Гамма-всплески. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Гамма-всплески - интенсивные импульсные потоки гамма-квайтов с энергией от десятка до тысяч кэВ, распространяющиеся в межзвездном пространстве Галактики. Обнаружены в 1973 в результате длительного слежения за уровнем интенсивности космич.

-излучения одновременно с неск. спутников. Наблюдались не чаще 5-8 раз в год и поэтому считались редким явлением. Чувствительные детекторы Г--в., установленные на сов. межпланетных станциях "Венера 11-14", позволили наблюдать эти события каждые 2-3 дня. Осн. характеристики Г--в.: частота появления, интенсивность и временная структура, энергетич. спектр излучения, эволюция спектра в ходе всплеска, суммарный поток энергии, направление распространения излучения.

По интенсивности излучения Г--в. существенно превосходят уровень диффузного фона

-излучения от всего неба и на неск. порядков величины превышают потоки от известных дискретных источников (см. Гамма-астрономия ).Временная структура всплесков очень сложна и разнообразна. Полная длительность событий меняется от сотых долей секунды до сотен секунд. Нек-рые характерные примеры временных профилен Г--в., своего рода "кривые блеска", представлены на рис. 1. Специфич. группу образуют очень короткие Г--в. длительностью

~10-100 мс (рис. 1, г). Отдельные столь же короткие импульсы встречаются и во временных профилях более протяжённых Г--в. Эти особенности указывают на то, что источники Г--в. очень компактны; размеры излучающей области не должны превышать величины с*

3000 км.

Индивидуальные различия в энергетич. спектрах Г--в. выражены менее ярко. В большинстве случаев непрерывные спектры (число фотонов, приходящихся

на единичный интервал энергии) удовлетворительно описываются соотношением

, где

0,5-1,5 (рис. 2, а). Характеристическая энергия

может рассматриваться как мера температуры излучения,

. Типичная черта Г--в.- сильная спектральная переменность. Величина kT быстро меняется во времени, часто в значит. пределах (от 100 до 1000 кэВ). Из ряда наблюдений следует, что именно спектральная переменность излучения определяет видимую временную структуру всплесков.

Рис. 1. Типы наблюдаемых гамма-всплесков (по оси ординат отложена интенсивность всплеска,
определяемая по скорости счета фотонов, по оси абсцисс - время, отсчитываемое от начала всплеска).

Рис. 2. Энергетические спектры гамма-всплесков:
а- гладкий спектр без особенностей; б - спектр с линией поглощения

; в - спектр с широкой эмиссионной линией

Во мн. случаях плавный характер спектрального распределения нарушается, в энергетич. спектрах появляются спектральные особенности двух типов: 1) широкие линии поглощения в области энергии 30- 100 кэВ (рис. 2, б); 2) широкие эмиссионные линии с максимумом в области энергий 350-450 кэВ (рис. 2, в). Предполагается, что линии поглощения могут возникать при наличии сильного магн. поля в источниках вследствие избират. поглощения выходящего излучения внешними, более холодными областями плазмы на электронной циклотронной частоте. Наблюдаемым частотам соответствуют величины магн. поля В

(3-10)*10¹² Гс. Расположение максимумов эмиссионных линий вблизи 400 кэВ с небольшим разбросом лучше всего объясняется тем, что это - излучение аннигиляции электрон-позитронных пар, испытывающее сильное красное смещение в гравитац. поле источника с потенциалом

0,3 с².

Компактность излучающих объектов, огромный гравитац. потенциал и сверхсильное магн. поле говорят о том, что Г--в. генерируются нейтронными звездами. Пока не выяснено, являются ли эти звёзды одиночными или они входят в состав двойных систем. Даже по наиб. точным (лучше 0,01°) измерениям небесных координат источников нек-рых мощных Г--в. не удалось надёжно отождествить их с астрофиз. объектами. видимыми или известными по излучению в др. областях спектра. По всей вероятности, это не случайно, и уровень излучения этих объектов в период между Г--в., к-рый оценивается интервалом времени

10-100 лет, крайне низок. Неизвестны поэтому и расстояния до источников Г--в. По небесной сфере источники разбросаны хаотически, сколько-нибудь значит. концентрация их к плоскости Млечного Пути или в направлении на центр Галактики отсутствует (рис. 3). Это означает, что чувствительность применявшихся детекторов Г--в. ещё недостаточна для наблюдений источников настолько далёких, чтобы неоднородность их распределения в Галактике и асимметрия относительно положения Солнечной системы могли проявиться в угл. распределении источников по небесной сфере.

Рис, 3. Распределение источников гамма-всплесков на небесной сфере (b'' и l'' - галактические широта и долгота).

По совокупности данных предполагается, что источники Г--в. заполняют в Галактике область в виде толстого диска с высотой ср. границы над галактич. плоскостью

1-2 кпк. Соответственно полная энергия всплеска составляет 10³⁹-10⁴⁰ эрг.

Однозначного объяснения происхождения Г--в. нет. С наблюдениями наиб. полно согласуется предположение о том, что Г--в. вызывается термоядерными взрывами вещества, накапливающегося на поверхности нейтронной звезды в результате длительной слабой аккреции. Как возможные причины Г--в. рассматриваются также мощная нестационарная аккреция, выбросы вещества из внутр. слоев нейтронной звезды, сопровождающиеся его ядерным распадом, процессы аннигиляции магн. поля, падение астероидов на нейтронную звезду, освобождение энергии при "звездо-трясениях".

Литература по гамма-всплескам

Знаете ли Вы, что такое "усталость света"?
Усталость света, анг. tired light - это явление потери энергии квантом электромагнитного излучения при прохождении космических расстояний, то же самое, что эффект красного смещения спектра далеких галактик, обнаруженный Эдвином Хабблом в 1926 г.
На самом деле кванты света, проходя миллиарды световых лет, отдают свою энергию эфиру, "пустому пространству", так как он является реальной физической средой - носителем электромагнитных колебаний с ненулевой вязкостью или трением, и, следовательно, колебания в этой среде должны затухать с расходом энергии на трение. Трение это чрезвычайно мало, а потому эффект "старения света" или "красное смещение Хаббла" обнаруживается лишь на межгалактических расстояниях.
Таким образом, свет далеких звезд не суммируется со светом ближних. Далекие звезды становятся красными, а совсем далекие уходят в радиодиапазон и перестают быть видимыми вообще. Это реально наблюдаемое явление астрономии глубокого космоса. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.