к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Гамма-всплески
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 

1. Прилуцкий О. Ф., Розенталь И. Л., Усов В. В., Мощные всплески космического гамма-излучения, "УФН", 1975, т. 116, с. 517; Mазец E. П., Голенецкий С. В., Исследования космических g-всплесков, в кн.: Астрофизика и космическая физика, M., 1982; Розенталь И. Л., Усов В. В., Эстулин И. В., Всплески космического гамма-излучения, "УФН", 1983, т. 140, с. 97.

E. П. Мазец.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ