Ядерные гамма-линии в исследованиях астрофизических объектов Галактики и Метагалактики тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
|
Июдин, Анатолий Федорович
АВТОР
|
||||
|
доктора физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Санкт-Петербург
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
2013
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
На правах рукописи УДК £ - "
Июдин Анатолий Федорович
А
і/
Ядерные гамма-линии в исследованиях астрофизических объектов Галактики и Метагалактики
Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия
АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук
2 8 МАР 2013
Санкт-Петербург- 2013
005051057
005051057
Работа выполнена в Учреждении Научно-исследовательский институт ядерной физики имени Д.В. Скобельцына, Московского Государственного Университета имени М.В. Ломоносова
Официальные оппоненты:
Доктор физико-математических наук, профессор Бисноватый-Коган Геннадий Семенович (Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт Космических Исследований Российской академии наук, главный научный сотрудник)
Доктор физико-математических наук, профессор Быков Андрей Михайлович (Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук, заведующий лабораторией)
Доктор физико-математических наук Надежин Дмитрий Константинович (Государственный научный центр Российской Федерации - Институт Теоретической и Экспериментальной Физики, ведущий научный сотрудник)
Ведущая организация: Федеральное государственное бюджетное
учреждение науки Интитут Астрономии Российской академии наук
Защита состоится «11» апреля 2013 г. в 14.00, на заседании
Диссертационного совета Д.002.205.03. при Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук (194021, Санкт-Петербург, Политехническая ул., 26)
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Федерального государственного бюджетного учреждения науки Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук
Автореферат разослан «07» марта 2013 г.
Ученый секретарь
диссетационного совета
кандидат физико-математических наук
А.М. Красильщиков
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность темы
Ядерные гамма-лишш
Научный интерес к наблюдениям ядерных гамма-линий возник естественным образом из попыток объяснить наблюдаемую распространенность элементов их происхождением в результате термоядерного взрыва звезды завершающей свою эволюцию (Хойл 1946), а также, из-за предложенной еще на ранней стадии развития ядерной астрофизики теории объясняющей кривую блеска сверхновой звезды присутствием в выбросе сверхновой радиоактивных изотопов, энергия распада которых поддерживает светимость материала выброшенного во время взрыва в видимой области спектра. Например, в ранней публикации Бэрбидж и др. (1956) предполагали, что энергия высвобождаемая в результате распада изотопа 254Cf, имеющего период полураспада ~60 дней, достаточна чтобы объясненить кривую блеска сверхновой звезды.
Предположение что именно распад 56Со (период 77 дней), из цепи распадов 56Ni —>5бСо —»'"Fe, а не распад изотопа 254Cf, подпитывает яркость кривой блеска сверхновой было сделано в тезисах PhD диссертации Pankey (1962). Это указание было отмечено в 1969 году в статье Colgate and McKee (1969). Возможность наблюдений гамма-линий возникающих после распадов образованных в термоядерном взрыве сверхновой таких радиоактивных
56кг. 44гг.* «
изотопов как изотопы Ni и Ti, а по их интенсивности, и параметрам кривой блеска сверхновой в оптическом излучении, делать вывод как о характере взрыва сверхновой, так и о продуктах термо-ядерного синтеза во время взрыва сверхновой, впервые были рассмотрены в статье Клэйтона, Колгэйта и Фишмана (Clayton, Colgate and Fishman 1969).
В этой же работе было обращено внимание на потенциальную возможность обнаружения остатков сверхновых в нашей Галактике с помощью прибора установленного на борту спутника и имеющего чувствительность на уровне ~4х10"5 см"2с"' при регистрации гамма-линии с энергией 1.157 МэВ от цепочки распада 44Ti—> 44Sc —♦ 44Са.
Экспериментальная проверка справедливости предсказаний роли распада радиоактивного 56Ni (56Со) в поведении кривой блеска сверхновой звезды была осуществлена с помощью прямых наблюдений результатов взрыва сверхновой 1987А (SN 1987А) в Большом Магеллановом Облаке гамма-спектрометром GRS, работавшем на борту Solar Maximum Mission, и привели к регистрации гамма-линии с энергией 843±5 кэВ в спектре излучения SNI987A, с потоком на уровне (1.0±0.2) х10"3 cm'V (см. Matz et al. 1988). Вторая линия от распада 56Со, с энергией 1238 кэВ, была также зарегистрирована, но с меньшей достоверностью, с потоком величиной (6±2) х IО"4 см""с '. Интересно, что в
работах посвященных регистрации рентгеновского излучения от SN1987A (Гребенев и Сюняев 1988; Kumagai et al. 1988), было показано что раннее появление жесткого рентгеновского излучения может быть объяснено комптонизацией излучения в гамма-линиях, а также, тем что масса 5бСо в выбросе сверхновой, концентрируется в комках вещества сверхновой звезды, которые перемешаны по всему объему выброса вплоть до самых внешних слоев. Эти особенности перемешивания продуктов термоядерного синтеза при взрыве сверхновой типа SN1987A были позже объяснены с помощью довольно детального 2-мерного моделирования прохождения ударной волны от центра сверхновой до ее поверхности (Arnett, Fryxell, Mueller 1989). Наблюдения гамма-линий от взрыва сверхновой SN 1987А послужили стимулом для последующих предсказаний возможности наблюдения гамма-линий других изотопов от самой SN1987А, или от другой сверхновой, приборами COMPTEL и OSSE, установленными на борту гамма-обсерватории GRO, получившей после запуска 04 Апреля 1991 года имя Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO). Конечно, к моменту запуска CGRO потоки фотонов в линиях с энергиями 847 кэВ, 1238 кэВ и 2596 кэВ, от распада 5бСо, были уже существенно ниже порогов чувствительности приборов COMPTEL и OSSE, но регистрация линий от распада 57Со, с энергиями 122 кэВ и 136 кэВ, к моменту запуска CGRO еще оставалась актуальной задачей, и могла послужить целям определения соотношения синтезированных продуктов 57Ni/56Ni, что несет в себе информацию о плотности нейтронов в зоне термоядерного синтеза (Woosley, Pinto, Hartman 1989).
Кроме того, к моменту запуска CGRO значительно вырос интерес также к возможной регистрации как присутствия, так и количества радиоактивного изотопа 44 Ti в выбросе материала сверхновой. Этот изотоп титана должен синтезироваться примерно в той же зоне горения сверхновой что и изотопы никеля, но его количество выносимое наружу взрывной волной должно сильно зависеть от положения обрезания по массе выброса (Рис. 1).
Расчеты выполненные, например, в работах Woosley, Pinto, Weaver (1988), Woosley, Pinto, and Hartmann (1989), а также Kumagai et al. (1989), для конкретного случая модели взрыва сверхновой 1987А позволили предсказать наличие около 10~4 М0 44Ti в сброшенной, эжектированной оболочке сверхновой. Этого количества 44Ti явно мало для надежной регистрации гамма-телескопами CGRO сигнала от распада этого изотопа в остатке SN1987A, как по излучению в гамма-линиях 68 кэВ и 78 кэВ от первого распада в цепочке превращений 44Ti, так и в линии 1157 кэВ от распада 44Sc в 44Са*, с последующим переходом 44Са* из возбужденного в основное состояние.
Действительно, для расстояния Большого Магелланового Облака от Земли порядка 55 кис, поток фотонов в гамма-линии с энергией 1157 кэВ, от распада 10"4 М0 44Ti в оболочке сверхновой, ожидается на уровне 4х10"6 фотонов/см2 с, что существенно ниже минимально регистрируемых потоков от точечного
источника в этих гамма-линиях для приборов ОЗЭЕ и СОМРТЕЬ. Более обнадеживающими были предсказания о возможности зарегистрировать гамма-
44гг.-
линию от распада 11 от еще неизвестного, т.е. не зарегистрированного молодого остатка сверхновой в нашей Галактике, с возрастом ~ 100 лет.
_J—I_I_L
2.2 2.4 2.6 Interior Mass
Рис. 1. Положение ожидаемого обрезания по массе выброса во взрыве сверхновой 11-типа, в результате эволюции пред-сверхновой с массой в 25 М0 (courtesy Hoffman 1996).
В случае образования =Ю~4 М„ изотопа 4<1Ti во взрыве одной сверхновой, при расстоянии от остатка сверхновой до солнечной системы в d килопарсек, можно ожидать поток в гамма-линии с энергией l. 157 МэВ на уровне:
Fu57 ~ 1.4 х 10 2 ехр(-1/х44) I/cf (кис) (М44/10~4 М0) фот. см~2с' [1].
Поэтому, для молодого остатка сверхновой в районе центра Галактики, т.е. на расстоянии с/~8 кпс от Солнца, можно ожидать потока на уровне 2х10"5 см"2 с"' или более в линии с энергией 1.157 МэВ, в случае если возраст этого остатка равен или меньше 160 лет. Единственно существенной неопределенностью на период начала работы обсерватории CGRO для оценки возможности регистрации линии с энергией 1.157 МэВ от распада изотопа титана, была величина времени жизни радиоактивного 11 измеренная к тому времени экспериментально.
Известная на период 1991-92 гг. величина времени полураспада этого изотопа варьировалась по результатам измерений разных авторов от минимальной величины 46.4 лет до 67 лет, см. работы Alburger, Harbottle (1990); Frekers et al. (1983), Wing, Wahlgren, Stevens, Orlandini (1965). Различие величин времени
полураспада изотопа 44Ti на период 1991-92 гг. приводит к вариации коэффициента 1.4x10"2 в выражения [1] на уровне 30%.
Довольно очевидно, что открытие одного, или нескольких, молодых остатков сверхновых в Галактике предоставит уникальную возможность исследования взаимодействия сверхновой с окружающей средой на ранних этапах эволюции остатка. Такая возможность, кстати, в действительности реализовалась для молодого, галактического остатка сверхновой RX J0852.0-4622, известного также под именем Vela Junior (Vela Jr.).
В принципе наблюдения новых молодых остатков сверхновых по их излучению в линии радиоактивного 44Ti, могут дать независимую оценку частоты взрывов сверхновых в нашей Галактике, которые не наблюдались в оптике уже более 400 лет. Наблюдения излучения в гамма-линиях от рапада изотопа 44Ti также важны и для теории ядерного синтеза, так как позволяют уточнить влияние асимметрии взрыва сверхновой на обрезание массы компактного остатка коллапсирующей сверхновой, а также и на количество образующегося при этом изотопа 44Ti. Вообще говоря, выявление механизма взрыва сверхновой при коллапсе ядра звезды - это проблема, которая обсуждается теоретиками уже несколько десятилетий. Укажем три возможных способа взрыва: 1) взрыв под действием нейтринного излучения; 2) магнито-ротационный механизм взрыва сверхновой (см. Бисноватый-Коган (1989), с.38); 3) слияние и взрыв нейтронных звезд. Все эти механизмы в той или иной мере сопряжены с асимметрией.
На сегодня существует довольно много наблюдательных указаний на то, что взрывы сверхновых действительно асимметричны, в частности по наблюдениям сверхновых SN 1987А , SN 1997Х, SN 2008ах и остатка сверхновой Кассиопея A (Cas А).
Известно также, что многие нейтронные звезды в остатках сверхновых, по результатам наблюдений разнесенных во времени, движутся со скоростями до 1000 км/с. Большой импульс, соответствующий этой скорости перемещения нейтронной звезды, пульсара, скорее всего, связан с асимметрией взрыва. Трехмерные изображения остатка Cas А показывают, что распределения кальция, серы и кислорода несимметричны относительно направления к наблюдателю. Простые сферические оболочки не наблюдаются. Компактный, звездный остаток от взрыва сверхновой в Кассиопее А, как и многие другие подобные остатки, имеет системную скорость движения относительно локальной межзвездной среды достигающую 350 км/с. Все эти наблюдаемые проявления асимметрии должны быть связаны с асимметричным истечением вещества в пред-сверхновых, которые заканчивают свою жизнь взрывами типа взрыва сверхновой в Cas А, или асимметричными взрывами в конце эволюции пред-сверхновых звезд типа Вольф-Райе.
Последние рентгеновские наблюдения Cas А, выполненные приборами на спутнике Chandra, показывают, что сгустки выброса богатые железом, находятся в более удаленных от центра остатка слоях, чем слои вещества обогащенные кремнием.
1000 2000 3000 «ООО 5000 6000
Days after explosion
Рис. 2. Кривая болометрической светимости сверхновой SN1987A, и вклад в эту светимость обусловленный энергией распадов различных радиоактивных изотопов образованных в результате взрыва сверхновой (Motizuki and Kumagai 2004).
Подобные выбросы в виде сгустков за пределами основной оболочки наблюдались также спутником ROSAT для остатка Vela SNR. Связанные с этими «пулями» остатка Vela SNR радиоизлучающие ударные волны говорят о большой скорости вылета этих сгустков при взрыве сверхновой. Приведенные факты указывают на существование механизма перемешивания тяжелых продуктов нуклеосинтеза при взрыве сверхновой с асимметричным выносом этих продуктов во внешние слои оболочки сверхновой.
Второй, интересный, иссследованный в данной работе изотоп 22Na, был предложен для гамма-астрономических наблюдений в работе Клэйтона и Хойла (Clayton, Hoyle 1974), поскольку эти и другие теоретики предсказывали большую частоту вспышек классических новых в районе галактического центра, с количествами суммарно выброшенного радиоактивного 22Na достаточного для наблюдений гамма-линии от 22Na в течение нескольких лет. В самом деле, ожидаемая частота вспышек новых в центре галактики, и время жизни изотопа 22Na около 3.75 лет, позволяли надеяться что накопленного в области центра галактики изотопа 22Na, будет более чем достаточно для его уверенной регистрации. Эта надежда была еще более подогрета открытием особого класса
классических новых в которых белый карлик оказался значительно обогащенным изотопом 20Ne, так называемые быстрые кислородно-неоновые новые (Law, Ritter 1982; Livio, Truran 1994).
Изотоп 22Na образуется также и во взрыве сверхновой. Масса 22Na образующегося во взрыве сверхновой II типа была также оценена в ряде работ, а также и поток в линии 1.275 МэВ от распада 22Na для коллапсирующей сверхновой в нашей Галактике.
Например, Woosley, Pinto, Hartman (1989) оценили массу Na в 2x10-6 И, синтезируемого в той же зоне неоновой оболочки сверхновой что и радиоактивный 26А1, который был зарегистрирован экспериментом НЕАО-3 (Mahoney et al. 1984). В случае вспышки такой сверхновой в нашей Галактике можно зарегистрировать поток излучения в гамма-линии 1.275 МэВ от распада 22Na величиной порядка:
FL27S ~ 8.0 х 10'3 exp(-t / 3.75 лет) 1/d2 (кпс) (М22/Ю6 М„) фот. см2 с' [2].
Хотя такой величины потока еще недостаточно чтобы уверенно регистрировать линию от сверхновой в Магеллановом Облаке, но достаточно для того чтобы зарегистрировать гамма-линию с энергией 1.275 МэВ от сверхновой в любой точке нашей Галактики, которая вспыхнула не более чем за 10 лет до наблюдений этой гамма-линии от точечного источника.
Современные астрофизические исследования в гамма-диапазоне электромагнитного излучения позволяют получить уникальные данные как об относительно близких, т.е. галактических, так и об очень отдаленных, метагалактических, космологических объектах, и возможно также о событиях происходивших в ранней Вселенной, в период зарождения звезд и галактик. Детальное изучение как галактических, так и внегалактических астрофизических источников возможно с использованием гамма-излучения МэВ-ного диапазона энергий, которое благодаря своему относительно малому сечению поглощения в межзвездной и межгалактической среде, может регистрироваться от объектов, которые находятся за оптически толстыми газо-пылевыми образованиями, не пропускающими прямое оптическое, радио или рентгеновское излучение.
Вместе с тем, даже гамма-излучение все таки поглощается веществом земной атмосферы, что вынуждает исследователей выносить аппаратуру за пределы земной атмосферы при проведении наблюдений в этом диапазоне электромагнитного излучения.
После запуска специализированных спутников, обсерваторий от многих астрофизических объектов, таких как: пульсары, ядра активных галактик, квазары, активные области на Солнце, и т.д., было зарегистрировано мощное гамма-излучение. Наблюдения в гамма-диапазоне привели к ряду неожиданных результатов. Среди них следует отметить открытие мощных всплесков космического гамма-излучения с энергией фотонов от 0,1 МэВ до нескольких
десятков ГэВ, а также открытие галактических дискретных источников как с Е > 100 МэВ (Hartman et al. 1996), так и с 1 МэВ < Е < 30 МэВ (Schoenfelder et al. 2001).
Диапазон гамма-излучения очень широк, и его принято условно делить на несколько участков, каждый из которых использует свою, характерную методику наблюдений, а именно: область мягкого гамма-излучения с Е = 0,1 - 5 МэВ, область промежуточных энергий с Е = 5 - 50 МэВ, область жесткого гамма-излучения с Е = 50 МэВ - 10 ГэВ, и область гамма-излучения сверхвысоких энергий с Е > 10 ГэВ.
Область линейчатого гамма-излучения попадает в область мягкого излучения и излучения с промежуточными энергиями, потому что нам известны как гамма-линия с энергией 122 кэВ от распада радиоактивного изотопа 57Со, так и линия с энергией 15.1 МэВ излучаемая ядрами возбужденного 12С* при переходе в основное состояние.
Энергии фотонов гамма-линий резонансного поглощения занимают область несколько более высоких энергий, простираясь от энергии ~4 МэВ для дейтерия, до 25 МэВ для ядер 4Не и других, более тяжелых чем гелий ядер, т.е. энергий характерных для процесса поглощения фотонов в результате гигантского дипольного резонанса на том или ином ядре. В то же время поглощение гамма-фотонов путем образования дельта-избарного резонанса происходит при энергии - 325 МэВ, как в случае поглощения фотона отдельным нуклоном, так и для поглощения фотона ядром, состоящим из двух и более нуклонов.
Таким образом, ядерные гамма-линии несут в себе важную информацию о составе и эволюции межзвездной и межгалактической среды, а тем самым о структуре и эволюции Вселенной. Так как гамма-излучение, в том числе и в линиях, обладает высокой проникающей способностью, оно может быть использовано для получения информации о процессах происходящих в чрезвычайно удаленных областях Вселенной. Из самых далеких наблюдаемых гамма-источников можно отметить гамма-всплески, галактики и квазары, см., например, обзорную статью Fan, RA&A, vol.12, p. 865 (2012).
Анализ спектров гамма-линий поглощения позволяет получить информацию о красном смещении неопознанных далеких источников гамма-излучения, удаленных от нас на космологические расстояния, помогая таким образом их последующей идентификации в других длинах волн, а также позволяя выяснить природу физических процессов, происходящих в подобных источниках, в том числе и на стадии вспышечной активности ядер активных галактик, в частности блазаров. Эта методика может быть использована также и для определения красного смещения гамма-всплесков по спектру их гамма-излучения.
Цель работы
Целью работы является:
1) - последовательное исследование линейчатого гамма-излучения от астрофизических объектов путем целенаправленных и обзорных наблюдений потенциальных галактических и метагалактических источников гамма-излучения.
2) - анализ физических характеристик астрофизических объектов, таких как молодые остатки сверхновых, классические новые, используя параметры характерных гамма-линий от распадов изотопов, ключевых для понимания физики процесса образования, и переноса этих изотопов, синтезированных во взрывном нуклеосинтезе объекта исследования, как в процессе взрыва, так и после его завершения, т.е. на стадии эволюции остатка взорвавшегося объекта, например, новой или сверхновой звезды. Анализ смещения гамма-линии, ее уширения и изменение формы линии, позволяет получить дополнительную информацию о свойствах объекта, например, о скорости расширения оболочки сверхновой, или об асимметрии взрыва сверхновой.
3) - проверить экспериментально возможность получения информации о красном смещении и о свойствах среды окружающей ядра активных галактик, путем анализа информации о характерных гамма-линиях, в том числе и линий поглощения.
Научная новизна работы
В представленной работе впервые произведено надежное, позже подтвержденное многими другими приборами, детектирование линии 1.157 МэВ излучения изотопа '"Ti от молодого остатка сверхновой в нашей Галактике, а именно от Кассиопеи-A (возраст на сегодня около 330 лет). Также впервые линия 1.157 МэВ была использована для обнаружения ранее не известного молодого остатка сверхновой в Галактике RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642, позже получившего название Vela Junior.
Впервые форма линии 1.157 МэВ использована для получения информации об асимметричном характере взрыва сверхновой в которой родился остаток Кассиопея А, а также и для взрыва сверхновой образовавшей остаток Vela Jr. Впервые построены карты Галактики в линиях 1.157 МэВ и 1.275. Показано существование выделенного избытка излучения в линии 1.275 МэВ от галактического бадджа, которое объяснено совокупным излучением изотопа 22Ne, возбужденного галактическими космическими лучами с характерной энергией 30-100 МэВ/нуклон.
Впервые зарегистрировано излучение в линии 1.275 МэВ от медленной классической новой Новая Кассиопеи 1995 г., что ставит новые вопросы перед современной моделью эволюции двойных систем классических новых. Впервые предложена и опробована методика применения гамма-линий резонансного поглощения для определения красного смещения объектов
обладающих струеподобными релятивисткими выбросами вещества, для определения оптической толщи на пути гамма-излучения от подобных объектов, и оценки металличности окружающей эти объекты среды.
Практическая значимость работы
Впервые диссертантом был разработан и применен метод анализа спектральной плотности излучения в струях (джетах) от источников гамма-излучения для получения оценки их красного смещения, что очень важно для последующей спектральной идентификации неопознанных источников гамма-излучения.
Результаты данной работы по исследованию излучения в гамма-линиях были использованы для обоснования активно работающей в настоящее время обсерватории ЕКА «INTEGRAL», для недавно запущенного эксперимента NuSTAR, для обоснования планируемых, или планировавшихся, к запуску в ближайшие годы экспериментов NeXT, ASTRO-H и Simbol-X, а также и многих других, еще не запущенных экспериментов в области гамма-астрономии, таких как ACT, DUAL, ГРОМ, CAPSiTT и др..
Полученные в данной работе результаты были использованы, а также могут быть использованы и в будущем для разработки экспериментальных методов поиска и диагностики физического состояния, возраста остатков сверхновых в нашей Галактике, а при существенном улучшении чувствительности гамма-телескопов к МэВ-ному гамма-излучению, и для регистрации сверхновых в ближайшей Метагалактике. В то же время применение методики регистрации гамма-линий резонансного поглощения позволит исследовать этапы эволюции ранней Вселенной.
Достоверность результатов
Достоверность экспериментальных результатов, полученных в диссертации, подтверждается сравнением с данными других,как более поздних космических экспериментов, в том числе: PDS (Beppo-SAX), HEXTE (RXTE), IBIS([SGR[) INTEGRAL, ASCA, XMM-Newton, Chandra, так и одновременными измерениями приборов EGRET CGRO, OSSE CGRO, и др., где такие данные имеются.
Апробация работы
Перечисленные выше результаты докладывались на многочисленных конференциях у нас в стране и за рубежом ( всего около 100 докладов). Автор работы являлся приглашенным докладчиком на 20 международных конференциях и симпозиумах.
А именно:
на Международной Конференции по Ядерной Физике 1998 г. , г. Париж, Франция; на Втором Комптоновском Симпозиуме в 1993 г., Мэриленд, США; на Пятом Комптоновском Симпозиуме в Портсмуте, США, в 1999 г.; на симпозиуме «Gamma-Ray Astrophysics - 2001» в г. Балтимор, США, в 2001 г.; на Международном симпозиуме в Йокогаме «New Century of X-ray astronomy» 2001 г.; Международном симпозиуме «Gamma-Ray Bursts; Prospects for GLAST» в Стокгольме, 2006 г.; на секции Генеральной ассамблеи Международного Астрономического Общества в Рио-де-Жанейро, 2009 г.; на Втором Международном Симпозиуме по «Гамма-Астрономии Сверхвысокой Энергии», 2004 г., Гейдельберг, Германия; на Астрофизическом Симпозиуме Европейской Южной Обсерватории «Relativistic Astrophysics and Cosmology - Einstein's Legacy» 2005 г., Мюнхен, Германия.
Отдельные результаты работы докладывались также: на Всероссийских астрофизических конференциях «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра, 2003, 2005 и 2006 гг.; на объединенном митинге Европейского и Национального астрономических обществ 1997 г., г. Тессалоники, Греция; на Коллоквиуме № 158 «Cataclysmic variables and related objects» Международного Астрономического Общества, состоявшемся в 1995 в г. Киель, Великобритания; на 2-ом, 3-ем, 4-ом, и 5-ом симпозиумах по проекту ИНТЕГРАЛ состоявшихся в 1997, г. Ст.-Мало, Франция; в 1998, в г. Таормина, Италия; в 1999, в г. Аликанте, Испания; в 2000, в г. Мюнхен, Германия, соответственно, и, наконец, на шестом симпозиуме по проекту ИНТЕГРАЛ «The obscured Universe» состоявшемся в 2006, в г. Москва, Россия; на семи международных симпозиумах «Nuclear Astrophysics» организованных Институтом Макса-Планка по астрофизике в 2000, 2002, 2004, 2006, 2008, 2010 и в 2012 гг; на международных симпозиумах по теме «Astronomy with Radioactivities» проводимых в 1999, 2001 гг.; в рамках Workshop within the Munich Cluster of Excellence "Origin and Evolution of the Universe" в 2009 г.; на международном симпозиуме «Baryons in Dark Matter Halos» состоявшемся в 2004 г. в г. Новиград, Хорватия;
Результаты работы также докладывались и обсуждались на семинарах ИНАСАН, НИИЯФ МГУ, ФИАН, ФТИ имени А.Ф. Иоффе, семинарах Институтов Макса-Планка по Астрофизике и Внеземной физики; Института Астрофизики секции Болонья (IASF-INAF) г. Болонья, Италия; на семинаре Университета Иннсбрука, г. Иннсбрук, Австрия; на семинаре факультета физики Саутгемптонского университета, г. Саутгемптон, Великобритания; на семинаре Бохумского университета, г. Бохум. Германия; на семинарах кафедры Астрономии университета Стокгольма, г. Стокгольм, Швеция; на семинарах в центрах «САКЛЕ», г. Жив-сюр-Иветт, и «ОРСЭ», г. Орсэ, Франция; на совместных семинарах Тулузского университета и Обсерватории Верхнего Прованса, г. Тулуза, Франция; на семинаре университета в г. Иена, Германия; на семинарах университета в г. Тюбинген, Германия; на семинаре
национального астрономического центра Австралии в г. Сидней, Австралия; на семинаре Токийского университета, г. Токио, и Киотского университета, г. Киото, Япония.
Результаты работы опубликованы в 54 статьях в рецензируемых журналах. Основные результаты работы цитируются в тексте диссертации. Выполненная работа поддерживалась также грантами РФФИ, стипендиями немецкого Общества Макса-Планка и грантами космического агенства Германии.
Личный вклад автора
Автор принимал активное участие в разработке и планировании программ наблюдений, что подтверждается принятыми предложениями для наблюдений обсерваторией КГО, выполненными радио наблюдениями на радиотелескопе АТСА, Австралия; наблюдениями на оптических телескопах NTT (EMMI), и на широкоапертурном имэджере установленном на 2.2 м телескопе общества Макса-Планка ( MPG) Европейской Южной Обсерватории, рентгеновской обсерватории ЕКА XMM-Newton.
Автором были разработаны методики отбора полезных событий из числа регистрируемых гамма-квантов для комптоновского телескопа на борту КГО, методика построения спектров для точечных объектов в плоскости Галактики; методика коррекции критериев отбора с учетом выключенных, и утративших первоначальную эффективность регистрации частиц детекторов второго уровня прибора КОМПТЕЛ, учета при обработке зависящего от времени работы обсерватории сдвига пороговой энергии регистрации полезных событий детекторов первого уровня регистрации гамма-квантов прибора КОМПТЕЛ. Автор выполнял также первичную обработку и анализ сырых данных прибора КОМПТЕЛ, прежде всего для отбора массивов данных не загрязненных частицами радиационного пояса, или гамма-квантами приходящими от направления на горизонт атмосферы Земли, а также обработку и анализ данных высокого уровня обработки для приборов COMPTEL, BATSE, EGRET и OSSE при анализе сппектров излучения объектов типа ядра активных галактик или рентгеновских новых, и т.д., и т.п.. Автором выполнен также астрофизический анализ полученных результатов, анализ стабильности и достоверности полученных результатов по величине потоков в гамма-линиях, энергии гамма-линий, и формы гамма-линий.
Степень обоснованности научных положений, рекомендаций и выводов,
полученных в работе определяется использованием хорошо калиброванных приборов, с калибровкой выполненной как до запуска аппаратуры, так и в течение проведения наблюдений приборами КГО в течении всего времени существования обсерватории. Учитывались времена работы прибора КОМТЕЛ в
период с 26 апреля 1991 г. до 04 июня 2000 г., а также, учитывались отказы отдельных модулей плоскости детекторов Д2 прибора КОМПТЕЛ. Также использовалось наличие больших массивов наблюдательных данных, позволяющих проверить повторяемость результатов в условиях проведения наблюдений в различных временных фазах работы обсерватории КТО, и сопоставление с результатами более поздних наблюдений других приборов, которые подтверждают результаты полученные автором.
Структура и объем работы
Диссертация состоит из восьми глав , где первая глава является введением в проблематику представленной диссертации, заключения и списка цитируемой литературы из 337 наименований. Общий объем диссертации составляет 256 страниц, включает 107 рисунков и 11 таблиц.
Содержание работы
В Введении (Глава 1) обосновывается актуальность выбранной темы, определяются предмет и цели исследований, отмечается научная новизна и практическая значимость работы, сформулированы основные положения выносимые на защиту, дано краткое содержание диссертации.
В Главе 2 работы излагаются сведения о методах исследования астрофизических объектов базирующихся на использовании регистрируемого гамма-излучения, включая линейчатое гамма-излучение от этих объектов, а также основные принципы работы приборов использованных в этой работе для регистрации гамма-излучения от астрофизических объектов, и методах обработки регистрируемых данных.
В разделе 2.1 описаны принцип работы прибора КОМПТЕЛ, и показаны подходы к анализу гамма-излучения от точечных источников по результатам наблюдений этих источников прибором КОМПТЕЛ (СОМРТЕЬ. СОМРТЕЬ регистрировал гамма-кванты с энергиями от 700 кэВ до 30 МэВ по результатам их комптоновского взаимодействия с детекторами прибора, обладал умеренными угловым -2°, и энергетическим разрешением ~9%, и мог детектировать МэВ-ные фотоны в довольно широком поле зрения (РоУ> 120°) (ЗсЬоепГеИег й а1. 1993). СОМРТЕЬ проработал на борту Комтоновской Гамма-Обсерватории (КГО, или СвЯО в английской транскрипции) с апреля 1991 года до июня 2000 года. Будучи телескопом СОМРТЕЬ мог наблюдать избыток излучения от места нахождения объекта на карте звездного неба, а также искать линии в спектре гамма-квантов регистрируемых от этой точки звездного неба с координатами заданного объекта в режиме мониторинга, используя наблюдения нацеленные на совсем другой астрофизический объект.
В главе описана методика отбора полезных событий от выбранного точечного источника, принципы борьбы с фоновыми событиями в с наборе данных, для которых отбирались наблюдения в которых положение источника было не далее 50° от оси симметрии телескопа COMPTEL. Так, для поиска сигнала в гамма-линии 1.275 МэВ от двух ярких новых Новая Геркулеса 1991, и Новая Лебедя 1992, с максимальной чувствительностью, были использованы 34 периода наблюдений позиции новой начиная с июля 1991 года и по сентябрь 1993 года (Таблица 1 в статье lyudin et al. 1995). Описана методика создания стандартного набора данных одного наблюдения, включающего в себя геометрическую матрицу прибора, матрицу экспозиции, и матрицу событий отобранных по согласованным (стандартным) критериям отбора полезных событий (Schoenfelder et al. 1993) для всех используемых наблюдательных периодов. В разделе также описан анализ отобранных данных, который проводился двумя методами. Прежде всего избыток излучения в гамма-линии искался в пространственных координатах, т.е., с помощью построения карты звёздного неба в выбранном интервале энергий , который задавался равным 4спри6ора, т.е. Елинип±2оПр11бора , а затем, также и спектральным методом с целью получения спектра гамма-излучения от заданной точки на карте звёздного неба. Обе эти стадии анализа избытка излучения в гамма-линии описаны последовательно в подразделах 2.1.3.1 и 2.1.3.2 раздела 2.1 диссертации.
Этот анализ применялся не только к обработке данных для линий 1.157 МэВ и 1.275 МэВ и их источников, но и для гамма-линий других энергий, как например для линий 1.332 МэВ, 1.634 МэВ, и т.п..
В этой же Главе 2, раздел 2.2 приведено описание прибора ЭГРЕТ, объясняется принцип регистрации фотонов прибором, и стандартная методика обработки регистрируемых данных прибором ЭГРЕТ, которые использовались в данной работе для построения спектров ЯАГ в широком диапазоне энергий от 700 кэВ до 30 ГэВ.
В Главе 3 приводятся результаты исследований молодого галактического остатка сверхновой Кассиопея А в линии 1.157 МэВ, испускаемой при распаде радиоактивного изотопа 44Ti. Рассмотрены результаты первой регистрации гамма-линии с энергией 1157 кэВ, завершающей цепочку распада радиоактивного 44Ti, что было впервые доложено в 1993 году нами (lyudin et al. 1994а), при анализе данных наблюдений прибором COMPTEL молодого остатка галактической сверхновой Cas А (Рис. 3).
Далее в главе описывается процедура собственной верификации полученного результата на основе больших массивов наблюдательных данных прибора КОМПТЕЛ, а также попытки получить независимое подтверждение измерений прибора КОМПТЕЛ другими приборами. К сожалению, такое подтверждение было получено только в 2001 году, по результатам наблюдений остатка Кассиопея А прибором PDS работавшим на борту итальянского спутника
Верро-БАХ, удалось получить уверенное подтверждение регистрации присутствия радиоактивного изотопа 44Ті в остатке сверхновой Кассиопея А
44_. 44 о
путем регистрации двух других линии от распада Ті в ас, на
5 П ~ г
^ м
И " .... !- і К__А
і 7 ї/ЦЦп п °1 ---
§ * А 1 II И 2 ШсЗШ? *
X
а х
а х
21 -
т
О
о «*• I*»« !<»♦ МИ 1<М и»
Энергия, (кэВ) Галактическая долготе, (гр«д.)
Рис. 3. Слева: Спектр гамма-излучения в линии 1.157 МэВ от распада радиоактивного изотопа 44Ti полученный по измерениям прибором COMPTEL в первой фазе экспериментов КГО. Справа: Карта области вокруг остатка сверхновой Кассиопея А в гамма-линии 1.157 МэВ. Положение самого остатка Кассиопея А показано крестом.
~68 кэВ, и ~78 кэВ, тем самым подтвердив наличие еще не распавшегося, т.е. «живого» 44Ti в Cas А, синтензированного во взрыве сверхновой типа IIb, как было показано в работе Krause et al. (2008).
Существенным фактором, взаимно подтверждающим достоверность результатов различных инструментов, является то обстоятельство, что величины потоков излучения измеренные в линии 1157 кэВ,-68 кэВ, и ~78 кэВ, в конечном итоге оказались сопоставимы по своей величине, в пределах ошибок измерений. Заметим также, что первоначально опубликованная величина потока в линии 1.157 МэВ, была после публикации 1994 г (Iyudin et al. 1994b) уточнена с учетом большей экспозиции прибором COMPTEL остатка сверхновой Cas А набранной к 1997 году (Iyudin et al. 1997), и за все время работы КГО (Iyudin et al. 1999; Schoenfelder et al. 2001).
В главе далее рассмотрены последствия допплеровского уширения линии 1.157 МэВ для теории взрыва звезды с учетом асимметричного разлета выброса содержащего тяжелые элементы типа титана и железа, синтезированных во взрыве звезды массой 20-25 М. Анализируется также возможное влияние скорости движения ядер титана в среде на ионизационное состояние титана, т.е. на величину времени распада титана в скандий через захват электронов с К оболочки иона титана.
В Главе 4 проводится обсуждение практического использования гамма-линии от распада для обнаружения других молодых остатков сверхновых в Галактике, которые не наблюдались в других диапазонах электромагнитного излучения, приводятся результаты построения и анализа карты излучения галактики в гамма-линии с энергией 1.157 МэВ.
s 200 £
СЛ
с 100
3
о О
о
-100
800 1000 1200 1400 1600 1800
Energy (keV)
Рис. 4. Спектр гамма-линии от распада радиоактивного изотопа 44Ti через цепочку распадов 44Ti —>44Sc—>44Ca в стабильный изотоп 44Са полученный в комбинации наблюдений прибором COMPTEL остатка сверхновой Cas А, выполненных за период работы прибора на борту CGRO в течение 1991-1997
гг.
Первая попытка построения такой карты была выполнена с моим участием и базировалась на экспозиции галактического неба, накопленной в течении 3 лет работы прибора н COMPTEL а борту КГО, см. Dupraz et al. (1997). Метод использованный для построения этой карты базировался на сравнении карт галактики в трех соседних диапазонах энергии гамма-излучения. А именно, для построения карт использовался метод максимального правдоподобия в интервале энергии гамма-линии от распада изотопа 44Ti от 1.07 МэВ до 1.25 МэВ, что немного больше чем энергия линии 1.157 МэВ ± 2 оприбор , а также в двух соседних интервалах энергии той же ширины, т.е., от 0.89 МэВ до 1.07 МэВ, и от 1.25 МэВ до 1.43 МэВ.
Сопоставление избытков излучения в работе Dupraz et al. (1997), в трех соседних интервалах энергии гамма-излучения, позволило подтвердить наличие избытка излучения в диапазоне энергии линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопеи А.
В окончательном виде карта галактического неба в гамма-линии 1.157 МэВ была построена автором данной работы (Iyudin 1999; Iyudin et al. 1999) на базе данных прибора COMPTEL аккумулированных в течение 6 лет работы прибора
Гяя A TOMPTRI Phase I -S
с момента его запуска и до второго подъема орбиты КГО. В главе далее обсуждаются методы анализа карты неба в гамма-линиях разработанные в период 1994-1997 гг., и результаты применения наиболее жестких критериев отбора полезных событий разработанных автором данной работы. Анализ этой карты позволил сделать вывод о том что наряду с существенно более значимым выделением избытка излучения в линии 1.157 МэВ от остатка в Кассиопее А, на карте обнаружен еще один избыток излучения в линии 1.157
Рис. 5. Карта плоскости галактики в излучении гамма-линии 1.157 МэВ построенная с помощью метода максимальной энтропии. Знаком плюс отмечены позиции двух значимых избытков излучения от точечных источников соответствующих позиции Кассиопеи А, и позиции нового остатка сверхновой (Vela Jr.) в созвездии Дева.
Значимость этого второго избытка была установлена равной ~7о, и поток излучения в линии 1.157 МэВ от этого нового источника был определен равным Fi.i57Mjb= (3.8±0.7)10"5 фотонов см"2 с"1 (см. Iyudin et al. 1998; Iyudin 1999; Iyudin et al. 1999).
Результаты выполненного картографирования галактического неба в линии с энергией 1.157 МэВ были использованы как база для работы посвященной частоте взрывов сверхновых в Галактике, и физическим особенностям механизма самих взрывов, см. статью The et al. (2006). В глае обсуждаются также полученные верхние пределы на поток излучения в линии 1.157 МэВ изотопа 44Ti от исторических сверхновых. Заметим, что рассчитанное количество изотопа 44Ti в остатках исторических сверхновых зависит от принятой величины расстояния до остатка, и от величины времени жизни 44Ti, которое было взято равным 87 годам для таблицы приведенной ниже.
В Главе 5 приводятся и обсуждаются результаты исследований свойств нового остатка сверхновой Vela Jr., в различных диапазонах электромагнитного излучения.
Выводы о возрасте и вохможном удалении этого остатка в созвездии Дева были проанализированы нами в статьях Iyudin et al. (1998), Aschenbach, Iyudin and Schoenfelder (1999), и Iyudin et al. (2007), и сводятся к следующим основным характеристикам остатка. Приняв количество синтезированного в сверхновой изотопа ^Ti на уровне предсказанном в работах Woosley and Weaver (1995), т.е. 5х10"5 М„, и учитывая среднюю скорость расширения оболочки остатка
величиной в 5000 км/сек, возраст остатка может быть оценен величиной в 680±100 лет, при удаленности остатка порядка 200 парсек. В предположении максимально возможного выхода синтезированного во взрывен сверхновой 44Ti, расстояние до остатка может быть увеличено до 500 парсек, но при этом возраст остатка должен быть также больше. В главе приводится подробное обсуждение пределов на возраст и расстояние до этого вероятно молодого, остатка сверхновой.
В главе также обсуждается интересная особенность обеих остатков, Кассиопея А, и Vela Jr., которая проявляется как большая скорость движения сгустков материала сверхновой которые содержат изотоп 44Ti.. Учет движения сгустков вещества сверхновой и соответствующего Допплеровского уширения линии 1.157 МэВ за счет этого движения, привели к оценке скорости движения материала содержащего изотоп 44Ti в Кассиопее А величиной V44T¡ = 7200±2900 км/сек.
ÖUU 1UUU ¿¿UU 19UU 10UU 1ÖUU /иии - -
Enerqv (keV) Solactic longitude, deg.
Рис. 6. Слевахпектр гамма-излучения от нового точечного источника линейчатого гамма-излучения в линиях 1.157 МэВ и 1.809 МэВ, который был одновременно идентифицирован с остатком сверхновой RX J0852.0-4622/GRC) J0852-4642 по результатам анализа данных рентгеновского телескопа спутника ROSAT (Aschenbach 1998), и в результате анализа данных COMPTEL (Iyudin et al. 1998). Справа: положение избытка излучения в линии 1.157 МэВ показано контуром, и положение центра рентгеновского источника RX J0852.0-4622 для энергий рентгена от 1.3 кэВ до 2.4 кэВ обозначено крестом.
Сравнение полученной скорости движения сгустков изотопа 44Ti с измеренными несколько позже скоростями движения материала выброса сверхновой в Кассиопее А которые определены набором скоростей вещества сверхновой от 6500 км/сек до 14500 км/сек (Fesen et al. 2006; Hammell and Fesen 2008), поддерживает возможность существования таких скоростей сгустков выброса содержащего 44Ti в остатке Кассиопея А.
Это обстоятельство, а также и само количество изотопа 44Ti, которое нужно для объяснения зарегистрированного потока излучения в гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А, и которая на сегодня определяется величиной
порядка YCasAf4Ti) = (1.4±0.4)х104 А/сь наталкивают на мысль, что взрыв сверхновой в Кассиопее А, а также и сверхновой ответственной за остаток RX J0852.0-4622, где выброс содержащий ^Ti движется с еще большей, нежели в Кассиопее А, скоростью V 44t¡ = 14300±3700 км/сек, был очень асимметричным, джетоподобным. Заметим, что прямые измерения потоков в линиях 68 и 78 кэВ от распада 44Ti в остатке SN 1987А дали большую величину для массы 44Ti синтезированного во взрыве SN 1987А , а именно Y^Ti) = (3.1±0.8)х10" М$ (Grebenev et al. 2012), что в два раза превышает расчетные предсказания. Известно, что взрыв SN 1987А был асимметричным (Wang et al. 2002; Wang and Wheeler 2008), и это обстоятельство делает наблюдения излучения в линии "Ti от остатков сверхновых еще более интересными и информативными.
Далее в главе описана продолжающаяся работа по подтверждению молодого возраста остатка RX J0852.0-4622/GRC) J0852-4642, G266.2-1.2, или Vela Jr.. Высказывается мнение, что для уверенного подтверждения регистрации гамма-линий от остатка Vela Jr. необходимо использовать широкоугольный телескоп с умеренным энергетическим разрешением порядка нескольких процентов на энергиях в 68 кэВ, 78 кэВ и/или 1157 кэВ. Такие параметры гамма-телескопа достижимы в телескопах использующих методику комптоновского рассеяния. В главе также обсуждаются морфологические особенности остатка Vela Jr. по измерениям в различных длинах волн простирающихся от радио диапазона и до свервысоких, ТэВ-ных энергий гамма-излучения и делается вывод о том что остаток относится к остаткам со смешанной морфологией, с размерами остатка существенно большими нежели размеры заявленные в первой публикации о форме остатка в рентгеновских лучах с Ех>1.3 кэВ.
В Главе 6 приводятся результаты исследований гамма-излучения в линии 22Na с энергией 1.275 МэВ от классических новых вспыхнувших в Галактике в период 1991-1999 г.г..
Вспышка классической новой звезды моделируется как термоядерный взрыв в аккретированной, богатой водородом оболочке белого карлика, находящегося в двойной системе. При взрыве новой ожидается синтез нескольких радиоактивных изотопов 7Li, 15N, 170, 22Na и 26Al. Наблюдательные данные классических новых полученные в оптическом, УФ и ИК диапазонах неплохо согласуются с моделью термоядерного взрыва в оболочке новой (Gallagher & Starrfield 1978; Gehrz, Truran, Williams & Starrfield 1998).
Интерес к исследованию синтеза радиоактивных изотопов во взрыве новой подогревается предполагаемой ролью распадов этих изотопов во время самого явления, на стадии расширения и выброса оболочки новой.
Гамма-линии от распадов 22Na и 26А1 могут регистрироваться так как эти ядра имеют относительно большое время жизни для того чтобы расширяющаяся оболочка выброса новой стала прозрачной для гамма-квантов образующихся в распадах 22Na и 2бА1.
Радиоактивный изотоп 22Na, образующийся при взрыве новой, распадается с характерным временем жизни 3.75 лет в возбужденное состояние изотопа 22Ne, испуская при этом гамма-линию с энергией 1.275 МэВ.
В главе рассматриваются оценки возможности детектировать линию 22Na от классической новой, взрывающейся на расстоянии порядка 1 кпс от Солнца. Если полная масса 22Na в оболочке новой может достигать величин порядка 10"8 массы Солнца, то такое количество ядер 22Na можно наблюдать в линии 1.275 МэВ на уровне потоков ~4х10"5 см'2 с"1 (Weiss & Truran 1990). Отмечается также, что даже на сегодня существует большая неопределенность в предсказаниях количества 22Na синтезируемого при взрыве новой (Bishop et al. 2003; D'Auria et al. 2004; Jenkins et al. 2004; Coc 2008; Sallaska et al. 2010).
В главе приведены примеры попыток зарегистрировать гамма-излучение новой в линии 1.275 МэВ, которые предпринимались в прошлом, но не были успешными (Leventhal et al. 1977; Mahoney et al. 1982; Leising et al. 1988).
Первые попытки регистрации гамма-линии от распада радиоактивного изотопа 22Na прибором COMPTEL были инициированы вспышками ярких в оптическом диапазоне классических новых в Геркулесе 1991 года, и в Лебеде 1992 года и ажиотажем вокруг этих новых, для которых были предсказаны значительные потоки гамма-излучения в линии 1.275 МэВ на уровне ~1.2х10"4 cm'V . Это послужило толчком к началу целой программы наблюдений в течение 1992-2000 годов. Анализ наблюдений прибором COMPTEL в конечном итоге позволил получить наиболее жесткие ограничения на модельные предсказания по синтезу 22Na во вспышках новых звёзд в диске и балдже Галактики.
В главе приведены результаты анализа потоков гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от новых ONeMg типа. Для Новой Лебедя 1992 был измерен верхний предел на поток в гамма-линии 1.275 МэВ равный 2.3х10"5 cm'V . Этот верхний предел на поток гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от Новой Лебедя 1992 полученный для комбинации наблюдений этой новой прибором COMPTEL, оказался примерно в 5 раз меньше предсказанного в работах Starrfield et al. (1992; 1993) потока фотонов в линии 1.275 МэВ от этой классической новой ONeMg типа. Исходя из полученного предела на поток в линии 1.275 МэВ величиной был посчитан верхний предел на массу 22Na синтезированного при взрыве этой новой равный M(22Na)<3.0xl0"8 х М0 (D/2.3 кпс)2 (Iyudin et al. 1995). Дальнейшие наблюдения этого района Галактики прибором COMPTEL, и повышение точности определения расстояния до новой, позволили уменьшить верхний предел на выброшенную массу 22Na, синтезированной в этой новой, до величины 1.8х10"8 М0.
Полученные прибором COMPTEL верхние пределы на величину синтезированного 22Na во взрыве этой новой и Новой Геркулес 1991, привели к необходимости пересмотра существующих моделей взрыва классической новой (Gomez-Gomar et al. 1998; Starrfield et al. 1998b).
В разделе отмечается, что во многих случаях быстрые новые имеют довольно большие скорости расширения сброшенных оболочек, величиной до -5000 км/с. Делается вывод, что с учетом ударных волн, образующихся при взаимодействии расширяющихся оболочек новых с окружающим новую межзвездным веществом, или же с веществом вынесенным из двойной системы классической новой ветром (Kato & Hachisu 1994; Hachisu & Kato 2005), в системе могут образоваться частицы обладающие кинетической энергией превышающей пороговую энергию реакции возбуждения изотопа 22Ne*, из которого возможен переход в основное состояние 22Ne с испусканием гамма-кванта с энергией 1.275 МэВ. Регистрация излучения с энергией 1.275 МэВ в подобных системах, будет имитировать регистрацию излучения от 22Na, который возможно и не был синтезирован во взрыве новой (Iyudin et al. 2001). Отсюда следует, что для надежной регистрации распада изотопа 22Na в новой необходимы длительные наблюдения новой в линии 1.275 МэВ, с целью получить кривую блеска новой в линии, т.е. получить подтверждение распада величины потока излучения в линии 1.275 МэВ от новой с характерным периодом полураспада изотопа 22Na.
5 0
от
V "О
о "О
5 -10
у
U
о
<J>
-20
140 130 120 110
öolQcric longiTude, deg.
Рис. 7. Карта звездного неба в фотонах гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от точечного источника излучения с координатами Новой Кассиопеи 1995. Позиция новой в галактических координатах показана треугольником.
Эта идея (см. также работу Shara (1994)) впервые была реализована автором в исследованиях медленных новых, которые образуются в процессе эволюции двойных систем содержащих белые карлики СО типа. Примером такой системы является Новая Кассиопеи 1995 г., от которой нам удалось зарегистрировать линию 1.275 МэВ от распада синтезированного во взрыве этой новой 22Na.
Далее в главе рассмотрены наблюдения Новой Кассиопеи 1995 прибором СОМРТЕЬ в течение 32 наблюдательных периодов, начиная с периода 2.0 и заканчивая периодом 828.0 .
Общее время в течение которого кривая яркости новой в линии 1.275 МэВ наблюдалась прибором СОМРТЕЬ после вспышки новой составило около 4.5 лет (1490 дней). После того как факт регистрации излучения новой в гамма линии с энергией 1.275 МэВ был установлен, мы дополнительно проанализировали также и периоды наблюдений позиции новой в течение ~4 лет (1320 дней) до вспышки новой, т.е. до 24 августа 1995 г.
Т^о-у-а. Сазз1оре1а 1995
с а
№
и с а
и
I)
а
и
и С 3
о
и
ЮОО аэОО 2000 2300 ЭООО 3 Э00 4000 4 30 о СпвЕЗу С >^AVJ
Рис. 8. Спектр гамма-излучения от точечного источника излучения с координатами Новой Кассиопеи 1995 построенный для суммы экспозиций периодов наблюдений новой 530, 623.5, 713.0, 728.9, 827.0 и 828.0. Измеренный спектр от Новой Кассиопеи 1995 показан точками с ошибками. Сплошной линией показан фит спектра новой с линией на 1.275 МэВ от распада 22№з.
Все полученные потоки, или верхние пределы на поток, гамма-излучения в линии 1.275 МэВ были использованы в построении кривой блеска этой новой в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ. При этом наблюдения выполненные после второго подъема орбиты КГО, с началом подъема орбиты 24 марта, 1995 г. и с завершением подъема орбиты 04 июня, 1995 г., были объединены в одну точку на кривой блеска с целью уменьшить ошибку потока в гамма-линии до уровня сопоставимого с ошибками потока точек кривой характерных для периодов наблюдений новой до второго подъема орбиты.
В главе обсуждается построение упрощенной модели ожидаемой кривой блеска от Новой Кассиопеи 1995, и математическое описание (функции времени) /(7) описывающей изменения регистрируемого потока излучения на линии с энергией 1.275 МэВ в виде двух сомножителей. А именно:
/(0=т(1)'О(1) [3].
Здесь первый сомножитель г(t) описывает изменение поглощающей толщи сброшенной оболочки новой для у-квантов с энергией 1.275 МэВ, при заданной полной массе сброшенной оболочки, Me„v.
Оптическая толща оболочки в зависимости от времени оценивалась с использованием следующей формулы:
r(t) ~ { Menv/10'5 Мо}{ vexp/1<fcm s1} 2 {t/100 daysf [4].
Второй сомножитель D(t) в выражении [3] описывает обычную экспоненциальную зависимость от времени количества нераспавшихся ядер 22Na после взрыва новой, т.е. после сброса оболочки новой.
В главе показано, что в результате анализа кривой блеска, а также карты области гамма-линия 1.275 МэВ от Новой Кассиопея 1995 зарегистрирована прибором COMPTEL со значимостью на уровне -4 а.
В главе далее обсуждается значение этого результата как для понимания особенностей термоядерного взрыва аккрецирующего белого карлика в двойной системе звёзд, так и для понимания природы эволюции двойной системы с маломассивным белым карликом в качестве компактного объекта. Действительно, довольно смелое предсказание о том что 22Na будет скорее всего зарегистрирован от медленной новой (Shara 1994; Shara and Prialnik 1994) с карликом небольшой массы, но с массивной, сброшенной во время взрыва облочкой, а не от быстрой новой с массивным белым карликом, полностью подтверждено данной работой. В главе также обсуждается простая модель демонстрирующая возможность подобного сценария.
В Главе 7 приводятся и обсуждаются результаты исследований глобального галактического излучения в линии с энергией 1.275 МэВ, пределы на вклад новых звезд в суммарное излучение протяженных областей галактики, таких как балдж Галактики, где масса радиоактивного изотопа 22Na синтезируемого в десятках, или даже в сотнях, классических новых накапливается и может превысить порог регистрации конкретного прибора (телескопа). В главе также рассмотрен альтернативный сценарий, в которм линия с энергией 1.275 МэВ может испускаться ядрами изотопа 22Ne, возбуждаемого в столкновениях галактических космических лучей сравнительно небольших энергий с ядрами изотопа 22Ne. В этом случае также можно ожидать излучение в линии 1.275 МэВ от протяженных областей в нашей Галактике.
В главе проведен анализ карты Галактики в линии 1.275 МэВ на наличие протяженных областей ярких в линии 1.275 МэВ, охватывающая галактические долготы от -150° до +150°, и галактические широты от -25° до +25°. Обсуждается методика построения карты и сглаживание карты для выявления крупно-масштабной структуры в районе центра Галактики. Рисунок 9 представляет карты построенные методом максимального правдоподобия, в том числе Рис. 9 а) без сглаживания, а Рис. 9 б) с использованием метода сглаживания.
Для сглаживания карты галактического излучения в линии 1.275 МэВ мы выбрали два гауссиана с оь=5° и 0|=15°, чтобы учесть характерные размеры галактического балджа полученные по результатам анализа инфракрасного излучения от балджа, выполненного в работе Ошек еі аі. (1995).
"Ш
114 too «о
Л10 320
2SO 260
Lotion т!е <{1св )
Рис. 9. а). Карта галактической плоскости в излучении гамма-линии с энергией 1.275 МэВ построенная методом максимальной энтропии для совокупности всех наблюдений Гачактики прибором КОМПТЕЛ. Излучение в непрерывном спектре подавлено методически, в) та же карта сглаженная двухмерным гауссианом. Использованы все наблюдения прибором КОМПТЕЛ выполненные до апреля 1997 г.
Сглаженная с помощью двухмерного гауссового фильтра карта области центра Галактики показывает наличие четырех избытков излучения в линии 1.275 МэВ. Избыток излучения в линии 1.275 МэВ, который маркирован как Aquila на Рис. 10, по-видимому является действительно точечным для прибора КОМПТЕЛ и относится к области Галактики, которая находится близко к Солнечной системе. Возможно, что этот избыток линейчатого гамма-излучения является результатом взаимодействия двух сверх-пузырей (Local Bubble and Loop I; Egger and Aschenbach (1995)). Три других избытка, наблюдающихся на карте внутренней области Галактики, мы связываем с процессами звездообразования и эволюции звезд в галактическом балдже. Эти три избытка анализируются дале в главе подробнее, с использованием спектрального анализа. Спектр избытка ВР1 показаны на Рис. 11. Избыток ВР1 в своем спектре (Рис. 11) однозначно показывает наличие линии 1.275 МэВ, и остаток урезанной линии 1.809 МэВ от радиоактивного 2('А1, который накапливается и присутствует в этой области галактики в результате эволюции и взрывов коллапсирующих массивных звезд, см. Oberlack (1997); Plueschke et al. (2001); Diehl etal. (2007). В главе описан спектральный анализ областей ВР1, ВР2, и ВРЗ, и процесс создания модели фонового излучения построенной на основе спектров областей галактики вокруг северного и южного галактических полюсов, от которых не предполагается излучение в линии 1.275 МэВ, при этом избегая областей где могут излучаться фотоны от остатков сверхновых Loop I и Loop IV. В главе
обсужден также процесс контроля правильности спектрального анализа избытков излучения в линии 1.275 МэВ.
Установив наличие в центре галактики протяженных областей излучения в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ, мы также проанализировали профили распределения излучения в линии 1.275 МэВ на больших галактических масштабах вдоль галактической широты и галактической долготы.
-20 ).,. . 30 20 10 0 350 340 330
ôalactic longitude (deg.)
Рис. 10. Карта полученная методом максимальной энтропии сглаженная двухмерным гауссианом для излучения гамма-линии с энергией 1.275 МэВ, показывающая укрупненно район галактического балджа.На карте обозначены четыре области, из которых области ВР1, BP2 и ВРЗ относятся непосредственно к балджу. Контуры приведенные на карте показывают интенсивность излучения от соответствующей области начиная с величины потока 1.7х10~4 фотонов см'2 с' стер'', с шагом нарастания равным 4.0x10'5 фотонов см'2 с' стер'1.
По сути своей эти распределения представляют собой эмиссию в линии 1.275 МэВ выделенную из карты звездного неба построенной методом максимальной энтропии, в предположении что галактический балдж имеет форму параллелепипеда с границами по долготе 11 | < 20°, и широте | b | < 10°, т.е. форму которая следует из анализа инфракрасного излучения галактического
балджа выполненного в работах (Weiland et al. 1994; Dwek et al. 1995; Freudenreich 1998).
ц J ffl 1Й
1000 1о0 2000 2500 3000 3500 4000 4500
Energy (keV)
Рис. 11. Спектр гамма-излучения от области балджа Р1. Четко выделяется линия гамма-излучения с энергией 1.275 МэВ. Виден также остаток линии с энергией 1.809 МэВ, которая подавлена используемым методом анализа.
Построенные таким образом широтный профиль галактического излучения в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ (Рис. 12) показывает уверенно выделяемую компоненту излучения от галактического балджа. Погрешности интенсивности излучения в линии 1.275 МэВ, отложенные на широтном и долготном профилях излучения получены из распределения потока излучения в этой линии от галактического гало, а также из результатов моделирования карт фонового излучения звездного неба в линии 1.275 МэВ методом Монте-Карло. Из широтного профиля распределения интенсивности излучения в линии 1.275 МэВ было определено что компонента излучения от балджа примерно в два раза больше нежели все суммарное излучение в линии 1.275 МэВ от галактического диска, т.е. поток излучения проинтегрированый по области галактики ограниченной координатами 180°> | I | > 20 , | b | < 10°.
Необходимо отметить, что полученное нами распределение излучения в линии 1.275 МэВ отличается от аналогичных распределений гамма-излучения полученных командой прибора КОМПТЕЛ для энергетических интервалов 1.03.0 МэВ, см. работу Strong et al. (1997), или распределения излучения в линии от радиоактивного 26 А1 с энергией 1.809 МэВ, см. работу Oberlack (1997). Из полученного профиля полная ширина на полувысоте распределения интенсивности (FWHM) излучения в линии 1.275 МэВ имеет величину (FWHM)]al -16° (Рис. 6.6); (FWHM)iong -45° . Полный поток излучения в линии 1.275 МэВ от галактического балджа равен:
1 bulge = [1-68 ±(0.17)s,al]х 10 4 фотонов см'2с1стер ',
или в единицах потока:
F bulge = [3.68 ± (0.46)sla, ± (0.67)sys,]x 10'5 фотонов см2с'
для области балджа с с границами по долготе | 11 < 20°, и широте | b | < 10°.
Bulge 1.275 МвУ lin« Intensity Igtiluda proflU
i :
- ■ 1.275 M«Y m»an hol® flu*. VPO.1-531 (-180 с I < -20 and 20 < I ч 180 d*g.) " a 1.275 M»v All-sky MEA map. vpa.1-531 (-20 < I < 20 d»0-)
" . I ._I_I_I_,_1_1_I_I_I_I_I_I_I_i_I_I_I_I_I-1-1-i_I-i-J
-SO -40 -20 0 20 40 60
Oalacllc LQlltude, [degrees]
Рис. 12. Детальное распределение излучения в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ в галактическом балдже, в зависимости от галактической широты, полученная интегрированием интенсивности излучения карты Рис. 10.
Полученный таким образом поток излучения в линии 1.275 МэВ от области галактического балджа был использован далее для оценки возможных частот вспышек новых в балдже Галактики, а также для оценок спектра космических лучей малой энергии от этой области галактики. В главе обсуждаются также ограничения полученных результатов и практическая возможность применения гамма-телескопов с широким полем зрения в МэВ-ном диапазоне энергий для измерения распределения интенсивностей различных линий гамма-излучения, которые должны сопровождать взаимодействие галактических космических лучей малой энергии с веществом межзвездной среды, включая области галактического балджа и галактического центра, Это позволит получить информацию как о спектре таких космических лучей, так и о скорости ионизации межзвездной среды малоэнергичной компонентой космических
лучей в указанных областях нашей Галактики. Обсуждается подобный подход и применительно к оценке скорости ионизации в других галактиках.
В Главе 8 приводятся результаты исследований спектральной плотности излучения в гамма-диапазоне от источников с джетами, включающими активные ядра галактик и гамма-всплески. В анализе спектральной плотности излучения от джетовых источников учитывалась роль процессов резонансного поглощения гамма-квантов ядрами межзвездного и межгалактического вещества, т.е. новая методика, впервые предложенная, и использованная нами в применении к астрофизическим источникам гамма-излучения . В главе отмечается что использование линий резонансного поглощения в спектрах квазаров , в различных диапазонах длин волн электромагнитного излучения (ЭМИ) является широко распространненым методом исследования вещества межзвездной и межгалактической среды на пути ЭМИ от источника излучения до наблюдателя (Field 1959; Gunn and Peterson 1965).
Наряду с измерениями количества нейтрального водорода по линии 21 см в радио диапазоне ЭМИ, изучение линий резонансного поглощения в оптическом и УФ диапазонах в спектрах квазаров до настоящего времени остаются важнейшим методом и источником информации о межгалактической среде (Meiksin 2009). Подобные исследования в подавляющем большинстве случаев используют спектры квазаров (Savage et al. 2000; Trip et al. 2000; Fang et al. 2002; Kaspi et al. 2002; Nicastro et al. 2002; Fang et al. 2003; Savage et al. 2003), хотя поглощение межгалактической средой были зарегистрированы также и в спектрах гамма-всплесков (Totani et al. 2006), что сыграло важнейшую роль в установлении факта внегалактического происхож-дения некоторых гамма-всплесков (Metzger et al. 1997).
Резонансные линии поглощения регистрируемые в УФ, и рентгеновском излучении интенсивно использовались также для иссследований химического состава вещества выносимого ветром в сейфертовских галактиках (Arav et al. 1997; 2002; 2003). Вообще говоря, подобные исследования позволяют проследить химическое обогащение активных галактик на космологических шкалах времен, см. например Hamann et al. (2003), Di Matteo et al. (2004), Hamann et al. (2007), Germain et al. (2009), Barai et al. (2011). Анализ спектров излучения от ядер активных галактик в рентгеновских лучах, в широком диапазоне энергий от 0.1 кэВ до 10 кэВ, в свою очередь позволило исследовать толщи вещества в окрестностях ЛЯГ до величин в диапазоне от 1019 см"2 до 5х 1024 см"2 (George et а). 1997; 1998; Burion et al. 2011, and references therein).
При выборе диапазона ЭМИ для исследований распределения и состава поглотителя вокруг ядра активной галактики, в настоящее время необходимо учитывать установленный в работах Arav et al. (2002), и Arav et al. (2003) факт, что измеренные по линиям поглощения толщи поглощающего излучение ионизированного вещества (иона) на луче зрения к одному и тому же квазару ,
всегда примерно в 50 раз меньше для измерений в УФ диапазоне длин волн по сравнению с измерениями в рентгеновских лучах. Более широко, это замечание можно перефразировать как следующее утверждение: большие длины волн из спектра ЭМИ регистрируемого от ЯАГ позволяют измерять малые толщи поглощающего вещества вокруг этого объекта, см. также Iyudin et al. (2005); Рисунок 1 в докладе Iyudin et al. (2007), и доклад (Iyudin 2008). В главе отмечается что резонансное поглощение гамма-излучения ядрами меж-или около-звездного, а также, меж- и около-галактического вещества, обладает определенным преимуществом перед другими длинами волн применяемыми в оценках толщи поглощающего вещества на луче зрения к источнику излучения. А именно, резонансное поглощение в гамма-лучах является результатом взаимодействия фотонов с нуклонами ядер среды и не зависит от ионизационного состояния поглощающего вещества, в отличие от поглощения на конкретном ионе в оптическом, УФ или рентгеновском диапазонах излучения. Более того, линии резонансного поглощения в гамма-диапазоне позволяют измерить вклад в поглощение средой вызываемое ядрами водорода отдельно, и ядрами гелия отдельно. Это уникальная особенность метода, недоступная анализу с использованием рентгеновского излучения. К резонансным линиям поглощения гамма-излучения относятся линии возбуждения ядер и "Pygmy''-резонанс (Hanna & Meyer-Schuetzmeister 1959; Axel 1962; Bohr & Mottelson 1975; Hayward 1977; van Isacker et al. 1992; Enders et al. 1998; Bauwens et al. 2000; ), Гигантский Дипольный Резонанс (далее ГДР), и дельта резонанс (ДР), который является возбуждением отдельного нуклона, или нуклона в составе ядра, включая ядро водорода, или отдельный нейтрон, через изовекторный магнитный дипольный переход который идет через А (1232) изобар. Положение вдоль оси энергии каждого из выше названных резонансов соответствует примерно 5-9 МэВ для линий возбуждения фотонами ядер таких распространненых элементов как |60, 24Mg, 28Si и Fe. Наиболее значимым является 25 МэВ ГДР на ядрах 4Не, наиболее распространненого элемента после водорода и на всех элементах с z>4 (Arens et al. 1975; Arens 1985), a также ДР на всех элементах на энергии порядка 320 МэВ (Arens 1985; Eramzyan et al. 1986; MacCormic et al. 1996; 1997; Iyudin et al. 2005, and references therein). Интересно, что позиция ДР не меняется от элемента к элементу, единственно что меняется это ширина на полувысоте резонанса, которая равна FWHM ~ 160 МэВ для протонов, и FWHM ~ 300 МэВ для ядер (Iyudin et al. 2005). Это уширение резонанса ДР происходит из-за того обстоятельства, что существенно больше выходных каналов реакции открывается в реакциях на ядре, AN —» NN, нежели в реакции гамма-кванта на свободном протоне (ядре 'Н) , yp —> А, где открыт только один выходной канал А —► tuN.
Первая попытка обосновать и применить метод резонансного поглощения ЭМИ в гамма-диапазоне для исследования астрофизических объектов был предложен нами в ряде статей и докладов на международных конференциях.
3C279, 3 flares residuals
6)
1.0 10.0 100.0 1000.0 1000C Energy [Mev]
Рис. 13. Спектральная плотность энергии фотонов а): от вспышки квазара ЗС279 в январе 1996 г. с линией поглощения из-за процесса резонансного поглощения гамма-фотонов в A-изобарном резонансе сечения поглощения гамма-фотонов на ядрах среды возле ядра квазара (lyudin et al. 2005); б) плотность энергии фотонов отнесенная к спектральной плотности в форме Band, -функции, для трех вспышек квазара ЗС279 (lyudin et al. 2005).
Прежде всего мы показали что положение линии резонансного поглощения может быть использовано для определения красного смещения излучающего объекта на примерах блазаров ЗС279 и BL Lac, зарегистрированных приборами КГО в фазе вспышки (lyudin et al. 2005), и самого яркого гамма-всплеска GRB930131 из числа зарегистрированных в поле зрения приборами EGRET и COMPTEL, в период работы КГО (lyudin et al. 2007).
Для обоснования применимости метода резонансного гамма-поглощения были проведены ряд численных вычислений (моделирование методом Монте-Карло) прохождения как отдельных гамма-фотонов, так и спектров фотонов сквозь толщи вещества с заданной геометрией и распространенностью элементов (Июдин, Джатдоев, Галкин 2009) и определены пределы применимости метода.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ приводятся основные результаты работы и подводятся итоги проведенных исследований.
Основные положения выносимые на защиту
По результатам выполненной автором работы на защиту выносятся следующие положения:
1) Обнаружение наличия радиоактивного изотопа 44Т1 в молодом остатке сверхновой Касиопея А и проверка основных положений теории нуклеосинтеза при взрыве массивной звезды;
2) Обнаружение, нового, ранее неизвестного по измерениям в других длинах волн молодого галактического остатка сверхновой по гамма-излучению в
линии р/а изотопа 44Ti;
3) Обнаружение наличия радиоактивного изотопа 22Na в выбросе классической новой, и проверка современной теории термоядерного взрыва классической новой;
4) Исследование распределения интенсивности линии 1.275 МэВ в галактическом звездном небе, проверка возможности определения частот вспышек классических новых в галактической плоскости и в галактическом балдже по излучению в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ;
5) Регистрация и определение количества вещества на пути от источника гамма-излучения, т.е. блазара, до наблюдателя в периоды повышенной активности блазаров по особенностям спектра гамма-излучения блазаров;
6) Использование положения особенностей в спектрах удаленных источников гамма-излучения связанных с резонансным поглощением гамма-квантов за счет изобарного дельта-резонанса для определения красного смещения объекта, излучающего в гамма-диапазоне.
Основные публикации по теме диссертации
Основные результаты диссертации, опубликованы в следующих 30 статьях:
1. lyudin A.F., Diehl R., Bloemen H., Hermsen W., Lichti G.G., Morris D., Ryan J., Schoenfelder V., Steinle H., Varendorff M„ de Vries C., Winkler C. "COMPTEL observations of Ti-44 gamma-ray line from Cas A", Astron.& Astrophys., Vol. 284, p. L1 (1994).
2. lyudin A.F., Bennett K., Bloemen H., Diehl R., Hermsen W., Lichti G.G., Morris D., Ryan J., Schoenfelder V., Steinle H„ Strong A., Varendorff M., Winkler C. "COMPTEL search for 22Na line emission from recent novae", Astron.& Astrophys., Vol. 300, p. 422 (1995).
3. Lichti G.G., lyudin A.F., Bennett K., Collmar W., Diehl R., Hermsen W., Morris D., Ryan J., Schoenfelder V., Steinle H., Strong A. W., van Sant Т., Winkler C. "COMPTEL upper limits on gamma-ray line emission from supernova 1993J", Astron. & Astrophys. Suppl., Vol. 120, p. 353 (1996).
4. Diehl R., lyudin A.F., Oberlack U., Shoenfelder V., Bloemen H., Dupraz C., Hermsen W., Knodleseder J., Ryan J., Winkler C."COMPTEL gamma-ray measurements of radioactivity in the galaxy", Nuclear Phys. A., Vol. 621, p. 79 (1997).
5. Dupraz C., Bloemen H., Bennett K., Diehl R., Hermsen W., lyudin A.F., Ryan J., Schoenfelder V. "COMPTEL three-year search for galactic sources of 44Ti gamma-ray line emission at 1.157 MeV", Astron. And Astrophys., Vol. 324, p. 683 (1997).
6. lyudin A.F., Diehl R., Lichti G.G., Schoenfelder V., Strong A.W., Bloemen H., Hermsen W„ Ryan J., Bennett K., Winkler C. "Cas A in the light of the 44Ti 1.15 MeV gamma-ray line emission", ESA SP-382, p. 37 (1997).
7. lyudin A.F., Schoenfelder V., Bennett K., Bloemen H., Diehl R., Hermsen W., Lichti G.G., van der Meulen R.D., Ryan J., Winkler C."Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova", Nature, Vol. 396, p. 142 (1998).
8. lyudin A.F. "44Ti line emission from historical SNe", Physica Scripta, Vol. T77, p. 144 (1998).
9. lyudin A. "Ti-decay gamma-ray emission from young galactic supernova remnants", Nucl. Phys. A, vol. 654, p. 900 (1999).
10.Aschenbach В., lyudin A.F., and Schoenfelder V. "Constraints of age, distance and progenitor of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642", Astron. & Astrophys., Vol. 350, p. 997 (1999).
11. lyudin A.F., Schoenfelder V., Bennett K., Bloemen H., Diehl R., Hermsen W., Knoedlseder J., Lichti G.G., Oberlack U„ Ryan J., Strong A.W., Winkler C. "COMPTEL all-sky survey in 44Ti line emission", Astrophysical Letters and Communications, Vol. 38, p. 383(1999).
12. lyudin A.F., Bennett K., Bloemen H„ Diehl R„ Hermsen W., Knoedlseder J., Lichti G.G., Ryan J., Schoenfelder V., Strong A.W., Winkler C. "COMPTEL constraints on nova-produced 22Na", Astrophysical Letters and Communications, Vol. 38, p. 371 (1999).
13. Schoenfelder V., Bennett K., Blom J.J., Bloemen H., Collmar W„ Connors A., Diehl R., Hermsen W., lyudin A., Kippen R.M., Knoedleseder J., Kuiper L., Lichti G.G., McConnell M., Morrius D., Much R., Oberlack U., Ryan ., Stacy G., Steinle H., Strong A., Suleiman R., van Dijk R„ Varendorff M„ Winkler C., Williams O.R. "The first COMPTEL source catalogue", Astron. & Astrophys. Supplement, Vol. 143, p. 145 (2000).
14. lyudin A.F., Diehl R„ Lichti G.G., Schoenfelder V., Strong A.W., Bennett K„ Winkler C. Bloemen H., Hermsen W., Ryan J. "Study of the nova-produced 22Na with COMPTEL", ESA SP-459, p. 41 (2001).
15. lyudin A.F. "Terrestrial impact of the galactic historical SNe", Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, Vol. 64, Issue 5-6, p. 669 (2002).
16. lyudin A.F. "Study of global galactic distribution of classical novae by their gamma-ray line emission at 1.275 MeV", Nucl. Phys. A., Vol. 718, p. 413 (2003).
17. lyudin A., Aschenbach В., Haberl F., Freyberg M. "Results of the joint X-ray and gamma-ray analysis of the SNR RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642", Nucl. Phys. A, Vol. 718, p. 416 (2003).
18. lyudin A.F., Burwitz V., Greiner J., ReimerA., ReimerO. "Gamma-ray probe of the dense QSO environment", Mem. Soc. Astron. Ital., Vol. 76, p. 146 (2005).
19. lyudin A.F., Aschenbach В., Becker W., Dennerl K„ Haberl F. "XMM-Newton observations of the supernova remnant RX J0852.0-4622/GRO J0852-4642", Astron. & Astrophys., Vol. 429, p. 225 (2005).
20. lyudin A.F., ReimerO., Burwitz V., Greiner J., Reimer A. "Resonant absorption troughs in the gamma-ray spectra of QSO", Astron. & Astrophys., Vol. 436, p. 763 (2005).
21. lyudin A.F., Bennett K., Lichti G.G., Ryan J., Schoenfelder V. "Global galactic distribution of the 1.275 MeV gamma-ray line emission", Astron. & Astrophys., Vol. 443, p. 477 (2005).
22.The L.-S., Clayton D.D., Diehl R„ Hartmann D., lyudin A.F., Leising M., Meyer B.S., Motizuki Y., Schoenfelder V. "Are 44ТІ producing supernovae exceptional?", Astron. & Astrophys., Vol. 450, p. 1037 (2006).
23. lyudin A.F., Aschenbach В., Burwitz V., Dennerl K., Freyberg M., Haberl F., Filipovic M. "Multiwavelength appearance of Vela Jr.: Is it up to expectations?", ESA SP-622, p. 91 (2007).
24. lyudin A., Burwitz V., Greiner J., Larsson S., Kupcu Yoldas A. "Gamma-ray absorption method (GRAM) application to the identification of EGRET unidentified sources", Astron. & Astrophys., Vol. 468, p. 919 (2007).
25. lyudin A.F. "The resonance-like gamma-ray absorption processes for use in astrophysics", Astronomische Nachrichten, Vol. 328, p. 596 (2007).
26.А.Ф. Июдин, B.B. Богомолов, С.И. Свертилов, И.В. Яшин, Р.В. Классен, С.З. Шмурак, А.Д. Орлов " Особенности внутреннего фона сцинтилляционных
кристаллов LaBr3:Ce и СеВг3", Приборы и Техника Эксперимента, 2009, № 6, стр. 16-24 (2009).
27.А.Ф. Июдин, Т. Джатдоев, В.И. Галкин, "Возможности наблюдения резонансного гамма-поглощения в спектрах активных ядер галактик"Астр. Журнал, т. 86, стр. 123-133(2009).
28. А.Ф. Июдин " Наблюдение линейчатого излучения изотопа 22Na от классической новой ", Астрономический Журнал, Т. 87, № 7, стр. 667-676 (2010).
29.lyudin A.F., Pakhomov Yu.V., Chugai N.N., Greiner J., Axelsson M., Larsson S., Ryabchikona T.A. "Search for broad absorption lines in spectra of stars in the filed of supernova remnant RX J0852.0-4622 (Vela Jr.)", Astron. & Astrophys., Vol. 519, id. A86 (2010).
30.Pakhomov Yu.V., Chugai N.N., lyudin A.F. "Interstellar absorptions and shocked clouds towards the supernova remnant RX J0852.0-4622", MNRAS, Vol. 424, p. 3145 (2012).
Список использованных литературных ссылок
1. Alburger D.C., Harbottle G., Phys. Rev.C, v. 41, p. 2320 (1990)
2. Ahrens J., et al., Nucl. Phys. A, v. 251, p. 479 (1975)
3. Ahrens J., Nucl. Phys. A, v. 446, p. 229c (1985)
4. Arav N., Shlossman I., Weymann R.J. "Mass ejection from AGN: proceedings of a workshop held at the Carnegie Observatories in Pasadena, California, 19-21 February, 1997" ASP Conference Series, Vol. 128 (1997).
5. Arav N., Korista K.T., de Kool M„ ApJ, Vol. 566, p. 699 (2002).
6. Arav N., et al., ApJ, Vol. 590, p. 174 (2003)
7. Arnett D„ Fryxell В., Mueller E„ ApJ, v. 341, p. L63 (1989)
8. Aschenbach В., Nature, vol. 396, p. 141 (1998)
9. Axel P., Phys. Rev., v. 126, p. 671 (1962)
10. Bahcall J.N., Greenstein J.L., Sargent W.L.W., ApJ, v. 153, p. 689 (1968)
11. Bahcall J.N., Spitzer L.Jr., ApJ, v. 156, p. 63 (1969)
12. Bamba A., et al., ApJ, v. 632, p. 294 (2005)
13. Barai P., Martel H., Germain J., ApJ, v. 727, p. 54 (2011)
14. Bauwens F., et al., Phys. Rev. C, v. 62, 024302 (2000)
15. Bishop S. et al., 2003, Phys.Rev.Lett., v. 90, Number 16, P. 162501-1 (2003)
16. Бисноватый-Коган Г.С. "Физические вопросы теории звездной эволюции".
М.: Наука, 1989.
17. Bohr А. & Mottelson B.R. "Nuclear Structure II" (New-York: Benjamin) (1975)
18. Burbidge E.M., et al., Rev. Mod. Physics, Vol. 29, Issue 4, pp. 547-650 (1957).
19. Burlon D., et al., ApJ, v. 728:58 (2011)
20. Clayton D.D., Colgate S.A., Fishman G.J., ApJ, v. 155, p. 75 (1969)
21. Clayton D., Hoyle F., ApJ, v. 187, p. L101 (1974)
22. CocA., AIPCP-1016, p. 119 (2008)
23. Colgate S.A. and McKee C., ApJ., v. 157, p. 623 (1969)
24. Dai et al., ApJ, v. 672, p. 108 (2008).
25. D'Auria J.M., et al., Physical Review С 69, P. 065803-1 (2004)
26. Diehl R„ et al., Nature, v. 439, p. 45 (2006)
27. Di Matteo T., Croft R.A.C., Springel V., Hernquist L. "Quasars and their environment along cosmic history" , IAUS, v. 222, p. 471 (2004).
28. Dunn et al., AJ, v. 136, p. 1201 (2008).
29. Dwek E„ et al., ApJ, v. 445, p. 716 (1995)
30. Egger R. and Aschenbach В., Astr. And Astrophys., v. 294, p. L25 (1995)
31. Enders J., et al„ Nucl. Phys. A, v. 636, p. 139 (1998)
32. Eramzhyan R.A., et al., Phys. Reports, v. 136, p. 229 (1986)
33. Fan X., RA&A, vol.12, p. 865 (2012)
34. Fang T„ et al., ApJ, v. 572, p. 127 (2002)
35. Fang T., Sembach K.R., Cañizares C.R., ApJ, v. 586, p. 49 (2003)
36. Fesen R.A., et al., ApJ, v. 645, p. 283 (2006)
37. Field G.B., ApJ, v. 129, p. 525 (1959)
38. Frekers D. et al., Phys. Rev C, v. 28, p. 1756 (1983)
39. Freudenreich H.T., ApJ, v. 492, p. 495 (1998)
40. Gallagher J.S., and Starrfield S., ARA&A, v. 16, P. 171 (1978)
41.Gehrz R. D., Truran J.W.,Williams R.E.,Starrfield S., PASP, v. 110, P. 3 (1998)
42. George I.M., et al., ApJ, v. 491, p. 508 (1997)
43. George I.M.,etal., ApJS, v. 114, p. 73 (1998).
44. Germain J., et al., ApJ, v. 704, p. 1002 (2009)
45. Gomez-Gomar J., et al., MNRAS, v. 296, p. 913 (1998)
46. Grebenev S.A., Sunyaev R.A., Pisma Astron.Zh, vol. 14, p. 675 (1988)
47. Grebenev S.A. et al., Natute, vol. 490, p. 373 (2012)
48. Gunn J.E., Peterson B.A., ApJ, v. 142, p. 1633 (1965)
49. Hachisu I. & Kato M„ ApJ, v. 631, P. 1094 (2005)
50. Hamann F., etal., ASP Conference Series, vol. 290, p. 593 (2003)
51. Hamann F., et al., ASP Conference Series, vol. 373, p. 653 (2007)
52. Hammell M.C., and Fesen R.A., ApJS, v. 179, p. 195 (2008)
53. Hanna S.S. & Meyer-Schuetzmeister L., Phys. Rev., v. 115, p. 986 (1959)
54. Hartman R.C., et al., ApJ., v. 461, p. 698 (1996)
55. Hayward E., Lecture Notes in Physics, ed. Costa & Schaerf, v. 61, p. 340 (Berlin-Heidelberg:Springer-Verlag (1977)
56. Hewett P.C., Foltz C.B., AJ, v. 125, p. 1784 (2003).
57. Hiraga J.S., et al., PAS J, v. 61, p. 275 (2009)
58. Hoyle F., MNRAS, v. 106, p.343 (1946)
59. lyudin A.F. et al., ESA SP-459, p. 41 (2001)
60. Jenkins D„ et al., Phys.Rev.Lett.,v. 92, Number 3, P. 031101-1 (2004)
61. Kaspi S., et al., ApJ, Vol. 574, p. 643 (2002)
62. Kato M. & Hachisu I., ApJ, v. 437, P. 802 (1994)
63. Katsuda S., Tsunemi H. and Mori K., ApJ., v. 678, L35 (2008)
64. Knigge et al., MNRAS, Vol. 386, p. 1426 (2008).
65. Krause O., Birkman S.M., Usuda T., et al., Science, Vol. 320, p. 1195 (2008).
66. Kumagai S„ et al., A&A, v. 197, p. L7 (1988)
67. Kumagai S„ et al., ApJ, v. 345, p. 412 (1989)
68. Law W.J., Ritter H., Astron. and Astrophysics, v.63, p. 265 (1983)
69. Leising M., et al., ApJ, v. 328, p. 755 (1988)
70. Leventhal M., MacCallum C., Watts A., ApJ, v. 216, P. 491 (1977)
71. Livio M., Truran J., ApJ, v. 425, p. 797 (1994)
72. Lynds R., ApJ, Vol. 168, p. 87 (1971)
73. MacCormie M., et al., Phys. Rev. C, v. 53, p. 41 (1996)
74. MacCormie M., et al., Phys. Rev. C, v. 55, p. 1043 (1997)
75. Maeda K. and Nomoto K„ ApJ., v. 598, p. 1163 (2003)
76. Mahoney W.A. et al., ApJ, v. 262, P. 742 (1982)
77. Matz S.M., et al., Nature, v. 331, p. 416 (1988)
78. Meiksin A. A., Review of Modem Physics, Vol. 81, p. 1405 (2009).
79. Metzger M.R., et al., Nature, Vol. 387, p. 878 (1997).
80. Motizuki Y., and Kumagai S., AIP CP-704, p. 369 ( 2004)
81. Nagataki S„ Hashimoto M., Sato K., Yamada S„ ApJ, Vol. 486, p. 1026 (1997).
82. Nicastro F., et al., ApJ, Vol. 573, p. 157 (2002).
83. Nomoto K., in "Supernovae and gamma-ray bursls", ed. M. Livio et al., Cambridge: Cambridge Univ. Press, p. 114 (2001)
84. Oberlack U., PhD Thesis, TUM (1997):
85. Pankey T., PhD Thesis, Howard Univ, Washington. DC, Abstract 23:4 (1962)
86. Pannuti et al., ApJ, v. 721, p. 1492 (2010)
87. Plueschke S„ et al., ESA SP-459, p. 55 (2001)
88. RenaudM., etal. ApJ, v. 647, p. L4I (2006)
89. SallaskaA.L. etal., arXiv:1009.3925v 1 (2010)
90. Savage B.D., et al., ApJ, Vol. 538, p. 27 (2002)
91. Savage B.D., et al., ApJS, Vol. 146, p. 125 (2003).
92. Schoenfelder V., Aarts H„ Bennett K„ et al., ApJSuppl., v. 86, P. 629 (1993)
93. Shara M.M., The Astronomical Journal., V. 107, P. 1546 (1994)
94. Shara M.M.and Prialnik D„ AJ, v. 107, P. 1542 (1994
95. Starrfield S. et al., MNRAS, v. 296, P. 502 (1998a)
96. Starrfield etal., ASP Conference Series, v. 137, P. 352 (1998b)
97. Starrfield S„ Shore S.N., Sparks W.M., et al., ApJ, v. 391, P. L7I (1992)
98. Starrfield S., Shore S.N., Sonnerborn G„ et al., AIP, CP-280, P. 168 (1993)
99. Strong A.W., et al., AIP CP-410, p. 1198 (1997)
100. Totani T., et al., PASJ, v. 58, p. 485 (2006)
101. Tripp T.D, Savage B.D, Jenkins E.B., ApJ, v. 534, p. I (2000)
102. van Isacker P., et al., Phys. Rev C, v. 45, p. R13 (1992)
103. Vink et al., ApJ, v. 650, p. L79 (2001)
104. von Kienlin A., et al., ESA SP-552. p. 87 (2004).
105. Wang L„ Wheeler J.C., Hoefiich P., et al., ApJ, v. 579, p. 671 (2002).
106. Wang L., and Wheeler J.C., ARA&A, v. 46, p. 433 (2008).
107. Weiland J.L., et al., ApJ, v. 425, p. 81 (1994)
108. Weiss A. and Truran J., Astronomy and Astrophysics, v. 238, P. 178 (1990)
109. Wing J., et al., Nucl. Chemistry, vol. 27, p. 487 (1965)
110. WoosleyS.E., Weaver T.A., ApJ. Suppl., v. 101, p. 181 (1995).
111. WoosleyS.E., Hartmann D., Pinto P.A., ApJ, v. 346, p.395 (1989)
112. Woosley S.E., Pinto P.A., Weaver T.A., Astr. Soc. Austr. Proc., v. 7, No. 4, p. 355 (1988)
Подписано в печать 20.02.2013. Формат 60x84/16. Печать цифровая. Усл. печ. л. 2,0. Тираж 100. Заказ 10371Ь.
Отпечатано с готового оригинал-макета, предоставленного автором, в типографии Издательства Политехнического университета. 195251, Санкт-Петербург, Политехническая ул., 29. Тел.:(812)550-40-14 Тел./факс: (812) 297-57-76
Оглавление: ................................................................................................3
1 Введение.........................................................................................................6
1.1 Роль ядерных гамма-линий в астрофизических исследованиях.................8
2 Комптоновская Гамма-Обсерватория...................................................19
2.1 Прибор КОМПТЕЛ — комптоновский гамма-телескоп.................20
2.1.1 Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе КОМПТЕЛ...................................................21
2.1.2 Условия наблюдений и компоненты фона в приборе КОМПТЕЛ..25
2.1.3 Основы анализа регистрируемой информации для прибора КОМПТЕЛ...........................................................................................34
2.1.3.1. Пространственный анализ..............................................................34
2.1.3.2. Спектральный анализ......................................................................37
2.2 Гамма-телескоп ЭГРЕТ.......................................................................39
2.2.1 Принцип регистрации гамма-квантов прибором ЭГРЕТ..................39
2.2.2 Восстановление энергии и направления регистрируемого гамма-кванта в приборе ЭГРЕТ...........................................................42
2.2.3 Основы обработки регистрируемой прибором ЭГРЕТ информации
для получения координат и спектра источника гамма-излучения ..45
3 Наблюдения гамма-излучения в линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А....................................................................47
3.1 Первое наблюдение гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А.....................................................................................................47
3.2 Проверка полученного результата регистрации прибором КОМПТЕЛ гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А..................53
3.3 Анализ возможных имитаций у-линии 1.157 МэВ зарегистрированной от остатка сверхновой Кассиопея А прибором КОМПТЕЛ......................60
3.4 Независимое подтверждение регистрации гамма-линий от распада 44Ti от остатка сверхновой Кассиопея А...........................................................62
3.5 Интерпретация результата регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Кассиопея А прибором КОМПТЕЛ..........................63
3.6 Вопрос количества 44Ti в остатке сверхновой Кассиопея А.....................66
3.7 Выводы к материалам Главы 3....................................................68
4 Поиск источников излучения в гамма-линии 1.157 МэВ в
плоскости Галактики.........................................................................69
4.1 Генерация и анализ первой карты излучения галактики в гамма-линии с энергией 1.157 МэВ по данным прибора КОМПТЕЛ................................69
4.2 Генерация и анализ конечного варианта карты излучения галактики в у-линии с энергией 1.157 МэВ по данным прибора КОМПТЕЛ...............71
4.3 Ограничения на частоту сверхновых в Галактике по числу источников
зарегистрированных в линии 1.157 МэВ......................................................73
5 Исследования свойств молодого галактического остатка
сверхновой Vela Jr.............................................................................76
5.1 Свойства остатка сверхновой RX J0852.0-4622...........................................76
5.2 Морфологические особенности остатка сверхновой RX J0852.0-4622 по измерениям в других длинах волн и энергиях у-излучения........................82
5.3 К определению возраста остатка сверхновой RX J0852.0-4622.................93
5.4 Независимое подтверждение регистрации гамма-линии 1.157 МэВ от остатка сверхновой Vela Jr. прибором КОМПТЕЛ....................................9з
5.5 Молодой остаток сверхновой Gl.9+0.3 содержащий 44Ti?..........................96
5.6 Молодой остаток сверхновой SN1987A содержащий 44Ti...........................96
5.7 Выводы по остатку сверхновой Vela Jr. содержащей 44Ti...........................96
6. Исследования гамма-излучения в линии 1.275 МэВ от галактических классических новых.................................................97
6.1 Результаты исследований гамма-излучения в линии 22Na с энергией 1.275 МэВ от ближайших классических новых вспыхнувших в Галактике в период 1991-1999 г.г.............................................................................................97
6.2. Наблюдения линии 1.275 МэВ изотопа 22Na прибором COMPTEL.......100
6.2.1. Поиск локальных избытков излучения в линии 1.275 МэВ..................101
6.2.2. Спектральный анализ и поиск излучения в линии 1.275 МэВ..............102
6.3. Выводы из результатов наблюдений 1991-1994 гг................................102
6.4. Излучение в линии 1.275 МэВ от Новой Кассиопеи 1995.......................105
Выводы к Главе 6.......................................................................................................115
7. Галактическое излучение в гамма-линии 1.275 МэВ................116
7.1 Результаты исследований глобального галактического излучения в линии с энергией 1.275 МэВ...........................................................................................118
7.2 Широтный и долготный профили интенсивности галактического излучения в гамма-линии с энергией 1.275 МэВ.............................................121
7.3 Оценка частоты новых в балдже..................................................................125
7.4 Оценка потока в линии 1.275 МэВ от КЛНЭ в балдже.............................126
Выводы к Главе 7.......................................................................................................126
8. Метод резонансного поглощения гамма-квантов в исследованиях источников с релятивисткими струями..............................................128
8.1 Процессы резонансного поглощения гамма-квантов ядрами межзвездного
и межгалактического вещества........................................................................128
8.2. Краткое описание приборов и методики анализа спектров квазаров.... 132 8.2.1. Прибор COMPTEL....................................................................................132
8.2.2. Краткое описание прибора EGRET.........................................................134
8.2.3.Анализ регистрируемых данных прибора COMPTEL...........................134
8.2.4.Особенности анализа спектров квазаров для прибора EGRET.............139
8.2.4.1. Стандартный анализ спектров прибора EGRET.................................139
8.2.4.2. Специфика нашего анализа спектров прибора EGRET.....................139
8.3. Спектры квазаров измеренные приборами COMPTEL и EGRET...........142
8.3. 1. Процесс фитирования спектров квазаров.............................................143
8.3.2. Анализ СПИ квазара ЗС279.....................................................................147
8.3.3. Анализ СПИ квазара 3C273.....................................................................153
8.3.4. Анализ СПИ квазара PKS 0528+134.......................................................154
8.3.5. Анализ СПИ квазара BL Lacertae............................................................157
8.4. Возможность практического применения метода резонансного поглощения в исследованиях ранней Вселенной....................................................160
Заключение..........................................................................................................167
Список цитируемой литературы.......................................................................168
Приложения.........................................................................................................192
Приложение А: Подробные описания приборов КОМПТЕЛ и ЭГРЕТ.........190
Приложение В: Заявка Июдина А.Ф. NRA 91-OSSA на исследование
гамма-линий с использованием данных регистрируемых
прибором КОМПТЕЛ............................................................209
Приложение С: Заявки Июдина А.Ф. на наблюдения с использованием
прибора КОМПТЕЛ (Аннотации).........................................220
Приложение D: Заявка на наблюдения радио-телескопа АТС А...................222
Приложение Е: Заявка на наблюдения телескопа NTT (ESO).......................228
Приложение F: Технический OT4eT.COM-RP-MPE-DRG-178........................236
Приложение С:Технический OT4eT.COM-RP-MPE-DRG-188 .......................245
Приложение Н: Определение функции источника излучения в гамма-линии 1.275 МэВ от Галактического балджа...................................252
Область линейчатого гамма-излучения попадает в область мягкого излучения и излучения с промежуточными энергиями, потому что нам известны как гамма-
57
линия с энергией 122 кэВ от распада радиоактивного изотопа Со, так и линия с
1 Л
энергией 15.1 МэВ излучаемая ядрами возбужденного С* при переходе в основное состояние (Firestone et al. 1996).
Энергии фотонов гамма-линий резонансного поглощения занимают область несколько более высоких энергий, простираясь от энергии ~4 МэВ для дейтерия, до 25 МэВ для ядер 4Не и других, более тяжелых ядер, т.е., область энергий характерных для процесса поглощения фотонов в результате гигантского дипольного резонанса на том или ином ядре (Ahrens et al. 1975; Eramzyan et al. 1986). В то же время поглощение гамма-фотонов путем образования дельта-изобарного резонанса происходит при энергии ~ 325 МэВ, как в случае поглощения фотона отдельным нуклоном, так и для поглощения фотона ядром, состоящим из двух и более нуклонов (Ahrens 1985).
Измерения линейчатого гамма-излучения несут в себе информацию о присутствии характерного элемента, или изотопа в космической среде, и выполняются как правило в присутствии фона непрерывного спектра гамма-излучения , который может иметь различное происхождение. Непрерывный спектр фона может быть суммой гамма-излучения как первичного, так и вторичного происхождения, возникающего например при взаимодействии космических лучей с материалом телескопа гамма-излучения, с материалом спутника, с атмосферой Земли, или окружающей астрофизический объект средой.
Таким образом, излучение в гамма-линиях несет в себе важную информацию о составе и эволюции межзвездной и межгалактической среды, а тем самым и о структуре, и эволюции Вселенной. Так как гамма-излучение, в том числе и в линиях, обладает высокой проникающей способностью, оно может быть использовано для получения информации о процессах происходящих в чрезвычайно удаленных областях Вселенной.
Анализ спектров гамма-линий поглощения потенциально позволяет получить информацию о красном смещении не опознанных источников гамма-излучения, удаленных от нас на космологические расстояния, помогая таким образом их последующей идентификации в других длинах волн, а также позволяя выяснить природу физических процессов, происходящих в подобных источниках, в том числе и на стадии вспышечной активности ядер активных галактик, в особенности блазаров. Эта методика может быть использована также и для определения красного смещения гамма-всплесков по спектру их гамма-излучения.
Многие из зарегистрированных до настоящего времени гамма-источников пока не удалось отождествить с известными астрофизическими объектами. Дело в том, что для существующих методов регистрации гамма-источников определить точное положение гамма-источника на небе довольно трудно.
Гамма-телескопы имеют недостаточное для идентификации астрофизических точечных источников угловое разрешение, и только одновременное наблюдение гамма-источника двумя или несколькими удаленными друг от друга аппаратами позволяет получить его уточненные координаты так называемым методом триангуляции. Метод резонансного поглощения в применении к анализу спектральной плотности излучения блазаров и гамма-всплесков, т.е. объектов с сильной угловой направленностью излучения джетов, позволяет определить красное смещение этих объектов и тем самым способствует их идентификации.
1.1. Роль ядерных гамма-линий в астрофизических исследованиях
Научный интерес к наблюдениям ядерных гамма-линий возник естественным образом из попыток объяснить наблюдаемую распространенность элементов их происхождением в результате термоядерного взрыва звезды завершающей свою эволюцию (Хойл 1946). Этот интерес подогревается также теорией, предложенной еще на ранней стадии развития ядерной астрофизики, которая объясняет кривую блеска сверхновой звезды присутствием в выбросе сверхновой радиоактивных изотопов, энергия распада которых поддерживает светимость материала выброшенного во время взрыва в видимой области спектра. Например, в ранней публикации Бэрбидж и др. (1956) предполагали, что энергия высвобождаемая в результате распада изотопа 254Cf, имеющего период полураспада -60 дней, достаточна чтобы объяснить кривую блеска сверхновой звезды.
Правильное предположение что именно распад 56Со (период 77 дней), из цепи распадов 56Ni —>-56Со —>56Fe, а не распад изотопа 254Cf, подпитывает яркость кривой блеска сверхновой был сделано в тезисах PhD диссертации Pankey (1962). Это указание было замечено только в 1969 году ( Colgate & МасКее 1969). Свойства цепочки распадов 56Ni —>56Со —>56Fe с точки зрения астрофизического применения, было подробно рассмотрено в работе Nadyozhin (1994). Первые указания на возможность наблюдений гамма-линий, возникающих после распадов образованных в термоядерном взрыве сверхновой таких радиоактивных изотопов как изотопы 56Ni и 44Ti, и на возможность по интенсивности наблюдаемых гамма-линий, и параметрам кривой блеска сверхновой в оптическом излучении, сделать вывод как о характере взрыва сверхновой, так и о продуктах термоядерного синтеза во время взрыва сверхновой, рассматривались в статье Клэйтона, Колгэйта и Фишмана (Clayton, Colgate and Fishman 1969). В этой же работе было обращено внимание на потенциальную возможность обнаружения остатков сверхновых в нашей Галактике с помощью прибора
к запуску гамма-обсерватории GRO, получившей после запуска 04 Апреля 1991 года имя Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO).
К сожалению, к моменту запуска CGRO потоки фотонов в линиях с энергиями 847 кэВ, 1238 кэВ и 2596 кэВ, от распада 56Со в выбросе SN1987A, были уже существенно ниже порогов чувствительности приборов COMPTEL и OSSE, но регистрация линий от распада Со, с энергиями 122 кэВ и 136 кэВ, к этому времени еще оставалась актуальной задачей для уточнения соотношения массы
сп с^
синтезированных продуктов Ni/ Ni, и сопоставления этого соотношения с солнечным значением для продуктов распада никеля, т.е. с соотношением количеств изотопов 56Fe и 57Fe.
Дело в том что это отношение количеств изотопов Fe и Fe несет в себе
i/- ¿«7
информацию о плотности нейтронов (пп) в зоне синтеза изотопов Ni и Ni, и должно быть пропорционально первой степени пп в веществе взрывающейся сверхновой (Woosley, Hartmann, Pinto 1989).
После успешных наблюдений гамма-линий от сверхновой 1987А значительно вырос интерес также к возможной регистрации как присутствия, так и количества радиоактивного изотопа 44 Ti в выбросе материала сверхновой. Этот изотоп титана должен синтезироваться примерно в той же зоне горения сверхновой что и изотопы никеля (Bodansky et al. 1968), но его количество выносимое наружу взрывной волной должно сильно зависеть от положения обрезания по массе выброса вещества сверхновой в результате взрыва ( см. Timmes et al. (1996), и Рисунок 1.3).
с о
ь 0
со (/) 03
О)
о
2.2 2.4 Interior Mass
Рис. 1.3. Положение обрезания по массе выброса во взрыве сверхновой П-го типа, произошедшего на конечном этапе эволюции звезды с массой в 25 М0 (courtesy Hoffman 1996).
Расчеты выполненные в ряде работ, например таких как Woosley, Pinto, Weaver (1988), Woosley, Hartmann, Pinto (1989), а также Kumagai et al. (1989), для конкретного случая модели взрыва сверхновой 19 87А позволили предсказать наличие около 10"4 М0 44Ti в сброшенной, эжектированной оболочке сверхновой. См. Также Рис. 1.4 и более позднюю работу Motizuki and Kumagai (2004) на эту же тему. Такого количества 44Ti явно мало для регистрации сигнала приборами КТО от распада этого изотопа титана в остатке SN 1987А как по излучению в гамма-линиях 68 кэВ и 78 кэВ (О S SE) от первого распада в цепочке превращений 44Ti, так и прибором COMPTEL в линии 1157 кэВ от распада 44Sc в 44Са*, с последующим переходом 44Са* из возбужденного в основное состояние. Действительно, для расстояния Большого Магелланового Облака от Земли порядка 55 кпс, поток фотонов в гамма-линии с энергией 1157 кэВ, от распада 10"4 М0 44Ti в оболочке сверхновой, ожидается на уровне 4х10"6 фотонов/(см2 с), что существенно ниже минимально регистрируемых потоков от точечного источника в гамма-линиях для приборов OSSE и COMPTEL. Более обнадеживающими были предсказания о возможности зарегистрировать гамма-линию от распада 44Ti от еще неизвестного, т.е. не зарегистрированного молодого остатка сверхновой в нашей Галактике, с возрастом -100 лет (Clayton, Colgate, Fishman 1969).
В случае образования 44Ti порядка 10"4 М0 в термоядерном синтезе одной сверхновой, и в зависимости от расстояния остатка сверхновой до солнечной системы, можно ожидать поток в гамма-линии с энергией 1.157 МэВ на уровне:
Fi.157 ~ 1.4 х 10~2 exp(-t/x44) 1/d2 (кпс) (М44/10'4 М0) фотонов/(см2 с) [1]
Так, например, для молодого остатка сверхновой в районе центра Галактики, т.е. на расстоянии ~8 кпс от Солнца, можно ожидать потока гамма-квантов на уровне
* 9
2x10" фотонов/(см с), или более, в линии с энергией 1.157 МэВ, в случае если возраст этого остатка равен или меньше 160 лет.
Единственно существенной неопределенностью на период начала работы обсерватории CGRO для оценки возможности регистрации линии с энергией 1.157 МэВ от распада изотопа титана, была величина времени жизни радиоактивного
44
Ti измеренная к тому времени в четырех различных экспериментах, с довольно большим разбросом значений времени полураспада, типа ti/2~46.4±1.7 лет (Wing et al. 1965), ti/2~54.2±2.1 лет (Frekers et al. 1983), и т1/2~66.6±1.6 лет (Alburger and Harbottle 1990).
Т.е., известная на период 1991-92 гг. величина времени полураспада этого изотопа варьировалась по результатам измерений разных авторов от минимальной величины 46.4 лет до 66.6 лет. Различия в величине времени полураспада изотопа 44Ti известные на период времени 1991-92 гг. приводят к вариации коэффициента
л
1.4x10' в выражении [1], и всего потока в гамма-линии, на уровне 30%.
Довольно очевидно, что открытие одного, или нескольких, молодых остатков сверхновых в Галактике предоставит уникальную возможность исследования взаимодействия сверхновой с окружающей средой на ранних этапах эволюции остатка. Такая возможность, по-видимому, реализовалась для молодого, галактического остатка сверхновой КХ 10852.0-4622, известного также под
1000 2000
