Проверка космологической модели гамма-всплесков на основе экспериментальных данных

1. Современное состояние проблемы.

Космические гамма-всплески были открыты около 30 лет назад на американских военных спутниках VELA предназначенных для обнаружения гамма-излучения при испытании ядерного оружия в космической среде. В этой программе использовалось несколько аппаратов, чтобы обеспечить глобальный обзор и определить направление прихода излучения. Благодаря этому удалось установить, что зарегистрированные гамма-всплески не связаны с деятельностью людей и имеют космическое происхождение11' (Рис 1). з г.

First Gamma-Ray Burst.

— 4.

0 2 4.

Т.mo .jconds) Helauve to Тчддиг 1 7 8.

Рис 1. Временной профиль первого гамма-всплеска.

С тех пор прошло три десятилетия, однако по-прежнему нет четкого представления о механизме генерации гамма-всплесков, более того, до сих пор не до конца прояснен вопрос о масштабе расстояний, на которых находятся их источники. Одни исследователи предполагают, что гамма-всплески имеют космологическое происхождение (анализируя последние наблюдательные данные, к этому утверждению склоняется большинство научного сообщества). Другие остаются на позициях галактических моделей, где в качестве источников гамма-излучения предлагаются нейтронные звезды образующие протяженное гало нашей Галактики.

До 1990 года практически все астрофизики были убеждены, что гамма-всплески возникают в нашей Галактике, а их источниками являются нейтронные звезды из галактического диска[2,3]. Основанием для этого служили экспериментальные данные, полученные в эксперименте КОНУС на межпланетных станциях ВЕНЕРА[4]. В спектрах многих всплесков были найдены линии излучения с энергией 400−450 кэВ[4,5] и линии поглощения с энергией около 50 кэВ[6]. Спектральные особенности, найденные в районе 400 кэВ (рис. 2) интерпретировались как аннигиляционное излучение электрона и позитрона с энергией 511 кэВ, смещенное в красную область из-за действия мощного гравитационного поля нейтронной звезды.

Ш' Ю’г Ж о.

N1.

С;

Ю'3 г ю.

I 11 111]-I I 111 111|.

I, — I I п 11.

04.79.

1, I. I I 1,11.

Е, неУ. ю5.

Рис 2. Пример линии излучения в области 400 кэВ.

Что касается возможных линий поглощения в области энергий 20−50 кэВ, то предполагалось, что они возникают в результате электронного циклотронного резонанса в сильном магнитном поле (рис. 3). На основе этого предположения оценивалась величина напряженности магнитного поля равная около 1013 Гс, совпадавшая с величинами измеренными для магнитных полей нейтронных звезд.

160 ьо го ю т ттт:—1—: т т г ТТТ с-II I.

10 и.

-—т ¦ Т ГТ^.

СП&ГШЭ'.

И- 51.

11 и I.

1-. л 1 1.

3 !0 50 !"1 И 1С*".

Епвт^у 1.055 (коУ).

Рис 3. Линии поглощения в области 20−40 кэВ, зарегистрированные.

Наиболее известным всплеском на тот момент являлось событие 5 марта 1979 года с многократными пульсациями во временном профиле с периодом 8сек (рис. 4), идентифицированное с остатком сверхновой N49 в Большом Магеллановом облаке с возрастом на расстоянии 55 кпк. Его интерпретация хорошо укладывалось в представление о том, что источниками гамма-всплесков являются старые нейтронные звезды[7].

Так как чувствительность приборов регистрировавших гамма-излучение была невелика, исследователей имели возможность изучать только очень сильные всплески. Их распределение по потоку (кривая ЬодЫ-Ьодв) не противоречило распределению «3/2» получающегося для источников со стандартными светимостями, распределенных однородно в пространстве183 (рис.5).

1000 о io.

55 fe 0 2000 §.

§ mo о.

5.03.79 Venera 12.

70 = f5h5i'" W?550 m.

Jf,.

I/.

V 4 гчг1.

П у i.

-! — ¦—I — — I.

—-1— t—^.Irrt -&bdquo-Г. isxi№.

Venera 11.

Ta =15h51m39H45 111 1.

H Л.

4i W V tf? 2D: y30 W 50.

T-L 5.

Рис 4. Показан временной профиль события 5 марта 1979 года. ю.

10 = i t iiuij—гттттгар

•птпп]—Г-ТТТТГГТ5 гтт i. SA5 а 122 S.

§ исй {")).

I IMP. COLLEGE i 2? J TNRL 132) f SOUTHAMPTON (35) «ЗОД HAMPTON-GSR: OSS 7 GSFC (30 T GSFC (33) QrLENiNGRAD (43, 50) «?3 MARSHALL ! 4.6) TATA S1S5 «.

IMP-7 11/72−12/74 V (38! Л.

10*.

VELA CATALOS-1969;1973 (7,9).

I <1 i. mi I II uml t I 1 i imt 1 Ulliali .1 i t Им! I, 1 I П.

10'.

1 Q сл л.

1бб.

10″ .

S {ERG CM" 2}.

10*.

10J.

10'.

Рис 5. Показано распределение 1одМ-1.од8. Данные получены из разных экспериментов (начало 80-х годов).

Отклонение от этого закона было статистически не значимым и недостаток слабых источников относительно экстраполяции по закону «3/2» объяснялся наличием порога чувствительности прибора. Распределение источников на небе не демонстрировало никаких крупно масштабных структур, но предполагалось, что это также было следствием недостаточной статистики. Потому считалось, что запуск американской космической обсерватории 0140-Сотркт с чувствительным прибором ВАТвЕ регистрирующим гамма-всплески с частотой 0.8 соб./сутки, что в 50 раз больше чем в начале исследований, позволит накопить достаточную статистику, чтобы окончательно ответить на вопросы касающиеся всплесков (подразумевалось разумеется галактические модели)[9].

Однако за семь лет работы, ВАТБЕ полностью опроверг существовавшие представления. На сегодняшний день этот прибор зарегистрировал больше 2000 всплесков которые изотропно распределены на небе (дипольные и квадрупольные моменты соответственно равны -0.024±0.014, 0.0005±0.0074), а их распределение по потоку для слабых всплесков сильно отклоняется от экстраполяции однородного закона см. формулу (1.1)110]. Доказано, что это нельзя объяснить систематическими эффектами связанными с порогом срабатывания прибора, так как значимость этого отклонения превышает 14 Такие неожиданные результаты привели, с одной стороны к закрытию модели Галактического диска (см параграф 1.3, ст. «Галактические модели»), с другой -. позволили рассматривать в качестве источников гамма-всплесков нейтронные звезды покинувшие диск и образовавшие протяженное гало[12]. В этом случае распределение источников в пространстве ограничено размерами гало, и должен наблюдаться недостаток слабых всплесков, в то время как распределение источников по небу почти изотропно в силу сферической симметрии этой популяции звезд (на самом деле это не совсем верно, так как мы находимся не в центре диска Галактики, а на его периферии, что приводило бы к возникновению слабого дипольного момента распределения в направлении центр-антицентрболее подробно см параграф 1.3 ст. «Галактические модели»).

На этом «сюрпризы» не закончились, так как экспериментальные данные ВАТЭЕ не подтвердили существование каких-либо спектральных особенностей. Проводился специальный поиск спектральных линий в данных ВАТвЕ, но результатом явилось лишь несколько неясных кандидатов среди многих тысяч вариантов1131, что поставило под сомнение гипотезу о нейтронных звездах как источниках гамма-всплесков и дало новый толчок для генерации идей об их космологическом происхождении (см. например [14]). Первые представления о космологическом происхождении относятся к 1975 году[15,16]. В рамках космологических моделей в качестве источников рассматривались двойные нейтронные звезды, сливающиеся из-за потерь энергии на гравитационные взаимодействия. В результате такого коллапса образуется фаирбол-центральный объект с массой (2−3)М©и энергией >1053 эрг, который из-за колоссального давления излучения начинает расширяться с релятивистской скоростью, становясь на определенной стадии развития прозрачным для гамма-излучения117,18,191. Предполагаемая частота таких событий анализировалась на основе эволюционных моделей двойных компактных объектов в нашей Галактике и в результате оказалась достаточно большой, чтобы объяснить наблюдаемый темп регистрации всплесков1201.

В случае космологической гипотезы источники по определению распределены изотропно по небу, а кривая распределения по потоку отклоняется от закона «3/2» из-за неприменимости свойств Евклидовой геометрии к расширяющейся Вселенной.

Таким образом в середине 90 годов сформировалось две основных модели происхождения гамма-всплесков. С одной стороны их глобальные свойства (такие как изотропия и распределение в пространстве) объяснялись свойствами источников находящихся в протяженном гало нашей Галактики. Масштаб расстояний до таких источников обуславливался размерами гало, оцениваемыми как 100−300 кпк. Энергетика объяснялась возмущениями на поверхности нейтронной звезды с характерной светимостью 1041″ 42 эрг/сек.

С другой стороны космологи приписывали всплескам красные смещения 0.8−2 (см. например Р1−22−23−24^ что соответствует объектам, удаленным от нас на тысячи мегапарсек. Это означает, что это уже не могут быть взрывы на поверхности нейтронной звезды, так как требуется коллосальное энерговыделение около ю эрг.

Были предложены различные статистические тесты, чтобы найти космологическое замедление времени и красное смещение во временных и спектральных характеристиках гамма-всплесках125,26'271. Но если в первом случае были получены неодназначные результаты (одна группа обнаружила растяжение по времени почти в 2 раза для слабых всплесков, а другая не обнаружила эффекта в пределах <1.5), то во втором случае был обнаружен статистически значимый эффект корреляции жесткость-интенсивность. Этот эффект подтверждал наличие красного смещения для космологической модели. Однако впоследствии было показано, что он может быть объяснен и на основе галактических моделей (см. гл. II).

В апреле 1995 года в Смитсониановском музее в Вашингтоне был проведен диспут между сторонниками галактической модели которых представлял профессор Д. Лэмб и сторонниками космологической модели которых представлял профессор Б. Пачинский. Дискуссия не выявила явного преимущества одной из сторон.

Наконец в 1997 году был произведен очередной прорыв в исследовании гамма-всплесков связанный с возможностью поиска послесвечения всплеска в пределах его области локализации, в разных энергетических диапазонах (рентген, оптика, радио). В 1996 году итальянцы и голландцы запустили на орбиту спутник «ВерроЭАХ» '281, который обладал детекторами двух типов, способными регистрировать излучение в гамма и рентгеновском диапазоне. 28 февраля 1997 года широкопольная камера первого типа[29] (поле зрения 20×20 градусов, что составляет 5% всего неба) зарегистрировала 80 секундный гамма-всплеск, после чего узкопольная камера второго типар0,31] (поле зрения около 1 градуса) в результате переориентации аппарата, через 8 часов наблюдала остаточное послесвечение в рентгеновском диапазоне. Это позволило локализовать источник с точностью 1 угл. мин[32]. Впоследствии примерно через сутки после всплеска было зарегистрировано послесвечение и в оптическом диапазоне. Интенсивность послесвечения затухала в течении нескольких недель[33]. Последние наблюдения проводилась Хабловским телескопом, которые подтвердили существование, как точеного источника послесвечения, так и протяженного объекта на фоне которого тот затухал1341 (так называемая галактика партнер).

Следующий случай произошел 8 мая 1997 года. Также как в феврале аппарат был переориентирован в рекордно короткое время (5.7 часов) и наблюдал послесвечение всплеска узкопольной камерой в течении нескольких дней[351 Наземные оптические телескопы наблюдали оптическую компоненту послесвечения. 11−12 мая 1997 года были получены спектры оптического послесвечения, в которых были обнаружены линии поглощения в области 400 550 нм. Исследователи обнаружили около 10 линий которые были отождествлены как линии поглощения от ионов Fe и Мд находящихся в облаке газа, через которое прошло излучение1361. Этому отождествлению соответствует красное смещение Z=0.835, что указывает на большую удаленность источника (порядка 5000 Мпк). Принимая во внимание, что затухание излучения с течением времени происходило по закону ~Г1 [37'381, согласующимся с моделью фаирбола, казалось были получены свидетельства того, что всплески это объекты, находящиеся на космологических расстояниях.

Однако в такой интерпретации существуют много неясностей. Проблема выяснения природы партнеров связана с тем что прибор наблюдает источники на небесном своде, в то время как они распределены «вглубь» трехмерного пространства. Возрастание чувствительности запускаемых аппаратов естественным образом расширяет наши возможности при поиске партнеров. Но при этом необходимо учитывать, что хотя сам всплеск и его возможный партнер наблюдаются на небесном своде в пределах области локализации, на самом деле их могут разделять огромные расстояния. Все что мы видим всего лишь двухмерная проекция окружающего пространства на небесную сферу, поэтому если две точки близки на ней, это еще не значит, что они находятся на одном и том же радиальном расстоянии от наблюдателя. Нельзя забывать и другую сторону вопроса: для подавляющего количества гамма-всплесков, в том числе для некоторых хорошо локализованных событий, не найдены «host-galaxy» l39l.

Много неопределенностей связано и с происхождением линий в спектрах оптического послесвечения. Возможно, что мы действительно правильно оцениваем красное смещение для удаленного объекта, но существует вероятность того, что этот объект и источник гамма-всплеска, накладываясь друг на друга на небесной сфере, на самом деле находятся на разных расстояниях от наблюдателя.

Согласно предсказаниям космологических моделей на поздней стадии развития файербола, его расширение тормозится в окружающей межзвездной среде, затухает по степенному закону fa t40]. Однако в некоторых случаях наблюдался экспоненциальный спад интенсивности и немонотонный характер затухания. Это нарушает полноту понимания этого явления и создает трудности для модели файербола[41].

Заключение

.