Эмиссионное время космических гамма-всплесков тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Санин Антон Борисович Эмиссионное время космических гамма-всплесков

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 2003

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук И.Г. Митрофанов

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Бисноватый-Коган Геннадий Семенович (Институт космических исследований РАН)

доктор физико-математических наук Цыган Анатолий Иванович (Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе)

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Защита состоится 24 октября 2003г. в 11 часов на заседании диссертационного совета Д 002.113.02 в конференц-зале Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117997, ул. Профсоюзная, 84/32, подъезд 2

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан «_»_2003 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.113.02 кандидат технических наук

В.Е. Нестеров

' 1. Общая характеристика работы

1.1. Актуальность темы и цели исследования

В 1967 - 1973гг.. в околоземном пространстве функционировала американская система спутников ВЕЛА, предназначенная первоначально для мониторинга ядерных испытаний в атмосфере. Регистрация гамма-излучения на нескольких аппаратах обеспечивала глобальный обзор всего неба и позволяла определить положение ярких источников вспышек в гамма-диапазоне. 2 июля 1967г. на спутнике ВЕЛА 4а был обнаружен кратковременный всплеск интёнсивности гамма-излучения в диапазоне 0,1 - 1,0 МэВ. Было установлено, что это и последующие зарегистрированные события имеют космическую природу*.

С тех пор прошло уже более 30 лет, но до сих пор нет четких физических аргументов, однозначно указывающих на природу источников гамма-всплесков. На сегодняшний день накоплено большое количество наблюдательных данных, предложено немало гипотез и создано множество теорий происхождения явления, называемого космическим гамма-всплеском, которое, несмотря на всё новые и новые инструменты, методики и получаемые с их прмо-щью результаты, остается неразгаданной загадкой.

В 1997 году на европейском спутнике "Беппо-Сакс" было обнаружено явление послесвечения гамма-всплесков, которое представляет собой затухающий источник рентгеновского, оптического .и радиоизлучения". В настоящее время все большее количество исследователей принимают участие в наблюдениях послесвечений гамма-всплесков. Безусловно, эти наблюдения имеют большое значение для понимания физики генерации рентгеновского, оптического, инфракрасного и радиоизлучений на фазе послесвечения, которая продолжается ч^сы или дни в рентгеновском диапазоне и недели или месяцы в оптическом излучении и в радиоволнах. Наиболее важный результат исследований послесвечений гамма-всплесков состоит в прямом измерении космологических красных смещений затухающих источников по данным спектральных измерений линий поглощения в оптическом диапазоне. Красные смещения составили от 0,0085 (послесвечение отождествлено со сверхновой) до < 5 - этот результат позволил отождествить гамма-всплески с объектами на космологических расстояниях.

Однако наблюдения послесвечений, вероятно, не позволят построить модель вспыхивающих источников гамма-всплесков. Остаются открытыми вопросы о происхождении «предвсплеско-вых» объектов, возможных причинах взрыва, основном источнике

ЮеЬеваае! еЛ а1. II АрХ 1973. У.182. Р.85. ' Сов1а Е. й а1. // ИаШге. 1997. У.38. Р.783.

энергии и механизме генерации гамма-лучей. Для выяснения этих вопросов необходимо продолжать изучать явление непосредственно в момент генерации гамма-всплесков, когда происходит основное энерговыделение, генерируется наиболее жесткая компонента излучения и масштаб переменности потока самый короткий и составляет доли миллисекунды. Гамма-всплеск - это мощнейший космический взрыв. Именно в начальный момент всплеска происходит катастрофическое превращение ранее неизвестного астрономического объекта в ярчайший источник гамма-лучей на небесной сфере. На завершающих стадиях всплеска взрывная активность источника ослабевает и наступает фаза послесвечения, которая, по сути, представляет собой фазу постепенного затухания взрывной волны в межзвездной среде.

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 особенности 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 Т9о* подвержены влиянию систематических эффектов, зависящих от отношения сигнал/шум". Статистики этих параметров, безусловно, отображают внутренние свойства источников во время взрывной фазы генерации всплесков, и на них также сказываются аффекты растяжения масштабов времени и красного смещения энергии фотонов из-за расположения источников на космологических расстояниях. Но из-за систематических эффектов эти параметры следует 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-

• ПзЬшап в Л. Ы з1. // Ар^Б. 1994. \f.32. Р.229. " КояИЫ Т. & а1. II АрХ 1996. У.463. Р.570.

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 флуктуаций.

После того как по красным смещениям источников послесвечения были выполнены оценки расстояний до источников, оказалось, что гамма-всплески обладают очень широкой функцией внутренней светимости р сопутствующих системах отсчета. Нельзя 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 светимостью в собственной системе отсчета, а группа слабых гамма-всплесков состоит из источников с низкой светимостью. Поскольку в космологической модели гамма-всплесков обязательно имеет место красное смещение энергии фотонов и временное растяжение профилей вследствие кривизны прдстранства-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 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 интенсивностями 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 следующих новых параметров гамма-всплесков:

а) параметра эмиссионного времени, характеризующего полную продолжительность активной фазы излучения гамма-всплеска;

б) параметра спектрального пика эмиссии, характеризующего энергию, на которую приходится максимум спектра в пред-

ставлении уР„ для излучения, накопленного для интервалов эмиссионного времени; в) 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 исследовать статистические распределения параметров эмиссионного времени и спектрального пика эмиссии; исследовать статистические распределения параметров эмиссионного времени и спектрального 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; выполнить «коллективную оценку» характерной величины красного смещения для группы ярких гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ из условия согласия статистик эмиссионного времени для «представительной» и «реперной» группы в сопутствующих системах отсчета.

1.2. Научная новизна

Все результаты, представляемые к защите, являются новыми.

На основе статистического описания параметров эмиссионного времени показано, что обнаруженная ранее «бимодальность» гамма-всплеков относительно параметров их продолжительности Т50 и Т9о также наблюдается для параметров эмиссионного времени. Это означает, что «бимодальность» отражает факт существования двух физически различных групп гамма-всплесков - продолжительных и коротких.

С помощью параметров эмиссионного времени и спектрального пика эмиссии было показано, что имеются физические различия свойств излучения гамма-всплесков до («ранняя» стадия) и после («поздняя» стадия) главного пика события. Показано, что «ранние» стадии всплесков в среднем короче и имеют более жесткое излучение, чем их «поздние» стадии. Для групп гамма-всплесков с

' Инструмент БАТСЕ (BATSE, Burst and Transient Source Experiment) работал на борту орбитальной гамма-обсерватории Комптон (Compton Gamma-Ray Observatory, NASA) с 1991 по 2000г., был создан для регистрации, локализации и изучения гамма-всплесков и других кратковременных явлений.

разными интенсивностями установлено, чт.о доля «ранней» стадии в суммарном эмиссионном времени событий в среднем уменьшается при уменьшении их интенсивностей.

При статистическом изучении распределений гамма-всплесков по введенным параметрам показано, что свойства «реперной группы» из шести гамма-всплесков, зарегистрированных экспериментом БАТСЕ, у которых были измерены красные смещения, совпадают со свойствами «представительной группы» длинных ярких гамма-всплесков. Выполнена коллективная оценка красного смещения для «представительной группы» длинных ярких гамма-всплесков.

1.3. Научная и практическая ценность работы

Данная работа посвящена изучению временных и спектральных свойств гамма-всплесков с помощью новых параметров, характеризующих излучательную активность источников. Полученные в рамках работы результаты позволяют наложить некоторые ограничения на модели источников гамма-всплесков.

В ходе выполнения работы была создана база данных временных и спектральных свойств гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ, которая будет использоваться в дальнейших исследованиях.

Данные о параметре эмиссионного времени для подавляющего большинства гамма-всплесков, зарегистрированных экспериментом БАТСЕ, предоставлены участникам эксперимента в Центре космических полетов им. Маршалла (HACA) с целью их включения в следующий официальный каталог эксперимента. В настоящее время они доступны в сети Интернет на сайте эксперимента. Результаты работы были получены в тесной кооперации с участниками эксперимента БАТСЕ в Центре космических полетов им. Маршалла (HACA). Эти работы проводились в рамках исследовательских проектов HACA, и их 'результаты будут использоваться при реализации проектов HACA СВИФТ* и ГЛАСТ**.

Параметр эмиссионного времени был также использован независимой группой исследователей для изучения статистических свойств источников повторяющегося мягкого рентгеновского излучения*".

• Hurley K.C. // In Proc. of the SPIE. 2003. V. 4851. P. 1173.

" Kippen R.M. et al. // In Proc. of "Gamma 2001: Gamma-Ray Astrophysics" / eds. S. Ritz, N. Gehreis and C.R. Shrader. (AIP: Melville, NY) 2001. V. 587. P. 801. Gögüs E. et al. // ApJ. 2001. V.558. P.228.

1.4. Апробация работы

Основные результаты диссертации опубликованы в 1999-2003 гг. в 6 научных работах, 3 из которых являются статьями в The Astrophysical Journal и 3 - статьями в сборниках трудов международных конференций по гамма-всплескам. Результаты, полученные в диссертации, были представлены на 5-м симпозиуме в Хантсвилле «Gamma-Ray Bursts» (США, 1999), конференциях «Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era» (Италия, 2000), Всероссийской Астрономической конференции 2001 (Санкт-Петербург, 2001).

1.5. Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти частей и заключения. Объем диссертации - 120 страниц, включая 34 рисунка, 7 таблиц, 96 библиографических ссылок.

2. Краткое содержание работы

Глава 1 содержит краткий обзор истории изучения космических гамма-всплесков, современные наблюдательные свойства явления. Здесь также приведено краткое описание эксперимента БАТСЕ, данные которого использовались в работе. Формулируются цели диссертационной работы и приводится краткое содержание основных разделов.

В разделе 1.1 рассмотрены основные события в истории открытия и изучения гамма-всплесков. Отмечена важная роль отечественных космических программ в изучении явления. Кратко описаны этапы развития представлений о "гамма-всплесках.

В разделе 1.2 рассматриваются современные представления о всплесках на основе наблюдательных данных различных экспериментов. Описываются свойства профилей событий, их длительности, рассмотрены распределения log N - log Р и V/Vmax, а также угловое распределение на небесной сфере, кратко описаны свойства энергетических спектров и аспекты изучения послесвечений.

В разделе 1.3 дается краткое описание эксперимента БАТСЕ в составе гамма-обсерватории Комптон (НАСА). Приведены основные характеристики инструмента, описаны типы данных, использовавшихся в работе.

В разделах 1.4 и 1.5 формулируются цели диссертационной работы и приводится краткое содержание основных разделов.

Глава 2 посвящена введению нового параметра длительности космических гамма-всплесков - эмиссионного времени.

В разделе 2.1 показано, что эмиссионное время характеризует полную продолжительность интервалов с наибольшим потоком, в течение которых накапливается заданная доля полной отсчетной

интенсивности события. Описана процедура вычисления этого параметра.

В разделе 2.2 обсуждается вопрос о выборе оптимальной доли полной отсчетной интенсивности события, необходимой при вычислении эмиссионного времени. Обосновывается выбор этой величины в диапазоне 30 - 50 %.

В разделе 2.3 рассмотрена устойчивость известных классических параметров длительности Т5о и Т9о и новых временных параметров гамма-всплесков - эмиссионного времени Гзо и Г50* к систематическим эффектам, возникающим при уменьшении интенсивности событий, и, следовательно, отношения сигнал/шум. На примере двух гамма-всплесков, с помощью процедуры искусственного ослабления и зашумления методом Монте-Карло, описано поведение параметров Т50, Т9о, Тзо и г50. Показано, что параметр эмиссионное время менее подвержен их влиянию, чем классические параметры.

В разделе 2.4 описано распределение 1779 всплесков, зарегистрированных экспериментом БАТСЕ, по параметру эмиссионное время Г50 и параметру скважности 5 =,£50 I Т50. Представлено статистическое распределение гамма-всплесков по параметру эмиссионного времени.

Глава 3 посвящена введению и рассмотрению энергетических спектров по интервалам эмиссионного времени. Такой спектр, с одной стороны, имеет хорошую статистическую обеспеченность, а с другой - характеризует только интервалы наибольшей излуча-тельной активности источников всплесков.

В разделе 3.1 рассматриваются аспекты модельно-зависимого восстановления энергетических спектров гамма-всплесков на основе данных эксперимента БАТСЕ.

В разделе 3.2 описаны использовавшиеся в работе процедуры подготовки спектральных данных и восстановления энергетических спектров с помощью функции Бэнда".

В разделе 3.3 описаны результаты анализа спектральных свойств группы длинных ярких гамма-всплесков. Введен параметр Е50, характеризующий положение пика в энергетическом спектре гамма-всплеска, накопленного по всем интервалам эмиссионного времени. Показано, что статистика всплесков по параметру е5о описывается относительно узким логнормальным распределением, ширина которого соответствует разбросу его значений порядка 4. Для нескольких гамма-всплесков сделано сравнение полученных параметров со значениями, приведенными в спектральном каталоге эксперимента БАТСЕ.

* В дальнейшем в основном рассматривается этот параметр. " Band D.L. II Ар J. 1993. V.413. Р.281.

Глава 4 посвящена рассмотрению различий между «ранней» и «поздней» стадией гамма-всплесков. .В качестве границы между «ранней» и «поздней» стадией использовался главный пик событий. В данной ра§оте цель исследования «ранних» и «поздних» стадий состоит в определении, согласуется ли с космологическим растяжением времени зависимость свойства усредненных профилей гамма-всплесков (АСЕ) от разбиения всплесков по группам интенсивности.

В разделе 4.1 производится анализ результатов предыдущих исследований «ранних» и «поздних» стадий излучения всплесков без применения параметра эмиссионное время.

В разделе 4.2 описывается, как с помощью параметра эмиссионного времени можно характеризовать продолжительность излу-чательной активности «ранних» и «поздних» (Г^озд) стадий

гамма-всплесков. Строится статистика величины о, характеризующей отношение продолжительности «ранней» стадии излучения к полной продолжительности всплеска. Вид распределения этой величины говорит о том, что главный пик имеет тенденцию располагаться в первой половине длительности всплеска.

В разделе 4.3 рассматриваются спектральные свойства «ранней» и «поздней» стадий излучения гамма-всплесков. Делается вывод о том, что «ранние» стадии всплесков в среднем более жесткие, чем «поздние».

В разделе 4.4 описываются эффекты зависимости положения главного пика длинных всплесков от интенсивности. Набор длинных всплесков был разделен на четыре группы интенсивности. Для каждой группы интенсивности было построено распределение величины о и оценена средняя величина < о/ >. При нахождении величины о применена процедура, учитывающая зависящие от интенсивности систематические эффекты. Показано, что существует значительная асимметрия в поведении факторов растяжения «ранних» и «поздних» стадий как функций интенсивности всплеска.

В разделе 4.5 формулируются основные выводы главы:

а) найдено систематическое различие величин длительностей и жесткостей «ранних» и «поздних» стадий всплесков, это говорит о том, что около главного пика события происходит некоторое изменение в процессе излучения;

б) растяжение времени на «поздней» стадии, по-видимому, происходит из-за эффекта космологического растяжения времени; это предполагает, что длительность «ранних» стадий излучения всплесков антикоррелирует сч расстоянием до источника, т.е. является эволюционным эффектом.

Глава 5 посвящена сравнению представительной группы длинных ярких гамма-всплесков с группой из шести всплесков, зарегистрированных экспериментом БАТСЕ, красное смещение ко-

торых было ранее оценено при наблюдениях оптических послесвечений.

В разделе 5.1 производится сравнение групп всплесков в системе отсчета наблюдателя при помощи эмиссионного времени Г50 и энергии Е50, на которой находится максимум в энергетическом спектре уЯ«, накопленном за интервалы эмиссионного времени. Показано, что в системе отсчета наблюдателя свойства группы всплесков с известным красным смещением полностью согласуются со свойствами группы длинных всплесков.

В разделе 5.2 производится сравнение в собственных системах отсчета свойств источников группы гамма-всплесков с известным красным смещением и источников группы длинных ярких всплесков. Сравнение производится с помощью космологически -инвариантного параметра (С1Р), являющегося произведением

эмиссионного времени Г50 на энергию £50. Этот параметр не зависит от расстояния до источника, так как при переходе от системы отсчета'наблюдателя в систему отсчета источника фактор 1/(1 + г) растяжения времени компенсируется фактором (1 + красного смещения энергии. С помощью трех независимых статистических критериев показано, что значения космологически инвариантных параметров группы всплесков с известным красным смещением согласуется со значениями параметров группы длинных ярких всплесков.

В разделе 5.3, на основании выводов, полученных в двух предыдущих разделах, делается заключение о том, что, по-видимому, шесть гамма-всплесков с известным красным смещением принадлежат тому же типу гамма-всплесков, что и длинные яркие всплески. Это заключение позволяет произвести оценку коллективного среднего красного смещения группы длинных ярких всплесков. Найдено, что ъ = 2,6 при доверительном интервале (на уровне значимости 1о), составляющем 1,8 < г* < 3,6.

В разделе 5.4 коллективная оценка красного смещения делается для трех групп интенсивностей гамма-всплесков. Группа длинных ярких событий была разделена по потоку в главном пике (.Ртах) на 3 равные подгруппы: яркую ( более 8,3 фотон-см"2-с'1), умеренную (3,9 - 8,3 фотон см"2-с"1) и слабую (менее 3,9 фотон см"2 с"1). Было подтверждено наличие давно открытого на основе данных советско-французского эксперимента АПЕКС и американского эксперимента БАТСЕ эффекта жесткость - интенсивность. С использованием методики, описанной в предыдущем разделе, было оценено коллективное красное смещение трех подгрупп всплесков. Найдено т = 1,9 (доверительный интервал на уровне значимости 1о составляет 1,2 < г* < 2,8), ъ = 2,4 (1,6 < < 2* < 3,5) и т = 3.7 (2,6 < г < 5,3) для яркой, умеренной и слабой группы, соответственно.

В разделе 5.5 сформулированы выводы этой главы. Было найдено, что свойства группы гамма-всплесков с известными красными смещениями согласуются с большой группой событий, для которых послесвечения не были найдены. Согласие отмечается как в системе отсчета наблюдателя, так и в србственных системах отсчета источников. Отсюда сделано заключение, что, по-видимому, группа из 6 всплесков с известными красными смещениями принадлежит тому же классу явлений, что и группа обычных гамма-всплесков. Это предположение позволило произвести коллективную оценку красного смещения вначале всей группы длинных ярких всплесков, а затем отдельно каждой из трех подгрупп, выделенных из основной группы по интенсивности событий.

В Заключении приведены основные выводы и результаты, выносимые на защиту.

3. Основные выводы, выносимые на защиту

1. Введен новый наблюдательный параметр космических гамма-всплесков - эмиссионное время Г50. Этот параметр равен суммарной продолжительности активной фазы излучения всплесков, во время которой генерируется 50% полной энергии события, и является полезным дополнением к классическим параметрам полной длительности событий Т50 и Тэо- Показано, что эмиссионное время более устойчиво к систематическим эффектам! искажающим статистические распределения при понижении отношения сигнал/шум на профилях всплесков. По данным эксперимента БАТСЕ показано, что у статистического распределения эмиссионного времени также наблюдается обнаруженная ранее «бимо-дальность» гамма-всплесков относительно их продолжительности Т50 и Т90 . Это означает, что существуют два физически различных класса гамма-всплесков с короткими и продолжительными масштабами активной фазы (Г50 < 0,7 си Г50 > 0,7 с) и суммарной продолжительности (Т50 < 1,0 с и Т50 >1,0 с).

2. Введен параметр спектрального пика эмиссии Е50, характеризующий положение пика в энергетическом спектре гамма-всплеска, накопленного по всем интервалам эмиссионного времени Г50. По данным эксперимента БАТСЕ показано, что ста истика всплесков по параметру £50 описывается относительно узким лог-нормальным распределением, ширина которого соответствует разбросу его значений порядка 4.

3. Выполнен статистический анализ свойств излучения гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ на «ранних» и «поздних» стадиях, соответствующих интервалам эмиссионного времени до 'и после

вершины главного пика. Показано, что «ранние» стадии всплесков в среднем короче и имеют более жесткое излучение, чем их «поздние» стадии. Для групп гамма-всплесков с разными интен-сивностями установлено, что доля «ранней» стадии в суммарном эмиссионном времени событий в среднем уменьшается при уменьшении их интенсивностей.

4. Введен космологически-инвариантный параметр гамма-всплесков CIP = Г50 х £50- Показано, что распределение гамма-всплесков БАТСЕ по параметру CIP является логнормальным с разбросом значений, соответствующим фактору 4,36. На основе статистических критериев показано, что «реперная группа» из шести гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ, для которых по наблюдениям оптических послесвечений быди известны значения красного смещения, принадлежит тому же классу событий, что и «представительная группа» из 218 наиболее ярких гамма-всплесков, зарегистрированных экспериментом БАТСЕ, с потоком в максимуме больше 2 фотонсм"2с'1 и Т5о> 2 с.

5. Выполнена «коллективная оценка», среднего красного смещения для представительной группы из 218 длинных ярких гамма-всплесков в эксперименте БАТСЕ. Показано, что наиболее вероятное значение среднего красного смещения этой группы событий составляет z = 2,6 при доверительном интервале 1,8 < z < 3,6 (на уровне 1ст для самого консервативного критерия). Аналогично установлено, что трем группам гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ с высокими (более 8,3 фотонсм"2-с"1), умеренными (3,9 -- 8,3 фотон-см"2-с'1) и низкими (менее 3,9 фотрн см"2-с"1) интен-сивностями соответствуют оценки средних красных смещений z = = 1,9 (доверительный интервал 1,2 < z < 2,8), z - 2,4 (доверительный интервал 1,6 < z < 3,5) иг' = 3,7 (доверительный интервал 2,6 < z* < 5,3), соответственно.

Список основных публикаций по теме диссертации

1. Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Litvak M.L., Sanin A.B., Saevich Yu.YU., Briggs M.S., Paciesas W.S.V Pendleton G.N., Preece R.D., Koshut'T.M., Fishman G.J., Meegan C.A., Lestrade J.P. The Emisison Time of Gamma-Ray Bursts. // The Astrophysical Journal. 1999. V.522. P.1069.

2. Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Litvak M.L., Sanin A.B., Briggs M.S., Paciesas W.S., Pendleton G.N., Preece R.D., Meegan C.A. Rest Frame Properties of Gamma-Ray Bursts. It In Proc. of

"Gamma-Ray Bursts, 5th Huntsville Symposium" / eds. R.M. Kippen, R.S. Mallozzi & G.J. Fishman (AIP: New York), 2000. V. 526. P. 68.

3. Sanin A.B., Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Pendleton G.N., Preece R.D., Meegan C.A. The Pure Physical Parameters of BATSE Gamma Ray Bursts. // In Proc. of 'Gamma-Ray Bursts, 5th Huntsville Symposium" / eds. R.M. Kippen, R.S. Mallozzi & G.J. Fishman (AIP: New York), 2000. V. 526. P. 92.

4. Sanin A.B., Mitrofanov I.G., Anfimov D.S., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Pendleton G.N., Preece R.D., Fishman G.J., Meegan C.A. The GRBs at Rest Frames of Emitters II In Proc. of "Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era" / eds. E. Costa. F. Frontera & J. Hjorth (Springer), 2001, V. XIX. P. 84. |

5. Mitrofanov I.G., Litvak M.L., Anfimov D.S., Sanin A.B., Briggs M.S., Paciesas W.S., Pendleton G.N., Preece R.D., Meegan C.A. Generic Difference Between Early and Late Stages of BATSE Gamma-Ray Bursts. // The Astrophysical Journal. 2001. V. 547. P. 334.

6. Mitrofanov I.G., Sanin A.B., Anfimov D.S., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Pendleton G.N", Preece R.D., Meegan C.A. Comparison of redshift-known Gamma-Ray Bursts with the Main Groups of Bright BATSE Events // The Astrophysical Journal. 2003. V. 584. P. 904.

055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН

_Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 26.08.2003

Заказ 189Л

Формат 70x108/32

Тираж 100

0,5 уч.-изд. л.

»15 6 9 6

2ооЗМ

4

1 Введение

1.1 Открытие и изучение гамма-всплесков.

1.2 Современные представления о гамма-всплесках.

1.2.1 Профили событий и временное разрешение приборов

1.2.2 Длительность.

1.2.3 Распределения log N — log Р и V/Vmax

1.2.4 Угловое распределение на небесной сфере.

1.2.5 Энергетические спектры всплесков.

1.2.6 Послесвечения.

1.3 Эксперимент БАТСЕ.

1.4 Актуальные задачи изучения космических гамма-всплесков 36 1.5 Краткое содержание диссертации.

2 Эмиссионное время

2.1 Определение эмиссионного времени.

2.2 Выбор доли полной отсчетной интенсивности £.

2.3 Устойчивость эмиссионного времени

2.4 Распределение всплесков по параметру "эмиссионное время"

2.5 Параметр скважности и его свойства.

3 Энергетические спектры излучения, просуммированные по интервалам эмиссионного времени

3.1 Модельнозависимое восстановление спектров.

3.2 Процедура подготовки спектральных данных эксперимента БАТСЕ и восстановления фотонных спектров.

3.3 Построение суммарного энергетического спектра по интервалам эмиссионного времени.

3.4 Сопоставление полученных результатов с результатами, приведенными в первом спектральном каталоге эксперимента

• БАТСЕ.

4 Статистический анализ излучения до и после главного пика гамма-всплесков

4.1 Излучение всплеска до и после главного пика.

4.2 Анализ "ранних" и "поздних" стадий излучения.

4.3 Спектральные свойства "ранних" и "поздних" стадий

4.4 Эффекты зависимости от интенсивности положения главного пика длинных всплесков.

4.5 Результаты анализа "ранних" и "поздних" стадий.

5 Сравнение "представительной" группы длинных ярких гамма-всплесков с "реперной" группой из шести всплесков с известными красными смещениями

5.1 Сравнение наблюдательных свойств "реперной" и "представительной" групп гамма-всплесков

5.2 Сравнение в собственных системах отсчета источников всплесков "реперной" и "представительной" групп

5.3 Оценка величины коллективного красного смещения для всплесков "представительной" группы.

5.4 Коллективная оценка величины красного смещения трех подгрупп "представительной" группы.

5.5 Результаты сравнения свойств "представительной" группы и "реперной" группы гамма-всплесков.

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

FIret Gimmt^ty Burrt

Time {машМ ReWw ta Tricar

Рис. 1.1. Временнбй профиль первого зарегистрированного гамма-всплеска. рьезные усилия по локализации гамма-всплесков методом триангуляции, а также по изучению их временных и спектральных свойств. Одновременно проводились эксперименты по изучению гамма-всплесков на око

• лоземных спутниках ВЕЛА (США), ПРОГНОЗ-6,7,8 (СССР), СНЕГ-2,, автоматических межпланетных станциях ВЕНЕРА-11,12,13,14 (СССР), ISEE-3 (США) и спутнике Венеры Пионер Венера (США). Проводились работы на приборах ГЕЛИОС, SIGNE, КОНУС, SMM, ЛИЛАС, АПЕКС, ГИНГА, ФЕБУС и др. (см., например, материалы [2]). Нужно отметить важную роль отечественных космических программ в изучении этого явления.

До начала 1990-х годов практически все астрофизики были убеждены, что гамма-всплески возникают в нашей Галактике, а их источниками являются нейтронные звезды из галактического диска (см., например, [3, 4]). Основанием для этого служили экспериментальные данные, полученные в эксперименте КОНУС на спутниках ПРОГНОЗ и на межпланетных станциях ВЕНЕРА [5]. Наиболее ярким результатом этого периода надо признать отождествление гамма-всплеска 5 марта 1979 года (GRB 790305 в современной номенклатуре) с остатком сверхновой N49 в Большом Магеллановом облаке (см. рис. 1.2, 1.3 и [6, 7]). Вероятность

Рис. 1.2. Профиль гамма-всплеска GRB 790305, зарегистрированного 5 марта 1979 г. случайного наложения всплеска на остаток сверхновой составляла 10~4. Этот всплеск являлся самым ярким из всех зарегистрированных на то время. Интересно, что профиль всплеска обнаруживал переменность с периодом 8 с [8]. Также в этом всплеске была обнаружена эмиссионная деталь в области 400 кэВ [9], которая отождествлялась с линией 511 кэВ, смещенной в гравитационном поле нейтронной звезды. Все это, казалось бы, указывало на то, что источником этого гамма-всплеска является нейтронная звезда [10].

К концу 80-х годов был накоплен большой фактический материал [2]. Распределение гамма-всплесков по небесной сфере оказалось изотропным (рис. 1.4). Максимальный поток у Земли достигал 10~4 - Ю-3 эрг • см-2 • с-1. Минимальный поток определялся чувствительностью детектора. Длительность всплесков колебалась от сотых долей секунды до сотен секунд. Всплески часто демонстрировали очень сложную временную структуру.

Рис. 1.3. Наложение области локализации гамма-всплеска GRB 790305 на остаток сверхновой N49 в Большом Магеллановом Облаке.

Рис. 1.5. Наблюдаемое распределение log TV — logP на середину 80-х годов. На рисунке через S обозначен зарегистрированный поток излучения, который в тексте диссертации везде обозначен как Р, а — данные эксперимента КОНУС, b — данные эксперимента СНЕГ, с — предыдущие эксперименты, d — короткие всплески эксперимента КОНУС.

Рис. 1.6. Типичные эмиссионная (слева) и абсорбционная (справа) особенности в спектрах всплесков, зарегистрированных в эксперименте КОНУС.

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] явление было объяснено с помощью снятия напряжения участков твердого ядра старой нейтронной звезды, при котором возникают нерадиальные вибрации поверхности звезды, генерируется переменное электромагнитное 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 зарегистрировал 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 14сг [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 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.

Были предложены различные статистические тесты, чтобы найти эффекты космологического замедления времени и красного смещения энергии во временных и спектральных характеристиках гамма-всплесков (см., например, [28, 29, 30]). Но если в первом случае были получены неоднозначные результаты (одна группа обнаружила растяжение по времени почти в 2 раза для слабых всплесков, а другая не обнаружила эффекта в пределах < 1,5), то во втором случае был обнаружен статистически значимый эффект корреляции "жесткость-интенсивность". Этот эффект подтверждал наличие красного смещения для космологической модели.

В апреле 1995 года в Смитсоновском музее в Вашингтоне был проведен диспут между сторонниками галактической модели, которых представлял профессор Д. Лэмб и сторонниками космологической модели, которых представлял профессор Б. Пачинский. Дискуссия не выявила явного преимущества ни одной из сторон.

В 1997 году произошел очередной прорыв в исследовании гамма-всплесков, связанный с возможностью поиска послесвечения всплеска в пределах его области локализации в разных энергетических диапазонах (рентгеновском, оптическом и радио-). В 1996 году на орбиту был запущен итало-голландский аппарат Беппо-САКС [31], который обладал детекторами двух типов, способными регистрировать излучение в гамма и рентгеновском диапазоне. 28 февраля 1997 года широкоугольная камера, работавшая в гамма-диапазоне (поле зрения 20 х 20 градусов, что составляет 5% всего неба) [32], зарегистрировала ~ 80-ти секундный гамма-всплеск GRB 970228, после чего узкоугольная рентгеновская камера (поле зрения ~ 1°) [33] после переориентации аппарата, через 8 часов наблюдала остаточное послесвечение в рентгеновском диапазоне. Это позволило локализовать источник с точностью 50" [34]. Примерно через сутки после всплеска было зарегистрировано послесвечение и в оптическом диапазоне. Интенсивность послесвечения затухала в течение нескольких недель [35]. Последующие наблюдения, проведенные на различных телескопах, в том числе и космическом телескопе им. Хаббла, подтвердили существование как точечного источника послесвечения, так и протяженного объекта, на фоне которого тот затухал (так называемая галактика-партнер, "хозяйская" галактика или "host galaxy") [36].

Следующий случай произошел 8 мая 1997 года. Так же, как и в феврале, аппарат был переориентирован в рекордно короткое время (5,7 часов) и наблюдал послесвечение всплеска узкоугольной камерой в течение нескольких дней [37]. Наземные оптические телескопы наблюдали оптическую компоненту послесвечения. 11 - 12 мая 1997 года были получены спектры оптического послесвечения, в которых были обнаружены линии поглощения в области 400 - 550 мкм. Исследователи обнаружили около 10 линий, которые были отождествлены как линии поглощения от ионов Fe и Mg, находящихся в облаке газа, через которое прошло излучение [38]. Этому отождествлению соответствует красное смещение z = 0,835, что указывает на большую удаленность источника (порядка 5 Гпк). Принимая во внимание, что затухание излучения с течением времени происходило по закону ~ t~l [39, 40], согласующемуся с моделью расширяющегося файербола, казалось, были получены свидетельства того, что всплески — это объекты, находящиеся на космологических расстояниях.

Однако в такой интерпретации существуют много неясностей. Проблема выяснения природы галактик-партнеров связана с тем, что мы наблюдаем источники на небесном своде, в то время как они распределены "вглубь" трехмерного пространства. Возрастание чувствительности запускаемых аппаратов естественным образом расширяет наши возможности при поиске партнеров. Но при этом необходимо учитывать, что хотя сам всплеск и его возможный партнер наблюдаются на небесном своде в пределах области локализации, на самом деле их могут разделять огромные расстояния. Все что мы видим — всего лишь двухмерная проекция окружающего пространства на небесную сферу, поэтому если две точки близки на ней, это еще не значит, что они находятся на одном и том же радиальном расстоянии от наблюдателя. Нельзя забывать и другую сторону вопроса: для значительного количества гамма-всплесков, в том числе для некоторых хорошо локализованных событий, не найдены "host galaxy" [41].

Согласно предсказаниям космологических моделей, на поздней стадии развития файербола, его расширение тормозится в окружающей межзвездной среде, затухая по степенному закону t~a [42]. Однако в некоторых случаях наблюдались экспоненциальный спад интенсивности и не монотонный характер затухания. Это нарушает полноту понимания явления и создает трудности для модели файербола [43].

Таким образом, вопрос происхождения космических гамма-всплесков является глобальной астрофизической проблемой. Все более мощный арсенал средств используется для наблюдения этого космического явления. В поисках источников гамма-всплесков используются не только рентгеновский, но и оптический, инфракрасный и радиодиапазоны. Эти поиски увенчались успехом — найдены рентгеновские, оптические и радиопослесвечения. Гамма-всплески превратились во всеволновые явления.

Заключение

В заключении представлены основные выводы и результаты, выносимые на защиту.

1. Введен новый наблюдательный параметр космических гамма-всплесков — эмиссионное время т50. Это время равно суммарной продолжительности активной фазы излучения всплесков, во время которой генерируется 50% полной энергии события, оно является полезным дополнением к классическим параметрам полной длительности событий Т50 и Х90. Показано, что эмиссионное время более устойчиво к систематическим эффектам, искажающим статистические распределения при понижении отношения "сигнал/шум" на профилях всплесков. По данным эксперимента БАТСЕ найдено, что у статистического распределения эмиссионного времени наблюдается обнаруженная ранее бимодальность гамма-всплесков относительно их продолжительности Г5о и Т90. Это означает, что существуют два физически различных класса гамма-всплесков с короткими и продолжительными масштабами активной фазы (т5о ^ 0,7 с и Т50 > 0,7 с) и суммарной продолжительностью (Т50 ^ 1,0 с и Т5о > 1,0 с).

2. Введен параметр спектрального пика эмиссии е5о, характеризующий положение пика в энергетическом спектре гамма-всплеска, накопленного по всем интервалам эмиссионного времени т5о- По данным эксперимента БАТСЕ показано, что статистика всплесков по параметру 650 описывается относительно узким логнормальным распределением, ширина которого соответствует разбросу его значений порядка 4.

3. Выполнен статистический анализ свойств излучения гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ на "ранних" и "поздних" стадиях, соответствующих интервалам эмиссионного времени до и после вершины главного пика. Показано, что "ранние" стадии всплесков в среднем короче и имеют более жесткое излучение, чем "поздние" стадии. Для групп гамма-всплесков с разными интенсивностями установлено, что доля "ранней" стадии в суммарном эмиссионном времени событий в среднем уменьшается при уменьшении их интенсивностей.

4. Введен космологически-инвариантный параметр гамма-всплесков CIP = 7~5о х е50. Показано, что распределение всплесков БАТСЕ по па- . раметру CIP является логнормальным с разбросом значений, соответствующим фактору 4,36. На основе статистических критериев найдено, что "реперная" группа группа из шести гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ, для которых по наблюдениям оптических послесвечений были известны значения красного смещения, принадлежит тому же классу „ событий, что и "представительная" группа из 218 наиболее ярких гамма-всплесков БАТСЕ с потоком в максимуме больше 2,0 фотон • см-2 • с-1 и Т50 > 2,0 с.

5. Выполнена "коллективная оценка" красного смещения для "представительной" группы из 218 длинных ярких гамма-всплесков. Показано, что наиболее вероятное значение среднего красного смещения этой группы событий составляет z* =2,6 при доверительном интервале 1,8 < z* < 3,6 (на уровне 1 а для самого консервативного критерия). Аналогично установлено, что трем группам гамма-всплесков с высокими (> 8,3 фотон* см-2-с-1), умеренными (3,9 — 8,3 фотон-см-2 - с-1) и низкими (< 3,9 фотон • см-2 • с-1) интенсивностями соответствуют средние красные смещения z* = 1,9 (доверительный интервал 1,2 < z* < 2,8), z* =2,4 (доверительный интервал 1,6 < <3,5) и z* = 3,7 (доверительный интервал 2,6 < z* <5,3), соответственно.

1. Klebesadel R.W. et al., 1973, ApJL, V. 182, L85

2. Los Alamos Workshop on Gamma-Ray Burst Taos, New Mexico, July 29-August ed. Ho C., Epstein I.R., Fenimore E.E. Cambrige Univ. Press (1992)

3. Hartmann D. et al., 1990, ApL, V. 348, L625

4. Lamb D.O., 1993, In Neutron stars: Theory and Observation (Eds J. Ventura, D. Pines), p.545

5. Мазец Е.П. и др., 1980, Письма в АЖ, Т. 6, Ст. 609 613

6. Mazets Е.Р., Golenetskii S.V., 1981, Ap&SS, V. 75, P. 47

7. Cline T.L., 1982, Proc. of AIP Conf. N 77 Gamma-Ray Transient and Related Astrophysical Phenomena, Ed. R.E. Lingenfelter, H.S. Hudson and D.M. Worgall, N.Y., P. 17 33

8. Голенецкий C.B. и др., 1982, Письма в АЖ, Т. 8, Ст. 657 662

9. Мазец Е.П. и др., 1980, Письма в АЖ, Т. 6, Ст. 706 711

10. Barat С. et al., 1983, Astron. Astrophys., V. 126, P. 400

11. Hurly K.C., 1984, Proc. of Gamma-Ray Bursts 141, eds. Liang P. and Petrosian V. (AIP:New York), P. 23

12. Mazets E.P. et al., 1981, Nature, 1981, V. 290, P. 378-382

13. Teegarden B.J. et al., 1980, ApJL, V. 256, L67-L70

14. Murakami T. et al. 1988, Nature, V. 335, P. 234

15. Share G. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts, P. 249

16. Barat C., 1993, A&AS, V. 97, P. 43

17. Tsygan A.I., 1975, A&A, V. 44, P. 21

18. Bisnovatyi-Kogan G.S. et al., 1975, Ap&SS, V. 35, P. 23

19. Meegan C.A. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 3

20. Briggs M.S., 1995, Ap&SS, V. 231, P. 3

21. Shklovskii I.S., Mitrofanov I.G., 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc., V. 212, P. 545

22. Briggs M.S. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 299

23. Paczynski В., 1991, Acta Astronomica, V. 41, P. 257

24. Piran T. et al., 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 265, P. 149

25. Mao S., Paczynski В., 1992, ApJL, V. 388, L45

26. Dermer C.D. 1992, Phys. Rev. Lett., V. 68, P. 1799

27. Fenimore E.E. et al. 1993, Nature, V. 366, P. 40

28. Mitrofanov I.G. et al. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 307, P. 187

29. Norris J.P. et al. 1994, ApJ, V. 424, P. 540

30. Mitrofanov I.G. et al. 1996, ApJ, V. 459, P. 570

31. Mitrofanov I.G. et al. 1996, ApJ, V. 459, P. 570

32. Piro L., Scarsi I. and Butler R. 1995, Proc. SPIE, 2517, P. 169

33. Jager R. et al. 1995 Adv. Space Res., V. 13, P. 315

34. Bonura A. et al. 1992, Proc. SPIE, 1743, P. 510

35. Costa E. et al., 1997, IAU Circ. №6572

36. Paradijs J. et al. 1997, Nature, V. 386, P. 686

37. Kailash C. et al. 1997, Nature, V. 387, P. 476

38. Costa E. et al., 1997, IAU Circ. №6649

39. Metzger M. et al. 1997, Nature, V. 387, P. 878

40. Groot P.J. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 499

41. Pedersen H. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 530

42. Frail D.A. et al. 1997 ApJL, in press

43. Meszaros P. and Rees M. 1997, ApJ, V. 424, P. 540

44. Kopylov A.I. et al. 1997, IAU Circ. №6663

45. Fishman G.J. et al., 1994, ApJSS, V. 92, P. 229

46. Fishman G.J. et al., 1993, In ST LOUIS, P. 669 680

47. Mitrofanov I.G. et al. 1993, Proc. of Compton Gamma-Ray Observatory (AIP: New York), V. 280, P. 761

48. Norris J.P. 1997, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 176

49. Mitrofanov I.G. et al. 1999, ApJ, V. 523, P. 610

50. Mitrofanov I.G. et al. 2001, ApJ, V. 547, P. 334

51. Stern B.E., Poutanen J. & Svensson R., 1999, ApJ, V. 510, P. 312

52. Norris J.P. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 307, P. 177

53. Meredith D. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts Workshop (AIP: New York), V. 307, P. 701

54. Bhat N. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts Workshop (AIP: New York), V. 307, P. 701

55. Lamb D.O. et al., 1993, ApJL, V. 413, Lll

56. Fenimore E.E. & Ramirez-Ruiz E. 2000, astro-ph/0004176

57. Reichart D.E. et al., 2001, ApJ, V. 552, P. 57

58. Norris J.P. et al. 2000, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 78

59. Dermer C.D., Chiang J., 1999, astro-ph/9912164

60. Hurley K.C. et al., 1994, Nature, V. 372, P. 652

61. Klebesadel R. et al., 1994, Proc. Los Alamos Workshop (Cambridge: Cambridge Univ. Press), V. 161

62. Dezalay J., 1992, Proc. Gamma-Ray Burst Workshop (AIP: New York), V. 265, P. 304

63. Kouveliotou C., et al., 1993, ApJL, V. 413, L101

64. Koshut T. et al. 1996, ApJ, V. 463, P. 570

65. Meegan C.A. et al., 1996, Ap&SS, V. 106, P. 6565 66 [67 [68 [69

66. Интернет сайт эксперимента BATSE: http://www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/70 7172 73 [74 175 [76 [77 [78 [79 [80 [81 [82 [83 [84

67. Schmidt М. et al. 1965, ApJ, V. 151, P. 393 Schmidt M. et al. 1988, ApJL, V. 329, L85 Paciesas W.S., et al., 1999, ApJS, V. 122, P. 465 Mazets E.P. et al., 1981, Ap&SS, V. 80, P. 3

68. Paczynski В., 1990, ApJ, V. 348, P. 485

69. Briggs M.S., 1993, ApJ, V. 407, P. 126

70. Band D.L., 1993, ApJ, V. 413, P. 281

71. Costa E. et al., 1997, Nature, V. 387, P. 783

72. Groot P.J. et al., 1997, IAU Circ. №6584

73. Fruchter A. et al., 1999, ApJ, in press (astro-ph 9807295)

74. Kawabata K.S. et al., 2003, ApJL, V. 593, L19

75. W. et al., 2003, GCN Circ. №2078

76. Bisnovatyi-Kogan G.S., Timokhin A.N., 1999, A&AS, V. 138, P. 489

77. Kehoe R. et al, 1999, AAS, 194th AAS Meeting, V. 31, P. 967

78. Kulkarni S. et al., 1998, Nature, V. 393, P. 35 39

79. Bonnell J.T. et al., 1998, ApJ, V. 490, P. 78

80. Mitrofanov I.G. et al. 1999, ApJ, V. 522, P. 1069

81. Mitrofanov I.G. et al., 1998, ApJ, V. 504, P. 925

82. Preece R.D. et al., 2000, ApJS, V. 126, P. 19

83. Higdon J.C. к Lingenfelter R.E., 1996, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 384, P. 402

84. Kommers J.M. et al., 1997, ApJ, V. 491, P. 704

85. Mitrofanov I.G. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 235

86. Briggs M.S. et al., 1999, ApJ, V. 524, P. 82

87. Mitrofanov I.G. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 68

88. Sanin A.B. et al., 2001, Proc. Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era (Springer), XIX, P. 84

89. Mitrofanov I.G. et al., 2003, ApJ, V. 584, P. 904

90. Mallozzi R.S. et al., 1995, ApJ, V. 454, P. 597

91. Piran Т. к Narayan R., 1996, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 384, P. 233

92. Lloyd N.M. к Petrosian V., 1999, ApJL, V. 511, L550

93. Brainerd J.J. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 150

94. Press, W.H., et al., 1992 Numerical Recipes in C, 2nd ed., Cambridge University Press

95. Sanin A.B. et al., Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 92

96. Krumholz M., Thorsett S.E. к Harrison F.A., 1998, ApJL, V. 506, L81

97. Rowan-Robinson M., 1999, Ap&SS, V. 266, P. 291

98. Lamb D. & Reichart D.E., 2001, Proc 20th Texas Symp. on Rel. Astrophys., (AIP: New York), V. 599

99. Mitrofanov I.G. et al., 1992, Proc. Gamma-Ray Bursts: Observations, Analyses and Theories, (Cambridge: Cambridge Univ. Press), V. 203