очень быстрая переменность: характерное время изменения потока достигало сотен (Митрофанов и др., 1984) и даже десятков миллисекунд (Atteia et al., 1991). Спектры гамма-всплесков имеют падающий характер (Cline and Desai, 1975; Kane and Share, 1977; Тeegarden and Cline, 1980). В диапазоне энергий от десятков до сотен кэВ дифференциальные энергетические спектры большинства гамма-всплесков могут быть аппроксимированы двухпараметрической аналитической зависимостью типа спектра теплового излучения оптически тонкой горячей плазмы (2) (Мазец и др., 1983). Типичные значения спектрального параметра kT лежат в диапазоне 100-300 кэВ. Для многих гамма-всплесков отмечалась быстрая спектральная переменность – значения параметра kT изменялись по мере развития всплеска в несколько раз. Было зарегистрировано несколько всплесков, во время которых наблюдалось достаточно интенсивное рентгеновское излучение в диапазоне энергий 3-10 кэВ (Laros et al., 1984). Были также обнаружены всплески, в спектре излучения которых прослеживался нетепловой компонент, который простирался вплоть до энергий 9 МэВ (Мatz et al., 1985). В ходе наблюдений на космической обсерватории CGRO были зарегистрированы очень жесткие гамма-всплески, спектры которых прослеживались до энергий 200 МэВ и более (Schneid et al., 1992). Наряду с морфологическими характеристиками отдельных событий рассматриваются статистические распределения гамма-всплесков: по длительности, по парамеру, характеризующему спектральную жесткость, распределения источников по небу, распределения по наблюдаемым потокам или флюенсам (logN - logS). К концу 80-х годов наилучшие результаты по статистике гамма-всплесков были получены в экспериментах с аппаратурой типа КОНУС на АМС «Венера 11-14» (Mazets and Golenetskii, 1981) (впоследствии аппаратура этого типа работала также на космической обсерватории «Гранат» и в настоящее время работает на станции WIND. На сегодняшний день наиболее богатая статистика по космическим гамма-всплскам накоплена в эксперименте на космической обсерватории CGRO, которая была запущена на орбиту в 1991 г. и функционировала до 2000 г. В составе научной аппаратуры на этой обсерватории работал прибор BATSE (Burst ant Transient Experiment), специально предназначенный для изучения гамма-всплесков. В этом эксперименте все небо обозревалось системой ненаправленных сцинтилляционных детекторов с разнесенными в пространстве осями. Поскольку темп счета в каждом детекторе зависит от угла прихода регистрируемых фотонов относительно оси детектора, локализация источников всплесков осуществлялась путем сравнения показаний разных детекторов (для наиболее сильных всплесков при этом достигалась погрешность локализации источника 1.5о). Главной особенностью данного эксперимента было использование детекторов большой площади (всего 8 детекторов, каждый площадью 103 см2). Эффективная площадь всего прибора составила 104 см2, что обеспечило очень высокую чувствительность к регистрации всплесков (порог по флюенсам составил 10-7 эрг/см2). Также как и в случае эксперимента КОНУС в аппаратуре BATSE был заложен триггерный принцип регистрации всплеска. Но для того, чтобы максимально избежать временной селекции осуществлялся одновременный отбор событий в энергетическом диапазоне 50-300 кэВ на разных временных масштабах усреднения: 0.064, 1.024 и 32.768 с. За время работы прибора был собран уникальный материал по статистике гамма-всплесков (Fishman et al., 1994): всего было зарегистрировано более 2265 событий (наиболее полно представлены в 5-м каталоге BATSE), включая нетриггерные события, которые составляют 33% от количества «триггерных» гамма-всплесков (Kommers et al., 2000). 
Рисунок 9. Интегральное распределение нетриггерных всплесков, зарегистрированных в эксперименте BATSE по пиковым интенсивностям (жирная сплошная линия). Другие линии показывают результаты расчетов в рамках различных космологических моделей (Kommers et al., 2000) Согласно Kommers et al., 2000 распределения по наблюдаемым пиковым интенсивностям p, построенные по результатам эксперимента BATSE, противоречат однородному пространственному распределению источников с одинаковой светимостью. Эти распределения указывают на то, что имеет место дефицит слабых событий по сравнению с зависимостью p-3/2, которая должна выполняться для пространственно-однородных популяций (см. рис. 9). 
Рисунок 10. Распределение источников гамма-всплесков в галактических координатах (Meegan et al., 1992) Основной итог эксперимента с аппаратурой BATSE заключается в том, что и на новом, более высоком уровне чувствительности, не было найдено никаких указаний на концентрацию источников гамма-всплесков к галактической плоскости и центру Галактики, вообще не было обнаружено никаких свидетельств тому, что источники гамма-всплесков образуют какие-либо крупномасштабные структуры на небе. Не выявляется также каких либо структур, связанных с известными ассоциациями астрофизических объектов типа соседних звездных скоплений, шаровых скоплений, Магеллановых облаков, галактики M31 (туманность Андромеды), местного свехскопления (Дева А) и т.п. (Мeegan et al., 1992). Таким образом, фактически был подтвержден результат эксперимента КОНУС, заключающийся в том, что источники гамма-всплесков распределены по небу изотропно. Полученное в эксперименте BATSE распределение источников гамма-всплесов по небу изображено на рис. 10. Совокупность статистических характеристик космических гамма-всплесков, определяющих пространственное и угловое распределения их источников, свидетельствует о том, что популяция гамма-всплесков ограничена в пространстве, если предполагать приблизительно одинаковую светимость в источнике (“стандартная свеча”), что естественно для большинства астрофизических объектов. Единственные известные объекты, популяции которых ограничены в пространстве, – это объекты, принадлежащие нашей Галактике, однако, как было отмечено выше, не имеется каких-либо свидетельств в пользу того, что источники гамма-всплесков концентрируются к плоскости галактического экватора и центру Галактики. Таким образом, указанные наблюдательные данные можно согласовать, либо предположив наличие в нашей Галактики особой сферической популяции объектов (галактическое гало), либо допустив, что ограниченность популяции источников гамма-всплесков в пространстве связана с ограниченностью самой Вселенной, т.е. в этом случае источники гамма-всплесков должны находиться на очень далеких, т.н. космологических расстояниях. Анализ только углового и пространственного распределений источников, вообще говоря, не позволяет сделать однозначного вывода в пользу космологической модели или модели галактического гало. Однако в ходе эксперимента BATSE CGRO были получены дополнительные свидетельства в пользу именно космологической природы гамма-всплесков, основанные на анализе их временных характеристик. Если справедливо предположение о том, что гамма-всплески имеют космологическую природу, временные характеристики ярких и тусклых событий не должны быть одинаковыми. Действительно, за счет эффектов, приводящих к космологическому красному смещению линий z в спектрах удаленных объектов, характерная длительность процесса в источнике T0 и длительность наблюдаемая Tнабл будут связаны соотношением: Tнабл = T0(z+1) (11) Тогда из (11) следует очевидное соотношение для длительностей, относящихся к ярким и тусклым событиям:
где zярк, zтускл – соответственно красное смещение объектов, связанных с яркими и тусклыми всплесками. Так как яркие всплески относятся к более близким объектам, характеризуемым меньшими значениями z, из (12) следует, что должно иметь место как бы растяжение (dilatation) среднего временного профиля тусклых событий относительно среднего временного профиля ярких, что и было подтверждено данными эксперимента BATSE CGRO. жүктеу/скачать 1.44 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
Для аппроксимации спектров космических гамма-всплесков в широком диапазоне энергий (от десятков кэВ до нескольких МэВ) часто используют универсальную комбинацию экспоненциальной и степенной функций (модель Band et al., 1993):
. (10)
(12)