Исследование гамма-всплесков и солнечных вспышек по данным прибора ФЕБУС обсерватории «Гранат»

Основной целью этой работы стало исследование всплесковых событий — космических гамма-всплесков и высокоэнергичных солнечных вспышек в гамма-диапазоне (100 кэВ-100 МэВ) по данным прибора ФЕБУС обсерватории «Гранат». Яркость этих событий настолько превышает суммарную яркость всего неба в этом диапазоне, что они могут быть зарегистрированы при помощи все-направленных сцинтилляционных детекторов. Следует заметить, что ФЕБУС до сих пор является одним из самых чувствительных всплесковых приборов в диапазоне энергий > 1 МэВ.

Космические гамма-всплески являются, пожалуй, самым загадочным явлением современной астрофизики высоких энергий. Вспышки жесткого рентгеновского излучения в диапазоне энергий от ~30 кэВ до ~1 ГэВ со сложной временной структурой и нетепловым спектром были открыты еще в начале 70-х годов американским военным спутником VELA, но до сих пор нельзя с уверенностью сказать, что источники этих событий достоверно установлены. В течение почти тридцати лет был накоплен большой объем данных и предложены десятки теоретических моделей. Масштаб предполагаемых расстояний до источников варьировался от 10 астрономических единиц (Солнечная система) до 1 Гпк (космологическое происхождение).

Одной из основных проблем определения источников ответственных за происхождение космических гамма-всплесков стала проблема «компактности». Дело в том, что наблюдаемое характерное время переменности гамма-всплесков 6 Т ~ 10 мс. Если источник всплеска покоится, то размер излучающей области не должен превышать R < сбТ = 3000 км. Некоторые же гамма-всплески демонстрируют фронты нарастания с характерным временем 1 мс, что еще больше ограничивает излучающую область (R 300 км). Столь малые размеры стали серьезным аргументом для моделей, в которых в качестве источника гамма-всплесков рассматривались нейтронные звезды.

Настоящий прорыв в исследовании природы гамма-всплесков произошел после открытия послесвечений от их источников в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах на временных масштабах от дней до месяцев и больше. Оптические наблюдения позволили установить, что источники некоторых гамма-всплесков находятся на космологических расстояниях, соответствующих красным смещениям z ~ 1. Таким образом, за несколько секунд только в виде гамма-квантов выделяется энергия 1052 — 3×1054 эрг, что, по крайней мере, на несколько порядков превосходит светимости всех известных на сегодняшний день астрофизических объектов.

Такое громадное энерговыделение в небольшом объеме, приводит к тому, что жесткие гамма-кванты (hv >511 кэВ) прежде чем покинуть область излучения, вследствии большой толщи по процессу 7 + 7 е+ + е~, порождают электрон-позитронные пары. Это приводит к тому, что «огненный шар» будет оптически толстым. Гамма-квант сможет выйти из области излучения только после многократных рассеяний, и спектр гамма-всплеска будет чернотельным. Это противоречит наблюдениям.

Противоречия снимаются в рамках моделей, в которых разлетающаяся оболочка движется на наблюдателя с ультрарелятивистской скоростью (лоренц-фактор Г> 1). В этом случае, размер излучающей области становится равным (T2cST). Кроме этого, энергия фотонов в системе покоя источника уменьшается в Г раз, что приводит к уменьшению числа гамма-квантов, способных порождать е+е~ пары. Все это решает проблему компактности источника, и при Г и 102−103 излучающая оболочка может быть оптически тонкой. Таким образом, для объяснения наблюдаемых свойств космологических гамма-всплесков, в качестве их источника необходимо рассматривать оптически тонкую излучающую область, которая расширяется с ультрарелятивистской скоростью.

Наиболее успешно объясняющей все аспекты наблюдаемых явлений в настоящее время является модель релятивистского огненного шара, в которой гамма-всплеск и его послесвечение рождаются при синхротронном излучении электронов, ускоренных в во внутренних и внешних ударных волнах. Ударные волны образуются при взаимодействии различных частей ультрарелятивистского потока между собой — «внутренние» и при взаимодействии разлетающейся оболочки с окружающей межзвездной средой — «внешняя» ударная волна. Проверка этой модели требует дальнейших наблюдений. Важно отметить, что оценку начального лоренц-фактора огненного шара нельзя получить из поздних наблюдений (~ 10 часов после гамма-всплеска), которые были проведены. Уже через несколько часов лоренц-фактор разлетающейся оболочки становится меньше 10 и не зависит от его начального значения. Поэтому, необходимо проводить наблюдения ранней стадии послесвечений гамма-всплесков, когда лоренц-фактор потока высок.

В то же время, не перестает быть актуальным продолжение накопления информации о как можно большем количестве гамма-всплесков и статистическом анализе их свойств. Это связано еще и с тем, что, возможно, часть событий имеют некосмологическое происхождение. Так уже давно замечено, что короткие гамма-всплески (длительностью менее 2 с) имеют более высокую жесткость и статистика V/Vmax дает указание на более высокую изотропию распределения их источников в пространстве.

В первой части диссертации представлены результаты наблюдений космических гамма-всплесков при помощи детекторов прибора ФЕБУС в период с января 1993 г. по сентябрь 1994 г. Здесь приводится детальная информация о 60 всплесках, зарегистрированных за это время: кривые блеска всплесков в диапазоне 100 кэБ-1.6 МэВ, энергетические спектры, а также информация о полном потоке и потоках в максимумах светимости космических гамма-всплесков в диапазоне энергий выше 100 кэВ.

Обсерватория «Гранат» работала на высокоапогейной орбите, что обеспечило в высокой степени стабильный фон во время наблюдений. Это дало возможность провести анализ слабых потоков, регистрировавшихся после окончания основной фазы некоторых гамма-всплесков, на большом временном интервале. Основным результатом этого исследования, стало наблюдение раннего послесвечения в мягком гамма-диапазоне от источников двух ярких космических гамма-всплесков GRB 910 402 и GRB 920 723. Сразу после окончания этих всплесков в течение всего периода наблюдений 700 с) в диапазоне 100−500 кэВ наблюдалось степенное падение интенсивности потока со временем. Результаты этих исследований представлены во второй части диссертации.

Помимо космических гамма-всплесков в 7-диапазоне наиболее ярко проявляют себя вспышечные события солнечного происхождения — высокоэнергичные солнечные вспышки. Солнечная активность имеет циклический характер с периодом ~11 лет. Наиболее яркие солнечные вспышки происходят, в основном, в период максимума солнечной активности. Источником энергии служит сильное магнитное поле. Во время солнечной вспышки в нижнюю корону или в верхнюю хромосферу в течение нескольких минут или десятков минут вводится энергия 1028—1032 эрг. Вспышка является источником ускоренных частиц с энергией вплоть до нескольких ГэВ и разнообразного электромагнитного излучения от высокоэнергичных гамма-квантов до радиоволн.

Первое наблюдение солнечной вспышки в гамма-диапазоне было проведено Чаппом в 1972 году. В энергетических спектрах были обнаружены гамма-линии. До этого были доступны только данные об излучении в радио и рентгеновском диапазонах, которые регистрировали наличие электронной компоненты в области вспышки. Исследование излучения солнечных вспышек в гамма-диапазоне позволяет получить уникальную информацию о процессах, происходящих во время вспышек, и лучше понять природу этого явления. Наблюдения мгновенных ядерных гамма-линий, связанных с возбуждением атомов солнечной атмосферы, и линии синтеза дейтерия (2.23 МэВ) дает возможность оценить параметры спектров протонов, ускоренных во время вспышки, а также поставить верхний предел на обилие дейтерия в атмосфере Солнца. Факт синтеза дейтерия на поверхности Солнца во время высокоэнергичных вспышек имеет особое значение для астрофизики, так как известно, что обилие дейтерия во Вселенной является критическим параметром современной космологии. Ранее оценки солнечного обилия 3Не в основном основывались на косвенных измерениях обилия в солнечном ветре, короне и метеоритах, поскольку прямые спектроскопические измерения фотосферного обилия не возможны. Регистрация линии синтеза дейтерия 2.23 МэВ в спектрах высокоэнергичных солнечных вспышек позволяет оценить обилие ъНе в фотосфере Солнца более прямым методом.

8 ВВЕДЕНИЕ.

Третья часть диссертационной работы посвящена наблюдению процесса синтеза дейтерия во время солнечных вспышек. Здесь представлены результаты наблюдения линии синтеза дейтерия во время высокоэнергичной солнечной вспышки 11 мая 1990 года, которая наблюдалась прибором ФЕБУС астрофизической обсерватории «Гранат». Во время вспышки БЕ 900 511 были детектированы как ядерные гамма линии, связанные с возбуждением ядер 12 С, 16 О, так и линия с энергией 2,23 МэВ возникающая при захвате нейтронов протонами (1Я (и, 7)2Я). Это позволило поставить верхний предел на отношение обилий 3Яе/1Д" и оценить параметры спектра протонов, ускоренных во время этой солнечной вспышки,.

Часть I.

Наблюдения космических гамма-всплесков детекторами прибора ФЕБУС обсерватории.

Гранат".

1. Продолженное излучение в диапазоне энергий 100−400 кэВИсследуя кривые блеска гамма-всплесков в этом диапазоне энергий можно выделить три основных типа продолженного излучения:

2. РАННИЕ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ ПО ДАННЫМ ПРИБОРА ФЕБУСТ I-Т i i i I | i i i I г i i i | I I I I I I I | | !

3. При исследовании излучения в ядерных гамма-линиях и в линии синтеза дейтерия 2,23 МэВ во время высокоэнергичной солнечной вспышки 11 мая 1990 года, была получена верхняя оценка обилия гелия-3 в атмосфере Солнца 3Не/1Н = (4.7 ± 1.8) х 10~5.

4. Обнаружено, что максимум интенсивности излучения в линии 2,23 МэВ в солнечной вспышке ББ 900 511 задержан относительно максимума в мгновенных ядерных линиях на время ~ 70 с.