Поиск гамма-всплесков высокой энергии на установках "Андырчи" и БПСТ БНО ИЯИ РАН тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.16 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ ЯДЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи СМИРНОВ Дмитрий Владимирович

Поиск гамма-всплесков высокой энергии на установках «Андырчи» и БПСТ БНО ИЯИ РАН

01.04.16- физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2Х)0С>-Ч 20К!

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ ЯДЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ

На правах рукописи

СМИРНОВ Дмитрий Владимирович

Поиск гамма-всплесков высокой энергии на установках «Андырчи» и БПСТ БНО ИЯИ РАН

01.04.16- физика атомного ядра и элементарных частиц

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Работа выполнена в отделе лептонов высокой энергии и нейтринной астрофизики Института ядерных исследований Российской академии наук

Научные руководители:

кандидат физико-математических наук кандидат физико-математических наук

A. С. Лидванский

B. Б. Пешков

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук доктор физико-математических наук

Э. В. Бугаев Л.А.Кузьмичев

Ведущая организация:

Физический институт им. Лебедева РАН

Защита диссертации состоится « »__2005 г.

в_часов на заседании диссертационного совета

Д002.119.01 Института ядерных исследований РАН по адресу Москва, проспект 60-летия Октября, д. 7а

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института ядерных исследований РАН.

Автореферат разослан « »_2005 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д002.119.01 кандидат физико-математических наук

Б. А. Тулупов

рос. национален »

БИБЛИОТЕКА ^

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ Актуальность проблемы.

Гамма-излучение высокой энергии от гамма-всплесков предсказано многими моделями, однако до сих пор сохраняется противоречивая ситуация с его экспериментальным обнаружением. В рассматриваемом в работе диапазоне энергий Еу > 10 ГэВ и 1 ТэВ < Еу < 100 ТэВ спектр гамма-всплесков наименее изучен. Цели и задачи диссертации.

Целью настоящей работы являлась разработка и апробация методов поиска транзиентов космического излучения как для произвольных направлений (поиск по небесной сфере), так и в корреляции с событиями, обнаруженными в других диапазонах энергий. По данным установок «Андырчи» и БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков в трех диапазонах энергии. Научная новизна.

Был разработан и опробован метод поиска транзиентов интенсивности космического излучения в широком диапазоне энергий и длительностей.

На установке БПСТ впервые проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков по вторичным мюонам.

На установке «Андырчи» проведен комплексный поиск гамма-всплесков по широким атмосферным ливням и одиночной компоненте. Научная и практическая ценность.

Полученные в работе ограничения на поток энергии, уносимой высокоэнергичными гамма-квантами в гамма-всплесках, вносят большой вклад в понимание природы этого явления.

Апробация работы и публикации. Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на Международной конференции по космическим лучам в Германии

(Гамбург 2001), на Международной конференции АСТРО-ЭКО-2002 (Терскол 2002), на Международной конференции по гамма-всплескам в Италии (Рим 2002), на Баксан-ской международной школе "Космология и частицы" (Нейтрино 2003, 2005), на Всероссийской конференции по космическим лучам (Москва 2004). Всего по теме диссертации опубликовано 4 научные работы. Объем и структура диссертации.

Диссертация изложена на 100 страницах, включая 40 рисунков, 4 таблицы и список литературы, содержащий 107 наименований. Она состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы

Основные положения, выносимые на защиту. На установках БНО «Андырчи» и БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков:

1. На установке «Андырчи» по темпу счета одиночных частиц установлены ограничение на частоту всплесков с Еу > 10 ГэВ и ограничение на поток энергии для событий ВАТБЕ

2. На установке БПСТ по регистрации мюонов установлены ограничения на частоту всплесков с Ег > 1 ТэВ и ограничение на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках.

3. На установке «Андырчи» по ливневым событиям установлены ограничение на частоту всплесков с Еу, > 100 ТэВ и ограничение на поток энергии для событий ВАТ8Е

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обсуждается актуальность проблемы поиска высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков. Формулируются основные задачи, решаемые в диссертации, и результаты, выносимые на защиту.

В первой главе сделан обзор экспериментальных данных и теоретических представлений о явлении гамма-

л

всплесков. Перечислены основные эксперименты по наблюдению гамма-всплесков на спутниках. Рассмотрены результаты поиска гамма-всплесков в области высокой энергии на установках ШАЛ. Подробно описаны наблюдаемые свойства гамма-всплесков и сделан обзор современных теоретических представлений об их природе. Во второй главе описывается установка для регистрации ШАЛ «Андырчи», методика поиска гамма-квантов с энергией Еу > 10 ГэВ по темпу счета одиночных частиц и результаты проведенного поиска.

Установка "Андырчи" расположена на склоне одноименной горы над Баксанским подземным сцинтилляцион-ным телескопом (БПСТ) и состоит из 37 пластических сцинтилляционных детекторов площадью 1 м2 каждый. Детекторы предназначены как для временных измерений (с целью определения направления прихода ШАЛ), так и для измерения энерговыделения (с целью определения положения оси и полного числа частиц в ливне). Расстояние между детекторами в горизонтальной плоскости 40 м. Центральный детектор установки расположен над телескопом, расстояние по вертикали от центрального детектора до БПСТ 350 м. Общая площадь установки 5x104 м2; телесный угол, под которым она видна го телескопа, 0.35 стер. Центр установки находится на высоте 2060 м над уровнем моря, что соответствует глубине атмосферы 800 г/см2.

Для пересчета от числа срабатываний установки к потоку энергии в гамма-всплеске необходимо знание вероятностей регистрации первичных гамма-квантов. Вычисления отклика установки "Андырчи" на первичные гамма-кванты были проведены в диапазоне зенитных углов от 0° до 50° для первичных энергий от 1 ГэВ до 1 ТэВ. Вычисления вероятностей проводились методом Монте-Карло, в расчете учитывалось прохождение порожденных первичным гамма-квантом частиц через атмосферу и через детек-

тор установки. В предположении, что спектр первичных гамма-квантов во время всплеска является степенным с показателем степени -2.0, была вычислена их медианная энергия. Она оказалась равной 10 ГэВ.

Для предварительного анализа экспериментальных данных мы используем два параметра: Б, и Первый параметр -Б, - представляет собой отклонение в единицах Пуассоновской сигмы темпа счета Н за ью секунду 15-ти минутного интервала от среднего за интервал <ТчГ>" - "Ы>)Ы.....'Ы> (1)

Поскольку вариациями интенсивности космических лучей за 15 минут в первом приближении можно пренебречь и средний темп счета достаточно велик (<N>=11440 за 9 лет набора информации), можно ожидать, что параметр Б, подчиняется распределению Гаусса со средним значением У=0 и среднеквадратичным отклонением с-1.0. Параметр Б; используется для характеристики отклонений в темпе счета между частями установки:

Здесь есть отклонение }-й части установки и - среднее четырех значений Р,-1 за 1-ю секунду 15-ти минутного интервала. Значения Вышк^) были получены методом Монте-Карло в предположении справедливости распределения Пуассона для . Это условие дает возможность исключить точки с неразумно большими отклонениями в темпе счета между частями установки, т.е. исключить аппаратурные погрешности.

Отсутствие больших превышений над средним темпом счета в данных может быть интерпретировано как отсутствие «коротких» гамма-всплесков (длительности Д1 < 1 сек) с соответствующим потоком энергии. Предполагая

(2)

л

степенной спектр фотонов, поток энергии \¥(Р0 для превышения может быть вычислен как:

•^пш

шпф)- \Е

— /--^-Ж (3)

°соз(0)- \ЕГ7 Р(Е,в)<Ш

г.,

где Ы=р1 и 8=37 м2. Значению Б; = 6 и длительности

о 'у

всплеска 1 сек соответствует поток XV 1=5.6-10* эрг/см .

Поиск всплесков с длительностями Д1= 1,2,4,10,20 и 50 сек был проведен с использованием метода скользящего интервала, величина сдвига равнялась Ы2. Аналогично (1), отклонение в темпе счета определялось для каждого интервала. Фоновый темп счета вычислялся по двум 400-секундным интервалам, до и после скользящего интервала Д1 Распределения по Fi для больших длительностей приведены на рис. 1а, а их сумма на рис. 16 , в них также отсутствуют большие превышения над фоном. Значению Б;=6 и длительности всплеска соответствует поток энергии \¥д1=\¥гл/ А1 Таким образом, по данным за 1996-2004 гг. (2005 4 суток чистого времени) получено ограничение на частоту гамма-всплесков с длительностями А1=(1-50) секунд и, соответственно, потоками энергии \У(Д1)>5.6-10'3 эрг/см2 в полосе склонений 10° < 5 < 70° : 0цт=1.5-10"8 с"1 на 90% доверительном уровне.

1Е7 1000000 1000001 10000-,

ё 10001

ю

ю

р 100

5

s

т

10,

1 т

-2

6

10

Рис. 1а Экспериментальное распределение по F, для скользящих интервалов с длительностью At=l-50 секунд 1Е8-,

1Е7 1000000 100000 | 10000

[ 1000 т

»

\ 100,

1<Н

1 0,1

\ V.

-8

-4

0 2

10

Рис. 16 Суммарное распределение по Р,, фитированнос функцией Гаусса

За период 1996-2000 г. 147 событий ВАТ8Е попали в поле зрения установки «Андырчи» для зенитных углов 8<50°. После затопления СОК.О частота регистрируемых гамма-всплесков снизилась, поэтому за период с 2000 по 2004 в поле зрения установки «Андырчи» попало только 30 собы-

8

тий. Для каждого из этих событий было вычислено превышение темпа счета па (в стандартных отклонениях) во время всплеска в течение длительности всплеска Т90 над фоном (Т90 - период, в котором регистрируется 90% излучения на спутнике). На рис. 2 приведено экспериментальное распределение по п0 и фит распределением Гаусса (среднее значение У= -(0.05 ± 0.04), среднеквадратичное отклонение о=(0.93±0.09). Таким образом, экспериментальное распределение согласуется с ожидаемым от фона космических лучей. Для каждого из 177 событий было получено ограничение (на уровне 3-х стандартных отклонений) на поток энергии в высокоэнергичных гамма-квантах. Диапазон ограничения составляет \¥тах = 6.5х10"4 - 0.15 эрг/см2, большой разброс значений объясняется различием в зенитных углах и длительности всплесков Всплеск гамма-излучения высокой энергии не обязательно должен совпадать во времени с излучением в низкоэнергичной области: так, во всплеске СЯВ940217 фотон с энергией 18 ГэВ пришел с запаздыванием -1.5 часа. Поэтому был проведен поиск всплесков высокоэнергичного гамма-излучения различной длительности (1-100 сек) в корреляции с событиями ВАТ8Е в пределах ± 2.0 часа от начала всплеска. Использовался метод скользящего интервала с 2, 4, 10, 20, 50 и 100 секунд, величина сдвига равнялась А1 для интервала в 1 сек. и с Ы2 для остальных интервалов. Фоновый темп счета вычислялся по двум 400 сек. интервалам до и после скользящего интервала с Л1 На рис.3 приведено суммарное распределение по превышению над фоном в единицах стандартного отклонения для всех интервалов вокруг события ВАТБЕ. Фитирование распределением Гаусса дает среднее значение У= -(0.0018±0.0004) и среднеквадратичное отклонение о=1.01±0.007, то есть в этом случае экспериментальное распределение также согласуется с ожидаемым от фона космических лучей.

Рис 2 Экперементальное распределение по п„ для интервала Т« и фит

функцией Гаусса.

Рис. 3. Суммарное распределение по д, для всех интервалов в пределах ±2 часа вокруг гамма-всплеска (отдельно до и после начала всплеска).

В третьей главе описывается установка Баксанский Подземный Сцинтилляционный Телескоп, методика поиска гамма-квантов с энергией Е7 > 1 ТэВ по вторичным мюо-нам и результаты проведенного поиска. БПСТ находится в подземной выработке объемом 24x24x16 м3 под склоном горы Андырчи, на расстоянии 550 м от входа в штольню.

ю

Эффективная толщина грунта равна 850 гг/см2. БПСТ представляет собой четырехэтажное здание размером 16.7м х 16.7м х 11.1м. Толщина стен и перекрытий равна 0.8 м (—160 г/см2). Расстояние между этажами равно 3.6 м. Все шесть внешних и две внутренние плоскости телескопа сплошь покрыты стандартными сцинтилляционными детекторами. Полное число детекторов в телескопе 3150. Ячеистая структура и большие размеры БПСТ позволяют восстанавливать траектории регистрируемых мюонов с хорошей точностью. Для поиска гамма-всплесков с помощью БПСТ использовалась специально отобранная кадровая информация телескопа. Отбор проводился по условию не менее трех сработавших плоскостей в кадре. Эффективное угловое разрешение для такого условия составляет а~1.6°. Частота таких событий составила ~7.3 сек'1. По отобранной таким образом информации был создан «угловой архив», в который записывались время события с точностью до 0.2 мс, направление прихода (0,ср) с точностью до 0.1°, число траекторий, пересекающих две и три плоскости, метод обработки, число сработавших детекторов. Моделированием методом Монте-Карло была получена эффективность регистрации Р(ЕУ) ливней, вызванных гамма-квантами с энергиями Еу от 0.22 ТэВ до 5-104ТэВ. Ливень считался зарегистрированным установкой с бесконечной площадью, если хотя бы один мюон с > Ей, достиг уровня наблюдения. Расчет проводился для зенитного угла 8=40° и значений пороговой энергии мюона Ец,1=220 ГэВ, 1^=500 ГэВ, Eth3~1000 ГэВ. Для спектра регистрируемых фотонов были получены значения энергии фотонов Ео 05-0.42 ТэВ и Ео 95=70 ТэВ (для F(E)~E"20) в пределах между которыми регистрируется 90% фотонов.

Поиск гамма-всплесков по небесной сфере (без привязки к уже зарегистрированным всплескам) проводился по информации 2001-2004 г. Всего было обработано

-7.8-108 событий телескопа, время набора информации составило ~1240 суток. Целью данного анализа являлся поиск временных и пространственных концентраций событий (кластеров). Искались группы ливней, пришедшие из одной угловой ячейки радиуса а=2.5° внутри временных интервалов заданной длительности At=(10"2-10) сек. Для каждого события i, имеющего абсолютное время t¡ и углы прихода (6,ф), строился кластер событий i, i+l,i+2,...,i+N-l, таких, чтобы направления прихода ливня отличались от «базового» меньше, чем а, и At=t,+N-i-t¡-i<10 сек. «Базовым» направлением полагалось средневзвешенное направление. Каждый такой кластер характеризуется числом событий N (число совпадений) и длительностью At. Для каждого N>2 были построены распределения n(At) по числу кластеров п за время t < At. Для расчета статистической значимости образования кластеров заданной кратности N была проведена аналогичная обработка для моделированных ливневых событий. Далее длительности кластеров были разбиты на 4 группы: At<lceK, At<2ceK, At<5ceK, At<10ceK, и для каждой группы было построено распределение по числу событий N в кластере. Наблюдение N событий из угловой ячейки, в которой гамма-квант от точечного источника детектируется с эффективностью Р(Е), соответствует потоку энергии W в диапазоне Ei<E<E2 '

A' J Е ■ F (Е )dE

W =-lt--(4)

• JP(E)F(E)dE

где F(E) - дифференциальный спектр фотонов во всплеске в интервале энергий Ещщ < Е < Ещ^, Sefi=2-106 см2 - эффективная площадь телескопа. Полагая спектр гамма-квантов в области высоких энергий имеющим вид F(E)~EY, у=-2.0, и

зная эффективность Р(Е) регистрации телескопом гамма-квантов, численным интегрированием получаем •

2.3-10"3 эрг/см2. Интегрирование велось в пределах: Е!=0.46ТэВ, Е2=70 ТэВ, Ет1п= 0.25 ТэВ, Етах=оо. На рис. 4 отображены ограничения на частоту гамма-всплесков на уровне За для различных длительностей Д! и потоков энергии XV.

8

1Е-4,

о н о (О 3"

СО

X ф

г

X ф

3" X X (О о.

1Е-5 -

1Е-6 -

1Е-7

~х\ а \

дК1 вес в лК2 эес * ЛН5 эес ▼ л^Ювес

\ •

\ \ а

^ \

\ \

- 1Е-8 -|-,-,-,-,-,-г

0,004 0,008 0,012 0,016

УЯ, егд/ст2

0,02

Рис. 4. Ограничения на частоту гамма-всплесков на уровне За для длительностей Л1<(]-Ч0) сек и потоков энергии W

Для поиска повторяющихся источников гамма-квантов по небесной сфере для каждого кластера (9,ф, 1) вычислялись экваториальные координаты (а,5). Далее все кластеры были разбиты на полосы по 5 шириной 4° и с шагом 2°. Для каждой полосы подсчитывалось N1 - число кластеров в

360

ячейке сН. # = - среднее по полосе, ^ = (Д

■Ю/

1-1

¡N

отклонение от среднего в единицах Пуассоновской сигмы. Статистически значимых отклонений от нормального распределения по Б не обнаружено.

За период наблюдений 39 гамма-всплесков, зарегистрированных на космических аппаратах (КА) и описанных в циркулярах вС 14, попало в поле зрения телескопа (зенитный угол 0<6О°). Для каждого события было найдено количество ливней п, пришедших из угловой ячейки с радиусом а=2.5° и с центром с координатами гамма-всплеска, за период Т9о. По данным за весь период наблюдений для каждой угловой ячейки с радиусом а=2.5° и центром с координатами (0,ф), равными координатам всплеска, была подсчитана ожидаемая частота прихода ливней Г Далее для каждой пары чисел - числа ливней п, зарегистрированных телескопом из ячейки (0,<р) за интервал Т90 и ожидаемого числа ливней Г был подсчитан квантиль распределения Пуассона Р(п,0:

Число ливней, пришедших из угловой ячейки с центром с координатами гамма-всплеска за время Т90, не превышает ожидаемого от фона случайных совпадений. Для этих событий, зная направления прихода и соответствующие им толщины грунта (и пороговые энергии мюонов), были подсчитаны ограничения на поток энергии, уносимой гамма-квантом. \¥ < (4.6-103 + 3.7-10"2 ) эрг/см2. Аналогичный поиск был проведен в интервале ±2 часа вокруг всплеска. Поиск проводился методом скользящего интервала. Длительность интервалов ДТ составляла 1, 2, 4, 10, 50, 100, 200, 500, 1000 секунд, шаг равнялся половине интервала. Превышение числа ливней над фоном во временных окнах вокруг гамма-всплеска не обнаружено.

В четвертой главе описывается методика поиска гамма-квантов с энергией Еу > 60 ТэВ по зарегистрированным широким атмосферным ливням на установке «Андырчи» и результаты проведенного поиска.

Широкие атмосферные ливни космических лучей регистрируются установкой "Андырчи" при условии, что на установке в пределах временных ворот 3.2 мкс сработали не менее четырех детекторов Направление прихода ливня определяется с помощью стандартной методики - по относительным временам срабатывания детекторов.

Моделированием по программе СОЯЯГКА была получена эффективность регистрации Р(Е7) ливней, вызванных гамма-квантами с энергиями Еу от 50 ТэВ до 8000 ТэВ Ливни разыгрывались для различных зенитных углов 0=0^50°. Далее модель установки вращалась по азимутальному углу ф. Так как перепад высот между детекторами значителен, установка была разделена на 7 уровней Для попавших в полученные таким образом координаты детекторов частиц собирался массив данных о типе частицы ливня, ее координатах и импульсах и времени прохождения через соответствующий детектору уровень. Далее каждая частица «пропускалась» через детектор, то есть рассчитывалось энерговыделение в детекторе и время его срабатывания Для полученного таким образом кадра по стандартной методике восстанавливалось направление прихода моделированного ливня. Событие считалось зарегистрированным установкой, если для него удавалось восстановить направление. Для спектра регистрируемых фотонов были получены значения энергии фотонов Е0.05=58 ТэВ и Ео.95-15000 ТэВ (для Р(Е)~Е"2 0) в пределах между которыми регистрируется 90% фотонов.

Поиск гамма-всплесков по небесной сфере (без привязки к уже зарегистрированным всплескам) проводился по информации 1996-2001 г. Всего было обработано

-6.22-108 событий «Андырчи», время набора информации составило ~1100 суток. Целью данного анализа, аналогичного проведенному на телескопе, являлся поиск временных и пространственных концентраций событий (кластеров). Искались группы ливней, пришедшие из одной угловой ячейки радиуса а=4.0° внутри временных интервалов заданной длительности At=(10"2-10) сек. Наблюдение N событий из угловой ячейки, в которой гамма-квант от точечного источника детектируется с эффективностью Р(Е), соответствует потоку энергии W в диапазоне Ei<E<E2 :

N $ Е ■ F (E)dE

W = TZT- (6)

J P(E)F(E)dE в-

где F(E) - дифференциальный спектр фотонов во всплеске в интервале энергий Emin < Е < Emax-, Полагая спектр гамма-квантов в области высоких энергий имеющим вид F(E)~EY, у=-2.0, и зная эффективность Р(Е) регистрации гамма-квантов установкой «Андырчи», численным интегрированием, получаем W=N ■ 2.15-10'6 эрг/см2. Интегрирование велось в пределах: Ei=58 ТэВ, Е2=1600 ТэВ, Emin= 50 ТэВ, Emax

На рис. 5 отображены ограничения на частоту гамма-всплесков на уровне трех стандартных отклонений для различных длительностей At и потоков энергии W.

5,0x10 е 1,0x10"ь 1,5x10 5 2,0x105 2,5x10 е

W, erg/cm2

Рис. 5. Ограничения на частоту гамма-всплесков на уровне За для длительностей At<(H10) сек и потоков энергии W

Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными BATSE.

За период наблюдений (1996-2001) 127 гамма-всплесков, зарегистрированных прибором BATSE, попало в поле зрения установки «Андырчи» для зенитного угла 0<6О°. Для каждого события было найдено количество ливней п, пришедших из угловой ячейки с радиусом а=4.0° и с центром с координатами гамма-всплеска, за период Тзд. Число ливней, пришедших из угловой ячейки с центром с координатами гамма-всплеска за время Т90, не превышает ожидаемого от фона случайных совпадений. Для обнаружения фотонов, задержанных относительно триггера гамма-всплеска, был проведен поиск за два часа до и после за-

17

регистрированного на спутнике гамма-всплеска. Поиск проводился методом скользящего интервала. Длительность интервалов АТ составляла 1, 2, 4, 10, 50, 100, 200, 500, 1000 секунд, шаг равнялся половине интервала. По всей информации было подсчитано ожидаемое число ливней из угловой ячейки с центром (0,ф) и радиусом а=4.0°. Далее для каждой пары чисел - числа ливней п, зарегистрированных телескопом из ячейки (а,8) за интервал АТ и ожидаемого числа ливней Г был подсчитан квантиль распределения Пуассона Р(пД Превышение числа ливней над фоном во временных окнах вокруг гамма-всплеска не обнаружено.

В заключении сформулированы основные результаты, полученные в работе:

На установке «Андырчи» Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований РАН на глубине атмосферы 800 г/см2 проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков. Поиск проводился по темпу счета одиночной компоненты ШАЛ с пороговой энергией первичного гамма-кванта Еу>10 ГэВ. Поиск проводился как по всему полю зрения установки (т.е. без привязки к зарегистрированным событиям) так и в корреляции по времени с гамма-всплесками, локализованными на космических аппаратах. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями А1=(1-50) секунд и, соответственно, потоками энергии \¥{Д1:)>5.6-10"3 эрг/см2 в полосе склонений 10° < 8 < 70° : Оит~1.5-10"8 с"1 на 90% доверительном уровне и ограничение на поток энергии для событий, зарегистрированных на спутниках \Утах=(6.5х10"4 н- 0.15) эрг/см2, большой разброс значений объясняется различием в зенитных углах и длительности всплесков.

На установке БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков. Поиск прово-

дился по регистрации вторичных мюонов ШАЛ с пороговой энергией первичного гамма-кванта Еу > 0.5 ТэВ. Поиск проводился как по всему полю зрения установки, так и в корреляции по времени и направлению с гамма-всплесками, локализованными на космических аппаратах. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями -10) секунд и, соответственно, потоками энергии АУ>(5-10"3 + 1.9-10"2) эрг/см2 : йцт=(2-10"4 МО"7) с'1 на уровне 3-х стандартных отклонений и ограничения на поток энергии для всплесков, заре-ованных на спутниках УУтахК^-б-Ю^-Ч^-Ю"2)

На установке «Андырчи» также проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения по регистрации ШАЛ с пороговой энергией первичного гамма-кванта Еу > 60 ТэВ Поиск проводился как по всему полю зрения установки, так и в корреляции по времени и направлению с событиями ВАТ8Е. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями А1=(1-10) секунд и, соответственно, потоками энергии \¥>(4-10"6 2.5-10"5) эрг/см2: а,1т=(5-10"4 - 5-Ю"8) с"1 на уровне 3-х стандартных отклонений и ограничения на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках \¥тах=(2.5-10-6 - 5-Ю'5) эрг/см2.

Основные результаты диссертации опубликованы в работах:

1. Петков В.Б., Алексеенко В В., Волченко В.И., Заи-ченко А.Н., Карпов С.Н., Поддубный В.Я., Радченков A.B.,Смирнов Д.В., Хаердинов Н.С., Черняев А.Б., Янин А.Ф., Поиск гамма-всплесков высокой энергии. Кинематика и физика небесных тел, т.4, стр.234,

2003.

V.B.Petkov, V.V.Alekseenko, A.B.Chernyaev, S.N.Karpov, N.S.Khaerdinov, A.V.Radchenkov, D.V. Smirnov, V.LVolchenko, A.F. Yanin, A.N.Zaichenko, A search for high-energy gamma-ray bursts.. ASP Conference Series v. 312, p. 122,2004. Д.В.Смирнов, В И.Волченко, С.Н.Карпов, А.С.Лидванский, В.Б.Петков, А.В.Радченков, А.Б.Черняев, А.ФЯнин Поиск космических гамма-всплесков высокой энергии па установке "Апдырчи" БНОИШРАН. Известия РАН, сер. физ., т. 69, №3, стр. 413-415, 2005.

Д.В. Смирнов, В.Б. Петков, С.Н. Карпов, П.С. Стри-ганов, Поиск всплесков космического гамма-излучения на Баксанском подземном сцинтиллщион-ном телескопе. Препринт ИЛИ РАН. 2005.

Ф-т 60x84/8 Уч-издл 1,0 Зак №21533 Тираж 100 экз. Бесплатно

Отпечатано на компьютерной издательской системе Издательский отдел Института ядерных исследований Российской академии наук 117312, Москва, проспект 60-летия Октября, 7а

»20 2 98

РНБ Русский фонд

2006-4 20761

Введение.

Глава 1. Наблюдение гамма-всплесков и их основные свойства

1.1. Основные эксперименты 1.1.1. Эксперименты на спутниках:

1.1.1.a. VELA,.

1.1.1 .b. Конус,.

1.1.I.e. BATSE, EGRET,.

1.1 .l.d. BeppoSAX,.

1.1 .I.e. HETE-2.

1.1.l.f. IPN,.

1.1.1.g. GCN,.

1.1 .l.h. Swift,.

1.1. l.i. GLAST.

1.1.2 Установки IILAJI, используемые для изучения гамма-всплесков:

1.1.2.а. INCA,.

1.1.2.b. Tibet,.

1.1.2.С. Milagro и Milagrito,.

1.1.2.d. GRAND.

1.1.2.e. EASTOP.

1.1.3 Атмосферные черенковские телескопы.

1.2. Свойства гамма-всплесков:

1.2.1. временные;.

1.2.2. спектральные;.

1.2.3. поляризация;.

1.2.4. пространственное распределение;.

1.2.5. послесвечения;.

1.2.6. вмещающие галактики и распределение по z;.

1.2.7. ассоциация со сверхновыми.

1.3. Модели, объясняющие явления гамма-всплесков.

1.4 Излучение высокой энергии от гамма-всплесков.

1.5 Поглощение гамма-квантов высокой энергии.

Глава 2. Поиск гамма-всплесков с Еу > 10 ГэВ на установке «Андырчи»

2.1. Описание установки «Андырчи».

2.2. Вычисление вероятностей регистрации первичных гамма-квантов.

2.3. Предварительный анализ экспериментальных данных.

2.4. Поиск высокоэнергичных гамма-всплесков.

2.5. Поиск высокоэнергичного излучения в корреляции с гамма-всплесками, зарегистрированными на космических аппаратах.

Глава 3. Поиск гамма-всплесков с Еу > 1 ТэВ на БПСТ f 3.1. Описание установки БПСТ. 3.2. Метод восстановления углов прихода мюонов, угловое ) разрешение БПСТ.

3.3. Расчет эффективности регистрации гамма-квантов.

3.4. Поиск по небесной сфере.

3.5. Поиск повторяющихся источников.

3.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными на КА

3.6.1 Поиск во время Т90 всплеска.

3.6.2 Поиск во временных окнах вокруг всплеска.

Глава 4. Поиск гамма-всплесков с Еу >80 ТэВ на установке «Андырчи»

4.1. Регистрация ливней установкой «Андырчи».

4.2. Угловое разрешение установки "Андырчи".

4.3. Расчет отклика установки «Андырчи» на первичный гамма-квант высокой энергии.

4.4. Поиск по небесной сфере.

4.5. Поиск повторяющихся источников.

4.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными BATSE.

4.6.1. Поиск во время Т90 всплеска.

4.6.2. Поиск во временных окнах вокруг всплеска.

Гамма-всплесками принято называть [1] кратковременные вспышки жесткого рентгеновского и гамма-излучения с энергией фотонов Е>30-500 кэВ. Регистрируются также фотоны с большей энергией, что и послужило поводом для настоящей работы. Большинство всплесков имеют длительность от долей секунды до сотен секунд. Всплески приходят с космологических расстояний с равной вероятностью с разных направлений на небе. Наблюдаемый поток лежит в пределах 10"4 эрг/см2 - 10"7 эрг/см2, что соответствует, в предположении изотропного излучения, свечению 1051 -1052 эрг/с, таким образом гамма-всплески - самые яркие объекты во Вселенной. В настоящее время установлено, что большинство гамма-всплесков излучают в узком пучке, что соответствует энергии только 1051 эрг/с, что сравнимо по полной выделенной энергии со вспышками сверхновых. Гамма-всплески сопровождаются послесвечениями - низкоэнергичным длительным излучением в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах. Радиопослесвечения в некоторых случаях обнаруживается через несколько лет после всплеска. Точность в определении координат послесвечения позволяет идентифицировать вмещающую1 галактику в большинстве случаев, в которых было зарегистрировано послесвечение, и это обстоятельство позволяет определять красное смещение ъ- (0.0085 -г 4.5). Наблюдение таких вмещающих галактик свидетельствует о том, что гамма-всплески возникают в области активного звездообразования. Наиболее полно объясняющей наблюдаемые факты моделью является модель файербола. Согласно файербольной модели гамма-всплески возникают в результате рассеяния кинетической энергии ультрарелятивистского потока. Собственно гамма-всплеск возникает при внутреннем рассеянии, тогда как послесвечение является результатом взаимодействия внешней ударной волны с окружающей средой. Наиболее разработанные^ файербольные модели гамма

1 Здесь используется термин «вмещающая галактика», соответствующий «host galaxy» в англоязычных источниках и «хозяйская галактика», «родительская галактика» в некоторых русскоязычных источниках. всплесков предсказывают гамма-излучение в области высоких энергий, 1 Гэв - 1 ТэВ и более. Регистрация такого излучения поможет лучше понять природу и механизм гамма-всплеска, а так же условия- распространения гамма-излучения как в окружающей файербол среде, так и в космическом пространстве.

Актуальность темы. Гамма-излучение высокой энергии от гамма-всплесков предсказано современными моделями, однако до сих пор сохраняется противоречивая ситуация с его экспериментальным обнаружением. Некоторые исследователи сообщают о возможной регистрации высокоэнергичного излучения, тогда как другие лишь ставят ограничения на частоту таких событий и поток уносимой энергии. В первой главе настоящей работы приведены примеры таких результатов. В рассматриваемом в работе диапазоне энергий Еу > 10 ГэВ и 1 ТэВ < Еу < 100 ТэВ спектр гамма-всплесков наименее изучен.

Цели и задачи диссертации. Целью настоящей работы являлась разработка и апробация методов поиска транзиентов космического излучения как для произвольных направлений (поиск по небесной сфере), так и в корреляции с событиями, обнаруженными в других диапазонах энергий. По данным установок «Андырчи» и БПСТ проведен поиск гамма-всплесков в трех диапазонах энергий первичных гамма-квантов. Научная новизна.

Был разработан и опробован метод поиска транзиентов интенсивности космического излучения в широком диапазоне энергий и длительностей. На установке БПСТ впервые проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков по вторичным мюонам.

На установке «Андырчи» проведен комплексный поиск гамма-всплесков по широким атмосферным ливням и одиночной компоненте.

Научная и практическая ценность.

Полученные в работе ограничения на поток энергии, уносимой высокоэнергичными гамма-квантами в гамма-всплесках, вносят большой вклад в понимание природы этого явления. Основные положения, выносимые на защиту.

Разработан метод поиска транзиентов гамма-излучения в широком диапазоне энергий и длительностей. На установках БНО «Андырчи» и БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков:

1. На установке «Андырчи» по темпу счета одиночных частиц установлены ограничение на частоту всплесков с Еу > 10 ГэВ и ограничение на поток энергии для событий, зарегистрированных на спутниках.

2. На установке БПСТ по регистрации мюонов установлены ограничения на частоту всплесков с Еу > 1 ТэВ и ограничение на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках.

3. На установке «Андырчи» по ливневым событиям установлены ограничение на частоту всплесков с Еу > 80 ТэВ и ограничение на поток энергии для событий BATSE.

Апробация работы и публикации.

Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на Международной конференции по космическим лучам в Германии (Гамбург 2001), на Международной конференции АСТРОЭКО-2002 (Терскол 2002), на Международной конференции по гамма-всплескам в Италии (Рим 2002), на Баксанской международной школе "Космология и частицы" (Нейтрино 2003, 2005), на Всероссийской конференции по космическим лучам (Москва 2004). Всего по теме диссертации опубликовано 4 научные работы. Объем и структура диссертации.

Диссертация изложена на 100 страницах, включая 40 рисунков, 4 таблицы и список литературы, содержащий 107 наименований. Она состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы

Заключение.

На установке «Андырчи» Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований РАН на глубине атмосферы 800 г/см2 проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков. Поиск проводился по темпу счета одиночной компоненты ШАЛ с пороговой энергией первичного гамма-кванта Е^Ю ГэВ. Поиск проводился как по всему полю зрения установки (т.е. без привязки к зарегистрированным событиям) так и в корреляции по времени с гамма-всплесками, локализованными на космических аппаратах. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями At=(l-50) секунд и, соответственно, потоками энергии W(At)>5.6-10"3 эрг/см2 в полосе склонений 10° < 5 < 70° : nljm=1.5-10"8 с"1 на 90% доверительном уровне и ограничение на поток энергии для событий, зарегистрированных на спутниках Wmax=(6.5xl0'4 - 0.15) эрг/см , большой разброс значений объясняется различием в зенитных углах и длительности всплесков.

На установке БПСТ проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения от гамма-всплесков. Поиск проводился по регистрации вторичных мюонов UIAJI с пороговой энергией первичного гамма-кванта Ey > 0.5 ТэВ. Поиск проводился как по всему полю зрения установки, так и в корреляции по времени и направлению с гамма-всплесками, локализованными на космических аппаратах. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями At=(l-10) секунд и, соответственно, потоками энергии W>(5-10'3 - 1.9-10'2) эрг/см2 : Пн^-Ю"4 - МО"7) с"1 на уровне 3-х стандартных отклонений и ограничения на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках Wmax=(7.6-10"3^1.8-10"2) эрг/см2.

На установке «Андырчи» также проведен поиск высокоэнергичного гамма-излучения по регистрации ШАЛ с пороговой энергией первичного гамма-кванта Еу > 60 ТэВ. Поиск проводился как по всему полю зрения установки, так и в корреляции по времени и направлению с событиями BATSE. По результатам поиска установлены ограничения на частоту всплесков с длительностями At=(l-10) секунд и,

Л С Л соответственно, потоками энергии W>(4-10 - 2.5-10" ) эрг/см : «linFC-lO-4 - 5-10"8) с"1 на уровне 3-х стандартных отклонений и ограничения на поток энергии для всплесков, зарегистрированных на спутниках Wmax=(2.5T0"6 -г 5-Ю"5) эрг/см2.

В заключении автор выражает глубокую благодарность научным руководителям А.С.Лидванскому и В.Б.Петкову, а также всему коллективу лаборатории ПСТ Баксанской нейтринной обсерватории, особенно С.Н.Карпову за плодотворные обсуждения. Автор считает своим долгом отметить неоценимый вклад в создание установок БПСТ и «Андырчи» А.Е.Чудакова и А.В.Воеводского, а также положившего начало настоящей работы В.Я.Поддубного.

1. Постнов К.А., Космические гамма-всплески. УФЫ, т. 169, № 5, стр. 545-558 (1999)

2. Klebesadel R.W. et al., Observations of Gamma-Ray Bursts of Cosmic Origin, The Astrophysical Journal, vol. 182, p. L85 (1973)

3. Лучков Б.И. и др., О природе космических гамма-всплесков. УФН т. 166 (7) с. 743-762 (1996).

4. Курт В. Г. Экспериментальные методы изучения космических гамма-всплесков (1998) СОЖ, № 6, с. 71-76.

5. Е. Mazets, S. Golenetskii, Observations of Cosmic Gamma-Ray Bursts. Astrophysics and Space Physics Reviews v. 6, p. 283, 1988.

6. Мазец Е.П., Голенецкий C.B., Астрофизика и космическая физика, сб. стат. под ред. Сюняева Р.А., М.: Наука. 1982. с. 216

7. Е. Mazets, S. Golenetskii, Recent results from the gamma-ray burst studies in the KONUS experiment. Astrophysics and Space Science, vol. 75, no. 1, Mar. 1981, p. 47-81.

8. Harmon B.A., et al, 2004, The Burst and Transient Source Experiment (BATSE) Earth Occultation Catalog of Low-Energy Gamma-Ray Sources. The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 154, Issue 2, pp. 585-622.

9. Brian Jones, 2002, A Search for Gamma-Ray Bursts and Pulsars, and the Application of Kalman Filters to Gamma-Ray Reconstruction , Stanford University Ph.D. dissertation from 1998, (astro-ph/0202088)

10. Kanbach G., Overview of recent results from EGRET.(1996), Memorie della Societa Astronomia Italiana, Vol. 67, p. 16111. http://gcn.gsfc.nasa.gov/sax.html

11. Lamb D.Q., et al., Highlights of the HETE-2 Mission. (2003), astro-ph/031041413. http://www.ssl.berkelev.edu/ipn3.14. http://www.gsfc.nasa.gov/docs/gamcosray/legr/bacodine/gcn main.html15. http://swift.gsfc.nasa.gov

12. Gehrels N., et al, 2004, The Swift Gamma-Ray Burst Mission. Gamma-Ray Bursts: 30 Years of Discovery: Gamma-Ray Burst Symposium. AIP Conference Proceedings, Vol. 727 p.637-641. (astro-ph/0405233)

13. Lichti G.G., et al, Measurements of Gamma-Ray Bursts with Glast. (2004), Baltic Astronomy, Vol. 13, pp. 311-316.

14. Castellina A. et al., Nuovo Cimento vol.24 C, N.4-5 Oct. 2001

15. Dingus В .L. et al., EGRET observation of GeV emission from gamma-ray bursts. Proc. 25th ICRC. Durban. 1997. v. 3, p. 29.

16. Castellina A. et al., Search for GeV gamma ray bursts at Mount Chacaltaya Proc. of 27th ICRC 2001, Hamburg, p. 2735.

17. Amenomori M., et al., Search for 10 TeVy-ray burts with the Tibet air shower array Proc. of 24th ICRC, p. 92, (1995).

18. Amenomori M., et al., Search for 10 TeV burst-like events coincident with the BATSE bursts using the Tibet air shower array. Astronomy and Astrophysics, v.311, p.919-926, (1996).

19. Morales M., A search for TeV gamma-ray burst emission with the Milagro Observatory. (2002), thesis, astro-ph/022704

20. Smith A.J., A search for bursts of TeV gamma rays with Milagro. Proc. 27th ICRC, Hamburg, p. 2731 (2001)

21. Atkins R., et al., Evidence for TEV Emission from GRB 970417A. (2000), The Astrophysical Journal, Volume 533, Issue 2, pp. LI 19-L122.

22. Poirier J., et al, Search for sub-TeV gamma rays in coincidence with gamma ray bursts. (2003) Physical Review D, vol. 67, Issue 4, id. 042001

23. Poirier J., et al, A Proportional Wire Chamber Array: GRAND's Status 2003b, astro-ph/0306371

24. Aglietta M., et al, Search for Gamma-Ray Bursts at Photon Energies E>=10 GeV and E >= 80 TeV. Astrophysical Journal v.469, p.305 (1996).

25. Mukherjee S. et.al., Three Types of Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 508, Issue 1, pp. 314-327. (1998).

26. Kouveliotou C., et al., Identification of two classes of gamma-ray bursts. (1993), Astrophysical Journal, Part 2 Letters, vol. 413, no. 2, p. L101-L104.

27. Nakar E., and Piran Т., Temporal properties of short gamma-ray bursts Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 330, Issue 4, pp. 920-926.

28. Horvath I., A Third Class of Gamma-Ray Bursts? The Astrophysical Journal, Volume 508, Issue 2, pp. 757-759. (1998)

29. Hakkila J., et. al., 2000, Gamma-Ray Burst Class Properties, The Astrophysical Journal, Volume 538, Issue 1, pp. 165-180.

30. Zhang В., Meszaros P., Gamma-Ray Bursts: Progress, Problems & Prospects. Int.J.Mod.Phys. A19 (2004) 2385-2472 (astro-ph/0311321).

31. Fenimore E.E., and Ramirez-Ruiz E., Cosmic gamma-ray Bursts as a Probe of Star Formation History , (2001), AIP Conference Proceedings, Vol. 555. Melville, NY: American Institute of Physics, 2001, p.457

32. Band D. et al., BATSE observations of gamma-ray burst spectra. I -Spectral diversity, Astrophys.J., 1993, vol. 413, p. 281-292

33. Piran T.A., The Physics of Gamma-Ray Bursts. (2004), Rev.Mod.Phys. v.76, pp.1143-1210.

34. Preece et al., BATSE gamma-ray burst spectral catalog. I. (2000), The Astrophysical Journal Supp., v. 126, p. 19.

35. Atkins R., et al., The High-Energy Gamma-Ray Fluence and Energy Spectrum ofGRB 970417a From Observations With Milagrito, AstrophysJ., 583 (2003), 824-832.

36. W. Coburn and S. E. Boggs, Polarization of the prompt gamma-ray emission from the gamma-ray burst of 6 December 2002. Nature, Volume 423, Issue 6938, pp. 415-417 (2003).

37. D. A. Frail et al. GCN notice 2280 (2003)

38. Meegan C.A., et. al., Spatial distribution of gamma-ray bursts observed by BATSE. Nature, vol. 355, Jan. 9, 1992, p. 143-145.

39. Katz J.I., The Long and the Short of Gamma-Ray Bursts. (1996), The Astrophysical Journal v.471, p.915

40. Schmidt M., Luminosities and Space Densities of Short Gamma-Ray Bursts. (2001), The Astrophysical Journal, Volume 559, Issue 2, pp. L79-L82.

41. Guetta D., and Piran Т., (2003), The Luminosity and Angular Distributions of Long GRBs (astro-ph/0311488)

42. Frail D.A., et al., The radio afterglow from the gamma-ray burst of 8 May 1997, Nature, 389, 261-263 (1997)

43. Price P., et al., The bright optical afterglow of the nearby gamma-ray burst of 29 March 2003. Nature, Volume 423, Issue 6942, pp. 844-847 (2003).

44. Fruchter, et al. 1999, The Fading Optical Counterpart ofGRB 970228, 6 Months and 1 Year Later, The Astrophysical Journal, Volume 516, Issue 2, pp. 683-692.

45. Lamb D.Q.,& Reichart D.E., Gamma-Ray Bursts as a Probe of the Very High Redshift Universe. (2000), The Astrophysical Journal, vol. 536, Issue l,pp. 1-18.

46. Antonelli L.A.,et al., Discovery of a Redshifted Iron К Line in the X-Ray Afterglow ofGRB 000214. (2000), The Astrophysical Journal, Volume 545, Issue l,pp. L39-L42.

47. Djorgovski S.G., et al., The Afterglow and the Host Galaxy of the Dark Burst GRB 970828, (2001), The Astrophysical Journal, vol. 562, Issue 2, pp. 654-663.

48. Piran T.A.,1993, Limits on the Primordial Fluctuation Spectrum Void Sizes and Anisotropy of the Cosmic Microwave Background Radiation. R.A.S. Monthly Notices v.265, no. 3/Decl, p. 681, 1993

49. Stanek K. Z., Gamma-Ray Bursts in the SALT/Swift Era: GRB/SN Connection, (2004), astro-ph/0411361

50. Bloom J. S., The case for late-time optical bumps in GRB afterglows as a supernova signature, (2003), in Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era, ed.M. Feroci et al. (astro-ph/0303478).

51. Galama T. J., et al., An unusual supernova in the error box of the gamma-ray burst of 25 April 1998. Nature, 395, 670-672 (1998)

52. Garnavich P. M., et al., Discovery of the Low-Redshift Optical Afterglow of GRB 011121 and Its Progenitor Supernova SN 200Ike, 2003a, The Astrophysical Journal, Volume 582, Issue 2, pp. 924-932.

53. Bloom, J. S., et al., Detection of a Supernova Signature Associated with GRB 011121, (2002), The Astrophysical Journal, vol. 572, Issue 1, pp. L45-L49.

54. Greiner J., et al., (2003), GCN Circ. 2020.

55. Matheson, Т., et al. (2003), GCN Circ. 2107

56. Garnavich P. M., et al., GRB 030329. IAU Circ., 8108, 2 (2003)

57. Stanek K. Z., et al., Spectroscopic Discovery of the Supernova 2003dh Associated with GRB 030329. (2003), The Astrophysical Journal, vol. 591, Issue l,pp. L17-L20.

58. Kawabata K. S., et al., On the Spectrum and Spectropolarimetry of Type 1c Hypernova SN2003dh/GRB 030329. (2003), The Astrophysical Journal, vol. 593, Issue 1, pp. L19-L22.

59. Hjorth, J., et al., A very energetic supernova associated with the gamma-ray burst of 29 March 2003, Nature, Volume 423, Issue 6942, pp. 847-850 (2003).

60. Malesani D., et al., SN 2003lw and GRB 031203: A Bright Supernova for a Faint Gamma-Ray Burst. The Astrophysical Journal, vol. 609, Issue 1, pp. L5-L8. (2004).

61. Bisnovatyi-Kogan G.S., Physical Limits of Different Models of Cosmic Gamma-Ray Bursts, (2004), astro-ph/0401369

62. Rees M. J. & M'esz'aros, P. Relativistic fireballs Energy conversion and time-scales. Royal Astronomical Society, Monthly Notices (ISSN 0035-8711), vol. 258, no. 2, Sept. 15, 1992, p. 41P-43P.

63. De R'ujula A., GRBs in the cannonball model: an overview, (2002) ,astro-ph/0207033.

64. Ruffert M., Janka H.-Th., Gamma-ray bursts from accreting black holes in neutron star mergers. Astronomy and Astrophysics, v.344, p.573-606 (1999)

65. Paczynski В., Are Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions? Astrophysical Journal Letters v.494, p.L45, (1998)

66. Bisnovatyi-Kogan G.S., 1971, Sov.Astron., 14, 652

67. Matheson Т., The Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts. (2004), astro-ph/041066874. van Putten M.H.P.M., Gamma-ray bursts: L1GO//V1RGO sources of gravitational radiation. Physics Reports, vol. 345, Issue 1, p. 1-59.(2001)

68. Ruffini R., et al., On the pair-electromagnetic pulse from an electromagnetic black hole surrounded by a baryonic remnant. Astronomy and Astrophysics, v.359, p.855-864 (2000).

69. Blandford R.D., Znajek R.L., Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes. Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 179, May 1977, p. 433-456.

70. Postnov К.A., Gamma-ray Bursts and Hypernovae, (2004), astro-ph/0409755

71. Meszaros P., et al., Spectral properties of blast-wave models of gamma-ray burst sources. Astrophysical Journal, Part 1, vol. 432, no. 1, p. 181-193 (1994)

72. Papathanassiou H., Meszaros P., Spectra of Unsteady Wind Models of Gamma-Ray Bursts Astrophysical Journal Letters v.471, p.L91 (1996)

73. Hurley K. et al., Detection of a Gamma-Ray Burst of Very Long Duration and Very High Energy. Nature v.372, no.6507/decl5, p. 652, (1994).

74. Zhang В., Meszaros P., High-Energy Spectral Components in Gamma-Ray Burst Afterglows. The Astrophysical Journal, vol. 559, Issue 1, pp. 110-122. (2001).

75. Sari R., Esin A. A., On the Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows. The Astrophysical Journal, Volume 548, Issue 2, pp. 787-799. (2001)

76. Derishev E. V., et al., Physical parameters and emission mechanism in gamma-ray bursts, Astronomy and Astrophysics, v.372, p. 1071-1077 (2001).

77. Bottcher M., Dermer C. D, High-energy Gamma Rays from Ultra-high-energy Cosmic-Ray Protons in Gamma-Ray Bursts, (1998), Astrophysical Journal Letters v.499, p.L131

78. Totani Т., Very Strong TeV Emission as Gamma-Ray Burst Afterglows. (1998). Astrophysical Journal Letters v.502, p.L13.

79. Fragile P. C. et al., Constraints on Models for TeV Gamma Rays from Gamma-Ray Bursts, Astropart.Phys., vol. 20, (2004), pp. 591-607, (astro-ph/0206383)

80. Waxman Eli, High-Energy Particles from gamma-Ray Bursts, Physics and Astrophysics of Ultra-High-Energy Cosmic Rays, Edited by M. Lemoine, G. Sigl, Lecture Notes in Physics, vol. 576, p. 122,(2001).

81. Derishev, E. V. et al. The Neutron Component in Fireballs of Gamma-Ray Bursts: Dynamics and Observable Imprints, The Astrophysical Journal, Volume 521, Issue 2, pp. 640-649. (1999).

82. Bahcall JN, M'esz'aros P, 5-10 GeV Neutrinos from Gamma-Ray Burst Fireballs. Physical Review Letters, Volume 85, Issue 7, August 14, 2000, pp.1362-1365.

83. LithwickY., Sari R., Lower Limits on Lorentz Factors in Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal, Volume 555, Issue 1, pp. 540-545. (2001).

84. Stecker F.W. and de Jager O.C. Absorption of very high energy gamma-rays by intergalactic infrared radiation: A new determination. Astronomy and Astrophysics, v.334, p.L85-L87 (1998).

85. Alexeev E.N. et al., The EAS array above the Baksan underground scintillation telescope. Proc. 23rd ICRC, 2,474, Calgary 1993.

86. Alexeev E.N. et al., Preprint INR 854/94, Moscow 1994.

87. Алексеев E.H., и др., Известия АН СССР, сер. физ., т.44, в.З, с.609, 1980.

88. Алексеев Е.Н., дисс. доктора физ.-мат. наук, Москва, ИЯИ, 1991.

89. Михеев С.П., дисс. доктора физ.-мат. наук, Москва, ИЯИ,1983.

90. Воеводский А.В., дисс. доктора физ.-мат. наук, Москва, ИЯИ, 1993.

91. Воеводский А.В. и др., Известия РАН, сер. физ., т.58, в. 12, стр. 127130,1994.

92. Новосельцев Ю.Ф., дисс. доктора физ.-мат. наук, Москва, ИЯИ, 2003.

93. Карпов С.Н., Закидышев В.Н., Кинематика и физика небесных тел, 2003, №4,с. 121-126.

94. Воеводский А.В. и др., 5-ое совещание по сцинтилляторам, Харьков, 1968, вып.5, часть 2, стр.119

95. Воеводский А.В. и др., ПТЭ, 1970,1, стр.85.

96. D. Heck, J. Knapp, J.N. Capdevielle, G. Schatz, and T. Thouw, Report FZKA 6019 (1998), Forschungszentrum Karls-ruhe;

97. Halzen F. et al., Particle physics with cosmic accelerators Physical Review D, vol. 34, Issue 7, 1 October 1986, pp.2061-2070.

98. Воеводский A.B. и др., Угловое разрешение установки «Андырчи» препринт ИЛИ 1998.

99. Gonzales М.М. et al., y-ray burst with a high-energy spectral component inconsistent with the synchrotron shock model, Nature, v. 424, p.749-751, (2003).

100. Atkins R., et al., Limits on Very High Energy Emission from Gamma-Ray Bursts with the Milagro Observatory, Astrophys.J., vol. 604 (2004) L25-L28