Проверка космологической модели гамма-всплесков на основе экспериментальных данных тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Литвак, Максим Леонидович

• Литвак, Максим Леонидович
• кандидат физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Литвак, Максим Леонидович

ВВЕДЕНИЕ

1

1. Современное состояние проблемы

2. Цель, научная и практическая ценность работы 9 Краткое содержание работы

ГЛАВА I Общие свойства ГВ и построение на их основе моделей

1.1 Индивидуальные свойства гамма-всплесков

1.2 Введение усредненных характеристик

1.3 Модели гамма-всплесков 37 Выводы к главе I

ГЛАВА II Объяснение эффекта корреляции жесткости

и интенсивности в рамках галактических моделей

2.1 Эффект корреляции жесткости и интенсивности гамма-всплесков

2.2 Аппроксимация зависимости LogN-LogFmax в рамках

модели протяженного гало

2.3 Объяснение эффекта корреляции жесткость/интенсивность

в рамках модели протяженного гало

Краткий вывод к главе II

ГЛАВА III Методика построения и

изучения усредненных профилей потока

3.1 Построение усредненного профиля потока (кривая АСЕ)

3.2 Общие свойства усредненного профиля потока

3.3 Аналитическая аппроксимация усредненного профиля потока

3.4 Методика оценки фактора растяжения между

двумя кривыми усредненного профиля потока 65 .

3.5 Влияние шумовых эффектов на форму усредненного

профиля потока

3.6 Статистика выборок. Оценка ошибки коэффициента растяжения 70 Краткие выводы к 111 главе

ГЛАВА V Сравнение усредненных профилей потока

для всплесков ВАТЭЕ с разной интенсивностью

4.1 Кривая АСЕ, как "часы" гамма-всплесков

для теста космологического растяжения времени

4.2 Сравнение результатов усреднительных

процедур полученных на базе 2В каталога ВАТБЕ

4.3 Сравнение кривых АСЕ для всплесков 4В каталога

4.4 Сравнение растяжения для групп интенсивности

3-5 относительно группы 2

4.5 Подведение итогов. Сравнение с другими результатами 88 Краткие выводы к главе IV

ГЛАВА V Проверка стандартной космологической модели на основе сравнения усредненных временных

характеристик сильных и слабых гамма всплесков

5.1 Источники гамма-всплесков в сопутствующих системах отсчета

5.2 Обобщенная модель усредненного профиля потока

5.3 Космологический тест основанный на аналитической аппроксимации кривых АСЕ

5.4 Оценка верхнего предела красного смещения

для 100 наиболее слабых всплесков

5.5 Результаты теста космологической модели

со стандартными источниками

Краткие выводы к главе V

ГЛАВА VI Космологические инварианты космических гамма-всплесков

6.1 Сравнение свойств гамма-всплесков

в сопутствующих системах отсчета

6.2 Спектральные параметры гамма-всплесков

6.3 Временные параметры

6.4 Введение средних космологических инвариантов

117

6.5 Сравнение средних космологических инвариантов

для различных групп интенсивности

Краткие выводы к главе VI 1

Заключение

Ссылки

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Проверка космологической модели гамма-всплесков на основе экспериментальных данных»

ВВЕДЕНИЕ

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 11111]-I I 111111|__

-

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).

2000

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 -„Г...

isxi№

Venera 11

Ta =15h51m39H45 111

1

H Л

4i W V

tf? 2D:y30 W 50

60

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

10*

VELA CATALOS-1969-1973 (7,9)

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

10

10'

10

<

,1 Q

сл

л

10

10

10

1бб

10"

S {ERG CM"2}

10*

10J

10'

Рис 5. Показано распределение 1_одМ-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-антицентр; более 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 1975году[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 20x20 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 400550 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].

2.Цель, научная и практическая ценность работы.

Таким образом на сегодняшний момент накоплено огромное количество экспериментальных данных, с помощью современной аппаратуры открыты новые свойства, но несмотря на это нельзя с уверенностью утверждать, что известны масштабы расстояний до источников гамма-всплесков. Вопрос их происхождения по-прежнему остается открытым. Можно продолжать надеяться на получение новых наблюдательных данных способных пролить свет на загадку природы всплесков, однако нельзя забывать, что за прошедшие 30 лет объем наших знаний об этом явлении непрерывно возрастал, не приводя, тем не менее пониманию механизмов генерации всплесков. Более того, были нередки случаи, когда очередное наблюдение кардинально меняло наши представления об этом явлении.

На данном этапе изучения гамма-всплесков важное значение приобретают статистические исследования большого ансамбля (или группы) всплесков которые позволят из всего многообразия свойств выделить общие закономерности поведения и эволюции источников гамма-всплесков. Поэтому целью данной диссертации является разработка и применение подобных методов для получения четкого понимания о масштабах расстояний до источников, и проверкой космологической гипотезы. Выполненное исследование исследование опирается на опыт предыдущих работ по изучению усредненных временных и спектральных характеристик гамма-всплесков. В нынешних условиях благодаря накоплению большой базы однородных данных по гамма-всплескам могут быть значительно уменьшены ошибки связанные с недостаточной статистикой и со систематическми эффектами.

Основное содержание диссертации составляет анализ временных профилей и исследование изменения усредненных временных характеристик гамма-всплесков при ослаблении потока. Этот вопрос вызывал наибольшие споры, связанные с возможной оценкой космологического растяжения времен слабых гамма-всплесков.

Решение этого вопроса будет играть большую роль в определении характерных расстояний до источников всплесков. Поскольку найденное

растяжение характерных времен слабых всплесков может означать существование космологического растяжения времени. Этот эффект наряду с красным смещением в спектрах удаленных объектов, возникает при переходе из сопутствующей системы отсчета удаленного объекта в систему отсчета наблюдателя. В связи с огромным разнообразием временных профилей построение усредненных характеристик для групп сильных и слабых событий является практически единственным способом обнаружения подобного эффекта.

Предполагая, что интенсивность всплесков обратно пропорциональна квадрату расстояния до их источников, в качестве группы сравнения при измерении предполагаемого временного растяжения можно выбрать группу самых сильных всплесков для которых искажения вызванные космологическими эффектами можно считать несущественными, а затем постепенно переходить к слабым группам, наблюдая как изменяются их средние временные характеристики.

Реализация подобного подхода, включающая введение усредненного временного профиля потока, учет систематических эффектов и использование модельных интерпретаций полученных результатов, и будет осуществлена в качестве первой задачи в данной диссертационной работе.

Результаты последних работ посвященных анализу усредненных спектров демонстрируют вполне согласованную картину, указывая на эффект корреляции жесткости и интенсивности гамма-всплесков. Объяснение почему средняя жесткость сильных всплесков больше чем средняя жесткость слабых всплесков базируется на представлении о космологическом красном смещении в спектрах удаленных источников, т.е. на представлении, что источники гамма-всплесков находятся на метагалактических расстояниях. Подобная интерпретация представляется одной из сильных сторон космологической гипотезы. Поэтому возникает вопрос о том, можно ли эффект корреляции жесткости и интенсивности объяснить в рамках модели протяженного гало. Исследование этого вопроса является второй целью данной диссертационной работы.

Известно, что космологические преобразования времени и энергии - это проявление явления расширения Вселенной, поэтому однозначное доказательство космологической гипотезы невозможно без одновременного

использования временных и спектральных тестов. До сих пор оценки на 2. делались независимо друг от друга, будь то анализ временных свойств, сравнение усредненных спектров или космологическая интерпретация распределения источников по интенсивности124,42'435.

Исходя из вышесказанного, одним из многообещающих подходов к проблеме происхождения гамма-всплесков на сегодняшний день является изучение свойств гамма-всплесков, в сопутствующей системе координат. Для этого необходимо рассматривать такие физические характеристики которые инвариантны по отношению к космологическим преобразованиям. Тем самым мы сможем отделить геометрические эффекты космологического растяжения времени и красного смещения от эффектов распределения источников по их внутренним свойствам и от эффектов их эволюции. Эффекты в сопутствующей системе отсчета связанной с источниками гамма-всплесков могут существенно исказить свойства гамма-всплесков в системе наблюдателя и осложнить их физическую интерпретацию. В связи с этим третьей целью данной работы является построение космологических инвариантов гамма-всплесков и их использование для проверки космологических моделей.

Практическая ценность представленной работы состоит в следующем:

1) Разработка специальных процедур для анализа данных различного формата полученных в эксперименте ВАТБЕ.

2) Полученные результаты по космологическим инвариантам гамма-всплесков позволили ввести в научный обиход новые экспериментальные параметры гамма-всплесков.

Краткое содержание работы

В введении обсуждается современное состояние проблемы. Определяются насущные задачи возникающие перед исследователями при изучении природы гамма-всплесков. Исходя из анализа современного состояния дел, формулируются основные цели диссертационной работы.

В главе I исследуются общие свойства всплесков и обсуждаются различные модельные подходы на основе такого анализа.

В параграфе 1.1 анализируются распределения всплесков на небе и в пространстве, демонстрируется огромное разнообразие временных профилей и

спектров. Показано, что на фоне такого большого разброса необходимо искать среднестатистические характеристики для выяснения общих свойств источников.

В параграфе 1.2 обсуждаются статистические исследования временных и спектральных свойств гамма-всплесков. Показаны преимущества и недостатки известных методов, наиболее часто применяемых в таких исследованиях. Утверждается, что большое количество всплесков зарегистрированных за последнее время в эксперименте ВАТБЕ позволяет, как повысить достоверность результатов полученных в таких подходах, так и усовершенствовать сами методы.

В параграфе 1.3 обсуждаются различные модели космологических и галактических источников, указываются их слабые и сильные стороны. Приводятся возможные оценки величины красного смещения, опирающиеся на результаты, полученные в статистических исследованиях представленных в параграфе 1.2. Утверждается, что большой разброс результатов, включая последние данные по остаточному послесвечению может быть преодолен, если использовать большую статистику и применять более совершенные статистические методы.

В главе II в рамках модели протяженного гало на основе предположения о внутренней корреляции светимости и жесткости приводиться объяснение эффекта корреляции жесткость/интенсивность.

В параграфе 2.1 обсуждается эффект корреляции жесткости и интенсивности гамма-всплесков. Показывается необходимость обсуждения вопроса интерпретации наблюдаемого явления в рамках моделей протяженного гало.

В параграфе 2.2 анализируется функция распределения источников в пространстве (имеется в виду популяция нейтронных звезд в протяженном гало) с экспоненциальным обрезанием на некотором расстоянии. Оцениваются параметры такого распределения на основе аппроксимации наблюдательной кривой !_одМ-1_одРтах.

В параграфе 2.3 вводиться предположение о внутренней корреляции светимости и пиковой энергии источника в виде простой степенной

зависимости. Показано, что это предположение позволяет объяснить корреляцию жесткость/интенсивность гамма-всплесков.

В главе III исследуются свойства усредненного профиля потока (кривая АСЕ).

В параграфе 3.1 описываются основные идеи построения такой усредненной кривой: анализ типа данных пригодных для применения данного метода и вычитание фона, нормировка на максимум потока позволяющая приводить всплески к одному расстоянию, выстраивание всех временных профилей гамма-всплесков, использованных для анализа, вдоль временных промежутков, в которых наблюдается максимум потока.

В параграфе 3.2 исследуются общие свойства кривой АСЕ - зависимость формы кривой от энергии, различие переднего фронта и заднего склона.

В параграфе 3.3 приводится аналитическая аппроксимация усредненной кривой потока в виде простой степенной функции с тремя свободными параметрами, позволяющей успешно аппроксимировать кривые АСЕ. построенные для различных совокупностей всплесков в разных энергетических диапазонах.

В параграфе 3.4 описываются методы сравнения кривых АСЕ построенных для различных групп интенсивности. Предлагаются два независимых подхода, учитывающих искажения формы кривой АСЕ, возникающие вследствие систематических эффектов, для оценки фактора растяжения между усредненными кривыми, построенными для сильных и слабых всплесков.

В параграфе 3.5 исследуются влияние шумовых статистических эффектов на форму кривой АСЕ. Указывается необходимость приведения сильных и слабых всплесков к одному и тому же отношению сигнал/шум.

В параграфе 3.6 исследуется неполнота выборок всплесков используемых для последующего сравнения. Вводиться понятие статистики выборок, оценивается ее влияние на форму кривой АСЕ.

В главе IV сравниваются усредненные временные характеристики (кривые АСЕ) гамма-всплесков для разных групп интенсивности

В параграфе 4.1 обсуждается применение кривой АСЕ для теста космологической модели гамма-всплесков.

В параграфе 4.2 приводятся результаты сравнений усредненных временных профилей, полученные разными методами на базе 2В каталога BATSE.

В параграфе 4.3 сравниваются шесть групп интенсивности с примерно равной статистикой в каждой. Строится зависимость фактора растяжения от интенсивности группы всплесков (-150 событий в каждой группе) отдельно для фронта и спада. Показано, что поведение фронта и спада различно. Если на заднем склоне фактор растяжения достигает величины порядка 2 для кривых АСЕ, построенных для групп слабых всплесков относительно кривой АСЕ для группы сравнения (-150 самых сильных гамма-всплесков), то в случае переднего фронта эта оценка значительно ниже и составляет около 1.5.

В параграфе 4.4 изучается резкий скачок фактора растяжения между первой и второй группой. Проводится анализ факторов растяжения относительно второй группы как группы сравнения. Показано, что наиболее сильные всплески действительно имеют в среднем гораздо более крутые фронты нарастания и спада, чем всплески второй группы интенсивности.

В параграфе 4.5 обсуждается устойчивость оценок фактора растяжения на основании сравнения результатов, полученных одним и тем же методом усреднения по разным каталогам BATSE. Проводится сравнение результатов, полученных разными методами на базе 4В каталога BATSE.

В главе V проверяется космологическая модель со стандартными источниками.

В параграфе 5.1 анализируются возможности оценки величины красного смещения по разным наблюдательным данным. Предлагается, в качестве первого шага в интерпретации эффекта корреляции между средними длительностями временных профилей гамма-всплесков и их интенсивности, рассмотреть космологическую модель со стандартными источниками, учитывающую только геометрические эффекты расширяющейся вселенной.

В параграфе 5.2 вводится аналитическая поверхность, описывающая не только зависимость усредненного профиля от времени, но и учитывающая уменьшение эквивалентной ширины кривой АСЕ при увеличении энергии

фотонов. Такая аппроксимация для сильных всплесков из группы сравнения позволяет одновременно ввести космологические преобразования времени и энергии.

В параграфе 5.3 сравниваются слабая и сильная группы всплесков, включающие по 300 событий каждая. Проверяется космологическая модель со стандартными источниками гамма-всплесков. Оценивается величина среднего красного смещения для удаленных источников. Исследуется влияние на эту оценку формы спектрального распределения фотонов и типа космологии.

В параграфе 5.4 оценивается верхний предел величины красного смещения для 100 наиболее слабых всплесков. Показано, что средняя величина ъ ограничена значением 0.5.

В параграфе 5.5 анализируются полученные результаты. Утверждается, что космологическая модель со стандартными источниками не в состоянии объяснить все наблюдательные свойства гамма-всплесков.

В главе VI исследуются возможности построения космологических моделей с нестандартными источниками.

В параграфе 6.1 показывается необходимость сравнения свойств всплесков в сопутствующих системах отсчета, что позволит избавиться от геометрических космологических эффектов и исследовать только эволюцию источников.

В параграфе 6.2 вводятся новые спектральные параметры гамма-всплесков. Сравниваются распределения этих параметров для различных групп интенсивности гамма-всплесков. Оцениваются факторы У, показывающие во сколько раз по шкале энергий полученные распределения для слабых всплесков сдвинуты относительно распределения построенного для самых сильных всплесков.

В параграфе 6.3 вводятся усредненные временные параметры гамма-всплесков основанные на построении усредненного профиля потока. Подробно рассматривается возможность определения эквивалентной ширины усредненного профиля потока на данной энергии для разных групп интенсивности с учетом меняющегося отношения сигнал/шум.

В параграфе 6.4 Совместно анализируются поведение, введенных в предыдущих параграфах, усредненных временных и спектральных параметров

в сопутствующих системах отсчета источников гамма-всплесков. Вводится в рассмотрение понятие космологического инварианта.

В параграфе \Л.5 проводиться сравнение разных групп интенсивности гамма-всплесков в рамках понятия космологического инварианта. Показано, что для космологических моделей источники гамма-всплесков на фронте нарастания в сопутствующей системе отсчета имеют разные свойства на разных расстояниях от наблюдателя.

В заключении приводятся основные результаты диссертации и обсуждаются на их основе вопросы будущих теоретических исследований и экспериментальных наблюдений.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Литвак, Максим Леонидович

Заключение

Основные результаты диссертации выносимые на защиту и вопросы будущих теоритических исследований и экспериментальных наблюдений

1. Определены свойства усредненного профиля потока гамма-всплесков, установлено поведение фронтов нарастания и спада, выяснены зависимости формы профиля от энергии.

Проведенное исследование основывалось на данных с временным разрешением 1024 сек. При попытке использовать более высокое временное разрешение 64 те, возникают систематические эффекты сильно искажающие конечный результат. Поэтому в будущем необходимо применять детекторы гамма-излучения обладающие большей эффективностью, чем детекторы использующиеся в эксперименте ВАТвЕ.

2. Получена зависимость формы усредненного профиля потока от интенсивности всплесков. Показано, что на фазе затухания всплесков наблюдается значимый эффект растяжения при уменьшении интености. На фазе нарастания излучения столь значимого эффекта не обнаружено.

Для точного изучения слабого эффекта растяжения временных профилей в области передних фронтов при изменении интенсивности, необходимо гораздо большая статистика и построение специальных процедур, учитывающих вклад несработавших событий.

3. Выполнена проверка стандартной космологической модели на основе сравнения свойств усредненных профилей потока для различных групп интенсивности гамма-всплесков.

Так как стандартная космологическая модель не в состоянии объяснить временные свойства гамма-всплесков, в будущих теоритических исследованиях необходимо учитывать разброс источников по внутренним свойствам и их эволюцию вдоль шкалы красных смещений.

4. Показано, что эффект корреляции жесткости и интенсивности гамма- . всплесков можно объяснить в рамках предположения о корреляции между жесткостью спектров и мощностью излучения.

В дальнейшем потребуется более детальное изучение возможных физических процессов, приводящих к возникновению такой зависимости.

5. Определены свойства источников гамма-всплесков в сопутствующих системах отсчета. Построены космологические инварианты. Показано, что космологические инварианты, для фазы затухания гамма-всплесков совпадают для групп с разными интенсивностями, а инварианты для фазы фронта нарастания показывают значимое уменьшение с уменьшением интенсивности.

В будущем необходимо получение космологических инвариантов для каждого отдельного всплеска .

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Литвак, Максим Леонидович, 1998 год

Ссылки

1 Klebesadel R.W. et al. ApJL, 1973,182,85

2 Hartmann D. et al. 1990, ApL, 348,625

3 Lamb D O. in Neutron stars: Theory and Observation (Eds J. Ventura, D. Pines),1993, p.545

4 Мазец E.П. и др. 1980, Письма в АЖ 6, 609

5 Share G. et al. Proc. of Gamma-Ray Bursts, 1994, 249

6 Murakami T. et al. 1988, Nature, 335, 234

7 Barat C. et al. 1983, Astron. Astrophys. 126, 400

8 Hurly K. Proc. of Gamma-Ray Bursts 141, eds. Liang P. and Petrosian V. (AIP: New York), 1984, p. 23

9 Meegan C.A. et al. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 307, 3

10 Meegan C.A. et al. 1998, Proc. Of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 3

11 Briggs M.S. 1995, Astrophys. and Space Science, 231,3

12 Shkiovskii I S., Mitrofanov i.G. 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc. 212, 545

13 Briggs M.S. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 299

14 Paczynski B. 1991, Acta Astronomica, 41, 257

15 Усов В В., Чибисов Г.В. 1975, Астрон. журн. 19, 115

16 Hulse R.A., Taylor J.H. 1975, ApJ, 368, 504

17 Paczynski В. 1986, ApJL, 308, L43-46

18 Eichler D. et al, 1989, Nature, 340, 126

19 Narayan R. 19, ApJ, 399, 368

20 Narayan R. 1991, ApJL, 379, L17

21 Piran T. et al. 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 265, 149

22 Mao S., Paczynski B., 1992, ApJ, 388, L45

23 Dermer C.D. 1992, Phys. Rev. Lett. 68, 1799

24 Fenimore E.E. et al. 1993, Nature, 366, 40

25 Mitrofanov I.G. et al. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 307, 187

26 Norris J.P. et al. 1994, ApJ, 424, 540

27 Mitrofanov I.G. et al. 1996, ApJ, 459, 570

28 Piro L., Scarsi I. and Butler R. 1995, Proc. SPIE, 2517, 169

29 Jager R. et al. 1995 Adv. Space Res., 13, 315

30 Parmar A. N. et al. 1998, Astron. Astrophys., in press

31 Bonura A. et al. 1992, Proc. SPIE, 1743, 510

32 Costa E. et al. 1997, IAV Circ. №6572

33 Paradijs J. et al. 1997, Nature, 386, 686

34 Kailash C. et al. 1997, Nature, 387, 476

35 Costa E. et al. 1997, IAV Circ. №6649

36 Metzger M. et al. 1997, Nature, 387, 878

37 Groot P. et al. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 499

38 Pedersen H. et al. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 530

39 Frail D.A. et al. 1997 ApJL, in press

40 Meszaros P. and Rees M. 1997, ApJ, 424, 540

41 Kopylov A.I. et al. 1997, IAV Circ. №6663

42 Mallozzi R. et al. 1995, ApJ, 454, 597

43 Horack J. M. et al. 1996, ApJ, 466, 21

44 Brock M. et al. 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 265,383

45 Briggs M.S. et al. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 104

46 Briggs M.S. et al. 1994, Proc of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 307, 44

47 Fishman G. et al. 1994, ApJSS, 92, 229

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

49 Meegan C.A. et al. 1994, Electron, form only avail, from GROSSC, NASA/GSFC

50 Meegan et al. 1996, ApJSS, 106,65

51 Fishman G.J. and Meegan C.A.1995, Annu. Rev. Astrophys., 33, 415

52 Schmidt M. et al. 1965, ApJ, 151, 393

53 Schmidt M. et al. 1988, ApJL, 329, L85

54 Mazets E.P. et al. 1981, Astrophys. and Space Science, 75, 47

55 Fishman G. et al. 1993, In ST LOUIS, 669-680

56 Koshut T. et al. 1996, ApJ, 463, 570

57 Bonnell J.T. et al. 1998, ApJ, 490, 78

58 Kouveliotou C. et al. 1993, ApJ, 413, L101

59 Mitrofanov I.G. et al. ApJ, 504

60 Band D. et al. 1993, ApJ, 413, 281

61 Share G. et al. 1994, Proc. of Gamma-Ray Burst (AIP: New York), 307, 283

62 Hurley K. et al. 1994, Nature, 372, 652

63 Mitrofanov I.G. et al. 1995, Adv. Space Res., 15, 5, 131

64 Митрофанов И.Г. и др. 1995, АЖ, 72, 3, 344

65 Fishman G. et al. 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 265, 13

66 Paciesas W. et al. 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 265, 190

67 Paczynski B. 1990, ApJ, 348, 485

68 Lyne A. Lorimer D. 1994 Mon. Not. R. Astron. Soc. 201 503

69 Hukkila J. et al. 1994, ApJ, 422, 659

70 Лучков Б.И. Митрофанов И.Г. Розенталь И.Л. 1996, УФН, 166, 7, 743

71 Epstein R. 1995, in Proc. of High Velocity Neutron Stars as Sources of GRBs (AIP: New York),

72 Colgate S. et al. 1996, in Proc. of Gamma-Ray Bursts, (AIP: New York), 384, 734

73 Podsiadlowski P., Rees M., Rudermann M., 1995, MNRAS, 273, 755

74 Fenimore E.E. & Bloom J.S. 1995, ApJ, 453, 25

75 Cohen E. and Piran T. 1995, ApJ, 444, L25

76 Insu Yi 1994, ApJ, 431, 543

77 Brainerd J. 1997, ApJ, 487, 96

78 Piran T. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 307, 495

79 Meszaros P. Rees M. 1993, ApJ, 405, 278

80 Meszaros P. Rees M. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 307, 505

81 Fenimore E.E. 1996, ApJ, 473, 998

82 Fenimore E.E. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 657

83 Piran T. Sari R. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 662

84 Narayan R. et al. 1992, ApJ, 395, L83

85 Rees M. and Meszaros P. 1994, ApJ, 430, L93

86 Mochkovitch R. et al. 1998: Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 667

87 Kobayashi S. et al. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 672

88 Sari R. Piran T. 1997, ApJ, 485, 270

89 Meszaros P. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 647

90 Katz J. and Piran T. 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 689

91 Halpern J. et al. 1998, Nature, 458, 41

92 Kulkarni S. et al. 1998, Nature, 458, 35

93 Wijers R. 1998, Nature, 458. 13

94 Paczynski B. 1997, astro-ph/9706232

95 Mitrofanov I.G. Litvak M.L. and Chernenko A.M. 1997, ApJ, 474, 272

96 Fenimore E. E. et al. 1995, ApJ, 48.L101

97 Stern B.E., 1996, ApJ, 464, L111

98 Litvak M.L., et al., 1997, Proc. Of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 176

99 Litvak M.L., et al., 1997, Proc. Of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 256

100 Энциклопедия Физика Космоса под ред. Сюняева Р.А. 1986, стр 521

101 Higdon, J.C., & Lingenfelter, R.E., 1996, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 384, 402

102 Kommers J.M., Lewin, W.H.G.,Kouveliotou C., van Paradijs J., Pendleton, G.N., Meegan, C.A., & Fishman, G.J., 1997, ApJ, 491, 704

103 Norris J.P. et al. 1997, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 171

104 Mitrofanov I.G. Litvak M. L. and Ushakov D.A., 1997, ApJ, 490, 509

105 Lampton M. et al. 1976, ApJ, 208, 177

106 Chernenko A.M. et al. 1998, in Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), 428, 374

107 Anfimov D.S. et al. 1998, in Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP New York), 428, 289

108 Mitrofanov I.G. et al. 1998, in Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP:New York), 428, 20