CC BY
27
УДК 524.6-732(04)
БЛИЗКИЕ ЗВЕЗДЫ КАК ИСТОЧНИКИ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ
П. Д. Маркин, Б. И. Лучков
Наблюдения наземных телескопов и космического телескопа Хаббл позволили отождествить часть гамма-всплесков c далекими объектами (параметр красного смещения Z > 1). Что представляют другие всплески и каковы их источники - остается неясным. Рассмотрена возможность отождествления других всплесков с близкими источниками, известными как вспыхивающие звезды .малых .масс. Методом корреляционного анализа сопоставлены координат,ы космических гамма-всплесков (GRB) за 2008-2013 гг. и ближних звезд (в радиусе r < 25 пк). Найдено 6 совпадений с точностью ~0.1°. Вероятность случайного совпадения GRB со звездами составляет 4 • 10"8 , 'что несомненно доказывает, их звездное происхождение.
Ключевые слова: гамма-астрономия; гамма-всплески: наблюдения и источники; звезды малых масс; звезды ближнего окружения.
Основные характеристики гамма-всплесков. В космическом пространстве с начала 60-х годов функционировала американская система спутников Vela. Первоначально эта система была предназначена для обнаружения гамма-излучения - следствия ядерных взрывов в атмосфере. Для этой цели использовалось несколько спутников, поскольку регистрация излучения на нескольких аппаратах могла обеспечить глобальный обзор и позволить определить направление прихода излучения. После советско-американского соглашения о запрещении ядерных испытаний в атмосфере, которое выполнялось обеими сторонами, система оказалась фактически «безработной». Однако 2 июля 1967 г. на спутнике Vela 4а неожиданно были обнаружены кратковременные (порядка нескольких секунд) повышения интенсивности гамма-лучей в диапазоне 0.1-1 МэВ. Благода-
Национальный исследовательский ядерный университет МИФИ, Россия, Москва 115409, Каширское шоссе, 31; e-mail: ikiran@mail.ru, b.luchkov@mail.ru.
ря нескольким достоверным событиям, зарегистрированным впоследствии на системе спутников Vela, было установлено, что гамма-всплески имеют астрономическое происхождение.
В настоящее время удалось отождествить c далекими объектами (Z > 1) только порядка 40% всех наблюдаемых всплесков [4]. Что представляют собой другие и каковы их источники остаётся неясным.
Наиболее интригующей характеристикой гамма-всплесков является отсутствие отождествления многих из них с известными астрономическими объектами. Были предложены десятки гипотез об источниках всплесков [2]. Несмотря на весьма интенсивные экспериментальные исследования этого, вероятно, одного из самых загадочных явлений в астрофизике, до сих пор не удалось решить основной вопрос о положении в пространстве источников гамма-всплесков. И этот уникальный факт проецировался на результаты, полученные на многочисленных космических приборах.
Перечислим основные твердо установленные характеристики гамма-всплесков.
1. Изотропия углового распределения источников гамма-всплесков. Этот фундаментальный для интерпретации всплесков факт был установлен на всех приборах, обеспечивших самую высокую чувствительность и самую представительную статистику. Угловое распределение в галактических координатах представлено на рис. 1.
+90°
-90'
Рис. 1: Верхняя карта представляет собой распределение 1005 гамма-всплесков BATSE в галактических координатах. Для сравнения на нижней карте приведено случайное распределение по небу 1005 источников для изотропной модели
30
Секунды
Рис. 2: Распределение по длительностям 222 гамма-всплесков БАТБЕ [5]. Приведены данные для параметров ¿5о (пунктир) и ¿до (сплошная линия).
2. Длительность всплесков заключена в интервале 10-2 —103 с [9]. Для грубых оценок можно полагать, что средняя продолжительность всплесков составляет 10 с. Иногда продолжительность всплесков описывается параметрами ¿50 и ¿до. Первый параметр равен времени, в течение которого накапливается 50% зарегистрированной энергии всплеска; ¿до соответствует времени накопления 90% энергии. Наблюдения указывают на существование двух основных групп гамма-всплесков: коротких, ¿до < 1.5 с, и длинных с ¿5о > 1.5 с.
3. У Земли максимальный поток энергии всплесков достигает 10-4 — 10-3 эрг см-2. Минимальный зарегистрированный поток зависит, разумеется, от чувствительности аппаратуры.
4. На временной шкале всплесков наблюдается тонкая структура - микровсплески. Так, в одном из наиболее упоминаемых всплесков, зарегистрированном 5 марта 1979 г. (резкий фронт 0.2 мс, большая пиковая интенсивность), наблюдалось 22 пульсации за 144 с. В этом случае в области локализации гамма-всплеска был обнаружен объект, излучающий в более мягких диапазонах, - остаток сверхновой N49, расположенный в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 55 кпс.
5. Отсутствие радио- или оптических всплесков, совпадающих по времени и координатам с гамма-всплесками.
6. Более сложен вопрос об энергетическом спектре всплесков. Из-за конечной разрешающей способности прибора и большого разброса спектров индивидуальных всплесков восстановить его однозначно не всегда представляется возможным. По данным ряда экспериментов, в частности БЛТЯЕ, его весьма приближенно можно аппроксимировать двумя степенными функциями с перегибом при энергиях 0.1-1 МэВ (рис. 3).
Рис. 3: Энергетический спектр гамма-всплеска GRB 910601, измеренный экспериментами OSSE, EGRET и COMPTEL обсерватории Комптон.
7. Особо стоит остановиться на зависимости числа всплесков от потока энергии в каждом всплеске. Для источников со стандартными светимостями L регистрируемый поток излучения F непосредственно связан с расстоянием до источника R:
F = _L_.
4nR2
Если источники со светимостью > L расположены в наблюдаемой области однородно с концентрацией n, то число всплесков с потоком > F из области радиусом R равно
3/2
Л<> F) = f nR3 = 6пl'2n(L)
Поэтому, если зависимость N (> Е) соответствует закону "три вторых", то это указывает на однородность пространственного распределения источников всплесков. Из-
вестно, что измеренная зависимость отклоняется от закона "три вторых" (рис. 4), следовательно, плотность источников неравномерна. Для более надежной проверки факта неоднородности распределения источников амма-всплесков был предложен тест, основанный на оценке среднего значения параметра V/Vmax. Объем Утах соответствует полной наблюдаемой области для данного прибора в данной фоновой обстановке и зависит от порогового значения обнаружения всплеска . Объем V соответствует оценке расстояния до источника всплеска с измеренным потоком Г. Отношение объемов
не зависит от собственной светимости источника. Величина V/Vmax вычисляется для каждого всплеска. Распределение гамма-всплесков по V/Vmax характеризует пространственное распределение их источников. Для стандартных свечей с однородной плотностью оно соответствует плоскому распределению со значениями от нуля (предел самых ярких всплесков) до единицы (всплески на пороге чувствительности). Среднее значение для однородного ансамбля должно быть равно {V/Vmax) = 0.5. Измеренное значение для 601 всплеска эксперимента БАТБЕ составляет (V/Vmax) = 0.328 ± 0.012 [7]. По сравнению с распределением для однородного случая в измеренном распределении имеется избыток ярких гамма-всплесков (V/Vmax < 0.5) или дефицит слабых всплесков
Наиболее важным (и загадочным) фактом является седьмая особенность всплесков. В соответствии с первой характеристикой источники всплесков распределены на небесной сфере изотропно. Это обстоятельство исключает наиболее естественное их расположение - галактический диск, так как в этом случае в пространственном распределении должна быть неоднородность, а именно концентрация источников к галактическому экватору. Поэтому остаются четыре возможности:
1) Периферия Солнечной системы (> 100 а.е. и < 120 а.е.).
2) Расположение источников в Галактике, но на расстоянии, меньшем ее поперечного размера (< 100 пс).
3) Расположение источников на расстоянии, существенно превышающем размеры Галактики (протяженное сферическое гало, > 100 кпс).
4) Метагалактические (космологические) расстояния (> 103 Мпс).
Обычно в последнем случае расстояние измеряют в терминах космологического красного смещения Z спектров источников.
(V/Vmax > 0, 5).
4
к^ Р [эрг с 1 см 2] -7 -6 -5 -4 -3
\
-2
-1
О
1 2 3
к^ Р [фотоны см 2 с 1]
Рис. 4: Статистика подсчетов гамма-всплесков с потоками выше заданного для событий РУО (1) и БАТБЕ (2) . Штриховая линия соответствует закону "три вторых
Наблюдения, проведенные наземными телескопами и космическим детектором Хаббл, отождествили некоторые ОИБ как вспышки далеких объектов с большим параметром красного смещения ^ > 1), свечение которых медленно убывало [3]. Однако такие ОИБ, названные космологическими, составляли только 40% всех гамма-всплесков.
Оставалось совершенно непонятно, что представляют собой остальные всплески и каковы их источники. Нами рассмотрена возможность расположения источников в Галактике, но на расстоянии меньшем 100 пс. А точнее, это звёзды ближнего окружения (г < 25 пс). Давно предполагалось, что вспыхивающие звезды малых масс и спектральных классов О, К, М могут быть источниками ОИБ [5, 8].
Корреляционный анализ положений гамма-всплесков и близких звезд. Наблюдения наземных телескопов и космического телескопа Хаббл позволили отождествить некоторые ОИБ с далекими объектами (красное смещение ^ > 1), яркость которых медленно убывала со временем. Однако такие космологические ОИБ составляли только 40% всех наблюдаемых всплесков. Природа источников остальных всплесков остаётся неясной. Нами рассмотрена возможность близких источников, какими могут быть звезды спектральных классов О, К, М, известных как вспыхивающие звезды малых масс.
Координаты GRB, зарегистрированных в 2008-2013 гг. космическими аппаратами Swift, Integral, Fermi и Maxi, сопоставлялись с близкими звездами спектральных классов G,K,M из каталога Gliese [6]. Для уменьшения числа случайных наложений брались звезды с параллаксом П > 0.04 , что соответствует их расстоянию r < 25 пс.
Космологические гамма-всплески, которые могли совпасть со звездами только случайным образом, могут служить в этом методе критерием сравнения. Совпадение координат GRB и звезд определялось по малости отклонения
А/ = (Да2 + (sin 6А6)2)1/2,
где Да и А5 - угловые разности по прямому восхождению и склонению гамма-всплеска и соответствующих координат звезды. Результаты приведены в табл. 1, показывающей отклонения А/ по мере их возрастания.
Таблица 1
Число гамма-всплесков, координаты которых совпали с координатами близких звёзд в пределах соответствующего отклонения Аl
А/° 0- 0.05- 0.10- 0.15- 0.20- 0.25- 0.30- 0.35- 0.40-
0.05 0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35 0.40 0.45
Звездные (без Z) 2 2 2 1 3 1 3 1 4
Космологические (Z > 1) 0 0 0 0 1 1 3 0 1
Как видно, найденные 6 звездных гамма-всплесков распределены приблизительно поровну в интервалах от 0 до 0.15°. В этих интервалах космологических всплесков нет. Они появляются, начиная с А/ = 0.2°, и численно возрастают, что определенно указывает на фон случайных наложений. При дальнейшем увеличении значения А/ возрастает и общее количество совпадений, что, очевидно, не имеет никакого отношения к звездным гамма-всплескам.
Можно дать оценку случайной вероятности шести найденных совпадений. Среднее значение А/ = 0.1°, что находится в полном согласии с угловой точностью детекторов указанных космических аппаратов Swift, Integral, Fermi и Maxi.
Площадь совпадения составляет acoin = ^0.12 = 0.0314 квадратного градуса. Число звезд и гамма-всплесков, учтенных при сопоставлении каталогов всплесков и близких звёзд, Nstar = 470 и NY & 500. Полное число квадратных градусов по всей небесной сфере составляет П = 41253 кв. градус. Тогда число случайных совпадений Nace.coin =
Nstar • Ny • acoin/П = 0.18.
Пуассоновская вероятность случайного появления 6 совпавших событий составляет Ш = в-0-18 • 0.186/б! = 4 • 10-8.
Становится очевидным, что дополнительным источником, альтернативным космологическим ^ > 1), являются звезды ближнего солнечного окружения. Число найденных совпадений звезд с гамма-всплесками еще очень мало для того, чтобы сделать определенное заключение об их вкладе в общую сумму космических ОИБ. Поэтому, продолжая поиск гамма-всплесков от звезд проведенным методом, необходимо найти способ исследования далеких звездных источников (г > 25 пс) - более узкой и, по-видимому, малочисленной популяции.
ЛИТЕРАТУРА
[1] О. Ф. Прилуцкий, И. Л. Розенталь, В. В. Усов, УФН 116, 517 (1975).
[2] Б. И. Лучков, И. Г. Митрофанов, И. Л. Розенталь, УФН 166, 743 (1996).
[3] К. А. Постнов, УФН 169, 545 (1999).
[4] van Paradijs, P. J. Groot et al., Nature 386, 686 (1997).
[5] Р. Е. Гершберг, Вспыхивающие звезды малых масс (М., Наука, 1985).
[6] W.Gliese and H. Jahress, Catalogue of Nearby Stars (ARICNS database) http://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/star-catalog/cns3.html.
[7] Francesco Calura, Proceedings IAU Symposium No. 255, 119 (2008), http://arxiv-web3.library.cornell.edu/pdf/0904.2206.pdf.
[8] Johan P. U. Fynbo, Daniele Malesani, Proceedings IAU Symposium No. 250, 119 (2008), http://arxiv.org/pdf/0811.3897.pdf.
[9] С. С. Герштейн, Письма в Астрон. ж. 26(11), 848 (2000).
Поступила в редакцию 23 января 2014 г.
