WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 12 |

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

-- [ Страница 7 ] --

Всплеск 23 июля 1992 г. является самым ярким из зарегистрированных телескопом СИГМА. Результаты подробного анализа данных телескопа СИГМА на предмет поиска послесвечений гамма-всплесков представлены ниже.

4.2 Поиск ранних послесвечений других всплесков Как видно из рис. 4.3, послесвечение гамма-всплеска 920723 не было бы зарегистрировано, если бы имело примерно в десять раз меньший поток. Остальные всплески, попавшие в поле зрения вторичной оптики телескопа, имели существенно более слабые потоки (см. главу 2), и подобные послесвечения от них зарегистрированы бы не были. Тем не менее, мы подробно проанализировали данные телескопа СИГМА с целью поиска ранних послесвечений других всплесков, зарегистрированных этим прибором.

Для остальных всплесков фон моделировался при помощи полиномов Чебышева также, как и для всплеска 920723 (§ 4.1.2). Некоторые всплески, для которых не было возможности качественно смоделировать фон, не рассматривались. Таких всплесков оказалось десять. На рис. 4.9 изображены средние потоки в энергетическом диапазоне 35–300 кэВ во временном интервале 100–800 с после срабатывания всплесковых ячеек. По оси абсцисс отложены потоки в максимумах всплесков. На рис. 4.9 не изображены длинные всплески 900720 и (рис. 2.3 в главе 2). Наклонная кривая линия изображает линейную зависимость, проходящую через крайнюю точку справа, соответствующую послесвечению всплеска 920723. Коэффициенты для перевода отсчетов в энергетические единицы для каждого всплеска были получены используя значения потоков во время всплесков, измеренные прибором ФЕБУС. Связанная с этим систематическая ошибка составляет 30%. Она не включена в ошибки на рис. 4.9, так как не влияет на значимость регистрации потоков.

Из рис. 4.9 видно, что в пределах ошибок потоки после более слабых всплеРАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА сков равны нулю. Только два всплеска имеют в этом временном интервале потоки, которые превышают фон на уровне значимости около 95%, что не является значимым для выборки из более чем 20 всплесков. Однако, средний по слабым всплескам поток во временном интервале 100–800 с равен 0,36 ¦0,14 отсч. с 1.

Это значение получено усреднением по всем всплескам исключая 920723, и заведомо длинные всплески 900720 и 910122 (рис. 2.3 в главе 2). Такое значение скорости счета соответствует приблизительно 3 10 9 эрг с 1 см 2, что составляет долю примерно 10 3 от потока, регистрируемого во время всплесков. Эта величина показана горизонтальной пунктирной линией на рис. 4.9.

Из рис. 4.9 видно, что, по сравнению с ярким гамма-всплеском 920723, ранние послесвечения с большим отношением потока послесвечения к потоку во время всплеска не регистрируются. Если бы это отношение было примерно одинаковым для всех всплесков, то, как уже говорилось и как это хорошо видно из рис. 4.9, послесвечения слабых всплесков не были бы зарегистрированы в каждом отдельном случае из-за слабости большей части всплесков. Однако, средний по всем слабым всплескам поток на большом временном масштабе (в интервале 100–800 с) имеет приблизительно такую величину, как если бы большинство слабых всплесков имели послесвечения, подобные послесвечению яркого всплеска 920723. Таким образом, величина этого среднего по слабым всплескам потока указывает на то, что, по всей вероятности, на временном масштабе 1000 с значительное число гамма-всплесков имеют послесвечения, подобные послесвечению всплеска 920723.

4.3 Заключение В этой главе описано высокочувствительное измерение кривой блеска события 23 июля 1992 г. телескопом СИГМА. Чувствительность и стабильный фон телескопа позволяют регистрировать излучение на уровне лучше 1/1000 от пиковой на большом временном масштабе. Нам удалось обнаружить послесвечение гамма-всплеска, спадающее по степенному закону с показателем степени  0,7 в интервале 20–1000 с после всплеска. В диапазоне энергий фотонов 8– 300 кэВ послесвечение оказывается существенно мягче основного события и в начале падения потока наблюдается резкое изменение спектра. В послесвечении высвечивается не меньше 20% энергии гамма-всплеска. Это было первое наблюдение послесвечения в мягком гамма-диапазоне, спадающего по степенному закону сразу после всплеска.

В некоторых случаях признаки наличия послесвечения сразу после некоторых ярких всплесков наблюдались и ранее (в рентгеновском диапазоне: Сюняев и др., 1990; Мураками и др., 1991; Терехов и др., 1993; Сазонов и др., 1998; в мягком гамма-диапазоне: Клебесадел, 1992, Ткаченко и др., 1995). Однако, это долговременное слабое излучение регистрировалось на временном масштабе сравнимом с длительностями всплесков (обычно 30–100 с) и не позволяло сделать вывод о степенном законе затухания потока. Подобное излучение в некоторых случаях регистрировалось и широкоугольной камерой на борту обсерватории BeppoSAX, причем наблюдения указывали на то, что, возможно, это излучение переходит в послесвечения, регистрируемые позже при помощи телескопов с узким полем зрения (например, Пиро и др., 1998). Несколько особняком стоит наблюдение послесвечения всплеска 940217 в жестком гамма-диапазоне 200 МэВ – 10 ГэВ прибором EGRET на борту обсерватории им. Комптона (Орли и др., 1994). Послесвечение в таком жестком энергетическом диапазоне, по-видимому, требует отдельного объяснения.

Результаты наблюдения послесвечения всплеска 920723 телескопом СИГМА были подтверждены по данным прибора ФЕБУС на борту обсерватории «Гранат». Кроме того, по данным этого прибора было обнаружено похожее раннее послесвечение еще одного яркого всплеска 910402 (Ткаченко и др., 2000). По данным прибора ФЕБУС, видимо, подтвердится также результат том, что большая часть всплесков имеет послесвечения в мягком гамма-диапазоне на временном масштабе 1000 с (Ткаченко, частное сообщение). Подобные измерения трудно проводить при помощи прибора БАТСЕ из-за существенно более нестабильного фона, чем у приборов обсерватории «Гранат» и из-за того, что источник затмевается Землей через каждые несколько тысяч секунд. Однако, предполагая, что фон БАТСЕ зависит только от фазы орбиты и не меняется от витка к витку, при помощи этого прибора удалось провести наблюдение раннего послесвечения всплеска 980923, поток в котором уменьшался по степенному закону в течение около 400 с (Гиблин и др., 1999). Во всех этих случаях послесвечения начинались сразу после всплесков, как и в случае 920723.

В то время, когда статья, в которой описывалось раннее послесвечение всплеРАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА СИГМА ска 920723, была в печати (Буренин и др., 1999а), при помощи автоматического широкоугольного телескопа ROTSE была зарегистрирована оптическая вспышка во время яркого всплеска 990123 (Акерлоф и др., 1999), которая впоследствии была объяснена как излучение, возникающее в обратной ударной волне, которая распространяется внутри оболочки и появляется в начале ее торможения от взаимодействия с межзвездной средой (Сари, Пиран, 1999а). Это наблюдение также свидетельствует о том, что разлетающаяся оболочка начинает тормозиться довольно рано, что свидетельствует о большом начальном гамма-факторе ее движения.

Глава Ранние послесвечения коротких гамма-всплесков Как уже говорилось, в модели релятивистского огненного шара максимум послесвечения в рентгеновском и мягком гамма-диапазоне наступает на временном масштабе 10 с. Поток в максимуме может быть достаточно велик, чтобы быть зарегистрированным современными мониторами всего неба. В этой главе исследуется излучение коротких (длительностью 1 с) гамма-всплесков на временном масштабе t 10 с по данным прибора БАТСЕ на борту орбитальной обсерватории им. Комптона. Значимый поток регистрируется для 20% событий. Наблюдаемое долговременное излучение в большинстве случаев может быть объяснено в рамках модели как раннее послесвечение всплеска. Для остальных всплесков из ограничения на поток в максимуме послесвечения установлены ограничения на параметры модели.

5.1 Интенсивность послесвечения В рамках модели релятивистского огненного шара, спектры послесвечений состоят из степенных зависимостей с изломами на нескольких характерных частотах: m — частота, соответствующая максимуму распределения электронов по энергиям, c — частота, выше которой существенно охлаждение электронов синхротронным излучением (см., например, Пиран, 1999; Постнов, 1999). Частота, ниже которой становится существенно самопоглощение излучения, всегда находится в радио диапазоне. Поток послесвечения в мягком гамма-диапазоне сначала растет F » t 2. В момент времени t t­ (4.1, §4.1.3) релятивистская оболочка собирает на своем пути достаточно много вещества межзвездной среды и начинается ее торможение. После этого поток послесвечения падает, причем кривая блеска состоит из степенных зависимостей с изломами на временах t m и t c, когда через диапазон наблюдения проходят меняющиеся со временем частоты m и c.

Модель имеет следующие параметры: начальный гамма-фактор движения оболочки ­0, красное смещение источника z, начальная кинетическая энергия

60 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ КОРОТКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ

Поток, эрг с 1 см  Рис. 5.1. Поток послесвечения в зависимости от параметров модели: ­0, E52, e, B, n и z. На каждой панели изменяется только один параметр, остальные при этом имеют значения, указанные в тексте. Соответствие различных линий разным значениям времени указано на левой нижней панели (z).

оболочки E, доли электронов и магнитного поля в плотности энергии за фронтом ударной волны e и B, плотность частиц окружающей межзвездной среды n. Используя формулы из работы Сари и Пирана (1999), можно вычислить поток послесвечения для любого набора этих параметров. На рис. 5.1 показано, как поток раннего послесвечения в полосе 30–300 кэВ при разных t зависит от каждого из этих параметров по-отдельности. При этом введено обозначение E52 21   cos  1 E 52 эргµ, где — угол раствора конуса, в который движется оболочка. На каждой панели изменяется только указанный параметр, а остальные имеют значения: ­0 300, z 0,65, E52 1, e 0,1, B 0,1 и n 1 см 3. Примерно такие параметры были получены из наблюдений послесвечения всплеска 970508 (Виерс и Галама, 1999). Поскольку плотность n, повидимому, может меняться в широких пределах, то в качестве типичного параметра взято примерное среднее значение плотности межзвездного газа. Степенной наклон распределения ускоренных электронов по энергиям принят равным p 2,5. Соответствие различных линий разным значениям времени указано на правой нижней панели (z). Кривые, представленные на рис. 5.1, меняют наклон при некоторых значениях параметров, т.к. поток послесвечения по-разному зависит от них при различном соотношении характерных времен t­, t m и t c с временем наблюдения t, а времена t­, t m и t c, в свою очередь, сами зависят от параметров модели. По этой же причине кривые, соответствующие фиксированным временам, касаются с зависимостью для потока при t t­.

Как видно из рис. 5.1, для значительной части множества возможных значений параметров поток раннего послесвечения в полосе 30–300 кэВ оказывается достаточно велик, и может быть зарегистрирован современными мониторами всего неба. Кроме потока, из наблюдаемых в мягком гамма-диапазоне кривой блеска и спектра могут быть определены величины t­, m, которые также зависят от параметров модели. Число параметров больше числа измеряемых величин и полностью определить параметры нельзя. Из наблюдений могут быть установлены только ограничения на них.



Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 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.