Изучение спектральных свойств космических гамма-всплесков, зарегистрированных в экспериментах АРЕХ и ВАТS Е тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

/Б ОД 1 4 ДЕК 1998

На правах рукописи

Анфимов Дмитрий Сергеевич

ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ СВОЙСТВ КОСМИЧЕСКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ, ЗАРЕГИСТРИРОВАННЫХ В ЭКСПЕРИМЕНТАХ APEX И

BATSE

01.03.02-астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва 1998

Работа выполнена в Институте космических исследований РАН

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук И .Г. Митрофанов

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук В.А. Догель (Физический институт Академии Наук им П.Н. Лебедева)

доктор физико-математических наук К.А. Постнов

(Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга при МГУ)

Ведущая организация:

Московский инженерно-физический институт

Защита диссертации состоится 25 декабря 1998 г. в {0 часов на заседании диссертационного совета Д002.94.01 в конференцзале Института космических исследований РАН по адресу: Москва, 117810, ул. Профсоюзная, 84/32, подъезд 2

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН.

Автореферат разослан

Ученый секретарь

диссертационного совета Д002.94.01, кандидат технических наук

В.Е. Нестеров

Актуальность темы

Одной из наиболее актуальных задач современной астрофизики является выяснение природы космических гамма-всплесков. Это явление представляет собой относительно кратковременные (от долей секунды до сотен секунд) и сильные всплески излучения в гамма- диапазоне. Яркость источника в момент вспышки на несколько порядков превышает суммарную яркость всех других источников в гамма-диапазоне на небесной сфере, а энергетический диапазон простирается от единиц кэВ до ГэВ.

Несмотря на более чем тридцатилетнюю историю изучения этого явления и очень большой накопленный за это время материал, природа гамма-всплесков остается невыясненной. Не ясен вопрос о том, на каких расстояниях находятся источники гамма-всплесков. Только в настоящее время появились первые серьезные свидетельства о космологическом происхождении гамма-всплесков. Эти свидетельства связаны с локализацией источников, с отклонением числа слабых источников от закона 3/2, с наблюдением послесвечения в рентгеновском и в оптическом диапазоне и с обнаружением линий с красным смещением в спектрах источников послесвечения.

Сегодня гамма-всплески связывают с процессами, происходящими при слиянии компактных объектов на космологическом расстоянии (пары, в которые входят нейтронные звезды или черные дыры). Существуют и более экзотические модели, например модель Гиперновой.

Говорить о том, что природа гамма-всплесков выяснена, по-видимому, еще преждевременно. Не известен механизм генерации гамма-всплеска, не найдены объяснения большинства наблюдательных эффектов, связанных с гамма-всплесками, не существует непротиворечивой физической модели всплеска.

Одним из способов выяснения этих вопросов является изучение спектральных свойств гамма-всплесков. При этом, в связи со значительными вариациями этих свойств от всплеска к всплеску, наибольшую актуальность приобретает изучение усредненных, групповых спектральных свойств гамма-всплесков. Это позволит лучше понять общие свойства гамма-всплесков, не отвлекаясь на индивидуальные вариации.

' Цель работы

Целью данной диссертационной работы является:

1) на основе данных спектральных измерений прибора APEX проекта ФОБОС выяснить основные индивидуальные особенности спектральной переменности излучения гамма-всплесков вдоль их кривых блеска;

2) на основе большого однородного наблюдательного материала по гамма-всплескам, накопленного в эксперименте BATSE, определить общий характер эволюции спектров в процессе излучения всплеска;

3) выяснить вопрос о едином физическом механизме генерации всплесков с различной интенсивностью, проверить модель универсального спектра излучения всплесков и оценить в рамках космологической модели красное смещение для всплесков с различной интенсивностью.

Научная новизна

Впервые выполнено исследование спектров . гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX проекта ФОБОС. Показано, что имеется хорошее согласие данных эксперимента APEX с результатами более позднего эксперимента BATSE.

Предложена методика матрицы похожести, позволяющая обнаружить различные спектральные компоненты излучения всплесков, установить характер спектральной эволюции в гамма-всплеске. Для наиболее интенсивного гамма-всплеска GRB881024 эксперимента APEX обнаружены два компонента излучения со значимо различным характером спектральной эволюции.

Построено трехмерное представление средней спектральной эволюции гамма-всплесков эксперимента BATSE. Найдено значимое различие свойств излучения всплесков для фронта нарастания всплеска и для спада.

Обнаружено различие свойств излучения на спаде всплеска для различных групп интенсивности.

Предложен универсальный спектральный закон гамма-всплесков, который позволяет описать в рамках космологической модели средние спектральные свойства всех всплесков в максимуме потока. На основе универсального закона получены оценки красных смещений для гамма-всплесков различных групп интенсивности.

Научная и практическая ценность

Данная работа посвящена изучению основных спектральных свойств гамма-всплесков и исследованию особенностей эволюции их энергетических спектров для различных групп интенсивности.

Разработанные в рамках этой работы методы позволяют выяснить основные особенности генерации излучения в различных энергетических диапазонах, что дает возможность произвести отбор моделей всплесков, удовлетворяющих найденным свойствам излучения.

В ходе выполнения работы была создана база спектральных данных гамма-всплесков на основе экспериментов APEX и BATSE, которая позволяет провести сравнительный анализ спектров более 400 гамма-всплесков.

Были разработаны численные процедуры обработки спектральных данных экспериментов APEX и BATSE, которые будут использоваться в дальнейших исследованиях.

Апробация

Результаты, полученные в диссертации, были представлены на симпозиуме «Природа источников гамма-всплесков» ( Голландия, 1995 ), докладывались на международной конференции «Космические гамма-всплески» (США, 1997), «Космические лучи» (ФИАН, 1998), неоднократно представлялись на семинарах группы BATSE (Маршальский центр космических полетов, США), семинарах ФТИ РАН им. А.Ф.Иоффе, объединенном астрофизическом семинаре в ГАИ Ii?

Результаты работы были получены в тесной кооперации с участниками эксперимента BATSE в Маршальском Центре космических полетов НАСА. Эти

работы проводились в рамках исследовательских проектов программы HACA по гостевым исследованиям на Обсерватории Комптон. Проекты этой программы, подготовленные с участием автора, прошли жесткий отбор научного комитета HACA.

Структура диссертации

Диссертация состоит из 8 глав и заключения и включает в себя 12 таблиц, 47 рисунков и список литературы.

Краткое содержание работы

Глава 1 содержит краткий обзор истории изучения космических гамма-всплесков.

В первом параграфе приведены основные события в изучении гамма-всплесков до середины восьмидесятых годов. Отмечена важная роль отечественных космических программ в исследовании этого явления. Приведен пример наиболее интересного всплеска того периода - события 5 марта 1979 года. Перечислены основные научные вопросы, поднимавшиеся в то время — распределение всплесков по небу, вид зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока и поиск линии в спектрах гамма-всплесков. Отмечено, что господствующими моделями гамма-всплесков на то время были модели, связанные с нейтронными звездами в нашей Галактике.

Во втором параграфе приводится описание эксперимента APEX проекта ФОБОС. Перечислены основные задачи эксперимента. Приведено краткое описание детектора, использовавшегося в эксперименте, режимов работы прибора и типов данных, получаемых в процессе его, работы.

Третий параграф посвящен описанию эксперимента BATSE проекта GRO. Приведены характеристики инструмента, описаны типы данных BATSE, которые использовались в данной работе. Отмечено, что анализ данных BATSE привел к кардинальному изменению представлений о гамма-всплесках. Перечислены основные открытия, сделанные на основе данных этого эксперимента.

Четвертый параграф посвящен описанию физических моделей гамма-всплесков. Отмечено, что базовое отличие этих моделей друг от друга - это

оценка расстояния на котором расположены источники гамма-всплесков. Описаны модели источников на периферии Солнечной системы, нейтронных звезд галактического диска, источников в протяженном галактическом гало. Кратко обсуждаются возможные механизмы излучения гамма-всплесков в галактических моделях. Рассмотрены внутренние источники энергии и источники, для которых необходим приток вещества извне. Далее отмечается, что в настоящее время наибольшее число сторонников имеют космологические модели гамма-всплесков. На сегодняшний день доминирующей является модель файербола. Приводятся ее основные характеристики.

В пятом параграфе приводятся результаты по отождествленную гамма-всплесков с оптическими источниками. В настоящее время это направление исследования гамма-всплесков быстро развивается. Описано состояние этого вопроса на момент написания диссертации.

В заключительной части обзорной главы изложено краткое содержание основных разделов работы и перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

Во второй главе диссертации описаны общие спектральные свойства гамма-всплесков, установленные различными исследователями на сегодняшний день. Отмечено, что спектры демонстрируют большое разнообразие форм, которое пока не может быть объяснено какой - либо единой физической моделью. Гораздо более успешными оказались феноменологические подходы, которые кратко описаны в этой главе.

В первом параграфе описан эффект корреляции жест.:ость -интенсивность гамма-всплесков, впервые открытый в экспериме» з APEX проекта ФОБОС. Рассмотрены наблюдательные проявления этого эффекта и современная его трактовка. Приведена-величина оценки красного смещения для слабых всплесков, полученная на основе интерпретации эффекта корреляции жесткость-интенсивность в рамках космологической гипотезы.

Во втором параграфе описано применение метода карт интенсивности к спектрам отсчетов гамма-всплесков. Показано, что карта интенсивности дает наглядное представление о спектральной истории всплеска. Приведены карты интенсивности ряда всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX,

В третьем параграфе Ъписан метод выделения различных компонент излучения, основанный на разделении всплеска на статистически не

зависимые компоненты. Приведены выводы о механизме излучения всплесков, сделанные на основе этого метода,

В четвертом параграфе рассмотрена проблема континуума (гладкой составляющей) в фотонном спектре гамма-всплесков. Приведено описание модели Бэнда. Проведен сравнительный анализ спектров гамма-всплесков в широком энергетическом диапазоне, зарегистрированных в экспериментах BATSE, COMPTEL и EGRET.

В пятом параграфе рассмотрено возможное разделение всплесков BATSE на события с мягким гамма-излучением и события с жестким спектром. Приведены критерии разделения всплесков по этим группам. В шестом параграфе обсуждается возможность существования компонентов мягкого и жесткого излучения в рамках одного спектра. Приведены данные по статистике спектров, демонстрирующих это свойство. Отмечено, что поведение компонентов жесткого излучения отлично от поведения «стандартной», мягкой, части спектра гамма-всплеска.

В седьмом параграфе приведен краткий обзор современного состояния поиска линий в спектре гамма-всплесков. Отмечено, что в данных эксперимента BATSE, составляющих наиболее однородный и большой статистический ансамбль данных, линий не обнаружено.

В третьей главе диссертации на примере эксперимента APEX рассмотрены общие вопросы гамма - спектроскопии, связанные с физическими свойствами детекторов и свойствами электронного тракта. Кроме того, рассмотрены вопросы космического фона гамма-излучения и проблема летной калибровки прибора.

В первом параграфе дан краткий обзор ' физических процессов, приводящих к регистрации фотона в детекторе. Введено понятие функции отклика детектора. Рассмотрен метод построения функции отклика, основанный на вариации относительных вкладов базисных функции отдельных процессов.

Во втором параграфе дано описание типичной процедуры предполетной калибровки детектора. Описано поведение функции отклика для различных энергий фотонов и углов падения на детектор. В третьем параграфе описана процедура калибровки прибора в полете. Показано, как происходит деградация электроники детектора в условиях космического полета и как это отражается на результатах измерений. В четвертом параграфе описаны основные

источники космического гамма-фона, а также обсуждается использование космического гамма-фона при калибровке прибора в полете.

На основе данных калибровочных измерений разработана методика расчета функции отклика прибора и построены матрицы отклика детектора эксперимента APEX для различных углов падения излучения и для различных значений энергий регистрируемых фотонов. На основе измерений гамма-фона во время полета определен дрейф коэффициента усиления и проведена корректировка матрицы отклика, учитывающая этот дрейф.

В четвертой главе описана процедура восстановления фотонного спектра на основе измеренного энергетического спектра отсчетов. Описаны методики, применяемые при оценке качества восстановления и определении ошибок восстановления. Приведены наиболее часто используемые теоретические модели фотонного спектра.

В первом параграфе рассмотрен вопрос учета фона при восстановлении фотонного спектра. Рассмотрен вопрос определения ошибки сигнала с учетом вычтенного фона. Во втором параграфе рассматривается модельно-зависимый способ восстановления фотонного спектра. Показано, как из фотонной модели с учетом матрицы отклика строятся модельные спектры отсчетов.

В третьем параграфе приводятся примеры различных подходов к нормировке модельных спектров отсчетов при восстановлении фотонного спектра. Показано влияние нормировки на результат восстановления спектра.

В четвертом параграфе приводятся различные теоретические, модели фотонного спектра, нашедшие применение в изучении спектров космических гамма-всплесков: степенной модели, степенной с экспоненциальным завалом и модели Бэнда. Следует учитывать, что модель Бэнда является обобщением модели степенной с экспоненциальным завалом, которая, в свою очередь обобщает степени^ Зя iw. Поэтому с физической точки зрения модель Бэнда можно рассматривать как достаточную для описания непрерывных спектров гамма-всплесков.

В пятом параграфе рассмотрен общий алгоритм восстановления спектра, основанный на минимизации функционала невязки. Рассмотрены критерии значимости восстановления спектра. В шестом параграфе приводится схема построения численного алгоритма поиска минимума

%

функционала невязки. Сравниваются различные численные алгоритмы минимизации.

В седьмом параграфе приводится метод оценки ошибок параметров, основанный на матрице Гессе. Также рассмотрен статистический критерий Аббе как один из возможных индикаторов качества восстановления.

В целом в данной главе изложена использованная методика восстановления фотонных спектров на основе отсчетных данных. Создан интегрированный программный пакет, включающий базу данных по зарегистрированным всплескам эксперимента APEX и эксперимента BATSE, программный код, позволяющий получать фотонные спектры и рассчитывать ошибки параметров восстановления, а также пакет графической обработки и представления данных.

В пятой главе приводятся примеры восстановления фотонных спектров для наиболее ярких гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX.

В первом параграфе представлены результаты восстановления спектров всплеска GRB 880925. Получены оценки параметров теоретических моделей этих спектров. Обсуждается влияние широких спектральных особенностей на качество восстановления континуума. Обсуждается эволюция формы фотонного спектра во времени.

Во втором параграфе представлены результаты восстановления спектров всплеска GRB 881024. Приведены параметры интегрального спектра гамма-всплеска. Показано, что излучение этого всплеска, вероятно, состоит из нескольких спектральных компонентов. Этот всплеск будет далее подробно изучен с использованием матрицы похожести.

Параграфы с третьего по седьмой содержат результаты восстановления интегральных фотонных спектров всплесков GRB 881203, GRB 881218, GRB 890108, GRB 890202, GRB 890306. Получены характеристики спектров и ошибки параметров их теоретических моделей.

В восьмом параграфе приведен обзор общих особенностей спектров гамма-всплесков эксперимента APEX, Приведена таблица параметров фотонных спектров изученных гамма-всплесков.

В результате было установлено, что эти спектры гамма-всплесков представляют собой переменный во времени континуум, который описывается одной из трех указанных выше моделей. Поэтому с физической точки зрения

модель МБ можно рассматривать как достаточную для описания непрерывных спектров гамма-всплесков. В пяти случаях из семи оказалось, что модель Бэнда не является необходимой, и спектры могут быть описаны более простыми моделями, степенной с экспоненциальным завалом (4 всплеска) и степенной моделью (1 всплеск).

Согласие предложенных моделей с данными оказалось достаточно хорошим. Для всплеска GRB 880925 была обнаружена переменность спектрального континуума, которая может быть описана как изменение параметров модели степень с экспоненциальным завалом в течении времени накопления интегрального спектра.

В шестой главе рассмотрена матрица похожести, как способ анализа спектральной переменности в гамма-всплеске.

В первом параграфе приведено определение матрицы похожести спектров гамма-всплесков. Описан способ представления элементов матрицы, как меры похожести двух спектров, измеренных для различных интервалов времени.

Во втором параграфе рассмотрена матрица похожести для всплеска GRB 881024, эксперимента APEX. Введен критический уровень значения элементов матрицы похожести. Форма спектров для интервалов времени с надкритическими значениями матрицы похожести значимо различается. Соответственно для интервалов с подкритическими значениями элементов матрицы похожести форма спектров отличается не значимо. Показано, что временные интервалы, выделяемые матрицей похожести, отвечают особенностям на профиле всплеска.

В третьем параграфе приведены результаты восстановления фотонного спектра для временных интервалов, определяемых матрицей похожести. Показано; что в исследованном гамма-всплеске присутствуют две различные спектральные компоненты. Жесткий компонент присутствует в области наиболее ярких пиков излучения. Его фотонный спектр описывается следующим спектральным законом:

f(E)» Е 31 * ехр(-Е /2019keV);

Мягкий компонент присутствует в других участках профиля всплеска. Его фотонный спектр описывается следующим спектральным законом:

f(E)«E-" *exp(-E/1910keV);

Показано, что эти законы различны на уровне значимости больше трех стандартных отклонений.

В седьмой главе исследуются средние спектральные свойства всплесков эксперимента BATSE, объединенных в группы по интенсивности.

В первом параграфе рассматривается общая методика усреднения для фупп всплесков и вводится понятие поверхности усредненной спектральной плотности.

Во втором параграфе проводится изучение усредненного профиля спектральной плотности в различных спектральных каналах и вводится понятие эмиссионного времени. Приведены свойства времени для фотонов различных энергий яркой группы всплесков BATSE.

Показано, что эффективное эмиссионное время различно на фронте нарастания и на спаде всплеска. Максимальное различие достигается в мягких каналах. Отношение эмиссионных времен на фронте и на спаде для канала 2 равно 2.5. Для канала 10 это отношение равно 2.

В третьем параграфе проводится изучение спектра для различных моментов времени вдоль кривых блеска. Показано, что усредненный спектр хорошо описывается степенным законом с экспоненциальным завалом в области высоких энергий. Параметры этого закона меняются вдоль профиля при переходе от фронта нарастания к спаду. Спектральный индекс уменьшается от 0.2 до -0.1. При этом энергия экспоненциального завала уменьшается от 180 кэВ до 150 кэВ.

В четвертом параграфе проводится сравнение свойств поверхности усредненной спектральной плотности для групп гамма-всплесков с различными интенсивностями. На фронте нарастания не обнаружено значимого различия эмисионного времени для разных групп. Напротив, найдено значимое различие на заднем склоне этой поверхности между яркими и слабыми гамма-всплесками.

Показано, что форма зависимости среднего эмиссионного времени от энергии качественно одинакова для группы ярких и группы слабых всплесков. Количественное различие эмиссионного времени на фронтах нарастания в группе сильных и слабых всплесков не значимо. На задних склонах максимальное отношение эмиссионных времен для яркой и слабой группы достигает величины 1.3, что говорит о значимом различии эмиссионного времени для групп сильных и слабых всплесков.

В восьмой главе предложена универсальная спектральная модель гамма-всплесков эксперимента ВАТЭЕ в максимуме потока излучения.

В первом параграфе описываются критерии разделения гамма-всплесков на группы по интенсивности.

Во втором параграфе приводятся результаты восстановления фотонного спектра в индивидуальном всплеске с последующим усреднением по группе.

В третьем параграфе рассмотрено поведение логарифмического распределения положения пика плотности потока энергии во всплеске в зависимости от интенсивности . Рассмотрен эффект корреляции жесткость -интенсивность.

Получена зависимость положения пика спектральной плотности потока энергии от средней интенсивности группы гамма-всплесков. Показано, что наблюдаемый эффект корреляции жесткости и интенсивности гамма-всплесков связан с указанной физической зависимостью.

В четвертом параграфе рассматривается гипотеза об универсальной спектральной модели, описывающей усредненные спектры всплесков различной интенсивности.

Найдены параметры универсального спектрального закона. В рамках данного закона получены значения относительного красного смещения дпя групп всплесков различной-интенсивности. Значение относительного красного смещения для группы самых ярких и самых слабых всплесков оказалось равным 2.5+0.4

В заключении приводятся основные результаты диссертации и на их основе обсуждаются вопросы будущих теоретических исследований и экспериментальных наблюдений.

Основные выводы и положения, выносимые на защиту

1. Показано, что спектральное распределение наиболее ярких гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX, хорошо описывается законом Бзцда с переменными параметрами, который был предложен для описания спектров гамма-всплесков эксперимента BATSE. Обнаружено, что во многих случаях этот закон Бэнда является избыточным и спектры могут аппроксимированы более простым степенным законом или степенным законом с экспоненциальным завалом.

2. По данным наиболее яркого всплеска эксперимента APEX GRB881024 показано, что обнаруженные ранее из анализа переменности компоненты излучения имеют различные энергетические спектры фотонов и связаны с активностью различных параллельно работающих источников излучения.

3. По данным эксперимента BATSE получены усредненные трехмерные профили спектральной переменности более 400 гамма-всплесков. Обнаружено значительное различие спектров на фазах нарастания и затухания потоков.

4. Выполнено сравнение усредненных трехмерных профилей спектральной переменности для трех групп всплесков BATSE с разными интенсивностями. Показано, что с уменьшением интенсивности всплесков энергия Ер спектрального максимума измеренная в момент максимума потока также уменьшается. Обнаружено, что среднее время затухания излучения на различных энергиях - увеличивается с уменьшением интенсивности, в то время как время нарастания практически не меняется.

5. Показано, что в рамках космологической модели усредненные спектры фотонов в максимумах потока гамма-всплесков BATSE с разными интенсивностями можно описать единым универсальным законом, который описывает свойства излучения в сопутствующих системах отсчета. Этот закон преобразуется для всплесков с меньшей интенсивностью по закону космологического покраснения с растущим красным смещением Z. Для самой слабой группы из 102 всплесков с потоком < 0.43 фот/ см2сек получена оценка красного смещения Zmax = 2.5.

Основные результаты диссертации опубликованы в 5 работах ( в 3 работах соискатель является первым автором):

1 .Анфимов Д.С., Бара Ж.К., Литвин Д.А., Митрофанов И.Г., Ушаков Д А. Исследование спектральных свойств космических гамма - всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX проекта ФОБОС. // Астрономический журнал. 1998. Т. 75. №5. С. 1-15.

2. Ushakov DA, Anfimov D.S., Mitrofanov I.G. Energy spectra of gamma-ray burst detected by the APEX experiment on Phobos mission. // Astophysics and Space Science. 1995. 231. P. 195.

3. Anfimov D.S., Mitrofanov I.G., Litvak M L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A. The Average Spectral Density Contours of BATSE GRBs over the Time/Energy Domain. // In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan,Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.364.

4. Mitrofanov I.G., Änfimov D. S., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A. The typical emission of cosmological GRBs as seen from co-moving frames. II In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan,Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.20.

5. Anfjmov D.S., Mitrofanov I.G., Litvak M L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A. The intensity dependence of average-energy photon spectra for BATSE. // In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan, Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.289.

Ротапринт ИКИ РАН 055(02)2 Москва, 117810, Профсоюзная 84/32

Подписано к печати 1?. 11.98

Заказ 1€Ъ8 Формат 70x108/32 Тираж 100 0,5 уч.-изд.л.



На правах рукописи

Анфимов Дмитрий Сергеевич

ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРАЛЬНЫХ СВОЙСТВ КОСМИЧЕСКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ, ЗАРЕГИСТРИРОВАННЫХ В ЭКСПЕРИМЕНТАХ APEX И

BATSE

01.03 02 - астрофизика и радиоастрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Содержание

Ст.

Глава 1 (Введение ) 1

1.1 Открытие гамма-всплесков 1

1.2 Эксперимент APEX проекта ФОБОС 8

1.3 Изучение гамма-сплесков на основе данных CGRO 9

1.4 Физические модели гамма-всплесков 14

1.4.1 Периферия Солнечной системы 14

1.4.2 Нейтронные звезды галактического диска 15

1.4.3 Протяженное галактическое гало 18

1.4.4 Механизм излучения всплеска в галактических моделях 19

1.4.4.1 Внутренние энергетические источники 19

1.4.4.2 Внешние энергетические источники 20

1.4.5 Космологические модели гамма-всплесков 21

1.5 Первые отождествления гамма-всплесков

с оптическими источниками 25

1.6 Актуальные задачи изучения гамма-всплесков 28

1.7 Краткое содержание диссертации 28

Глава 2. Основные свойства энергетических спектров гамма-всплесков 33

2.1 Континуум. Феноменологическая модель

спектра гамма-всплеска 33

2.2 Высокоэнергетические и не-высокоэнергетические всплески 36

2.3 Возможный низко - энергетический спектральный компонент 36

2.4 Высокоэнергетический спектральный компонент 37

2.5 Поиск линии в спектрах ВATSE 38

2.6 Корреляция жесткость интенсивность 42

1.7 Задачи изучения спектральных свойств гамма-всплесков 43

Глава 3. Методические вопросы изучения энергетических спектров

гамма-всплесков по данным эксперимента APEX 44

3.1 Функция отклика детектора

44

3.2 Калибровка детектора 46

3.3 Калибровки прибора в полете 47

3.4 Использование космического гамма-фона при калибровках 49

Глава 4. Восстановление энергетических спектров фотонов по данным

измерений в сцинтилляционном детекторе гамма-излучения 50

4.1 Вычитание фона 50

4.2 Модельное представление спектра 50

4.3 Нормировка 52

4.4 Выбор модели спектра фотонов 54

4.5 Процедура восстановления фотонных спектров по критериям Пирсона и Аббе 56

4.6 Критерий Пирсона 52

Глава 5. Результаты восстановления фотонных спектров космических

гамма - всплесков эксперимента APEX 60

GRB880925 60

GRB881024 64

GRB881203 65

GRB881218 68

GRB890108 71

GRB890202 72

GRB890306 75

Заключение 77

Глава 6. Матрица похожести 80

6.1 Определение матрицы похожести

6.2 Построение матрицы похожести для всплеска GRB 881024

6.3 Восстановление спектра для отдельных интервалов

80 82 84

Глава 7. Изучение спектральной эволюции гамма-всплесков ВАТБЕ

методом среднего контура спектральной плотности 87

7.1 Построение среднего контура спектральной плотности (СКСП) 87

7.2 Свойства СКСП для яркой группы всплесков 89

7.3 Сравнение СКСП для сильных и слабых всплесков 94

7.4 Заключение 95

Глава 8. Проверка гипотезы о универсальном спектральном законе для

космических гамма-всплесков эксперимента ВАТБЕ 97

Заключение 104

Список литературы

107

1. Введение

1.1. Открытие гамма-всплесков

Изучение космических гамма-всплесков имеет долгую историю. Первые наблюдения этого явления связаны с американской системой спутникового мониторинга атомных взрывов в атмосфере Vela. 2 июля 1967 года на спутнике Vela 4а был обнаружен кратковременный всплеск интенсивности гамма-излучения в диапазоне 0.1-1 Мэв1 (рис. 1.1). Позднее было установлено, что эти события имеют космическое происхождение. В процессе изучения этого явления на первое место выдвинулся вопрос об определении положения источников гамма-всплесков на небесной сфере.

4

Ve.a 4g July 2, v967

3

1

1

А

-4

О

2

4

8

Timé (üsconds) Reiatíve to Trigger

Рис. 1.1 Первый зарегистрированный космический гамма-всплеск.

В конце семидесятых и в восьмидесятые годы были предприняты серьезные усилия по локализации гамма-всплесков методом триангуляции, а также для изучения их временных и спектральных свойств. Одновременно проводились эксперименты по изучению гамма-всплесков на околоземных спутниках Vela (США), Прогноз-6,7,8 (СССР), автоматических межпланетных станциях Венера-11,12,13,14 (СССР), ISEE-3 (США) и спутнике Венеры Pioneer Venus (США). Проводились работы на приборах GELIOS, SIGNE, КОНУС, SMM, LILAS, APEX, GINGA, PHEBUS, и др. (см. например материалы 2 ).

По-видимому наиболее ярким результатом этого периода надо признать отождествление гамма-всплеска 5 марта 1979 года (GRB790305 в современной номенклатуре) с остатком сверхновой N49 в большом Магеллановом облаке3,4(Рис.1.2а,б,в). Вероятность случайного наложения всплеска на остаток сверхновой очень мала и составляет ~10~4. Этот всплеск являлся самым ярким из всех зарегистрированных на то время. Интересно, что профиль всплеска обнаруживал переменность с периодом 8 сек5. Также в этом всплеске была обнаружена эмиссионная деталь в области 400кэВ6, 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.

г

r-^s

Рис. 1.2а Первые три секунды всплеска от 5 марта 1979 г.

Уелега 12 Тв~15*51тЩ*350 иг

10 20 30 40 50 60

Т~То, 5

Рис.1.26 Профиль всплеска от 5 марта 1979 г.

■в® ■Ч"'

*

Рис.1.2с Наложение области локализации гамма-всплеска от 5 марта 1979 г. на остаток сверхновой N49 в Большом Магеллаговом Облаке.

К концу 80-х годов был накоплен большой фактический материал2. Распределение гамма-всплесков по небесной сфере оказалось изотропным (Рис. 1.3). Максимальный поток у Земли достигал ~ 10"4 - 10"3 эрг см"2. Минимальный поток определяется чувствительностью детектора. Длительность всплесков колебалась от сотых секунды до сотен секунд. Всплески часто демонстрировали очень сложную временную структуру. Например всплеск СКВ790305 имел время нарастания порядка 0,1 мс. Наблюдались 22 пульсации интенсивности за 144с7.

МЕР

55Р

Рис.3 Распределение всплесков на небе по данным эксперимента КОНУС.

Большую роль в понимании природа гамма-всплесков сыграло изучение зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока во всплеске8 (Рис 1.4). Если принять, что всплески соответствуют источникам со стандартной светимостью, а распределение их в пространстве однородно, то зависимость числа всплесков N с регистрируемым потоком излучения >Э описывается следующим выражением:

(1.1)

где п - средняя концентрация источников, 1_ - стандартная светимость. Для ярких всплесков такая зависимость отвечала данным экспериментов, но для слабых всплесков наблюдался недостаток событий по сравнению с предсказанным числом. Оставались надежды, что этот недостаток удастся объяснить приборными эффектами.

В то время основной моделью гамма-всплеска была модель, связанная с нейтронными звездами в диске нашей галактики. Если бы источники всплесков располагались в нашей галактике, то мы должны были бы наблюдать на распределении всплесков по небу следы галактического диска и ядра галактики. Однако распределение всплесков было изотропным. С другой стороны, если распределение изотропно и однородно, то зависимость числа всплесков от их интенсивности должна была бы отвечать закону 3/2. Данные не подтверждали этого предположения.

Рис. 1.4 Наблюдаемое распределение ЬдЫЛодЭ на серидину 80-х годов, а - по данным эксперимента КОНУС, Ь - по данным эксперимента СНЕГ, с -предыдущие эксперименты, с! - короткие всплески эксперимента КОНУС.

Большая надежда на объяснение природы гамма-всплесков была связана с изучением их спектров. В экспериментах КОНУС и втда было получено значительное число спектров в которых обнаруживались особенности, которые можно было интерпретировать как линии9,10 (Рис. 1.5а,б).

В 30% всплесков эксперимента КОНУС обнаруживали абсорбсционные линии в области 50 кэВ и в 7% всплесков эмисионные линии в области 400450 кэВ . Подобного рода особенности обнаруживали и в других экспериментах (РНЕВиБ и др.) Низкоэнергетические особенности интерпретировались как проявление циклотронного поглощения в магнитном поле ~1013 Гс у поверхности нейтронной звезды. Высокоэнергетические особенности интерпретировались как линия 511кэВ электрон-позитронной аннигиляции, смещенная в гравитационном поле нейтронной звезды.

Е (кеУ)

Рис. 1.5а Типичная эмиссионная особенность в спектре всплеска, полученного в эксперименте КОНУС.

Ю

-I

I

>

о> ж

I

со 1

«л

е

о

10

-2

10

-3

I I I I II II]-1-1-1-1—I—I I 1 1

\

\

\

40 кеУ

ос Е ехр (-Е/140 КеУ)

I г 1

I 1 I > 1 м I_I_I_1 I .1 II I I

ю' Ю2 Ю3

Е (кеУ)

Рис. 1.56 Типичная абсорбционная особенность в спектре всплеска, зарегистрированного в эксперименте КОНУС.

Среди всей совокупности гамма-всплесков был выделен класс событий с мягким спектром, которые обнаруживали повторяемость. Поведение этих источников объяснялось моделью взрывов аккрецированного вещества на нейтронную звезду.

В свете всего вышесказанного казалось вполне естественным предположить, что наиболее вероятным источником гамма-всплеска является

нейтронная звезда. Ниже различные физические модели гамма-всплесков будут описаны более подробно.

1.2 Эксперимент APEX проекта ФОБОС

Одной из основных задач советско-французского эксперимента APEX (Astrophisico-Planetological Experiment) проекта "ФОБОС" было детальное изучение спектральных свойств космического гамма-излучения11. Этот эксперимент описан далее более подробно, так как анализ его результатов является одной из задач диссертационной работы. Эксперимент был основан на использовании сцинтилляционного детектора Csl (TI) (цилиндр размером 10x10 см) прибора ГС-1412 и специального электронного измерительного блока ВГС, использующего микропроцессорную технику. При регистрации увеличения интенсивности гамма-излучения вследствие космического гамма-всплеска или солнечной вспышки прибором записывались профили и энергетические спектры излучения с высоким временным разрешением.

Спектры измерялись в 108 каналах от 64 кэВ до 9200 кэВ в режиме "time to spill", т.е. в режиме "времени накопления". При этом длительности каждого интервала спектрального измерения определялись из условия накопления фиксированного числа отсчетов в энергетическом диапазоне 120-1430 кэВ. В ходе проведения эксперимента были выбраны значения 240 и 320 отсчетов для первых 48 и последующих 68 интервалов, соответственно. Временные профили измерялись в широком энергетическом диапазоне 120-1420 кэВ. При этом регистрировались временные профили 2-х типов : "обычный" профиль с разрешением 1/128 сек в течении первых 8.6 сек и с разрешением 1/8 сек в течении последующих 55 сек, а также профиль времени накопления групп из 24 отсчетов. Наилучшее достижимое временное разрешение прибора составляло около 30 мкс. Наземные испытания показали, что при увеличении темпа счета до 50 000 отсч/с отсутствуют заметные просчеты импульсов и искажения спектральных данных прибора.

С июля 1988 г. по март 1989 г. в эксперименте APEX было зарегистрировано более 150 событий, которые можно рассматривать в качестве кандидатов для отождествление с космическими гамма-всплесками. Среди них было около 50 интенсивных событий, отождествление которых с

космическими гамма-всплесками не вызывает сомнений11 . Многие из них были также зарегистрированы на других космических аппаратах. Кроме этого были зарегистрированы 10 мощных хромосферных солнечных вспышек.

Для обработки полученных в ходе эксперимента APEX спектральных данных применялась специально разработанная методика восстановления фотонных спектров. Описанию этой методики и результатов ее применения посвящены главы 2-4 настоящей диссертации.

1.3 Изучение гамма-всплесков на основе данных GRO

Следующий период в изучении гамма-всплесков связан с работой космической обсерватории CGRO (США), выведенной на околоземную орбиту в апреле 1991 года и работающую по сей день (описание обсерватории CGRO (США) см. например в13). Особенно плодотворным в плане изучения гамма-всплесков оказался эксперимент BATSE, который зарегистрировал около 2000 событий с достаточно высоким временным разрешением14 Важно, что весь этот массив данных является однородным со статистической точки зрения, что позволяет проводить исследования общих свойств гамма-всплесков.

BATSE (Burst And Transient Source Experiment) создавался как инструмент для детектирования, локализации и изучения свойств гамма-всплесков. Он включает в себя восемь детекторных модулей, размещенных на борту CGRO так, чтобы поле зрения BATSE перекрывало всю небесную сферу. Каждый детекторный модуль состоит из детектора большой площади (LAD) и спектроскопического детектора (SD). LAD представляет собой диск сцинтиллятора Nal(TI) и оптимизирован по чувствительности. SD представляет собой цилиндр Nal(TI) и оптимизирован по энергетическому диапазону и разрешению. Некоторые характеристики детекторов приведены ниже в таблице 1.

В процессе работы BATSE генерирует несколько типов данных, позволяющих вести широкий спектр работ по изучению гамма-всплесков. Ниже описаны некоторые типы данных BATSE, которые использовались в настоящей работе.

Чувствительность к всплескам

Энергетический диапазон

Чувствительная область

2025 см2 для LAD 127 см2 для SD 20кэВ - 1.9МэВ для LAD ЮкэВ - ЮОМэВ для SD 3x10"8 эрг/см2( для 1 сек. всплесков )

Временное разрешение (минимальное)

2мс

Точность локализации яркого всплеска

4.0°

Таб. 1.1 Некоторые характеристики эксперимента BATSE.

DISCLA - данные непрерывного слежения со всех восьми детекторов большой площади (LAD) со временем накопления 1.024 сек в четырех широких энергетических каналах.

CONT - данные непрерывного слежения со всех восьми детекторов большой площади (LAD) со временем накопления 2.048 сек в шестнадцати энергетических каналах.

DISCSC - данные с детекторов большой площади, зарегистрировавших всплеск. Временная дорожка прописывается с момента срабатывания. Временное разрешение - 64 мсек в четырех широких энергетических каналах.

PREB - данные со всех детекторов большой площади в промежутке времени за 2.048 сек до всплеска и до момента срабатывания всплесковой ячейки. Разрешение - 64 мсек в 4 широких энергетических каналах.

На начальных этапах работы аппарата CGRO ожидалось подтверждение уже существующих моделей на большем статистическом материале. Однако с накоплением данных стали проявляться трудности господствующих в то время моделей. Во-первых в спектрах BATSE не было обнаружено ни одной эмисионной или абсорбционной линии15. Во-вторых

распределение всплесков по небу оказалось удивительно изотропным14 (Рис. 1.6).

Измерение дипольного и квадрупольного момента распределения ансамбля зарегистрированных гамма-всплесков также не выявило никакой неоднородности14,16. Не было обнаружено и концентрации всплесков по небесной сфере в каких либо областях на небе (например, в области ближайшего скопления галактик). В третьих, с высокой достоверностью подтвердилось отклонение зависимости числа всплесков от интенсивности от закона 3/217,14, который соответствует предположению о равномерном распределении стандартных свечей в евклидовом пространстве (Рис. 1.7). В распределении всплесков по длительности было обнаружено существование по крайней мере двух групп: коротких, с 190<1.5 с, и длинных с 19о>1.5 с18 (Рис. 1.8). Источники мягких повторных всплесков окончательно выделились в отдельную

19

группу которая отвечает механизму генерации излучения, отличному от собственно гамма-всплесков.

Стало общепризнанным, что эти всплески соответствуют особому классу вспыхивающих нейтронных звезд в Галактике.

Надо отметить также, что приборами EGRET и COMPTEL, размещенными на аппарате CGRO были зарегистрированы фотоны с энергией в сотни МэВ и даже в несколько ГэВ, которые входит в жесткую часть излучения гамма-всплеска.

1000

<2 (Л i» з СО

ф -О

Е з

100 г

1

0,1

1024ms Peak Flux Distribution

-е-

Ф\

1.0 10.0 •9 -1

Photons-cm -sec

100.С

Рис. 1.7 Зависимость числа всплесков от интенсивности. 4В каталог BATSE.

В*Г5ь. -те СсИ>|од

О.ОС1 0.01 3.1 1. 40. 100- 1000.

Рис. 1.8 Распределение всплесков 4В каталога по длительности.

В настоящее время известно огромное число моделей источников гамма-всплесков, из которых лидирующей надо признать космологическую модель. В рамках простейшей космологической модели источники всплесков предполагаются стандартными свечами. В рамках этой модели очевидно объясняются изотропность распределения всплесков по небу. Отклонение

зависимости N(5) от значения 3/2 также может быть объяснено неэвклидовской

20

геометриеи мира на космологическом расстоянии .

Данные, однако, не подтверждают с полной определенностью модель стандартной свечи на космологическом расстоянии. Этому противоречил, например усредненный профиль гамма-всплесков для различных групп всплесков, отобранных по яркости21,22. Вызывает недоверие и огромное энерговыделение, необходимое для наблюдения всплеска с космологического расстояния. В космологическом сценарии всплеска надо объяснить выделение очень большой энергии в виде гамма-излучения в достаточно малом объеме. Такую энергию можно обеспечить слиянием двух нейтронных звезд, нейтронной звезды и черной дыры и т.п. Однако физическая природа источников гамма-всплесков остается неизвестной и число предложенных моделей с каждым годом увеличивается.

1.4 Физические модели гамма-вспл�