WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 12 |

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

-- [ Страница 6 ] --

Закрашенными квадратами обозначена часть кривой, построенная по данным с временным разрешением 4 с, пустыми квадратами — данным с хорошим временным разрешением. Хорошо видно, что после этого яркого всплеска, длительность которого составляет около 6 с (рис. 4.1) в течение 1000 с регистрируется слабое затухающее излучение.

Прямая, проведенная на рис. 4.3 сплошной линией, представляет лучшее приближение кривой блеска степенным законом во временном интервале 20– 1000 с; штрихпунктирная кривая — лучшее приближение этих же точек экспонентой. Значения 2 равны соответственно 1,5 и 6,5 на 4 степени свободы. Таким образом, степенной закон удовлетворительно описывает данные и является лучшим приближением, чем экспонента. Степенной наклон кривой блеска в интервале 20–1000 с равен  0,69¦0,17. Степенные наклоны для кривой блеска в каждом из трех энергетических диапазонов отдельно равны:  1,29¦0,55 (35– кэВ),  0,64¦0,19 (70–150 кэВ) и  0,41¦0,6 (150–300 кэВ). В пределах ошибок эти показатели не отличаются между собой. Во временном интервале 20–1000 с высвечивается 20% энергии, выделенной в основном всплеске. Отметим, что при данном выборе начала отсчета времени экстраполяция степенного закона, приближающего кривую блеска в интервале 20–1000 с, в сторону начала отсчета (обозначенная пунктиром на рис. 4.3) почти точно попадает на первый маРАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА Скорость счета, отсч./с Рис. 4.3. Скорость счета после всплеска с вычтенным фоном и в логарифмических координатах. Нуль времени соответствует времени срабатывания всплесковой ячейки. Закрашенными квадратами обозначена часть кривой, построенная по данным с временным разрешением 4 с, пустыми квадратами — данным с хорошим временным разрешением. Горизонтальной пунктирной линией снизу отмечен верхний 95% предел на уровень возможной надстатистической вариации фона относительно полиномиальной модели на временном масштабе 300 с.

См. также текст.

§4.1 Наблюдение раннего послесвечения всплеска константа отсч./с ленький пик временной истории, в самом начале основного события (см. также На рис. 4.4 изображены спектры отсчетов основного события во временном интервале 0–6 с (а), в интервале 6–7,5 с (б), и спектр отсчетов послесвечения (в). Из рисунка видно, что в пределах ошибок измерения жесткость послесвечения не отличается от жесткости излучения через 6–7,5 с после срабатывания ячейки, но оказывается заметно мягче среднего по времени спектра основного события. Хотя форма спектров может быть сильно искажена поглощением мягкого излучения в пассивной защите телескопа, вывод об относительном умягчении спектра во время послесвечения должен быть верным.

Вывод об относительной мягкости послесвечения с большей уверенностью можно сделать из сравнения данных телескопа СИГМА с кривой блеска по данным прибора ВОТЧ в полосе 8–20 кэВ (Терехов и др., 1993; Сазонов и др. 1998).

По данным прибора ФЕБУС можно определить поток в основном событии в полосе 75–200 кэВ и найти коэффициент перевода отсчетов на детекторе телескопа СИГМА в энергетические единицы. Результаты этих расчетов представлены на рис.4.5, где изображена временная история эффективного спектрального индекса в диапазоне 8–200 кэВ (т.е. параметра степенного спектра F »  «, имеющего жесткость, равную наблюдаемой). Из рис.4.5 видно, что спектр послесвечения гораздо мягче спектра основного события. Во время основного события (в интервале 0–6 с) наблюдается обычное для гамма-всплесков умягчение спектра со временем (например, Форд и др., 1994). На шестой секунде после срабатывания всплесковой ячейки, спектральный индекс резко увеличивается от « 0,3 до и впоследствии остается постоянным в пределах ошибок измерения.

50 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА

Спектральный индекс, « Рис. 4.5. Зависимость от времени эффективного спектрального индекса в диапазоне 8–200 кэВ.

На рис. 4.6 изображена кривая блеска в логарифмических координатах так же, как и на рис. 4.3, но нулевой момент времени выбран в начале быстрого падения скорости счета примерно через 6 с с момента срабатывания всплесковой ячейки (вертикальная пунктирная линия справа на рис. 4.1). Как показано выше, этот момент временной истории выделен также резким изменением спектра всплеска (вертикальная пунктирная линия на рис.4.5). При таком выборе начала отсчета времени данные в интервале 0,01–10 с хорошо ложатся на степенной закон, полученный в интервале 20–1000 с. Если учесть интервал 0,1–20 с при отыскании наилучшего приближения степенной функцией, ее показатель окажется равным  0,70¦0,03. Основная часть временной истории всплеска не показана на рис. 6; при данном выборе начала отсчета времени она расположена на отрицательной части временной оси. При t 6 с (продолжительности всплеска), форма кривой блеска не меняется по сравнению с рис. 4.3, где нуль времени выбран в начале основного события.

При таком выборе начала отсчета времени, уменьшение потока согласно единому степенному закону происходит на протяжении примерно четырех порядков величины изменения времени. Однако, такое поведение кривой блеска не ожидается в случае, если степенной хвост возникает при переходе огненного шара в автомодельный режим расширения — в этом случае степенное уменьшение потока следует ожидать только на временном масштабе, много большем времени выделения энергии.

Скорость счета, отсч./с Рис. 4.6. То же, что и на рис. 4.3, но начало отсчета времени выбрано в начале быстрого падения скорости счета и в момент резкого умягчения спектра, примерно через 6 с с момента срабатывания всплесковой ячейки (вертикальная пунктирная линия справа на рис. 4.1, вертикальная пунктирная линия на рис.4.5).

52 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА

Частота, Гц Рис. 4.7. Времена и энергетические диапазоны наблюдения, представленного в настоящей работе, и типичных наблюдений послесвечений всплесков в рентгене и оптике. Показана также эволюция характерных частот синхротронного спектра m и c (см. текст).

Начальный гамма-фактор ­ 4.1.3 Обсуждение На рис. 4.7 для наглядности показаны времена и энергетические диапазоны, в которых проводилось наше наблюдение и в которых обычно проводятся наблюдения рентгеновских и оптических послесвечений. На рисунке также показано как, согласно модели релятивистского огненного шара, должны меняться со временем характерные частоты синхротронного спектра послесвечения m и c для того, чтобы их значения согласовывались с измеренными для всплесков 970508 и 971214 при t 106 с (Виерс и Галама, 1998). Из рисунка видно, что наше наблюдение находится в таком временном и энергетическом диапазоне, который ранее не был доступен для наблюдений послесвечений гамма-всплесков.

Важной особенностью нашего наблюдения является и то, что нет перерыва между наблюдением основного относительно короткого всплеска, который имеет сложную временную структуру, и его послесвечения, поток в котором спадает по степенному закону на большом отрезке времени. Из полученной кривой блеска (рис. 4.1, 4.3 и 4.6) видно, что процесс, ответственный за послесвечение всплеска, начинается сразу после, или даже во время основного события. При этом резкое изменение спектральных характеристик (рис. 4.5) может указывать на момент времени, когда заканчивается процесс, в котором рождается большая часть жесткого и переменного излучения основного всплеска.

Как говорилось во введении, в рамках модели релятивистского огненного шара, максимум послесвечения наступает в момент, когда оболочка начинает тормозиться после того, как собирает на своем пути достаточно большую массу вещества межзвездной среды M E ­0, где E — начальная кинетическая энергия оболочки, ­0 — ее начальный гамма-фактор. Из этого соотношения можно очень легко получить оценку наблюдаемого времени, когда должен наступать

54 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА

максимум послесвечения (Сари, Пиран, 1999б):

Здесь n — плотность межзвездной среды. Наше наблюдение дает лишь верхнюю оценку t­ 6 с. Из нее следует ограничение на величину начального гаммафактора:

Область разрешенных значений ­0, в предположении E 1052 эрг, находится выше заштрихованной области на рис. 4.8. От величины E это ограничение зависит слабо, так как ограничение на ­0 зависит от нее лишь в степени 1/8 и в случае, если источник всплеска находится на космологическом расстоянии, его изменение в «разумных» пределах почти не влияет на оценку ­0. Таким образом, ранний максимум послесвечения t­ 6 с свидетельствует о высоком начальном гамма-факторе потока. Напомним, что оценку этой величины нельзя получить из наблюдений послесвечений на более поздних этапах, так как движение оболочки становится автомодельным и зависит от ее начальной энергии E. Из оценки величины потока послесвечения в районе максимума также можно получить ограничение на ­0 в зависимости от параметров модели, но это ограничение оказывается гораздо слабее, т.к. поток сильно зависит от расстояния до источника и параметров, определяющих эффективность перевода кинетической энергии потока в излучение.

Спектральная плотность потока послесвечения задается выражением F »

 « t  ¬, где на достаточно поздних стадиях эволюции огненного шара показатели « и ¬ не зависят от времени, а зависят только от наклона спектра релятивистских электронов. В нашем случае эти показатели равны « 1 ¦ 0,2, ¬ 0,69 ¦0,17 (§ 4.1.2). Спектр послесвечения оказывается заметно более жестким, а кривая блеска — более пологой, чем наблюдавшиеся ранее в рентгеновском диапазоне через 3 104 с после основного события: « 1,4 – 1,7, ¬ 1,1 – 1,6 (например, инт Занд и др., 1998; Пиро и др., 1998; Никастро и др. 1998). Кроме того, наблюдаемый степенной наклон кривой блеска оказывается более пологим, чем t  1 (на доверительном уровне 90%). Интеграл от t  0,7 расходится и, если послесвечение затухало бы по такому закону продолжительпри t ное время, то уже через 105 с в нем выделилась бы энергия порядка энергии основного события. Таким образом, наклон кривой блеска должен увеличиться после нашего наблюдения.

Изменение степенного наклона кривой блеска послесвечения могло бы быть связано с тем, что частота m, соответствующая максимуму распределения ускоренных электронов, становится меньше частоты диапазона наблюдения. Одновременно с этим должен умягчиться и спектр послесвечения, что приводило бы наклон спектра « в согласие с наблюдениями послесвечений в рентгеновском диапазоне (см. выше). Частота m соответствовала бы мягкому гамма-диапазону энергии электронов и магнитного поля в энергии ударной волны (Сари и др., §4.2 Поиск ранних послесвечений других всплесков 1998). Из оценок e и B, полученных из данных одновременных радио, оптических и рентгеновских наблюдений послесвечений всплесков 970508 и при t 105 –106 с (Виерс и Галама, 1998), можно получить t m 3 с. Эта оценка t m не согласуется с предположением о том, что t m 100   1000 с. Это хорошо видно на рис. 4.7, где показано, как со временем эволюционирует частота m в соответствии с измерениями для всплесков 970508 и 971214. Таким образом, результаты нашего наблюдения могут свидетельствовать о существенных различиях параметров модели для различных гамма-всплесков. С другой стороны, такой пологий степенной наклон кривой блеска может быть связан с тем, что послесвечение наблюдается недалеко от его максимума, где движение потока еще не в полной мере можно считать автомодельным.

В мягком гамма-диапазоне послесвечения, поток в которых падает по степенному закону сразу после основного события на временном масштабе до 1000 с, ранее не наблюдались. Поэтому наиболее важным является выяснение вопроса о том, насколько такое послесвечение может быть общей чертой гамма-всплесков.



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 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.