Космические гамма-всплески

Космические гамма-всплески относятся к наиболее загадочным астрономическим явлениям, открытым в последние 25 лет, и до сих пор вызывают оживленный интерес ученых.

Гамма-всплески были открыты случайно американскими спутниками серии Vela, предназначенными для обнаружения наземных ядерных взрывов. К настоящему времени различными космическими аппаратами зарегистрировано около 1500 всплесков. Они представляют собой импульсы гамма-излучения (энергии квантов от нескольких десятков килоэлектровольт до нескольких мегаэлектровольт) длительностью от десятков миллисекунд до нескольких минут. Распределение гамма-всплесков по длительности показывает четкий максимум на 10 - 20 с и менее выраженный на 0,2 с.

Временные истории всплесков отличаются чрезвычайным разнообразием (рис. 1).

Рис. 1. Временные профили гамма-всплесков: зависимость средней частоты регистрации фотонов N от времени t - t0 после начала всплеска [5].

Общепринятой их классификации пока не существует. Весьма упрощенно можно разделить всплески на две большие группы: всплески относительно простой формы с плавным профилем (иногда состоящие всего из одного простого импульса) и события со сложной временной структурой. Иногда отдельные пики в пределах всплеска следуют почти периодически, хотя строго регулярная периодичность, за единичными исключениями, в профилях всплесков отсутствует. Интенсивность излучения во время гамма-всплеска может сильно и быстро меняться. Минимальное время переменности излучения всплесков составляет 0,2 мс. Это позволяет оценить максимальный размер излучающего объекта как 60 км. Уже такая оценка показывает, что источниками всплесков могут быть лишь компактные объекты (например, черные дыры или нейтронные звезды). Вполне возможно, что наблюдаемое разнообразие длительностей и профилей всплесков указывает на разнообразие природы их источников и механизмов генерации.

Гамма-всплески наблюдаются довольно часто, в среднем один раз в 20 - 30 часов, однако невозможно заранее узнать, когда и в какой точке небосвода всплеск произойдет в следующий раз. За исключением трех случаев пока не удалось увидеть повторные всплески из одного и того же места на небесной сфере. Ясно поэтому, что исследовать гамма-всплески телескопами с узким полем зрения нерационально: слишком мала вероятность, что следующий всплеск произойдет именно в том небольшом участке небесной сферы, на который в данный момент времени направлен телескоп. Для регистрации гамма-всплесков обычно используются детекторы с полусферическим обзором без каких-либо фокусирующих или направляющих элементов; их чувствительность пропорциональна , где - площадь входного окна детектора, а - угол между его плоскостью и направлением на источник. Если разместить на космическом аппарате несколько таких приборов, ориентированных в разных направлениях, то можно оценить местоположение источника всплеска на небесной сфере, сравнивая уровень сигнала в тех детекторах, которые этот всплеск "видят". При этом точность определения угловых координат ограничивается статистическими флуктуациями потока гамма-квантов и обычно составляет 1°-5°. Такой метод использовался в конце 70-х - начале 80-х годов в экспериментах КОНУС на советских межпланетных станциях "Венера"-11, 12, 13 и 14, где всплесковый комплекс состоял из 6 детекторов, расположенных по осям прямоугольной системы координат. В настоящее время подобная схема реализована и в эксперименте BATSE на американской орбитальной гамма-обсерватории GRO, где наблюдение всплесков ведется восемью детекторами, плоскости которых ориентированы параллельно граням правильного восьмигранника. В последнем случае каждая точка неба осматривается четырьмя детекторами. Более точное определение угловых координат источников всплесков может дать их одновременное наблюдение несколькими (не менее чем тремя) космическими аппаратами, находящимися на большом (например, межпланетном) расстоянии друг от друга. Если известны моменты начала всплеска на каждом из космических аппаратов, то по разности этих времен можно определить направление на источник. Точность данного "метода триангуляции" повышается при увеличении расстояния между космическими аппаратами и их числа, а также при уменьшении времени нарастания излучения всплеска (иными словами, всплеск с крутым передним фронтом можно локализовать точнее). В наиболее благоприятных случаях метод триангуляции позволяет определить координаты всплеска с точностью до 10" - 20".

Дальнейшую информацию о расположении источников всплесков можно получить двумя способами. Прежде всего можно попытаться обнаружить источники всплесков в "спокойном" состоянии, то есть зарегистрировать в каком-либо диапазоне длин волн излучения от того объекта, который время от времени (или раз в жизни) генерирует вспышку гамма-излучения. К сожалению, многочисленные попытки идентифицировать гамма-всплески со стационарно излучающими объектами в радио-, инфракрасном, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазоне не увенчались успехом. Другой способ - определить расстояние до источников, сравнивая истинную и видимую светимость всплесков, - также невозможно использовать, поскольку неизвестна истинная светимость. В звездной астрономии этот замкнутый круг обычно преодолевают, предполагая, что звезды с одинаковыми спектрами должны иметь близкую по величине светимость. Косвенные методы определения пространственного распределения всплесков также используют это предположение. К анализу спектров гамма-всплесков мы вернемся несколько позже. Здесь лишь заметим, что в отличие от оптических звездных, богатых многочисленными деталями (линии и полосы в поглощении и излучении, скачки и т.д.), гамма-спектры всплесков по большей части малоинформативны. Поэтому, по сравнению со звездной астрономией, предположение об одинаковой светимости гамма-всплесков гораздо менее обосновано и используется за неимением лучшего.

В предположении, что светимость всех всплесков примерно одинакова, их пространственное распределение можно исследовать, пользуясь так называемым распределением N(> S ). Пусть S₀ - истинная, а S - видимая светимость гамма-всплеска. Для безграничного однородного распределения источников с концентрацией n число всплесков с видимой светимостью больше некоторого значения S.

Если однородное распределение ограничено расстоянием D_max , то зависимость N(> S ) отклоняется от "закона трех вторых" при S < S_* = S₀/D_max. Если же источники всплесков расположены с постоянной концентрацией в безграничном диске толщины H, то

Как и в предыдущем случае, для диска конечного радиуса D_max распределение N(> S ) отклоняется от S^{- 1} при S < S_*. Таким образом, очень важно получить из наблюдений зависимость N(> S ) в области малых S. К сожалению, возможности детектора ограничивают интервал наблюдений: детектор с чувствительностью S_min позволяет измерить распределение N(> S ) лишь при S > S_min . Описанный метод обладает также тем недостатком, что не позволяет напрямую сравнить данные, полученные разными детекторами, поскольку каждый прибор имеет свою чувствительность, а провести взаимную калибровку различных детекторов, как правило, невозможно.

Перечисленные трудности снимаются при использовании другого метода, называемого "тест V / V_max". В этом случае измеряется распределение всплесков по параметру V / V_max, где

V - объем сферы с радиусом, равным расстоянию до источника, V_max - объем пространства, в пределах которого детектор с чувствительностью S_min может регистрировать источники всплесков. Для однородного пространственного распределения всплески распределены равномерно в интервале 0 1, а среднее значение <V / V_max> = 1/2. Если преобладают "близкие" источники, то число всплесков с 0 1/2 превышает их количество в интервале 1/2 1 и среднее значение <V / V_max> < 1/2. Наоборот, для пространственного распределения с преобладанием "далеких" источников <V / V_max> > 1/2. Несомненное преимущество параметра V / V_max = (S_min / S )^3/2 заключается в том, что он рассчитывается как отношение двух величин, относящихся к одному детектору. Кроме того, отношение V / V_max не зависит от чувствительности детектора S_min .

Накопленные к настоящему времени данные ясно указывают, что распределение источников гамма-всплесков пространственно ограничено: существующие детекторы позволили зарегистрировать отклонение N(> S ) от S^{- 3/2} в области малых S, а также получить <V / V_max> < 1/2. С другой стороны, исследование углового распределения всплесков, в том числе с использованием многочисленных данных эксперимента BATSE, привело к весьма неожиданному результату: всплески оказались распределены чрезвычайно изотропно. Угловое распределение всплесков не имеет никаких особенностей, связанных с ориентацией диска или центра нашей Галактики. Высокая степень изотропии углового распределения всплесков означает, что они либо регистрируются с расстояния много меньше полутолщины галактического диска (например, из кометного облака Солнечной системы с размером 10⁴ - 10⁵ астрономических единиц), либо, наоборот, их источники расположены в протяженном гало нашей Галактики (с размером много больше характерных размеров диска) или на далеком внегалактическом расстоянии.

Итак, данные наблюдений указывают, что источники всплесков изотропно распределены в пределах ограниченного объема. Такое распределение нельзя связать ни с одним галактическим населением, и это сильно пошатнуло господствовавшую до полета GRO гипотезу о том, что гамма-всплески генерируются галактическими нейтронными звездами. Основанием для этой гипотезы служили особенности спектров всплесков.

Энергетические спектры гамма-всплесков, то есть распределение гамма-фотонов по энергиям, дают существенно более однородную картину в сравнении с их временной структурой. Спектры всплесков характеризуются сильной и быстрой переменностью. Непрерывные спектры могут простираться от нескольких килоэлектровольт до десятков мегаэлектровольт. Спектры, измеренные в различных фазах всплеска, как правило, сильно различаются. При этом жесткость спектра - отношение числа высокоэнергичных фотонов к числу низкоэнергичных - может меняться в течение всплеска так же быстро, как и интенсивность излучения. Разработать теоретическую модель непрерывного спектра всплесков довольно трудно. Точнее, непрерывные спектры всплесков можно с одинаковой степенью достоверности объяснить различными механизмами излучения. Кроме того, вклад в наблюдаемое излучение могут давать области с различными (и неизвестными) физическими параметрами (температурой, плотностью, магнитным полем и т.д.). Гораздо более информативными могли бы быть различные особенности спектров. И действительно, известны три типа особенностей, которые регистрировались в спектрах некоторых всплесков.

Линии первого типа наблюдались в поглощении в диапазоне энергий 20 - 60 кэВ. Они интерпретировались как циклотронные, возникающие при прохождении излучения через область, в которой имеются электроны (и, может быть, позитроны) в сильном магнитном поле величиной (2 - 3) 10¹² Э. Как известно, электрон движется в магнитном поле по спирали, и частота его вращения (циклотронная частота, или гирочастота). Допустим, что излучение с непрерывным спектром, выходящее из "горячего" источника, попадает в область, занятую более холодными электронами в сильном магнитном поле. Если частота излучения равна циклотронной, то оно может эффективно рассеиваться. Часть фотонов после рассеяния изменят направления распространения, и в выходящем излучении возникнет линия в поглощении на циклотронной частоте. Поглощение за счет более слабых резонансов на высших циклотронных гармониках , где = 2, 3, ..., может привести к формированию линий на кратных частотах. К настоящему времени наблюдались линии на второй гармонике и весьма слабые - на третьей. Следует, однако, отметить, что данные спутника GRO пока противоречат предыдущим экспериментам: никаких линий в поглощении не зарегистрировано.

Линии второго типа наблюдались в излучении в диапазоне 430 - 450 кэВ. Считалось, что своим происхождением они обязаны двухфотонной аннигиляции электронов и позитронов. В этом процессе электрон и позитрон превращаются в пару фотонов с энергиями = 511 кэВ. Отличие наблюдаемой энергии аннигиляционных линий от этого значения легко объясняется, если источником всплеска является нейтронная звезда солнечной массы и радиусом около 10 км. Гравитационное красное смещение частоты излучения (энергии фотонов) при его распространении с поверхности такой звезды до удаленного наблюдателя может обеспечить наблюдаемый сдвиг аннигиляционной линии в область меньших энергий. Важно отметить, что в некоторых случаях в спектре одного всплеска наблюдались циклотронная и аннигиляционная линии одновременно (рис. 2), что хорошо объясняется в рамках нейтронной звезды с сильным магнитным полем.

Рис. 2. Гамма-всплеск с циклотронной линией в поглощении и аннигиляционной линией в излучении [6].

Откуда берутся позитроны в источнике гамма-всплесков? Ответ на этот вопрос могут дать особенности третьего типа - изломы в непрерывных спектрах всплесков. Оказывается, они тоже могут возникать при наличии сильного магнитного поля. Дело в том, что в магнитном поле, помимо двухфотонных процессов рождения пар и аннигиляции, возможны также соответствующие однофотонные процессы, причем в полях, сравнимых с критическим, вероятности однофотонных и двухфотонных процессов также сравнимы. Однофотонное рождение пары возможно, если энергия фотона , где - угол между направлением распространения фотона и магнитным полем. Расчеты показывают, что длина пробега таких фотонов в магнитном поле нейтронной звезды мала по сравнению с ее радиусом. Поэтому большая часть излучения в указанном интервале углов и энергий поглощается, рождая электрон-позитронные пары. Вклад обратного процесса - однофотонной аннигиляции - мал по сравнению с двухфотонной аннигиляцией, в результате которой появляется излучение вблизи . Таким образом, в сверхсильном магнитном поле нейтронной звезды происходит переработка излучения из интервала 1 МэВ в область 511 кэВ, и формируются изломы в спектрах всплесков на высоких энергиях

Дальнейший прогресс в исследованиях гамма-всплесков может быть связан с обнаружением их источников в других спектральных диапазонах. Для поиска источников всплесков в "спокойном состоянии" нужно повышать точность определения угловых координат всплесков. Что касается поиска излучения в других диапазонах, которое может возникать во время всплесков, то это смогут сделать космические аппараты следующего поколения, запуск которых планируется в ближайшие 5 лет. Вместе с системой детекторов гамма-всплесков на них будут установлены небольшие оптические и ультрафиолетовые телескопы, которые можно по сигналу аппаратуры всплескового комплекса быстро наводить в область неба, в которой регистрируется гамма-всплеск. Идентификация источников всплесков и определение расстояния до них - ключевой вопрос для построения их теории. Пока неизвестно энерговыделение в источнике, остается очень большой произвол в выборе модели всплеска.