WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 12 |

Исследование космических гамма-всплесков по данным телескопа сигма обсерватории гранат. поиск далеких скоплений галактик.

-- [ Страница 3 ] --

Основные сведения о космических гамма-всплесках, зарегистрированных телескопом СИГМА, приведены в табл. 2.1. Названия всплесков, как это принято, составлены из двух последних цифр года, месяца и числа даты наблюдения всплеска. В таблице приведены длительности всплесков на половине максимума временной истории — T1 2. Использование этой характеристики длительности всплесков обусловлено тем, что эта величина почти не подвержена искажениям при измерениях с различной чувствительностью, так как не связана с измерением слабых потоков в «хвостах» временных историй всплесков. Для того, чтобы измерить величину T90, которая представляет из себя промежуток времени между моментами, когда выделилось 5% и 95% полной энергии всплеска, и которая обычно используется для измерения длительностей всплесков (например, Коувелиотоу и др., 1993), необходимо сначала измерить полный поток энергии всплеска (интеграл потока по времени), от которой T90 зависит напрямую. Если же излучение всплеска затухает по степенному закону, с показателем близким к  1, невозможно сделать оценку полного потока энергии, которая не зависела бы от отношения сигнал-шум, так как большая часть энергии может находиться в относительно слабом, но длинном хвосте кривой блеска, разная часть которого может быть выше шума. Ситуация с измерением полного потока энергии усугубляется тем, что фон может быть существенно переменным и его необходимо моделировать. В особенности это касается экспериментов, проводившихся на низких орбитах, таких как БАТСЕ (BATSE) на борту обсерватории им. Комптона (CGRO). На то, что излучение всплесков затухает именно по степенному закону, указывает форма отдельных импульсов излучения всплесков, в которых этот степенной закон имеет показатель  0,4 (Норрис и др., 1996), а также то, что именно такое затухание регистрируется на больших временных масштабах (Буренин и др., 1999; вторая часть диссертации). Так например, как будет показано во второй части диссертации, измеренная телескопом СИГМА величина T для яркого гамма-всплеска 920723 была бы 500  700 с, тогда как «на глаз» (и при измерении с меньшей чувствительностью) его длительность составляет около 6 с (рис. 2.3), что и отражает величина T1 2 5 с. Поэтому, величина T90 являНаблюдения Табл. 2.1. Гамма-всплески зарегистрированные основным детектором

20 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ ОСНОВНЫМ ДЕТЕКТОРОМ

ется плохой характеристикой для измерения длительностей гамма-всплесков и в работе использовалась мера длительности T1 2.

В таблице приведены также максимальные скорости счета на временном масштабе 0.1 с в диапазоне 35–300 кэВ. Фоновая скорость счета в этом диапазоне обычно составляет 300 отсч./с. В следующей колонке таблицы приведены значения потока в пике всплесков в диапазоне 100-500 кэВ, измеренные при помощи прибора ФЕБУС (Терехов и др., 1994, 1995; Ткаченко и др., 1998). Ошибки не являются только статистическими — учтена неопределенность эффективной площади прибора ФЕБУС. Из таблицы видно, что телескопом СИГМА регистрируются относительно яркие всплески, с потоками в максимуме от 10 6 до 10 4 эрг с 1 см 2.

Все зарегистрированные всплески прошли через области ослабленной защиты детектора телескопа, о которых говорилось в первой главе. Пять гаммавсплесков удалось локализовать по их изображению на детекторе (Терехов и др., 1993; Кларе и др., 1994б; Голдвурм и др., 1994). Такие всплески отмечены звездочкой в колонке «подтверждения» табл. 2.1. В этой же колонке указаны некоторые другие приборы, наблюдавшие данный всплеск: P — ФЕБУС (Терехов и др., 1994, 1995; Ткаченко и др., 1998), W — ВОТЧ (Сазонов и др., 1998) на борту орбитальной обсерватории «Гранат» и B — БАТСЕ (Миган и др., 1998) на борту обсеватории им. Комптона.

Как уже говорилось, практически любой всплеск, вызвавший срабатывание ячейки и находящийся в основном поле зрения, может быть локализован телескопом СИГМА с точностью порядка нескольких угловых минут (Сюняев и др., 1993). Если бы источники всплесков были распределены однородно в евклидовом пространстве, то за все время наблюдений в основное поле зрения должно было бы попасть около 30 всплесков. Однако, ни один всплеск не попал в основное поле зрения телескопа. Это согласуется с наблюдаемым недостатком слабых всплесков по сравнению с количеством, которое ожидается для однородного распределения источников в евклидовом пространстве.

2.2 Результаты наблюдений На рис. 2.1 представлено распределение гамма-всплесков по длительности T1 2. В этом распределении просматриваются два максимума, разделенные минимумом при T1 2 1 с, как это наблюдалось раньше в других экспериментах (см. ссылки, например, в обзоре Фишмана, Мигана, 1995). Бимодальность распределения гамма-всплесков по длительностям может свидетельствовать о существенном различии природы коротких и длинных всплесков. По данным прибора ФЕБУС обсерватории «Гранат» было обнаружено, что короткие всплески являются в среднем более жесткими, чем длинные (Дезалей и др., 1991, 1996).

Кроме того, имеются указания на то, что распределение источников коротких всплесков в пространстве может быть ближе к однородному, чем распределение источников длинных всплесков (Тавани и др., 1998).

Зависимость log N Pµ–log P для всплесков, зарегистрированных телескопом СИГМА, изображена на рис. 2.2. По оси абсцисс отложено отношение максимальных скоростей счета всплесков к скорости счета в максимуме самого яркого гамма-всплеска 920723. Из рисунка видно, что эта зависимость хорошо приближается законом  3 2. Отклонение в части кривой подсчетов, соответствующей самым слабым всплескам, связано с уменьшением полной площади небесной сферы, доступной наблюдениям при малых потоках всплесков. Хорошее согласие с законом  3 2 в остальном диапазоне потоков свидетельствует о том, что большинство регистрируемых всплесков приходят с расстояний, где еще не проявляется неоднородность их распределения или космологические эффекты, приводящие к завалу кривой подсчетов. При этом тот факт, что в разных направлениях относительно оси телескопа чувствительность разная, не мешает сделать такой вывод для достаточно ярких всплесков. Действительно, если распределение регистрируемых всплесков по чувствительности, с которой измеряются их потоки, не зависит от потоков всплесков, то в случае однородного распределения источников в евклидовом пространстве это распределение может быть проинтегрировано отдельно, подобно функции светимости источников (например, Зельдович, Новиков, 1975), и не может искажать закона  3 2.

Отклонение от этого закона наблюдается для более слабых всплесков, с потоками в максимуме 3 10 6 эрг с 1 см 2 (см., например, обзор Фишмана, Мигана, 1995).

На рис. 2.3 представлены временные истории зарегистрированных гаммавсплесков в энергетическом диапазоне 35–300 кэВ. Временные истории всплесков 900720 и 910122 изображены на разных временных масштабах, так как их длительность больше, чем продолжительность записи данных с хорошим временным разрешением.

22 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ ОСНОВНЫМ ДЕТЕКТОРОМ

количество всплесков Скорость счета, 103 отсч./с Рис. 2.3. Временные истории космических гамма-всплесков, зарегистрированных основным детектором телескопа СИГМА. Время отсчитывается от момента срабатывания всплесковой ячейки (см. табл. 2.1). Горизонтальной линией показан уровень фона.

24 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ ОСНОВНЫМ ДЕТЕКТОРОМ

Скорость счета, 103 отсч./с Скорость счета, 103 отсч./с

26 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ ОСНОВНЫМ ДЕТЕКТОРОМ

Скорость счета, 103 отсч./с Скорость счета, 103 отсч./с Скорость счета, 103 отсч./с

28 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ ОСНОВНЫМ ДЕТЕКТОРОМ

Глава Наблюдения гамма-всплесков активной защитой В этой главе приведены предварительные результаты наблюдений космических гамма-всплесков при помощи антисовпадательной защиты телескопа СИГМА обсерватории «Гранат» в период с января 1990 г. по сентябрь 1998 г.

3.1 Наблюдения Использовался формат данных, в котором в бортовую память последовательно записываются времена прихода каждого 32-го фотона в энергетическом диапазоне 0.25–2 МэВ с точностью 8 мкс. Всего записывается 12288 таких временных меток. Продолжительность записи информации о кривой блеска составляет обычно около 70 с. Эта величина меняется в зависимости от регистрируемой скорости счета. Поскольку этот вид информации присутствует только в блоках телеметрии с подробной информацией о всплеске и в каждом сеансе наблюдений может быть записано только два таких блока (см. главу 1), при использовании только этих данных, наблюдательное время после второго срабатывания всплесковой ячейки в сеансе отбрасывается. Но так как два срабатывания подряд в одном сеансе случаются редко, в результате эффективное наблюдательное время уменьшается не очень сильно и составляет в этом случае 1.36 года.

За все время наблюдений было зарегистрировано 718 срабатываний всплесковой ячейки. Подавляющее большинство этих срабатываний были вызваны разного рода высокоэнергичными частицами. Это объясняется тем, что для работы всплесковой ячейки используется скорость счета без проверки их совпадений между разными блоками защиты. Все срабатывания, связанные с частицами, могут быть легко идентифицированы по особенностям временных историй.

При использовании указанного типа данных было идентифицировано 23 космических гамма-всплеска и одиннадцать солнечных вспышек.

Основные сведения об этих гамма-всплесках сведены в табл. 3.1. В ней приведены названия всплесков, время, когда произошел всплеск, скорость счета в

30 НАБЛЮДЕНИЯ ВСПЛЕСКОВ АКТИВНОЙ ЗАЩИТОЙ

Табл. 3.1. Гамма-всплески зарегистрированные защитой Подтверждения:

S — основной детектор телескопа СИГМА (Буренин и др., 2000; глава 2).

P — ФЕБУС (Терехов и др., 1994, 1995; Ткаченко и др., 1998).

W — ВОТЧ (Сазонов и др., 1998).

B — БАТСЕ на борту обсеватории им. Комптона (Миган и др., 1998).

его максимуме на временном масштабе 0,1 с, суммированная по двум детекторам, в которых всплеск был наиболее ярким в диапазоне 0,25–2 МэВ. Приведены также длительности всплесков на половине максимума кривой блеска T (см. § 2.1) и подтверждения по данным других приборов: S — основной детектор телескопа СИГМА (Буренин и др., 2000; глава 2), P — ФЕБУС (Терехов и др., 1994, 1995; Ткаченко и др., 1998), W — ВОТЧ (Сазонов и др., 1998) на борту орбитальной обсерватории «Гранат» и B — БАТСЕ на борту обсеватории им. Комптона (Миган и др., 1998). Все представленные всплески были зарегистрированы одним из этих приборов. Это объясняется относительно низкой чувствительностью антисовпадательной защиты телескопа в качестве детектора космических гамма-всплесков.

3.2 Результаты наблюдений На рис. 3.1 представлено распределение гамма-всплесков по длительности T1 2. Это распределение согласуется с бимодальным распределением по длительностям, которое наблюдается в других экспериментах (например, § 2.2).

Для более определенного вывода не хватает статистической значимости из-за малого объема полученной выборки.

Зависимость log N Pµ–log P для всплесков, зарегистрированных телескопом СИГМА, изображена на рис. 2.2. По оси абсцисс отложено отношение максимальных скоростей счета всплесков к скорости счета в максимуме самого яркого гамма-всплеска 920723. Из рисунка видно, что для ярких всплесков эта зависимость хорошо приближается законом  3 2. Как говорилось выше, то, что чувствительность меняется в зависимости от направления на всплеск, не мешает сделать такой вывод для достаточно ярких всплесков (§ 2.2). Отклонение от этой зависимости для слабых всплесков связано скорее всего с уменьшением площади небесной сферы, доступной наблюдениям при таких потоках.

Временные истории некоторых гамма-всплесков, зарегистрированных антисовпадательной защитой представлены на рис. 3.3.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 12 |
 


Похожие материалы:

« РОДИН Александр Евгеньевич ПРЕЦИЗИОННАЯ АСТРОМЕТРИЯ ПУЛЬСАРОВ В ПРИСУТСТВИИ НИЗКОЧАСТОТНЫХ ШУМОВ Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научные руководители – доктор технических наук Ю. П. Илясов, доктор физико-математических наук С. М. Копейкин Москва 2000 Содержание Введение 7 1 Пульсарная радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой 18 1.1 Алгоритм обработки РДБ-наблюдений . . . . . . ...»

« Абунин Артм Анатольевич ХАРАКТЕРИСТИКИ ФОРБУШ-ЭФФЕКТОВ И ИХ СВЯЗЬ С СОЛНЕЧНЫМИ, МЕЖПЛАНЕТНЫМИ И ГЕОМАГНИТНЫМИ ВОЗМУЩЕНИЯМИ Специальность 01.03.03 – Физика Солнца Диссертация на соискание учной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: кандидат физико-математических наук Белов А.В. Москва – 2014 2 СОДЕРЖАНИЕ Введение Глава 1. Обзор современного состояния исследований Форбуш-эффектов. Средства и методы изучения вариаций галактических космических лучей . ...»

«Куприянов Владимир Викторович Численно-экспериментальное исследование вращательной динамики спутников планет 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель д. ф.-м. н. Шевченко Иван Иванович Санкт-Петербург – 2014 Оглавление Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Глава 1. Исторический обзор . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9 1.1. Численное ...»

« Гожа Марина Львовна НАСЕЛЕНИЕ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИКИ 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель доктор физико-математических наук, профессор В.А. Марсаков Ростов-на-Дону – 2014 2 Оглавление Введение………………………………………………………………………………. 5 Глава 1. Неоднородность населения рассеянных звездных скоплений в Галактике…………………………………………………………………………. 20 1.1 ...»

«ЧАЗОВ Вадим Викторович РАЗРАБОТКА И ПРИМЕНЕНИЕ АЛГОРИТМОВ ЧИСЛЕННО-АНАЛИТИЧЕСКОГО МЕТОДА ВЫЧИСЛЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЙ ИСКУССТВЕННЫХ СПУТНИКОВ ЗЕМЛИ Диссертация на соискание учёной степени доктора физико-математических наук Специальность 01.03.01. Астрометрия и небесная механика Москва – 2012 Содержание 1 Содержание Предисловие 7 1 Постановка задачи 17 1.1 Стандартные соглашения . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.1 Системы отсчёта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.1.2 ...»

« УДК 524.7;524.72-4 КАЙСИНА Елена Ивановна БАЗОВЫЕ СВОЙСТВА ГАЛАКТИК МЕСТНОГО ОБЪЕМА (01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия) ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: доктор физико–математических наук, профессор Караченцев И. Д. Нижний Архыз – 2014 2 Оглавление Введение Общая характеристика работы Актуальность Цели и задачи исследования Научная новизна Научная и практическая ценность работы Основные результаты ...»







 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.