Изучение спектральных свойств космических гамма-всплесков, зарегистрированных в экспериментах АРЕХ и ВАТS Е тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Анфимов, Дмитрий Сергеевич

• Анфимов, Дмитрий Сергеевич
• кандидат физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Анфимов, Дмитрий Сергеевич

Содержание

Ст.

Глава 1 (Введение )

1.1 Открытие гамма-всплесков

1.2 Эксперимент APEX проекта ФОБОС

1.3 Изучение гамма-сплесков на основе данных CGRO

1.4 Физические модели гамма-всплесков

1.4.1 Периферия Солнечной системы

1.4.2 Нейтронные звезды галактического диска

1.4.3 Протяженное галактическое гало

1.4.4 Механизм излучения всплеска в галактических моделях

1.4.4.1 Внутренние энергетические источники

1.4.4.2 Внешние энергетические источники

1.4.5 Космологические модели гамма-всплесков

1.5 Первые отождествления гамма-всплесков

с оптическими источниками

1.6 Актуальные задачи изучения гамма-всплесков

1.7 Краткое содержание диссертации

Глава 2. Основные свойства энергетических спектров гамма-всплесков

2.1 Континуум. Феноменологическая модель

спектра гамма-всплеска

2.2 Высокоэнергетические и не-высокоэнергетические всплески

2.3 Возможный низко - энергетический спектральный компонент

2.4 Высокоэнергетический спектральный компонент

2.5 Поиск линии в спектрах ВATSE

2.6 Корреляция жесткость интенсивность

1.7 Задачи изучения спектральных свойств гамма-всплесков

Глава 3. Методические вопросы изучения энергетических спектров

гамма-всплесков по данным эксперимента APEX

3.1 Функция отклика детектора

44

3.2 Калибровка детектора

3.3 Калибровки прибора в полете

3.4 Использование космического гамма-фона при калибровках

Глава 4. Восстановление энергетических спектров фотонов по данным

измерений в сцинтилляционном детекторе гамма-излучения

4.1 Вычитание фона

4.2 Модельное представление спектра

4.3 Нормировка

4.4 Выбор модели спектра фотонов

4.5 Процедура восстановления фотонных спектров по критериям Пирсона и Аббе

4.6 Критерий Пирсона

Глава 5. Результаты восстановления фотонных спектров космических

гамма - всплесков эксперимента APEX

GRB880925

GRB881024

GRB881203

GRB881218

GRB890108

GRB890202

GRB890306

Заключение

Глава 6. Матрица похожести

6.1 Определение матрицы похожести

6.2 Построение матрицы похожести для всплеска GRB

6.3 Восстановление спектра для отдельных интервалов

80 82

Глава 7. Изучение спектральной эволюции гамма-всплесков ВАТБЕ

методом среднего контура спектральной плотности

7.1 Построение среднего контура спектральной плотности (СКСП)

7.2 Свойства СКСП для яркой группы всплесков

7.3 Сравнение СКСП для сильных и слабых всплесков

7.4 Заключение

Глава 8. Проверка гипотезы о универсальном спектральном законе для

космических гамма-всплесков эксперимента ВАТБЕ

Заключение

Список литературы

107

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Изучение спектральных свойств космических гамма-всплесков, зарегистрированных в экспериментах АРЕХ и ВАТS Е»

1. Введение

1.1. Открытие гамма-всплесков

Изучение космических гамма-всплесков имеет долгую историю. Первые наблюдения этого явления связаны с американской системой спутникового мониторинга атомных взрывов в атмосфере Vela. 2 июля 1967 года на спутнике Vela 4а был обнаружен кратковременный всплеск интенсивности гамма-излучения в диапазоне 0.1-1 Мэв1 (рис. 1.1). Позднее было установлено, что эти события имеют космическое происхождение. В процессе изучения этого явления на первое место выдвинулся вопрос об определении положения источников гамма-всплесков на небесной сфере.

4

Ve.a 4g July 2, v967

3

1

1

А

-4

О

2

4

8

Timé (üsconds) Reiatíve to Trigger

Рис. 1.1 Первый зарегистрированный космический гамма-всплеск.

В конце семидесятых и в восьмидесятые годы были предприняты серьезные усилия по локализации гамма-всплесков методом триангуляции, а также для изучения их временных и спектральных свойств. Одновременно проводились эксперименты по изучению гамма-всплесков на околоземных спутниках Vela (США), Прогноз-6,7,8 (СССР), автоматических межпланетных станциях Венера-11,12,13,14 (СССР), ISEE-3 (США) и спутнике Венеры Pioneer Venus (США). Проводились работы на приборах GELIOS, SIGNE, КОНУС, SMM, LILAS, APEX, GINGA, PHEBUS, и др. (см. например материалы 2 ).

По-видимому наиболее ярким результатом этого периода надо признать отождествление гамма-всплеска 5 марта 1979 года (GRB790305 в современной номенклатуре) с остатком сверхновой N49 в большом Магеллановом облаке3,4(Рис.1.2а,б,в). Вероятность случайного наложения всплеска на остаток сверхновой очень мала и составляет ~10~4. Этот всплеск являлся самым ярким из всех зарегистрированных на то время. Интересно, что профиль всплеска обнаруживал переменность с периодом 8 сек5. Также в этом всплеске была обнаружена эмиссионная деталь в области 400кэВ6, которая отождествлялась с линией 511 кэВ, смещенной в гравитационном поле нейтронной звезды. Все это, казалось бы, указывало на то, что источником этого гамма-всплеска является нейтронная звезда.

г

r-^s

Рис. 1.2а Первые три секунды всплеска от 5 марта 1979 г.

Уелега 12 Тв~15*51тЩ*350 иг

10 20 30 40 50 60

Т~То, 5

Рис.1.26 Профиль всплеска от 5 марта 1979 г.

■в® ■Ч"'

*

Рис.1.2с Наложение области локализации гамма-всплеска от 5 марта 1979 г. на остаток сверхновой N49 в Большом Магеллаговом Облаке.

К концу 80-х годов был накоплен большой фактический материал2. Распределение гамма-всплесков по небесной сфере оказалось изотропным (Рис. 1.3). Максимальный поток у Земли достигал ~ 10"4 - 10"3 эрг см"2. Минимальный поток определяется чувствительностью детектора. Длительность всплесков колебалась от сотых секунды до сотен секунд. Всплески часто демонстрировали очень сложную временную структуру. Например всплеск СКВ790305 имел время нарастания порядка 0,1 мс. Наблюдались 22 пульсации интенсивности за 144с7.

МЕР

55Р

Рис.3 Распределение всплесков на небе по данным эксперимента КОНУС.

Большую роль в понимании природа гамма-всплесков сыграло изучение зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока во всплеске8 (Рис 1.4). Если принять, что всплески соответствуют источникам со стандартной светимостью, а распределение их в пространстве однородно, то зависимость числа всплесков N с регистрируемым потоком излучения >Э описывается следующим выражением:

(1.1)

где п - средняя концентрация источников, 1_ - стандартная светимость. Для ярких всплесков такая зависимость отвечала данным экспериментов, но для слабых всплесков наблюдался недостаток событий по сравнению с предсказанным числом. Оставались надежды, что этот недостаток удастся объяснить приборными эффектами.

В то время основной моделью гамма-всплеска была модель, связанная с нейтронными звездами в диске нашей галактики. Если бы источники всплесков располагались в нашей галактике, то мы должны были бы наблюдать на распределении всплесков по небу следы галактического диска и ядра галактики. Однако распределение всплесков было изотропным. С другой стороны, если распределение изотропно и однородно, то зависимость числа всплесков от их интенсивности должна была бы отвечать закону 3/2. Данные не подтверждали этого предположения.

Рис. 1.4 Наблюдаемое распределение ЬдЫЛодЭ на серидину 80-х годов, а - по данным эксперимента КОНУС, Ь - по данным эксперимента СНЕГ, с -предыдущие эксперименты, с! - короткие всплески эксперимента КОНУС.

Большая надежда на объяснение природы гамма-всплесков была связана с изучением их спектров. В экспериментах КОНУС и втда было получено значительное число спектров в которых обнаруживались особенности, которые можно было интерпретировать как линии9,10 (Рис. 1.5а,б).

В 30% всплесков эксперимента КОНУС обнаруживали абсорбсционные линии в области 50 кэВ и в 7% всплесков эмисионные линии в области 400450 кэВ . Подобного рода особенности обнаруживали и в других экспериментах (РНЕВиБ и др.) Низкоэнергетические особенности интерпретировались как проявление циклотронного поглощения в магнитном поле ~1013 Гс у поверхности нейтронной звезды. Высокоэнергетические особенности интерпретировались как линия 511кэВ электрон-позитронной аннигиляции, смещенная в гравитационном поле нейтронной звезды.

Е (кеУ)

Рис. 1.5а Типичная эмиссионная особенность в спектре всплеска, полученного в эксперименте КОНУС.

Ю

-I

I

>

о> ж

I

со 1

«л

е

о

10

-2

10

-3

I I I I II II]-1-1-1-1—I—I I 1 1

\

\

\

40 кеУ

ос Е ехр (-Е/140 КеУ)

I г 1

I 1 I > 1 м I_I_I_1 I .1 II I I

ю' Ю2 Ю3

Е (кеУ)

Рис. 1.56 Типичная абсорбционная особенность в спектре всплеска, зарегистрированного в эксперименте КОНУС.

Среди всей совокупности гамма-всплесков был выделен класс событий с мягким спектром, которые обнаруживали повторяемость. Поведение этих источников объяснялось моделью взрывов аккрецированного вещества на нейтронную звезду.

В свете всего вышесказанного казалось вполне естественным предположить, что наиболее вероятным источником гамма-всплеска является

нейтронная звезда. Ниже различные физические модели гамма-всплесков будут описаны более подробно.

1.2 Эксперимент APEX проекта ФОБОС

Одной из основных задач советско-французского эксперимента APEX (Astrophisico-Planetological Experiment) проекта "ФОБОС" было детальное изучение спектральных свойств космического гамма-излучения11. Этот эксперимент описан далее более подробно, так как анализ его результатов является одной из задач диссертационной работы. Эксперимент был основан на использовании сцинтилляционного детектора Csl (TI) (цилиндр размером 10x10 см) прибора ГС-1412 и специального электронного измерительного блока ВГС, использующего микропроцессорную технику. При регистрации увеличения интенсивности гамма-излучения вследствие космического гамма-всплеска или солнечной вспышки прибором записывались профили и энергетические спектры излучения с высоким временным разрешением.

Спектры измерялись в 108 каналах от 64 кэВ до 9200 кэВ в режиме "time to spill", т.е. в режиме "времени накопления". При этом длительности каждого интервала спектрального измерения определялись из условия накопления фиксированного числа отсчетов в энергетическом диапазоне 120-1430 кэВ. В ходе проведения эксперимента были выбраны значения 240 и 320 отсчетов для первых 48 и последующих 68 интервалов, соответственно. Временные профили измерялись в широком энергетическом диапазоне 120-1420 кэВ. При этом регистрировались временные профили 2-х типов : "обычный" профиль с разрешением 1/128 сек в течении первых 8.6 сек и с разрешением 1/8 сек в течении последующих 55 сек, а также профиль времени накопления групп из 24 отсчетов. Наилучшее достижимое временное разрешение прибора составляло около 30 мкс. Наземные испытания показали, что при увеличении темпа счета до 50 000 отсч/с отсутствуют заметные просчеты импульсов и искажения спектральных данных прибора.

С июля 1988 г. по март 1989 г. в эксперименте APEX было зарегистрировано более 150 событий, которые можно рассматривать в качестве кандидатов для отождествление с космическими гамма-всплесками. Среди них было около 50 интенсивных событий, отождествление которых с

космическими гамма-всплесками не вызывает сомнений11 . Многие из них были также зарегистрированы на других космических аппаратах. Кроме этого были зарегистрированы 10 мощных хромосферных солнечных вспышек.

Для обработки полученных в ходе эксперимента APEX спектральных данных применялась специально разработанная методика восстановления фотонных спектров. Описанию этой методики и результатов ее применения посвящены главы 2-4 настоящей диссертации.

1.3 Изучение гамма-всплесков на основе данных GRO

Следующий период в изучении гамма-всплесков связан с работой космической обсерватории CGRO (США), выведенной на околоземную орбиту в апреле 1991 года и работающую по сей день (описание обсерватории CGRO (США) см. например в13). Особенно плодотворным в плане изучения гамма-всплесков оказался эксперимент BATSE, который зарегистрировал около 2000 событий с достаточно высоким временным разрешением14 Важно, что весь этот массив данных является однородным со статистической точки зрения, что позволяет проводить исследования общих свойств гамма-всплесков.

BATSE (Burst And Transient Source Experiment) создавался как инструмент для детектирования, локализации и изучения свойств гамма-всплесков. Он включает в себя восемь детекторных модулей, размещенных на борту CGRO так, чтобы поле зрения BATSE перекрывало всю небесную сферу. Каждый детекторный модуль состоит из детектора большой площади (LAD) и спектроскопического детектора (SD). LAD представляет собой диск сцинтиллятора Nal(TI) и оптимизирован по чувствительности. SD представляет собой цилиндр Nal(TI) и оптимизирован по энергетическому диапазону и разрешению. Некоторые характеристики детекторов приведены ниже в таблице 1.

В процессе работы BATSE генерирует несколько типов данных, позволяющих вести широкий спектр работ по изучению гамма-всплесков. Ниже описаны некоторые типы данных BATSE, которые использовались в настоящей работе.

Чувствительность к всплескам

Энергетический диапазон

Чувствительная область

2025 см2 для LAD 127 см2 для SD 20кэВ - 1.9МэВ для LAD ЮкэВ - ЮОМэВ для SD 3x10"8 эрг/см2( для 1 сек. всплесков )

Временное разрешение (минимальное)

2мс

Точность локализации яркого всплеска

4.0°

Таб. 1.1 Некоторые характеристики эксперимента BATSE.

DISCLA - данные непрерывного слежения со всех восьми детекторов большой площади (LAD) со временем накопления 1.024 сек в четырех широких энергетических каналах.

CONT - данные непрерывного слежения со всех восьми детекторов большой площади (LAD) со временем накопления 2.048 сек в шестнадцати энергетических каналах.

DISCSC - данные с детекторов большой площади, зарегистрировавших всплеск. Временная дорожка прописывается с момента срабатывания. Временное разрешение - 64 мсек в четырех широких энергетических каналах.

PREB - данные со всех детекторов большой площади в промежутке времени за 2.048 сек до всплеска и до момента срабатывания всплесковой ячейки. Разрешение - 64 мсек в 4 широких энергетических каналах.

На начальных этапах работы аппарата CGRO ожидалось подтверждение уже существующих моделей на большем статистическом материале. Однако с накоплением данных стали проявляться трудности господствующих в то время моделей. Во-первых в спектрах BATSE не было обнаружено ни одной эмисионной или абсорбционной линии15. Во-вторых

распределение всплесков по небу оказалось удивительно изотропным14 (Рис. 1.6).

Измерение дипольного и квадрупольного момента распределения ансамбля зарегистрированных гамма-всплесков также не выявило никакой неоднородности14,16. Не было обнаружено и концентрации всплесков по небесной сфере в каких либо областях на небе (например, в области ближайшего скопления галактик). В третьих, с высокой достоверностью подтвердилось отклонение зависимости числа всплесков от интенсивности от закона 3/217,14, который соответствует предположению о равномерном распределении стандартных свечей в евклидовом пространстве (Рис. 1.7). В распределении всплесков по длительности было обнаружено существование по крайней мере двух групп: коротких, с 190<1.5 с, и длинных с 19о>1.5 с18 (Рис. 1.8). Источники мягких повторных всплесков окончательно выделились в отдельную

19

группу которая отвечает механизму генерации излучения, отличному от собственно гамма-всплесков.

Стало общепризнанным, что эти всплески соответствуют особому классу вспыхивающих нейтронных звезд в Галактике.

Надо отметить также, что приборами EGRET и COMPTEL, размещенными на аппарате CGRO были зарегистрированы фотоны с энергией в сотни МэВ и даже в несколько ГэВ, которые входит в жесткую часть излучения гамма-всплеска.

1000

<2 (Л i» з СО

ф -О

Е з

100 г

1

0,1

1024ms Peak Flux Distribution

-е-

Ф\

1.0 10.0 •9 -1

Photons-cm -sec

100.С

Рис. 1.7 Зависимость числа всплесков от интенсивности. 4В каталог BATSE.

В*Г5ь. -те СсИ>|од

О.ОС1 0.01 3.1 1. 40. 100- 1000.

Рис. 1.8 Распределение всплесков 4В каталога по длительности.

В настоящее время известно огромное число моделей источников гамма-всплесков, из которых лидирующей надо признать космологическую модель. В рамках простейшей космологической модели источники всплесков предполагаются стандартными свечами. В рамках этой модели очевидно объясняются изотропность распределения всплесков по небу. Отклонение

зависимости N(5) от значения 3/2 также может быть объяснено неэвклидовской

20

геометриеи мира на космологическом расстоянии .

Данные, однако, не подтверждают с полной определенностью модель стандартной свечи на космологическом расстоянии. Этому противоречил, например усредненный профиль гамма-всплесков для различных групп всплесков, отобранных по яркости21,22. Вызывает недоверие и огромное энерговыделение, необходимое для наблюдения всплеска с космологического расстояния. В космологическом сценарии всплеска надо объяснить выделение очень большой энергии в виде гамма-излучения в достаточно малом объеме. Такую энергию можно обеспечить слиянием двух нейтронных звезд, нейтронной звезды и черной дыры и т.п. Однако физическая природа источников гамма-всплесков остается неизвестной и число предложенных моделей с каждым годом увеличивается.

1.4 Физические модели гамма-всплесков

Исторически был предложен целый ряд моделей, призванных объяснить феномен гамма-всплесков23. Эти модели можно распределить по группам, основной отличительной чертой которых является расстояние, на котором находится источник всплеска. Это расстояние определяет энергетику процесса и предполагаемый механизм генерации излучения. Логически существуют следующие возможности расположения источников: периферия Солнечной системы, околосолнечная область галактического диска, наша Галактика, протяженное сферическое гало нашей Галактики, космологические расстояния.

1.4.1 Периферия Солнечной системы

Периферия Солнечной системы (гелиосфера) - область вокруг Солнца диаметром ~1пк (Рис. 1.9). Модели, располагающие всплески в этой области предполагают сравнительно малое энерговыделение и апеллируют к различным механизмам генерации. лг

103

ю2

10'

10°

1оВЛГ(> 5)

\-3/2

2

3

• I 1. «

5 1ое5-

10

-6

10

-5

10-

10-

эрг см

-2

Рис. 1.9 Расчетные распределения гамма-всплесков N(>8) от потока в в кометной модели гамма-всплесков. 1 - внутренний источник энергии, 2 -взаимодействие со средой, 3 - солнечный ветер.

4

В разное время в литературе в качестве источников всплесков предлагались солнечные корональные выбросы (сгустки плазмы с энергией ~1032 эрг, взаимодействующие с межпланетным магнитным полем)24, взаимодействие хаотических реликтовых магнитных неоднородностей25, различные модели столкновения комет26.

Общая трудность всех этих моделей - объяснение изотропии наблюдаемых всплесков. Особенно это относится к моделям, в которых тем или иным способом задействовано Солнце. Все известные проявления Солнечной активности: солнечный ветер, выбросы частиц, ударные волны и т.п. имеют анизатропный характер. В распределении же гамма-всплесков изотропия установлена с очень высокой точностью14. По данным BATSE (4В каталог) угловое распоеделение всплесков имеет дипольный момент -0.015±0.014 и квадрупольный момент 0,004±0.008.

Кроме этого в рамках гелиосферных моделей надо объяснить наличие во всплесках фотонов сверхвысоких энергий (до нескольких ГэВ)27. Предложенные механизмы генерации гелиосферных всплесков не могут, по видимому, обеспечить фотоны таких энергий.

1.4.2 Нейтронные звезды галактического диска

В этой группе моделей всплески связывают с нейтронными звездами в галактической окрестности Солнечной системы28 (Рис. 1.10). Минимальное расстояние до источника - порядка нескольких парсек. Если наиболее яркие всплески достигают интенсивности Smax~10"3 эрг см"2 , то светимость источника должна быть порядка 1036 эрг с"1. При минимальной зарегистрированной интенсивности самые слабые всплески должны находится на расстояниях нескольких сотен парсек. В этой модели должна проявляется сплющенность галактического диска, например в виде дефицита слабых всплесков на высоких галактических широтах. Данные не согласуются с этим требованием модели.

В 1В каталоге BATSE по данным ~250 всплесков были замечены признаки угловой корреляции сильных и слабых всплесков, а также концентрации средних всплесков к галактическому диску29. Этот факт позволил

предложить модель, в которой источники генерируют два типа всплесков -слабые и сильные, причем полная светимость в слабом всплеске на 3-4 порядка меньше полной светимости в сильном всплеске. Сильные всплески генерируются источником в среднем в 1000 раз реже, чем слабые. В этой модели регистрируемые средние всплески - это сильные всплески на больших расстояниях.

Дальнейшее накопление данных по всплескам не подтвердило эффекта, обнаруженного в 1В каталоге, что привело к отказу от этой модели.

ОГ)

Другая модель источников, связанная с галактическим диском предполагает существование двух популяций гама-всплесков. Первая популяция - близкие источники, излучающие слабые всплески (светимость ~1032 эрг с"1) . Вторая популяция - далекие источники в галактическом гало, излучающие сильные всплески (светимость ~1045 эрг с"1) . Однако более поздние работы по изучению усредненных кривых излучения гамма-всплесков21,22 показали, что эти кривые для сильных и слабых всплесков имеют качественно одну и ту же форму как для ярких так и для слабых всплесков.

Если учесть, что светимости источников сильных и слабых всплесков в этой модели отличаются на 13 порядков, то такое совпадение становится трудно объяснить. Различие в энергетике источников должно вести к различию в механизме излучения, а значит и в усредненных эмиссионных кривых.

и 1 ' ( "» ■ а /Т*^1

£ ' * *^ " •

Ед! ГБлКгор1с

К5: Ь.оп1й£йп$ои5 "ИЧГ

Т=Г=Р

¡5

И_ 1 М I I I

л 3

; ^ .1. .1 1

Р

Ня: ¡пЬсто^елеоаз

|11 ] I I | ■ ! -I | « | |

1

Ч 3

■ 1-1 I I I >х

Щ Р

Рис. 1.10 Галактическая модель гамма-всплесков: - радиус видимости -ближайшие окрестности Солнечной системы (много меньше 1 кпк), Рр - радиус видимости превышает толщину диска (более 1 кпк).

1.4.3 Протяженное галактическое гало

Сферическим гало называют область вокруг нашей галактики с размерами порядка сотен килопарсек, образованную звездами, которые по тем или иным причинам вылетели из галактического диска.

Долгое время считалось, что нейтронные звезды не могут обладать скоростями, достаточными для вылета из диска31, однако позднее было показано32, что средняя скорость движения радиопульсаров -500 км с"1. Это означает, что существует популяция нейтронных звезд, расположенных в гало. Можно предположить, что эти объекты являются источниками гамма-всплесков33 (Рис. 1.11). Такая модель может объяснить как изотропию всплесков, так и недостаток числа слабых всплесков по сравнению с оценкой на основе закона 3/2.

Логарифм расстояния [хпс]

Рис. 1.11 Область допустимых параметров для модели протяженного гало Галактики; 1-100 всплесков, 2 - 200 всплесков, 3 - 400 всплесков, 4 - 800 всплесков, 5-1600 всплесков.

В рамках данной модели мы должны были бы наблюдать дипольный момент в распределении всплесков по небу сильных всплесков из-за того, что Солнце расположено не в центре Галактики. С другой стороны, должен наблюдаться избыток слабых всплесков в направлении ближайшей к нам галактики М31. С ростом числа локализованных всплесков допустимая область параметров этой модели сужается и уже сейчас простейшая модель гало не подтверждается данными 4В каталога ВАТБЕ. Кроме того, из оценки числа нейтронных звезд в гало23 следует, что источники гамма-всплесков должны быть рекуррентными. В современных каталогах гамма-всплесков такие повторные события не обнаружены.

1.4.4 Механизм излучения всплеска в галактических моделях

Во всех галактических моделях в качестве источника всплеска предполагают нейтронные звезды. По источнику энергии механизмы можно разделить на механизмы, в которых используется внутренняя энергия нейтронной звезды и механизмы, в которых используется аккрецирующее вещество.

1.4.4.1 Внутренние энергетические источники

В нейтронной звезде энергия запасена в гравитационном поле, в магнитном поле, во вращении и в квантовом состоянии формирующих ее элементарных частиц. Последний источник связан с возможностью фазового перехода с образованием пионного конденсата34. Однако, такое событие может происходить только однажды в истории нейтронной звезды, а в существующих моделях всплесков нейтронные звезды должны излучать рекуррентно.

Другой источник энергии связан с тем, что при замедлении вращения нейтронной звезды может возникнуть дифференциальная скорость вращения, нормального и сверхтекучего вещества звезды. В этих условиях момент вращения запасенный в вихрях в сверхтекучем ядре нейтронной звезды может передаваться оболочке вследствие неустойчивостей, вызванных силой Магнуса35 Эти неустойчивости могут вызывать звездотрясения, в которых и

38

происходит генерация гамма-всплеска. Выделяемая при этом энергия -10 эрг. Таким образом, этот механизм не пригоден для источников, расположенных в гало.

Ситуация сильно меняется, если предположить существование у нейтронной звезды внутреннего магнитного поля ~1015 Гс36. Магнитное поле будет сосредоточено в магнитных трубках, которые совместно с вихрями вращения образуют сложную структуру в сверхпроводящем ядре нейтронной звезды. Каждая магнитная трубка запасает -1044 эрг энергии. При торможении вращения нейтронной звезды и затухании глобального магнитного поля могут возникать пересечения вихрей вращения и магнитных трубок, которые могут вызывать звездотрясения с выходом трубок на поверхность. При этом в коре может выделятся ~1041 - 1042 эрг, что уже вполне достаточно для генерации всплеска в гало.

1.4.4.2. Внешние энергетические источники

В качестве источника энергии всплеска, генерируемого нейтронной звездой можно предложить аккрецию вещества на нейтронную звезду. В зависимости от конкретного механизма генерации всплеска оценка необходимой массы может быть различной, однако в любом случае эта масса весьма значительна.-

В случае механизма, связанного с термоядерным горением37, как в рентгеновских барстерах, для генерации всплеска с энерговыделением -1043 эрг надо аккрецировать 1025 г водорода ( один грамм водорода при термоядерном горении выделяет 1018 эргг"1) Такие темпы аккреции могут быть обеспечены в тесных двойных системах, однако исходя из числа всплесков надо предполагать, что почти все источники всплесков в такой модели должны находится в тесных двойных, что мало вероятно.

Другой источник вещества - межзвездные кометы и астероиды38. Аккреция одного грамма вещества на нейтронную звезду приводит к-энерговыделению ~1020 эрг. Среднее время повтора всплеска для модели гало -105 лет. Тогда необходима концентрация комет -1017 пк"3. Исходя из объема гало и величины скрытой массы в нашей галактике, можно получить оценку

средней массы такой кометы. Получается величина ~1010 - 1013 г. Такой массы недостаточно для генерации всплеска в гало.

Можно предположить, что на нейтронные звезды аккрецирует вещество из околозвездного протопланетного облака38. Это облако может образоваться вместе с нейтронной звездой в двойной системе. В этой схеме нейтронная звезда, покидая двойную систему, захватывает значительную часть массы компонента (-3-1028 г). После формирования планет, орбиты комет будут возмущаться планетами, и приводить к падению комет на нейтронную звезду. Трудность этой модели в том, что надо обеспечить значительную падающую массу (~1031 г), чтобы объяснить генерацию всплеска необходимой интенсивности.

1.4.5. Космологические модели гамма-всплесков

Космологическими моделями39 называют модели, в которых источник гама-всплеска на расстояниях, где становится существенным красное смещение Т,

г = {Х-Хо)1Хо (1.2)

Такие расстояния предполагают энергии >Ю50 - 1051 эрг. Эта энергия выделяется в объеме несколько десятков кубических километров в течении секунд (или десятков секунд) (Рис. 1.12). Для объяснения столь большого энерговыделения предлагают модели слияния компонентов тесных двойных систем (двух нейтронных звезд или нейтронной звезды и черной дыры)40, коллапс вырожденного намагниченного карлика в нейтронную звезду с сильным магнитным полем и с миллисекундным периодом вращения41.

г /2ГЩ

4,5

«4/гг

. Т-

Рис. 1.12 Пример одной из космологических моделей, используемой для объяснения явления гамма-всплесков. Единичная, релятивистская тонкая оболочка в процессе распространения проходит через области излучения (верхняя панель). Форма импульсов излучения в гамма-всплеске (нижняя панель ) связана со свойствами областей излучения. (Из работы 42)

Из теоретических соображений известно, что эволюция двойных систем из двух релятивистских компактных объектов неизбежно заканчивается их слиянием. В нашей галактике известны двойные системы с компонентами -нейтронными звездами. Это три двойных радиопульсара. На основании этих данных можно оценить примерный темп слияний компактных объектов в нашей галактике. Он оказался ~10"5,5 событий в год. Эта величина хорошо согласуется с наблюдаемым темпом регистрации всплесков в предположении космологического характера источников, который составляет ~1СГ6 событий в год.

В качестве доминирующей модели излучения всплеска сейчас используется модель файербола, который представляет собой расширяющуюся область с начальным размером порядка 10 - 100 км, в которой в течении примерно секунды произошло выделение энергии порядка 1051 эрг. Не вдаваясь в подробности образования такого объекта можно определить его основные качественные характеристики и эволюцию, общие для все моделей, использующих схему слияния компактных релятивистских объектов.

В начальный момент времени плотность энергии в объеме файрбола настолько велика, что среда является оптически толстой относительно процесса фотон-фотонного рождения электрон-позитронных пар. В следствие непрозрачности в области энерговыделения должно установится равновесное распределение фотонов, электронов и позитронов с равновесной температурой Т0:

То ~ 6(Евнв/эрг) 1/4 ([? о/см) 3/4 МэВ (1.3)

где Евив ~Ю50 - 1051 эрг - оценка энергии фотонной компоненты всплеска в

7 А

космологическои модели, о~ 10 -10 см - размер зоны энерговыделения. Этот сгусток и называется собственно файерболом. Так как нет никаких факторов, которые могут уравновесить лучистое давление в файерболе, файербол расширяется с релятивистской скоростью.

Большую роль в физике файербола играют барионы. Файербол должен быть электрически нейтральным, а значит, полное число протонов должно равняться избытку электронов над позитронами. Оптическая толщина файербола относительно барионной компоненты определяется томсоновским

сечением рассеяния фотонов на этих электронах и на начальных этапах расширения файербол непрозрачен. При этом энергия излучения превышает массу покоя барионов, а значит и энергию электрон-позитронных пар. Электроны не могут оторваться от барионов из-за электронейтральности и расширение, таким образом, определяется давлением излучения. Эта фаза

„43

называется радиационно-доминированнои .

В сопутствующей системе отсчета файербол расширяется однородно в каждой точке. На этой фазе Лоренц-фактор расширения Г растет как радиус файербола Я. Плотность энергии излучения м/ убывает как температура убывает как ЯГ*. Таким образом в системе удаленного наблюдателя температура излучения файербола на радиационно-доминированой фазе остается постоянной.

Радиационно-доминированная фаза расширения продолжается до момента, когда кинетическая энергия барионов не станет сравнимой с энергией излучения. После этого Лоренц-фактор остается постоянным. Сохраняется также и толщина оболочки расширяющегося файербола. Ее величина ~Яо-Концентрация электронов в оболочке уменьшается соответственно как ЯГ2, и на некоторм радиусе файербола излучение отделяется от вещества и файербол становится прозрачным.

Следующая фаза эволюции определяется взаимодействием файербола с окружающей межзвездной средой. Считается, что эта фаза наступает, когда потери импульса на торможение в среде станут порядка величины импульса. В этих условиях образуются внешняя (распространяющаяся наружу) и внутренняя (распространяющаяся во внутрь) ударные волны. Энергия этих волн перерабатывается в конечном итоге в электромагнитное излучение. Многообразие профилей предполагалось объяснить взаимодействием ударной

« 43 44

волны с неоднородностями межзвездной среды , но последующие расчеты показали, что такой механизм не может объяснить генерацию сложных профилей.

В последнее время была предложена модель внутренних ударных. волн45. В рамках этой модели предполагается, что в файерболе существуют области с разными Лоренц-факторами. Простейшая причина такого разброса -наличие нескольких расширяющихся с различными Лоренц-факторами. В процессе расширения файербола эти оболочки будут пересекаться, порождая

ударные волны с энергией порядка разности кинетических энергий оболочек, которая преобразуется в излучение. Множественные пересечения оболочек согласно этой модели проявляют себя в виде сложной структуры профиля гамма-всплеска.

Модель внутренних ударных волн привлекательна также высоким коэффициентом переработки энергии файербола в излучение. Эффективность этих процессов порядка 20% (для разброса величин Лоренц-факторов в 10 раз). Для сравнения эффективность модели внешней ударной волны ~1%46. Однако модель внутренних ударных волн требует существования механизма, который объяснял бы наличие разброса в Лоренц-факторах. На сегодняшний день такого "внутреннего двигателя" не существует.

1.5. Первые отождествления гамма-всплесков с оптическими источниками

В 1996 году с запуском итальяно-голландского спутника ВерровАХ начинается современный период изучения гамма-всплесков47. Спутник позволяет определить положение всплеска с высокой точностью. Это достигается двухступенчатым определением направления на всплеск: сначала грубо - по гамма-излучению, а затем более точно по рентгеновскому излучению. 28 февраля 1997 года ВерроЭАХ зарегистрировал гамма-всплеск и рентгеновское послесвечение в круге с ошибкой в 1 угл.мин48 (Рис 1.13). По данным рентгеновских наблюдений были проведены наблюдения на оптических телескопах и было обнаружено послесвечение также в оптическом диапазоне49.

ДЯА (агслгмп)

Рис. 1.13 Локализация источника 6КВ970228.

Позже была создана мировая кооперация, которая позволяла очень быстро реагировать на сообщения о локализации гамма-всплесков и наблюдать эволюцию их послесвечения в различных энергетических диапазонах. В результате для всплеска 8 мая 1997 г.50 на основе анализа линий поглощения в оптическом спектре (Рис. 1.14) был сделан вывод о том, что всплеску надо приписать красное смещение 7. - 0.835, что отвечает расстоянию в 5000Мпк. Полную энергию этого всплеска можно оценить в 7-1051 эрг в случае изотропного излучения (для сравнения энергия покоя Солнца 2-1054 эрг). Позже, были найдены еще несколько всплесков, которые отождествляли с объектами, удаленными на космологическое расстояние51. Таким образом, космологическая модель получила серьезное подтверждение.

Рис. 1.14 Участок спектра 01413970598, использованный для определения красного смещения поглощающей системы. Линии, помеченные звездочками дают значение красного смещения 2=0.835, остальные - 2=0.767

Однако проблему определения расстояния до гамма-всплесков все еще нельзя признать решенной. Число отождествленных событий еще не велико, да и техника отождествления по видимому еще не полностью отработана.

В этой связи интересен факт обнаружения в декабре 1997 года52 всплеска с т. - 3.4. Такое расстояние ведет к чудовищному энерговыделению, причем регистрация этого события произошла фактически в самом начале-работ по накоплению отождествленных событий. Это факт может говорить о том, что мы можем не достаточно корректно определять расстояние до всплеска и не понимаем физического механизма его генерации.

1.6 Актуальные задачи изучения гамма-всплесков

В связи с вышеизложенным представляются актуальными следующие задачи:

1. на основе большого однородного статистического материала накопленного BATSE, определить среднее красное смещение для различных групп гамма-всплесков,

2. выяснить вопрос о физическом механизме генерации всплесков с различной интенсивностью.

Для решения этих задач в данной диссертации выполнено исследование спектральных свойств гамма-всплесков.

1.7. Краткое содержание диссертации

Во второй главе диссертации описаны общие спектральные свойства гамма-всплесков, установленные на сегодняшний день. Отмечено, что спектры демонстрируют большое разнообразие форм, которое пока не может быть объяснено какой - либо единой физической моделью. Гораздо более успешными показали себя феноменологические подходы, которые кратко описаны в этой главе.

В первом параграфе описан эффект корреляции жесткость -интенсивность гамма-всплесков, впервые открытый в эксперименте APEX миссии ФОБОС. Рассмотрены наблюдательные проявления этого эффекта и современная его трактовка. Приведена оценка красного смещения для слабых всплесков, полученная на основе эффекта корреляции жесткость-интенсивность в рамках космологической гипотезы.

Во втором параграфе описано применение метода карт интенсивности к спектрам отсчетов гамма-всплесков. Показано, что карта интенсивности дает наглядное представление о спектральной истории всплеска. Приведены карты интенсивности ряда всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX.

В третьем параграфе описан метод выделения различных компонент излучения. Приведены выводы о эволюции всплеска сделанные на основе этого метода.

В четвертом параграфе кратко рассмотрена проблема континуума (гладкой составляющей ) в фотонном спектре гамма-всплесков. Приведено описание модели Бэнда. Обсуждаются особенности спектра, связанные со временем накопления. Выполнен сравнительный анализ спектров, зарегистрированных в экспериментах BATSE, COMPTEL и EGRET.

В пятом параграфе рассмотрено возможное разделение всплесков BATSE на группы с высоко- и низкоэнергетическими спектрами. Приведены критерии разделения всплесков по этим группам.

В шестом параграфе обсуждается возможность существования низко и высоко энергетических спектральных компонентов в рамках одного спектра. Приведены данные по статистике спектров, демонстрирующих это свойство. Отмечено, что поведение этих компонент отлично от поведения "стандартной" части спектра гамма-всплеска.

В седьмом параграфе приведен краткий обзор современного состояния в области поиска линий в спектре гамма-всплесков. Отмечено, что на сегодняшний день в данных эксперимента BATSE, составляющих наиболее однородный и большой статистический ансамбль данных, линий не обнаружено.

В третьей главе диссертации на примере эксперимента APEX рассмотрены общие вопросы космической гамма-спектроскопии, связанные с физическими свойствами детекторов и свойствами электронного тракта на примере эксперимента APEX.

В первом параграфе дан краткий обзор процессов, приводящих к регистрации фотонов в детекторе. Введено понятие функции отклика детектора. Рассмотрен метод построения функции отклика, основанный на вариации вкладов базисных функции отдельных процессов.

Во втором параграфе дано описание типичной процедуры калибровки детектора. Описано поведение функции отклика для различных энергий фотонов и углов падения на детектор.

В третьем параграфе описана процедура калибровки прибора в полете. Показано, как происходит деградация электроники в условиях космического полета и как это отражается на результатах измерений.

В четвертом параграфе описаны основные источники космического гамма-фона, а также использование космического гамма-фона при калибровке прибора в полете.

В четвертой главе описана процедура восстановления фотонного спектра. Описаны методики, применяемые при оценке качества восстановления и определении ошибок восстановления. Приведены наиболее часто используемые модели фотонного спектра.

В первом параграфе рассмотрен вопрос учета фона при восстановлении фотонного спектра. Рассмотрен вопрос определения ошибки сигнала с учетом вычтенного фона.

Во втором параграфе рассматривается модельно-зависимый способ восстановления фотонного спектра. Показано, как из фотонной модели с учетом матрицы отклика строятся модельные отсчеты.

В третьем параграфе приводятся примеры различных подходов к нормировке при восстановлении фотонного спектра. Показано влияние нормировки на результат восстановления спектра.

В четвертом параграфе приводятся различные модели фотонного спектра, нашедшие применение в изучении спектров космических гамма-всплесков.

В пятом параграфе рассмотрена общая схема восстановления спектра, основанная на минимизации функционала невязки. Рассмотрены критерии значимости восстановления спектра.

В шестом параграфе приводится схема построения численного алгоритма поиска минимума функционала невязки. Рассматриваются сравнительные достоинства различных численных алгоритмов.

В седьмом параграфе приводится метод оценки ошибок параметров, основанный на матрице Гессе. Также рассмотрен статистический критерий Аббе, как один из возможных индикаторов качества восстановления.

В пятой главе приводятся примеры восстановления фотонного спектра для наиболее ярких всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX.

В первом параграфе проведено восстановление спектров всплеска GRB 880925. Получены фотонные спектры и значения их параметров. Обсуждается влияние широких спектральных особенностей на качество восстановления. Обсуждается эволюция формы фотонного спектра во времени.

Во втором параграфе произведено восстановление спектров всплеска GRB 881024. Приведены параметры интегрального спектра гамма-всплеска. Обсуждены общие свойства всплеска. Этот всплеск подробно изучен с использованием матрицы похожести.

В третьем-седьмом параграфах произведено восстановление интегрального фотонного спектра всплесков GRB881203, GRB881218, GRB890108, GRB890202, GRB890306. Получены характеристики спектров и ошибки параметров.

В восьмом параграфе проведен обзор данных по восстановленным фотонным спектрам. Проведен анализ общих особенностей спектров. Приведена результирующая таблица параметров фотонных спектров изученных гамма-всплесков.

В шестой главе рассмотрена матрица похожести, как способ быстрого анализа спектральной переменности в гамма-всплеске.

В первом параграфе приведено определение матрицы похожести. Описан способ представления элементов матрицы , использованный в данной работе.

Во втором параграфе рассмотрена матрица похожести для всплеска GRB 881024, зарегистрированного в эксперименте APEX. Показано, что временные интервалы, выделяемые матрицей похожести отвечают особенностям на профиле всплеска.

В третьем параграфе приведены результаты восстановления фотонного спектра для временных интервалов, определяемых матрицей похожести. Введен критический уровень значения элементов матрицы похожести. Показано, что форма спектров для интервалов времени с надкритическими значениями матрицы похожести значимо различается. Соответственно для интервалов с подкритическими значениями элементов матрицы похожести форма спектров отличается, не значимо.

В седьмой главе исследуются средние спектральные свойства всплесков эксперимента BATSE, объединенных в группы по интенсивности.

В первом параграфе рассматривается общая методика усреднения для групп всплесков и вводится понятие усредненного профиля спектральной плотности.

Во втором параграфе проводится изучение сечения усредненного профиля спектральной плотности плоскостью постоянной энергии фотонов и вводится понятие эффективного эмисионного времени. Приведены свойства эффективного эмисионного времени для различных энергий в рамках яркой группы всплесков ВАТБЕ.

В третьем параграфе проводится изучение сечения усредненного профиля спектральной плотности плоскостью постоянного времени. Получен профиль эволюции параметров формы спектра от времени.

В четвертом параграфе проводится сравнение свойств усредненного профиля спектральной плотности для групп гамма-всплесков с различными интенсивностями. Найдено значимое различие в спектральном поведении между яркими и слабыми гамма-всплесками.

В восьмой главе предложена универсальная спектральная модель для групп гамма-всплесков эксперимента ВАТЭЕ с различными интенсивностями.

В первом параграфе описываются критерии разделения гамма-всплесков на группы по интенсивности.

Во втором параграфе приводятся результаты восстановления фотонного спектра в индивидуальных всплесках с последующим усреднением по группе. Введено понятие усредненног спектра фотонов в пике потока излучения.

В третьем параграфе рассмотрено поведение логарифмического распределение положения пика плотности потока энергии во всплеске в зависимости от интенсивности. Рассмотрен эффект корреляции жесткость -интенсивность.

В четвертом параграфе рассматривается гипотеза о универсальной спектральной модели, описывающей усредненные спектры групп всплесков различной интенсивности. Приводятся параметры модели о обсуждаются физические следствия гипотезы о универсальном спектре.

В Заключении представлены основные результаты диссертации.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Анфимов, Дмитрий Сергеевич

Выводы

Применение универсального спектрального закона к сильным всплескам позволяет утверждать, что удаленные излучатели в сопутствующей системе отсчета должны иметь такой же спектр, что и близкие. Космологический фактор красного смещения (1+г) для яркой группы обычно ассоциируется с близкими источниками и поэтому полагается равным 1. Таким образом, средний спектр фотонов, найденный для наиболее яркой группы всплесков, представляет собой общее спектральное распределение источников в собственной системе отсчета для всех космологических расстояний.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ. Основные выводы и положения, выносимые на защиту

1. Показано, что спектральное распределение наиболее ярких гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX, хорошо описывается законом Бэнда с переменными параметрами, который был предложен для описания спектров гамма-всплесков эксперимента BATSE. Обнаружено, что во многих случаях этот закон Бэнда является избыточным и спектры могут аппроксимированы более простым степенным законом или степенным законом с экспоненциальным завалом.

2. По данным наиболее яркого всплеска эксперимента APEX GRB881024 показано, что обнаруженные ранее из анализа переменности компоненты излучения имеют различные энергетические спектры фотонов и связаны с активностью различных параллельно работающих источников излучения.

3. По данным эксперимента BATSE получены усредненные трехмерные профили спектральной переменности более 400 гамма-всплесков. Обнаружено значительное различие спектров на фазах нарастания и затухания потоков.

4. Выполнено сравнение усредненных трехмерных профилей спектральной переменности для трех групп всплесков BATSE с разными интенсивностями. Показано, что с уменьшением интенсивности всплесков энергия Ер спектрального максимума измеренная в момент максимума потока также уменьшается. Обнаружено, что среднее время затухания излучения на различных энергиях - увеличивается с уменьшением интенсивности, в то время как время нарастания практически не меняется.

5. Показано, что в рамках космологической модели усредненные спектры фотонов в максимумах потока гамма-всплесков BATSE с разными интенсивностями можно описать единым универсальным законом, который описывает свойства излучения в сопутствующих системах отсчета. Этот закон преобразуется для всплесков с меньшей интенсивностью по закону космологического покраснения с растущим красным смещением Z. Для самой слабой группы из 102 всплесков с потоком < 0.43 фотI см2сек получена оценка красного смещения Zmax = 2.5.

Важное значение для будущих теоретических и экспериментальных исследований имеет изучение формы «мгновенного» энергетического спектра гамма-всплесков. Именно мгновенные спектры отражают физические свойства процесса излучения. Спектры всплесков, измеренные за длительные промежутки времени представляют собой свертку мгновенных спектров с профилем переменного потока.

Исследование трехмерных профилей спектральной переменности было выполнено для измеренных отсчетов. В дальнейших исследованиях эти профили следует построить спектров фотонов. Для этого потребуется выполнение значительного объема численных расчетов. В результате будет получена полная картина медленной эволюции спектральной плотности эмиссии источников, которая определит основные условия генерации излучения.

Следующее направление дальнейших исследований связано с изучением универсального спектрального закона гамма-всплесков с учетом фактора растяжения по времени. В данной работе этот закон был построен для интервалов максимума потока длительностью 2048 мсек. Очевидно, что самосогласованное сравнение усредненных спектров сильных и слабых всплесков требует учета растяжения промежутка максимума в то число раз, которое соответствует оценке красного смещения. Это исследование самосогласованного универсального закона позволит совершить переход от наблюдаемых свойств гамма-всплесков к свойствам их источников в сопутствующей системе координат.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Анфимов, Дмитрий Сергеевич, 1998 год

Список литературы

1 Klebesadel R.W., Strong I.B., Olson R.A. Astrophys. J. Lett. V. 182 P. 85 (1973)

2 Los Alamos Workshop on Gamma-Ray Burst Taos, New Mexico, July 29-August ed. Ho C., Epstein I. R., Fenimore E. E. Cambrige Univ. Press (1992)

3 Mazets E.P., Golenetskii S.V., Recent Results from the Gamma-Ray Burst Studies in the KONUS experiment. Astrophys. And Space Sciense V. 75 P. 47 (1981)

4 Cline T.L. A review of the 1979 March 5 transient. In Proc . of AIP Conf. N 77 Gamma-Ray Transient and Related Astrophysical Phenomena, Ed. R.E. Lingenfelter, H.S. Hudson and D.M. Worgall, N.Y., 1982, 17-33

5 Голенецкий C.B. и др. Новое проявление активности гамма-всплесков в Золотой Рыбе. Письма в АЖ, 1982, Т. 8 Ст. 657-662

6 Мазед Е.И. и др. Линии в энергетических спектрах гамма-всплесков. Письма в АЖ, 1980, Т. 6 Ст. 706711

7 Cline Т. L. et ah ApJ. Lett. V. 237 LI (1980)

8 Мазец Е.И. и др. Галактическое происхождение гамма-всплесков. Письма в АЖ, 1980, Т. 6 Ст. 609-613

9 Mazets Е.Р. et ah Cyclotron and annihilation lines in gamma-ray burst. Nature, 1981, V. 290 P. 378-382

10 Teegarden B.J. et al. High-resolution spectroscopy of two gamma-ray bursts in 1978 November. Ap. J. (Lett.), 1980, V. 256 L67-L70

11 Mitrofanov I.G., et ah , Planet.Space Sci., 1991, V. 39, No. 1/2, p. 23

12 Surkov Yu. A., et al., Nature, 1989, V. 341, p. 595

13 Research announcement for CGRO, NASA, 1998

Meegan C.A. et ah, The 4B BATSE Gamma-Ray Burst Catalog, NASA, GSFC, 1998

15 Briggs M.S. et ah, BATSE Evidence for GRB Spectral Features. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 299-304, 1997

16 Briggs M.S., Astrophys. Sp. Sci. V. 231 P. 3 1995

17 Fenimore E.E. et al., Nature (London), V. 366, P. 40, 1993

18 Kouveliotou C. et al. Astrophys. J. Lett. V. 413 L. 101, 1993

19 Frederiks D.D. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et ah, AIP, V. 428 P. 921-926. 1997

20 Усов B.B., Чибисов Г.В. // Астрон. журн. 1975. Т.52. № 1. С. 192.

21 Mitrofanov I.G. Astrophys. Sp. Sci. V.231 P. 103 1995

22 Mitrofanov I.G. Ap. J. V. 459 P. 570 1996

23 Лучков Б.И. и др. УФН Т. 166 № 7 Ст. 743 1996

24 Кузнецов А.В. Препринт ИКИ, Пр-1913 1995

25 Розенталь И.Л. Астрон. журн. Т. 71 Ст. 542 1994

26 Лучков Б.И. Письма в АЖ Т. 20 Ст. 308 1994

27 Gatelli J.R. et al., // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 309-314, 1997

28 Hartmann D et al. Ap.J. V. 384 P. 625 1990

29 Quashnock J.M., Lamb D.O. Mon. Not. R. Astron. Soc. V. 265 L59 1993

30 Smith I.A., Lamb D.O. Ap.J.Lett. V. 410 L23 1993

31 Lyne A.G. etal. Mon. Not. R. Astron. Soc. V. 201 P.503 1982

32 Lyne A.G. etal. Nature V. 369 P. 127 1994

33 Shklovskii I. S., Mitrofanov I.G. Mon. Not. R. Astron. Soc. V. 212 P. 545 1985

34 Migdal A.B. et ah, Phys. Lett. В V. 83 P 158 1979

35 Ruderman M.

36 Duncan R.C. Thompson C. Astrophys. J. Lett. V. 392 L9 1992

37 Epstein R.I. in proc. of" High Velocity Neutron Stars as Source of Gamma-Ray Burst" eds. Lingenfelter R. et ah 1995

38 Colgate S. Proc. "The 3rd Gamma Ray Burst Workshop", ed. M. Briggs et al. 1996

39 Paczynski B. Acta Astronomica V. 41 P. 257 1991

40 Блинников С.И. и др. Письма в АЖ Т.10 Ст. 177 1984

41 Usov V.V. Mon. Not. of R. Astron. Soc. V. 267 P. 1035 1994

42 Fenimore E.E. et al., ApJ, V. 473 P. 998, 1996

43 Piran T. Proc. of Gamma-Ray Burst ed. Fishman G.J. et al. AIP 1994 V. 307 P. 495

44 Fenimore E.E. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et ah, AIP, V. 428 P. 657,1997

45 Mochkovitch R., Daigne F. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 667, 1997

46 Meszaros P. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 647,1997

47 Jager R. et al. A&A Suppl. Ser. V. 125 P. 557 1997

48 Costa E. Et al. IAUC, 6572, 1997

49 van Paiadijs J. et al. Nature V. 368 P. 686 1997

50 Costa E. Et al. IAUC, 6649, 1997

51 Hurley K.C.. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 387,1997

52 Halpern et al. IAUC, 6788,1997

53 Band D. Et al.//In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Paciezas W.S. eta)., AIP, V. 265 P. 169, 1991

54 Connors A. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 344, 1997

55 Catelli J.R. et al.// In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 309, 1997

56 Schaefer B.E. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 379, 1997

57 Pendelton G.N. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 428 P. 25, 1997

58 Band D. AIP 1995

59 Dingus В. etal. Astr. Sp.Sci. V.231 P. 187 1995.

60 Chernenko A. Et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 294 P. 25, 1997

61 Hurley К. C. et al. Nature V. 372 P. 652 1994

62 Briggs, M.S., in AlP-Conf. Proc. 384, Gamma-Ray Burst, eds. C.Kouveliotou, M.S. Briggs & G.IFishman, 133(1996)

63 Palmer, D.M., Teegarden, B.J., Schaefer, B.E.,et al., ApJ 433, L77 (1994).

64 Briggs, M.S., Band,D.L., Preece, R.D., et al., in AIP Conf. Proc. 384, Gamma-Ray Burst, eds. C.Kouveliotou, M.S, Briggs & G.J. Fishman, 153 ( 1996)

65 Briggs, M.S., et al., in AIP Conf. Proc.428, Gamma-Ray Burst, eds. C.A. Meegan, R.D. Preece, T.M. Koshut ( 1997)

66 Owens, A. et al., Sp.Sci. Rev. 71 (1995)

67 Golenetskii S.V. et al., in AIP Conf. Proc.428, Gamma-Ray Burst, eds. C.A. Meegan, R.D. Preece, T.M. Koshut ( 1997)

68 Mitrofanov I.G. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Paciezas W.S. et al., AIP, V. 265 P. 169, 1991

69 Malozzi R.S., 1995, препринт MSFC.

70 Malozzi R.S. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Meegan C.A. et al., AIP, V. 273 P. 25, 1997

71 Анфимов Д.С., Бара Ж.К., Литвин Д.А., Митрофанов И.Г., Ушаков Д.А. Исследование спектральных свойств космических гамма - всплесков, зарегистрированных в эксперименте APEX проекта ФОБОС. // Астрономический журнал. 1998. Т. 75. №5. С. 1-15.

72 Surkov, Yu.A. et al., Nature, 1989, V. 341, P. 595

73 Dean A.J., et al., Space. Sci. Rev., V. 57, p. 117

74 Bhat C., Fishman J. Ap.J. V. 426 P. 406 1990

75 Митрофанов И.Г. и др. Астрон. журн. Т. 61 Ст. 939, 1984

76 Band D. et al. // In Proc. of Gamma-Ray Burst, ed. by Fishman G.J. et al., AIP, V. 307 1994

77 Справочник по прикладной статистике Ред. Ллойд Э. М. финансы и статистика, 1989 I8 Большев Л.Н., Смирнов Н.В. Таблицы математической статистики, М, Наука 1983

79 Ushakov D.A., Anfimov D.S., Mitrofanov I.G. Energy spectra of gamma-ray burst detected by the APEX experiment on Phobos mission. // Astophysics and Space Science. 1995. 231. P. 195

80 Митрофанов И.Г. и др., АЖ 1992 Т. 69 Вып. 5 Ст. 1052

81 Chernenko A. et al., MNRAS 274, 361, 1994

82 Mitrofanov I.G., et al., Astrophys. J., v.459, p.570

83

Anfimov D.S., Mitrofanov I.G., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A The Average Spectral Density Contours of BATSE GRBs over the Time/Energy Domain. // In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan,Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.364.

84

Mitrofanov I.G., Anfimov D. S., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A The typical emission of cosmological GRBs as seen from co-moving frames. // In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan,Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.20.

85 Anfimov D.S., Mitrofanov I.G., Litvak M.L., Briggs M.S., Paciesas W.S., Preece R.D., Pendleton G.N. and Meegan C.A. The intensity dependence of average-energy photon spectra for BATSE. // In "Gamma-Ray Bursts, 4th Huntsville Symposium", eds. Meegan, Preece & Koshut (AIP: New York). 1998. 428. p.289.

86 Mitrofanov I. G. et al. In Gamma-Ray Burst: Observations, Analyses and Theories, New York: Cambridge University Press, V. 203 1992

87 Mitrofanov I.G., et al., in Gamma-Ray Bursts, Huntsville, Al 1991, NY: AIP, V. 163 1992

88 Paciesas W.S., et al., in in Gamma-Ray Bursts, Huntsville, Al 1991, NY: AIP, V. 190 1992

89 Mallozzi R.S., et al., ApJ V. 454, P. 597 1995