Исследование космических гамма-всплесков по данным телескопа сигма обсерватории гранат. Поиск далеких скоплений галактик тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

I Наблюдения космических гамма-всплесков телескопом СИГМА обсерватории «Гранат»

1 Описание телескопа СИГМА

2 Наблюдения космических гамма-всплесков основным детектором телескопа

2.1 Наблюдения.

2.2 Результаты наблюдений.

3 Наблюдения гамма-всплесков активной защитой

3.1 Наблюдения.

3.2 Результаты наблюдений.

Космические гамма-всплески были открыты в начале 70-х годов при помощи детекторов, установленных на американских спутниках серии VELA. Открытие было почти сразу же подтверждено измерениями на борту советского спутника КОСМОС-461. Они представляют собой кратковременные (0.1 - 100 с) и яркие (гораздо выше суммарной яркости всего остального неба в мягком гамма-диапазоне) вспышки гамма-излучения, имеющие сложную временную структуру и нетепловой спектр. Несмотря на большие усилия, затраченные на наблюдения этого явления, более 20 лет его природа оставалась совершенно загадочной. Не был известен даже масштаб расстояний до их источников.

Положение дел изменилось коренным образом, когда с совершенствованием техники наблюдений были открыты послесвечения гамма-всплесков в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах, на временных масштабах от дней до месяцев и больше. При помощи оптических наблюдений было установлено, что источники существенной части гамма-всплесков находятся на космологических расстояниях, соответствующих красным смещениям z ~ 1. При этом в момент всплеска только в виде мягких гамма-квантов выделяется огромная энергия — 1052 - 3 -1054 эрг, если источник излучает изотропно, что уже может быть больше ~ Mqc2 и более чем в 10 раз может превышать энергию связи нейтронной звезды.

Важной особенностью временных историй гамма-всплесков является переменность потока излучения на малых временных масштабах St <; 1 мс, которая дает верхний предел на размер области излучения cót 300 км, если источник покоится. Плотность энергии, которая соответствует этой оценке и наблюдаемому энерговыделению, могла осуществляться только меньше чем через несколько секунд после Большого взрыва. Уже одно это объясняет большой исследовательский интерес, который вызывает явление гамма-всплесков.

Если бы такое огромное количество излучения с большим количеством жестких фотонов hu > 511 кэВ было бы действительно сосредоточено в таком маленьком объеме, то в нем должны были бы родиться электрон-позитронные пары, которые сделали бы этот «огненный шар» оптически толстым. Из-за давления излучения огненный шар должен был бы начать расширяться с релятивистской скоростью и излучение смогло бы выйти из него только после аннигиляции электрон-позитронной плазмы. При этом, спектр этого излучения должен был бы быть тепловым, что противоречит наблюдениям. Эта «проблема компактности» может быть решена, если источник движется в направлении наблюдателя с ультрарелятивистской скоростью. В этом случае оценка размера излучающей области должна быть увеличена в 72 раз, и энергия излучаемых фотонов в системе покоя источника должна быть меньше на множитель 7. Поэтому, на самом деле, количество электрон-позитронных пар в излучающей области может быть меньше и при 7 и 102 — 103 она может быть оптически тонкой.

Наиболее популярной в настоящее время является модель релятивистского огненного шара, в которой кинетическая энергия релятивистского потока вещества переходит в энергию гамма-фотонов посредством синхротронного излучения электронов, ускоренных в ударных волнах, образующихся при взаимодействии различных частей потока между собой, а также при его взаимодействии с межзвездной средой. Эта модель успешно объясняет степенные кривые блеска и спектры послесвечений гамма-всплесков, наблюдаемых в в рентгеновском и оптическом диапазонах. Для проверки этой модели и для ограничения ее параметров требуются дальнейшие наблюдения. Особый интерес представляют наблюдения послесвечений всплесков на ранней стадии, сразу после основного события, когда скорость релятивистского потока и температура вещества максимальны. В частности, максимум послесвечения в рентгеновском и мягком гамма-диапазонах соответствует моменту времени, когда поток начинает тормозиться в результате взаимодействия с межзвездной средой. Поэтому наблюдение максимума послесвечения дает возможность оценить начальный гамма-фактор потока, чего нельзя сделать при наблюдениях послесвечений через большой промежуток времени после всплесков.

Наблюдениям гамма-всплесков и их послесвечений на этой ранней стадии посвящены первые две части диссертации. В первой части диссертации описываются наблюдения космических гамма-всплесков, выполненные при помощи телескопа СИГМА на борту орбатальной обсерватории «Гранат». Несмотря на то, что основной задачей этого инструмента было наблюдение долговременных источников жесткого рентгеновского и мягкого гамма-излучения, с его помощью он можно наблюдать также и космические гамма-всплески. При этом, в основном поле зрения его чувствительность очень высока. Ранее это было использовано для того, чтобы установить важные ограничения на расстояния до источников всплесков в случае их галактического происхождения. Другое важное преимущество телескопа при наблюдениях гамма-всплесков — в высокой степени стабильный фон. Это дало возможность исследовать излучение источников космических гамма-всплесков на больших временных масштабах. При этом удалось наблюдать и исследовать раннюю стадию послесвечения яркого гамма-всплеска 920723. Это стало одним из основных результатов наблюдений всплесков, которые описываются в настоящей работе. Об этом пойдет речь во второй части диссертации.

Ценность наблюдений космологических гамма-всплесков не ограничивается изучением вещества в экстремальных условиях. Источники этих всплесков являются однородной выборкой объектов, расположенных на больших красных смещениях г~1и выше. Из известных астрофизических объктов на таких боль7 ших расстояниях находятся только квазары. Поэтому изучение космологических гамма-всплесков даст возможность оценить космологические параметры О, и Л и исследовать структуру Вселенной на очень больших масштабах.

Одним из наиболее интересных с точки зрения космологии классов объектов являются скопления галактик. Они являются самыми большими гравитационно связанными объектами во Вселенной и имеют массы порядка 1О15М0. Поскольку они образовались сравнительно недавно, их функция масс и ее эволюция во времени сильно зависит от космологических параметров и Л а также от спектра начальных возмущений плотности. Поэтому наблюдения скоплений дают богатый материал для разнообразных космологических исследований.

Для исследований эволюции прежде всего необходимы полные и однородные выборки скоплений, которые были бы пригодны для статистического анализа. Поиск далеких скоплений по их рентгеновскому излучению имеет несомненные преимущества перед другими методами, что было осознано уже достаточно давно. К настоящему времени по рентгеновским наблюдениям получены достаточно большие выборки скоплений, расположенных на различных красных смещениях. Однако, существующие обзоры далеких скоплений плохо подходят для исследования эволюции скоплений большой рентгеновской светимости, так как они либо покрывают недостаточно большие площади небесной сферы и поэтому дают малые по объему выборки, либо имеют слишком низкую чувствительность и не содержат большого количества далеких скоплений.

В третьей части диссертационной работы представлены первые результаты нового обзора далеких рентгеновских скоплений галакик по данным телескопа РОСАТ. В обзоре получена самая большая на сегодняшний день однородная выборка рентгеновских скоплений галактик, пригодная для изучения эволюции скоплений большой рентгеновской светимости. При помощи моделирований методом Монте-Карло откалибрована процедура регистрации и измерения рентгеновских характеристик скоплений и вычислена площадь обзора. При исследовании этой выборки уточнена кривая подсчетов скоплений и напрямую показано, что распределение радиусов скоплений не эволюционирует между 2 = 0,5 и 0. Дальнейшее изучение полученной выборки скоплений даст возможность гораздо лучше измерить эволюцию скоплений галактик большой светимости, что, в свою очередь, позволит установить ограничения на космологические параметры О и Л.

1. Ьйр: //cossc.gsfc.nasa.gov/

2. Использовались лишь наведения на объекты, расположенные на галактических широтах \Ь\ > 25°.

3. Были исключены участки неба радиусом 10° вокруг Большого и Малого Магеллановых облаков.

4. Исключены наведения на остатки вспышек сверхновых, звездные скопления и темные туманности в нашей Галактике.