WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 12 |

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

-- [ Страница 5 ] --

Таким образом, поток послесвечения растет во всех диапазонах до тех пор, пока оболочка не начала тормозиться, из-за того, что она собирает на своем пути все больше межзвездного вещества. Когда же оболочка начинает торможение, ее гамма-фактор, вследствие автомодельности движения, уменьшается как степенная функция времени. Вместе с гамма-фактором степенным образом уменьшаются и частоты m и c и максимум спектра движется в низкочастотную область.

Так как синхротронный спектр также степенной, в фиксированной полосе частот будет наблюдаться степенная кривая блеска. При этом, в мягком гамма и в рентгеновском диапазонах степенное уменьшение потока послесвечения должно происходить сразу же после начала торможения оболочки, так как с самого начала частоты m и c находятся в более мягкой области при типичных параметрах.

В рамках этой модели были успешно объяснены степенные кривые блеска послесвечений гамма-всплесков, регистрируемые в рентгеновском и оптическом диапазонах на временном масштабе от дней до месяцев и больше. Спектры послесвечений также хорошо воспроизводятся в рамках модели. Так например, спектр послесвечения гамма-всплеска 970508 хорошо согласуется с расчетным в диапазонах от радио до рентгеновского (Галама и др., 1998). Однако, эти наблюдения наблюдения проводились в основном телескопами с узким полем зрения, которые успевали наводить на источник гамма-всплеска только через несколько часов после его регистрации. В это время гамма-фактор движения потока уже должен упасть до ­ 10. С другой стороны, большой интерес представляют наблюдения послесвечений всплесков на самом раннем этапе их развития когда гамма-фактор движения потока, плотность и температура вещества максимальны. Так как максимум раннего послесвечения в рентгеновском и гамма-диапазонах соответствует началу торможения потока из-за взаимодействия с межзвездной средой, такие наблюдения могли бы позволить определить

42 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ

начальный гамма-фактор и другие параметры модели. При помощи наблюдений послесвечений на более поздних этапах этого сделать нельзя, из-за того, что, как говорилось выше, движение оболочки автомодельно и зависит от ее начальной энергии E, а не от ­0.

В этой части диссертационной работы представлены результаты поиска ранних послесвечений космических гамма-всплесков по данным телескопа СИГМА обсерватории «Гранат». Используя одно из основных преимуществ телескопа СИГМА — стабильный фон, удалось провести наблюдение раннего послесвечения яркого всплеска 920723 и исследовать излучение других всплесков на больших временных масштабах. Этому посвящена глава 4. В пятой главе, в рамках модели релятивистского огненного шара исследовано излучение коротких гамма-всплесков (длительностью 1 с) на временном масштабе t 30 с по данным монитора БАТСЕ на борту обсерватории им. Комтона.

Глава Поиск ранних послесвечений гамма-всплесков по данным телескопа СИГМА 4.1 Наблюдение раннего послесвечения всплеска Представлены результаты наблюдения послесвечения яркого космического гамма-всплеска 23 июля 1992 г., оказавшегося в поле зрения вторичной оптики телескопа СИГМА обсерватории «Гранат». После всплеска, длившегося 6 с, на протяжении 1000 с наблюдалось затухающее мягкое гамма-излучение (35– 300 кэВ). За это время высветилось 20% энергии всплеска. Кривая блеска основного события плавно переходит в послесвечение, в котором поток спадает по степенному закону с показателем  0,7. В момент начала падения потока от основного события наблюдается резкое изменение жесткости излучения. Жесткость спектра послесвечения в диапазоне 8–200 кэВ соответствует степенному спектру со спектральным индексом « 1, тогда как во время всплеска « 0,0 – 0,3. Параметры послесвечения обсуждаются в рамках модели релятивистского огненного шара.

4.1.1 Наблюдение Космический гамма-всплеск 23-го июля 1992 г. является самым ярким всплеском, зарегистрированным телескопом СИГМА обсерватории «Гранат», и одним из самых ярких всплесков, наблюдавшихся обсерваторией «Гранат» за все время ее работы. Он был зарегистрирован приборами ФЕБУС, ВОТЧ и СИГМА в диапазоне энергий от 8 кэВ до 24 МэВ (Терехов и др., 1993; 1995б). Срабатывание всплесковых ячеек произошло в 20h 03m 08s,3 всемирного времени; всплеск продолжался 6 с. По данным прибора ВОТЧ, излучение фотонов в диапазоне 8–20 кэВ длилось еще более 40 с после окончания всплеска в жестких рентгеновских лучах (Терехов и др., 1993). Всплеск был локализован этим прибором

44 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА

с точностью 0 (Сазонов и др., 1998). По данным прибора ФЕБУС поток излучения в максимуме всплеска составил 5 10 5 эрг с 1 см 2, а полное энерговыделение — 1,4 10 4 эрг см 2 в диапазоне 100–600 кэВ (Терехов и др., 1995а).

Всплеск был также зарегистрирован вторичной оптикой телескопа СИГМА.

Распределение фотонов всплеска на детекторе телескопа соответствовало характерному «отпечатку» от отверстия в защите в виде дуги, что дало возможность измерить положение всплеска с точностью 1 (Кларе и др., 1994б). Изображение на детекторе телескопа во время всплеска 920723 приведено в главе (рис. 1.2). Формат сохранения данных телескопа в бортовой памяти обсерватории позволяет в течение 7,5 с строить кривую блеска с временным разрешением лучше 0,1 с (в зависимости от потока); также в течение всего сеанса записывается скорость счета на детекторе с разрешением 4 с в четырех широких энергетических каналах: 35–70, 70–150, 150–300 и 300–600 кэВ. В последнем канале послесвечение не было зарегистрировано, поэтому далее будут рассматриваться только первые три из них. Пиковая скорость счета всплеска в диапазоне 35–300 кэВ составила 7900 отсч./с, средняя скорость счета фона — 310 отсч./с.

Во время сеанса телескоп СИГМА был наведен на рентгеновский пульсар Геркулес X-1, который во время всплеска находился в затмении и не был обнаружен. Верхний предел на его среднюю за сеанс скорость счета составляет 0,25 отсч./с на уровне значимости 99,7%, в полосе энергий фотонов 35– 70 кэВ. Пульсар имеет очень мягкий спектр (фотонный индекс  4,4 в полосе 20–100 кэВ), поэтому в более жестких каналах поток от него пренебрежимо мал.

В фазу затмения пульсар вошел за 12000 с до всплеска и вышел из нее через 9000 с после всплеска. Таким образом, в интересующий нас промежуток времени он не мог внести заметного вклада в переменность скорости счета на детекторе. Во время наблюдения в поле зрения вторичной оптики также не было ярких источников мягкого гамма-излучения. Космический аппарат «Гранат» находится на высокоапогейной орбите и в течение наблюдения не подвержен влиянию радиационных поясов Земли и других неоднородностей магнитосферы (таких как Южная атлантическая аномалия). Поэтому фон телескопа СИГМА обычно не проявляет заметной переменности на масштабах 103 с, и его можно удовлетворительно моделировать полиномом низкого порядка.

4.1.2 Обработка и результаты наблюдения Обычно источники составляют лишь несколько процентов общей скорости счета на детекторе телескопа СИГМА, поэтому правильное вычитание фона является вопросом первостепенной важности. Для моделирования фона были исключены 4000 с непосредственно следующие за всплеском и 1000 с непосредственно перед всплеском. Продолжительность всего сеанса составляла около 65000 с, таким образом исключалось около 8% общего времени наблюдения. Изменение фона со временем аппроксимировалось полиномами Чебышева порядка 0, 1, 2 и т.д. Процесс останавливался на том порядке, после которого увеличение порядка полинома не вызывало значимого улучшения качества модели (что Скорость счета, 103 отсч./с Рис. 4.1. Кривая блеска основного события с временным разрешением 0,1 с в диапазоне 35–300 кэВ. Начало отсчета времени соответствует моменту срабатывания всплесковой ячейки. Сплошная горизонтальная линия показывает полиномиальную модель фона. Вертикальными пунктирными линиями отмечены моменты времени, в которые выбирается начало отсчета времени для кривых блеска в логарифмических координатах (рис. 4.3 и 4.6).

46 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА

Скорость счета, отсч./с Рис. 4.2. Скорость счета до и после всплеска 920723. Сплошной линией показана полиномиальная модель фона.

определялось по критерию Фишера). Окончательно была принята модель фона с полиномами Чебышева 2-го порядка в первом и втором энергетических каналах и 3-го порядка в третьем канале. Следует отметить, что в районе всплеска значение фона очень слабо зависело от порядка полинома. Например, полиномы наивысшего использованного порядка отклоняются от простейшей линейной модели фона на 0.065 отсч/с в полной энергетической полосе.

Качество вычитания фона можно проконтролировать сравнением распределения отклонения измеренной скорости счета от фоновой модели с ожидаемым распределением для чисто статистического разброса. Для этого было построено распределение отклонений усредненной за 300 с скорости счета от модели фона в единицах стандартного отклонения пуассоновского распределения. В случае чисто статистических вариаций фона это распределение должно быть гауссовым с дисперсией равной единице; в случае нестабильного фона распределение должно быть шире. Полученное распределение хорошо приближается гауссовой моделью ( 2 5,1 на 7 степеней свободы) с дисперсией 1,1 ¦0,1. Дисперсия несколько превышает единицу, но это превышение оказывается незначимым. Таким образом, нестабильность фона на временном масштабе 300 с не обнаруживается. Предполагая, что статистические и надстатистические вариации складываются в квадратуре, можно получить, что средняя надстатистическая вариация фона относительно полиномиальной модели не превышает 0.6 отсч/с (на 95% уровне). Это заметно меньше, чем интенсивность зарегистрированного послесвечения в течение первых 1000 с после всплеска.

§4.1 Наблюдение раннего послесвечения всплеска На рис. 4.1 представлена кривая блеска основного события с временным разрешением 0,1 с в диапазоне 35–300 кэВ. Нуль времени соответствует моменту срабатывания всплесковой ячейки. На рис. 4.2 изображена скорость счета до и после всплеска на большом временном масштабе. Сам гамма-всплеск на этом рисунке «замазывается» из-за слишком грубого временного разрешения, однако, можно заметить, что слабое излучение регистрируется до 1000 с после всплеска. Сплошная линия на рис. 4.1 и 4.2 показывает полиномиальную модель фона. Из рис. 4.2 видно, что эта модель адекватно описывает фон, который остается практически постоянным на протяжении более чем 104 с.

В логарифмических координатах форма кривой блеска сильно зависит от того, какой момент выбран началом отсчета времени. Для правильного изображения степенных зависимостей, которые следуют из автомодельных решений задачи о сильном взрыве, за начало отсчета следует принимать момент, когда выделяется энергия взрыва. Решение можно считать автомодельным только на временах, гораздо больших интервала времени, за который выделяется эта энергия. Поэтому степенную зависимость кривой блеска от времени следует искать на временах, гораздо больших продолжительности основного события, т.е. при t 6 с. В логарифмических координатах форма этой части кривой не зависит от положения начала отсчета времени, выбранного во время всплеска.

На рис. 4.3 показана кривая блеска с вычтенным фоном в логарифмических координатах. Нуль времени соответствует времени срабатывания всплесковой ячейки. Этот момент обозначен пунктирной линией слева на рис. 4.1. Горизонтальной пунктирной линией снизу на рис. 4.3 отмечен верхний 95% предел на уровень возможной надстатистической вариации фона относительно полиномиальной модели на временной шкале 300 с, полученный выше (0.6 отсч/с).



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 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.