WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 12 |

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

-- [ Страница 8 ] --

5.2 Короткие всплески Время когда в мягком гамма-диапазоне наступает максимум послесвечения t­ 5 с (4.1, §4.1.3, Сари, Пиран, 1999б), по порядку величины равно длительности некоторых всплесков. Если излучение от внешних ударных волн накладывается на излучение основного всплеска, которое рождается во внутренних ударных волнах, то во время наблюдения в мягком гамма-диапазоне их трудно разделить. Однако, для достаточно коротких гамма-всплесков максимум послесвечения и основной всплеск могут быть разнесены во времени. При этом, как сказано выше, поток в послесвечении может быть достаточно велик, чтобы быть зарегистрированным современными приборами.

Следует отметить, что послесвечения в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах регистрировались только для всплесков длительностью несколько

62 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ КОРОТКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ

секунд и более. Связано это с особенностями широкоугольных камер обсерватории BeppoSAX, данные которых используются для наведения телескопов с узким полем зрения (Джагер и др., 1997). Послесвечения коротких всплесков на больших временных масштабах до сих пор не наблюдались и, соответственно, нет прямого подтверждения того, что хотя бы некоторая часть источников коротких всплесков расположена на космологических расстояниях. Принято считать, что короткие всплески (длительностью 1 с) составляют отдельный класс событий. На это указывает распределение гамма-всплесков по длительности, имеющее бимодальную структуру. Кроме того, короткие гамма-всплески отличаются от более длинных тем, что они в среднем более жесткие (Терехов и др., 1994) и их распределение по потокам лучше согласуется с предположением о равномерном распределении источников в евклидовом пространстве (Тавани и др., 1998). Последнее подразумевает, что их источники должны быть расположены ближе, чем источники длинных всплесков. Если бы источники этих всплесков находились в диске Галактики, то в них не образовывалось бы огненного шара. Релятивистский огненный шар должен возникать в источнике гамма всплеска, если он находится на расстоянии 30 кпк (Пиран, Шеми, 1993). В этой главе долговременное излучение коротких всплесков сравнивается с предсказаниями модели в предположении, что источники этих всплесков находятся на космологических расстояниях.

5.3 Поиск послесвечений Самой хорошей чувствительностью по отношению к гамма-всплескам в диапазоне 30–300 кэВ обладает прибор БАТСЕ на борту орбитальной обсерватории им. Комптона. Подробное описание прибора можно найти, например, в работе Фишмана и др. (1994). Временные истории всплесков, зарегистрированных этим прибором доступны через компьютерную сеть1. Там же можно найти параметры полиномиальной модели фона для каждого всплеска. Обсерватория им.

Комптона находится на низкой орбите, бортовые приборы подвержены воздействию высокоэнергичных частиц в радиационных поясах, магнитосферных аномалиях и пр. Поэтому фоновая скорость счета БАТСЕ может проявлять существенную нестабильность. Однако, на временном масштабе 10 с фон можно моделировать достаточно уверенно. Моделирование фона прибора БАТСЕ на временных масштабах 100 с представляет из себя гораздо более сложную задачу. Например, при наблюдении раннего послесвечения гамма-всплеска фон приходилось моделировать в предположении, что он зависит только от фазы орбиты спутника и не меняется от витка к витку (Гиблин и др., 1999). При этом наблюдение послесвечения длилось около 400 с. Наблюдение послесвечений гамма-всплесков на таких больших временных масштабах при помощи БАТСЕ затруднено еще и тем, что источник всплеска затмевается Землей через каждые несколько тысяч секунд.

http://cossc.gsfc.nasa.gov/ Как было сказано выше, даже если основной всплеск короткий, после него может регистрироваться послесвечение, в котором выделяется энергия, сравнимая с энергией основного события. В качестве характеристики продолжительности основного события будем использовать его длительность на 1/3 максимума кривой блеска — T1 3. На рис. 5.2 показано, как соотносятся величины T1 3 и T — время, за которое выделяется 90% энергии гамма-всплеска (эта характеристика длительности приводится в каталоге всплесков, зарегистрированных БАТСЕ, Миган и др.,1998). Использованы кривые блеска около 300 самых ярких всплесков, зарегистрированных прибором БАТСЕ. Наклонные линии на рис. 2 изображают линейные зависимости с коэффициентами 1, 10 1 и 10 2. Применение меры длительности T1 3 вместо T90 для отбора коротких всплесков приводит к тому, что в выборке остаются события, для которых после основного пика временной истории регистрируется излучение на больших временных масштабах с потоком, гораздо более слабым, чем в максимуме кривой блеска. В рамках рассматриваемой модели именно это излучение могло бы рождаться во внешней ударной волне. Кроме того, величина T1 3 должна быть гораздо меньше подвержена искажениям при измерениях с различной чувствительностью, т.к. не связана с измерением слабых потоков в «хвостах» временных историй всплесков (§2.1).

Рассмотрим 98 самых ярких всплесков БАТСЕ, имеющих T1 3 1 с, временные истории которых доступны в сети. Из них 43 имеют T1 3 0,3 с. На рис. 5. представлены потоки в интервалах 1–3 с, 3–10 с и 10–30 с после максимумов временных историй всплесков в зависимости от потоков в пике. Точки наносились на рисунок только в случае, если для данного всплеска в данном временном интервале регистрируется значимый на уровне 95% поток. Горизонтальными сплошными линиями отмечены верхние 68% пределы на поток в этих вреРАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ КОРОТКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ Поток, эрг с 1 см  Рис. 5.3. Потоки в интервалах 1–3 с, 3–10 с и 10–30 с в зависимости от потоков в максимумах всплесков. Пунктиром отведены линейные зависимости с коэффициентами 10 2 и 10 3.

менных интервалах для остальных всплесков. В первом временном интервале рассматривались только 43 всплеска с T1 3 0,3 с. Пунктиром отведены линейные зависимости с коэффициентами 10 2 и 10 3. Калибровки потоков осуществлены с использованием 4-го каталога гамма-всплесков, зарегистрированных БАТСЕ (Миган и др.,1998) и «текущего» каталога гамма-всплесков, доступного в сети. Неопределенность калибровки не превышает 50%. Ошибка, связанная с переводом отсчетов на детекторе в энергетические единицы не влияет на значимость регистрации потоков, поэтому она не включена в ошибки, представленные на рис. 5.3. Как видно из рис. 5.3, в настоящей работе рассматриваются всплески с потоками в пике 10 6 эрг с 1 см 2, т.е. примерно 20% самых ярких коротких гамма-всплесков, зарегистрированных БАТСЕ.

В каждом из временных интервалов значимый на уровне 95% поток регистрируется примерно для 20% всплесков: для 11-ти, 28-ми и 21-го события соответственно. Поток на временах, много больших длительности всплесков, слабо коррелирует с потоком в основном событии. Это согласуется с предположением о том, что излучение рождается в процессах не связанных напрямую между собой (например, во внутренних и внешних ударных волнах). На рис. 5.4 в качестве примера представлены некоторые кривые блеска слабых хвостов временных историй. На рисунках видны только основания главных пиков всплесков.

Максимальная скорость счета указана рядом с ними.

Несмотря на то, что во многих случаях регистрируемое излучение очень слабое, можно заметить, что более трети ( 5  10 из 20) хвостов временных историй коротких всплесков представляют из себя пологое возвышение кривой блеска с характерным размером 30 с, на которое наложена переменность с t 1 с.

В качестве примера на рис. 5.4а приведен всплеск 921022 (срабатывание 1997) — самый яркий всплеск такого типа. Отношение потока в хвосте к потоку в максимуме всплеска составляет до 10 1. Хвосты временных историй другой части всплесков представляют из себя гладкий спад, который начинается сразу после окончания основного события. Это излучение гораздо слабее по отношению к потоку в пике, чем в первом случае и составляет долю около 10 3. На рис. 5.4б в качестве примера представлен всплеск 930131 (срабатывание 2151) — самый яркий всплеск такого типа (и вообще самый яркий короткий гамма-всплеск зарегистрированный БАТСЕ). На рис. 5.5 представлена кривая блеска этого всплеска в логарифмических координатах. После всплеска длительностью около секунды слабое затухающее излучение регистрируется на протяжении около 100 с.

Закон затухания может быть описан экспонентой с характерным временем около 20 с. Отметим, что при t 100 с и при скорости счета 100 отсч./с уже невозможно отделить переменность фона и затухающее излучение всплеска, поэтому в этой области форма кривой блеска уже сильно искажена.

Всплески этих двух типов составляют большинство. Аналогичные типы слабых хвостов всплесков были выделены ранее по данным прибора ФЕБУС на борту обсерватории «Гранат» (Ткаченко и др., 1995). Некоторые всплески, однако, нельзя классифицировать таким образом. В качестве примера на рис. 5.4в приведен яркий всплеск 970201 (срабатывание 5989), в хвосте временной истоРАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ КОРОТКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ Скорость счета, 103 отсч./с Рис. 5.4. Кривые блеска слабых хвостов временных историй некоторых всплесков.

всплесковой ячейки. Плавной кривой показана экспоненциальная модель в интервале 3–100 с. Горизонтальной пунктирной линией показана верхняя граница величины скорости счета, при которой уже невозможно отделить переменность фона от затухающего рии которого наблюдаются отдельные гладкие максимумы излучения.

Определим эффективный спектральный индекс «, как показатель степенного спектра F »  «, имеющего отношение потоков в диапазонах 100–300 кэВ и 30–100 кэВ, равное наблюдаемому. На рис. 5.6 представлены эффективные спектральные индексы в разных временных интервалах во время и после всплесков в зависимости от спектральных индексов в максимумах временных историй. На рис. 5.6а изображены эффективные спектральные индексы всплесков, полученные усреднением по всей временной истории. Они хорошо коррелируют со спектральными индексами в максимуме кривой блеска. Здесь были использованы все 98 всплесков, имеющих T1 3 1 с. Из этого рисунка можно составить представление о распределении спектральных индексов коротких всплесков. В большинстве случаев излучение всплеска в среднем оказывается мягче, чем излучение в его пике. Это происходит из-за корреляции поток–жесткость (Голенецкий и др., 1983). На трех других рисунках (5.6б,в,г) изображены эффективные спектральные индексы излучения во временных интервалах 1–3 с, 3–10 с и 10–30 с после максимумов всплесков. Горизонтальной штриховой линией отмечено значение « 1 2, которое для спектра послесвечения следует ожидать в случае, если частота синхротронного пика больше частоты, на которой производится наблюдение, m. Как видно из этих рисунков, спектры большинства регистрируемых хвостов временных историй довольно жесткие и их наклон скорее соответствует именно такой ситуации (при m должно было бы быть « p 2 1,3). Из рис. 5.6б,в,г и из сравнения этих рисунков с рис. 5.6а видно, что регистрируемое долговременное излучение гамма-всплесков существенно мягче, чем излучение во время основного события. На рис. 5.7 показано,

68 РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ КОРОТКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ

Спектральный индекс Рис. 5.6. Эффективные спектральные индексы в разных временных интервалах в зависимости от спектральных индексов в максимумах всплесков: а) усредненные по всей временной истории; б) в интервале 1–3 с; в) 3–10 с; г) 10–30 с.

Спектральный индекс в интервале 10–30 с как соотносятся эффективные спектральные индексы в интервалах 3–10 с и 10– 30 с. Из этого рисунка можно заключить, что для большинства всплесков наклон спектра долговременного излучения не меняется со временем в пределах ошибок измерения.



Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 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.