Астрономическая Школа «Вега»
Одним из основных источников информации об окружающей нас Вселенной является электромагнитное излучение. В настоящее время астрономы исследуют это излучение во всех доступных наблюдениям диапазонах длин волн.
В течение своей многовековой истории астрономия постоянно изменяла свой характер. Ее цели и возможности во многом определялись общим уровнем науки и техники, на котором базировались методы наблюдений. Классическая астрономия ранее получала всю информацию в весьма узком спектральном интервале: примерно от 0.5 до 0.8 мкм.
Вплоть до 20 века это были оптические наблюдения, т.е. наблюдения видимого излучения небесных тел. Препятствием расширению спектрального интервала считалось поглощение космического излучения земной атмосферой. Предвестником наступления новой эпохи в астрономии явилось случайное открытие в 1932 году американским инженером К. Янским фонового излучения Галактики на радиоволнах. Бурное развитие радиофизики и радиотехники сделала возможным построение чувствительных приемных устройств и направленных антенн-радиотелескопов, и оказалось, что многие астрономические объекты или их важнейшие свойства могут быть исследованы в радиоволнах соответствующей длины. Развитие ракетно-космической техники, позволившее выносить приборы за пределы атмосферы Земли, довольно скоро сделало астрономию всеволновой. Наступила эпоха короткой ультрафиолетовой, рентгеновской и гамма-астрономии. Границы используемых радиоволн также расширились как в длинноволновую сторону, так и в сторону субмиллиметровых и инфракрасных волн. В таблице 1 показано, каким образом электромагнитное излучение исследуется в различных спектральных диапазонах.
Качественный скачок в методах и средствах исследований повлек за собой открытие совершенно новых космических объектов, явлений и процессов. Вселенная, ранее рассматриваемая как статическая, на самом деле оказалась имеющей эволюционную природу. Выяснилось, что во Вселенной до сих пор идут процессы рождения, развития и гибели звезд, галактик, происходят бурные термоядерные взрывы, т.е. Вселенная далека от равновесия. Всеволновая астрономия представила нам Вселенную как гигантскую, вечно изменяющуюся картину, раскрашенную невиданными цветами и оттенками. В этой картине запечатлена вся история мироздания, тончайшие свойства и особенности каждого объекта.
Во всех диапазонах длин волн наблюдаются отдельные (дискретные) источники излучения, такие как Солнце, другие звезды, галактики, квазары. Чувствительность современных телескопов такова, что они позволяют исследовать дискретные источники, удаленные от Земли на миллиарды световых лет. Информация, получаемая от этих дискретных источников, характеризует не только физические процессы, протекающие в них, но и также физические условия, имевшие место во Вселенной миллиарды лет назад.
Наряду с яркими дискретными источниками свой вклад в излучение на различных длинах волн вносят слабые неразрешенные источники. Их излучение сливается в общий фон, поэтому его называют фоновым. Именно фоновое излучение Вселенной должны были бы воспринимать приборы с широким полем зрения, вынесенные в пространство между галактиками. Исследование фонового излучения Вселенной представляет самостоятельный интерес, т.к. оно несет информацию об излучении, заполняющем всю Вселенную, т.е. информацию о Вселенной в целом. Свойства этого фонового излучения определяются свойствами и распределением источников, существовавших в еще более отдаленные от нас эпохи, поэтому его изучение позволяет еще глубже заглянуть в прошлое Вселенной. К настоящему времени внегалактическое фоновое излучение измерено практически во всех доступных наблюдениям диапазонах длин волн. В каждом из этих диапазонов фоновое излучение дает разную информацию о Вселенной и ее истории.
Наряду с фоновым излучением далеких дискретных источников, наблюдения показывают существование изотропного внегалактического фонового излучения, не связанного с излучением известных типов космических источников. Важнейшим свойством этого излучения, приходящегося на микроволновый диапазон длин волн, является то, что оно имеет равновесный спектр, описываемый формулой Планка, с температурой примерно 2.7 К. Это излучение называют реликтовым, т.к. оно характеризует горячее состояние вещества во Вселенной задолго до образования дискретных источников.
Так как предметом нашего изучения является фоновое излучение, остановимся на нем более подробно.
Исторически первой проблемой, связанной с фоновым излучением Вселенной, была проблема яркости ночного неба в оптическом диапазоне, вошедшая в историю науки под названием ”парадокс Ольберса”: в бесконечной однородной стационарной Вселенной на любом луче зрения мы должны видеть поверхность звезды, т.е. все небо должно иметь яркость, сравнимую с яркостью Солнца. Парадокс Ольберса разрешен в современных эволюционных моделях Вселенной. В своей работе мы расскажем об этих моделях и рассмотрим решение парадокса Ольберса.
Анализ природы фонового излучения Вселенной показывает, что в большинстве диапазонов спектра его интенсивность определяется многочисленными далекими дискретными источниками излучения. В ряде диапазонов фоновое излучение Вселенной не связано с дискретными источниками: его существование является или свойством Вселенной как целого (реликтовое излучение), или следствием присутствия в межгалактическом пространстве излучающего вещества (горячий межгалактический газ, космические лучи). В таблице 2 приводятся данные об измерениях и оценках интенсивности фонового излучения в различных диапазонах спектра. В своей работе мы подробно рассмотрим механизмы образования, способы регистрации и особенности фонового излучения Вселенной в рентгеновском и гамма диапазонах.
В гамма- и рентгеновском диапазонах фоновое излучение измерено на частотах > 2.5·1017Гц. Наблюдения показывают, что это излучение, как и излучение в радиодиапазоне, носит нетепловой характер. Однако происхождение внегалактического гамма- и рентгеновского фона еще точно не установлено. По всей вероятности, рентгеновский фон, как и радиофон, объясняется суммарным излучением дискретных внегалактических источников, таких как квазары и радиогалактики. В крупных скоплениях галактик в рентгеновских лучах наблюдается также разреженный горячий газ, заполняющий межгалактическое пространство. Особенно интересна природа рентгеновских источников, связанных с тесными двойными системами, в которых один компонент - очень компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра), а второй - гигант или сверхгигант. Об этих объектах также пойдет речь в нашей работе.
Гамма-астрономия в последние годы проходит через стадию бурного развития. Благодаря запускам на орбиту новейших гамма телескопов, небо в гамма лучах постепенно раскрывает перед нами свои тайны. Такие телескопы позволили нам получить новую информацию о солнечных вспышках и гамма-излучении активных ядер галактик и далеких квазаров, о нейтронных звездах и кандидатах в черные дыры, о таинственных гамма-вспышках, об аннигиляции электронов и позитронов, при которой рождаются гамма-кванты определенной энергии, о взаимодействии энергичных космических лучей с атомами межзвездного газа, о ядерных реакциях в новых и сверхновых звездах.. Эти интереснейшие вопросы также затрагиваются в нашей работе.
| Область спектра | Длины волн | Прохождение сквозь земную атмосферу | Методы исследования | Приемники излучения |
| Гамма-излучение | 0.01 нм | Сильное поглощение O, N2,O2,O3 и др. молекулами воздуха | В основном неатмосферные (космические ракеты, искусственные спутники) | Счетчики фотонов, ионизационные камеры, фотоэмульсии, люминофоры |
| Рентгеновское излучение | 0.01 - 10 нм | тоже самое | тоже самое | тоже самое |
| Далекий ультрафиолет | 10 - 310 нм | тоже самое | Внеатмосферн. | Фотоэлектрон-ные умножите-ли, фотоэмульсии |
| Близкий ультрафиолет | 310-390 нм | Слабое поглощение | С поверхности Земли | тоже самое |
| Видимое излучение | 390 - 760 нм | тоже самое | тоже самое | Глаз, фотоэмульсии, фотокатоды, полупроводниковые приборы |
| Инфракрасное излучение | 0.76 - 15 мкм | Частые полосы поглощения H2O, CO2 и др. | Частично с поверхности Земли | Болометры, термопары, фотосопротивления, специальные фотокатоды и фотоэмульсии |
| тоже самое | 15 мкм - 1мм | Сильное молекулярное поглощение | С аэростатов | тоже самое |
| Радиоволны | > 1 мм | Пропускается излучение с длиной волны около 1мм, 4,5 мм, 8мм, от1 см до 20 м | С поверхности Земли | Радиотелескопы |
| Диапазон | Плотность энергии излучения, эВ/см3 | Плотность числа фотонов, см-3 |
| Длинноволновое радиоизлучение | ~10-7 | ~1 |
| Реликтовое излучение | ~0,25 | ~400 |
| Инфракрасный | ~10-2 | ~1 |
| Оптический | ~3·10-3 | ~10-3 |
| Мягкий рентгеновский | ~10-4 - 10-5 | ~3·(10-7 - 10-8) |
| Жесткий рентгеновский | ~10-4 | ~3·10-9 |
| Мягкое гаммма-излучение (~1-6 МэВ) | ~3·10-5 | ~10-41 |
| Жесткое гамма-излучение (>10 МэВ) | <10-5 | <10-12 |
Общая теория относительности появилась в то время, когда Вселенная считалась статической. Когда в 1917 г. А. Эйнштейн предпринял первую попытку применить эту теорию к космологическим проблемам, он оказался перед необходимостью ввести в уравнения поля дополнительный член: только в этом случае модель Вселенной оказывалась статической. По существу эта космологическая постоянная представляла в уравнениях силы отталкивания, препятствующие взаимному притяжению масс. В современной космологии эта сила воспринимается как отрицательное давление. Однако, строго говоря, для ее введения у Эйнштейна не было достаточных оснований.
Советский математик А. А. Фридман (1988-1925) отказался от предположения о статичности Вселенной. Он нашел ряд решений для расширяющихся Вселенных, заполненных веществом. Три модели Вселенной Фридмана и поныне служат основой для самых современных космологических построений. Каждая из них определяется принимаемым интервалом значений космологического члена и знаком кривизны пространства. Открытая модель предполагает беспредельное расширение Вселенной с неограниченными значениями пространственно-временных координат. В замкнутой модели, где пространство и время ограничены, Вселенная расширяется до некоторых конечных размеров, после чего вновь коллапсирует в сингулярность. Промежуточной между этими двумя вариантами является плоская модель, где Вселенная также расширяется беспредельно, но скорость ее расширения постепенно снижается и обращается в нуль в бесконечно далеком будущем.
Теоретические модели Вселенной Фридмана основываются на так называемом космологическом принципе, согласно которому Вселенная однородна и изотропна. Под однородностью понимается утверждение, что где бы вы ни оказались во Вселенной, ее крупномасштабная структура выглядела бы одинаково; под изотропией понимается утверждение, что Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях. Все наблюдательные данные свидетельствуют, что эти условия действительно выполняются.
В рамках однородной и изотропной модели А. Фридмана обычное трехмерное пространство можно рассматривать, в частности, как трехмерную поверхность в четырехмерном пространстве-времени. С такой позиции мы можем представить “радиус” нашего пространства, или, как его называют, радиус Вселенной. Расстояние между двумя любыми точками-галактиками в трехмерном пространстве будет пропорционально радиусу Вселенной. Закон изменения этого радиуса со временем будет определять закон изменения расстояний между галактиками. Этот закон обусловлен распределением и движением вещества во Вселенной. Поэтому будущее нашей Вселенной зависит от средней плотности материи в ней.
Перед тем как перейти к вопросу о средней плотности вещества во Вселенной, попытаемся понять особенности поведения радиуса Вселенной R от времени. Рассмотрим элемент объема нашего трехмерного пространства, достаточно большой, чтобы в нем можно было считать распределение вещества однородным и изотропным, и достаточно малый по сравнению с наблюдаемой частью Вселенной. В силу однородности и изотропности пространства поведение Вселенной в любом месте будет таким же, как и поведение этого элемента объема. Таким образом, мы в рамках нашей модели можем сделать определенные выводы относительно свойств Вселенной в целом, исследуя элемент объема, представляющий собой практически плоский элемент пространства-времени, в котором справедлива геометрия Евклида.
Рассмотрим теперь, какие силы действуют на частицу, расположенную на границе рассматриваемого элемента объема. Это сила тяжести, которая направлена к центру и пропорциональна массе вещества, заключенного внутри объема. Она препятствует движению частицы наружу, т. е. препятствует расширению нашего элемента объема. Согласно общей теории относительности давление, как и вещество, дает вклад в силу тяжести одного знака, т.е. чем больше давление, тем больше сила тяжести, которая препятствует расширению. Полная энергия при расширении сохраняется (она только переходит из кинетической в потенциальную, и наоборот), поэтому лучше описать картину изменения в терминах полной энергии. Если полная энергия единицы объема больше нуля, то он будет бесконечно расширяться. Если полная энергия отрицательна, то элемент объема сначала будет расширяться, а затем сжиматься. Если полная энергия равна нулю, то элемент объема будет беспредельно расширяться, причем скорость расширения будет монотонно уменьшаться до нуля.
В настоящее время наблюдения не позволяют точно описать поведение Вселенной в прошлом и будущем. Это поведение в основном зависит от того, насколько средняя плотность во Вселенной отличается от критической.
Если плотность выше критической, то однородная и изотропная модель ведет себя как элемент объема с отрицательной полной энергией; если плотность меньше критической - как элемент объема с положительной энергией.
По современным данным значение средней плотности вещества в наблюдаемой Вселенной оказывается меньше критического, что в рамках рассматриваемой модели указывает на безграничное расширение Вселенной в будущем. Но данные наблюдений указывают на присутствие значительного количества вещества в визуально ненаблюдаемой форме (так называемой “скрытой массы”), что может значительно повысить оценки средней плотности Вселенной вплоть до значений, близких к величине критической плотности. Информацию о значении средней плотности во Вселенной можно также получить, если измерить, как меняется скорость расширения Вселенной. Современные приближенные оценки плотности по этому параметру дают значения меньшие, но близкие к критическому.
Внегалактическое микроволновое фоновое излучение приходится на диапазон частот от 500 МГц до 500 ГГц, что соответствует длинам волн от 60 см до 0,6 мм. Это фоновое излучение несет информацию о процессах, происходивших во Вселенной до образования галактик, квазаров и др. объектов. Это излучение, названное реликтовым, было обнаружено в 1965 году, хотя оно было предсказано еще в 40-х годах Георгием Гамовым и исследовалось астрономами в течение десятилетий.
В расширяющейся Вселенной средняя плотность вещества зависит от времени – в прошлом она была больше. Однако при расширении изменяется не только плотность, но и тепловая энергия вещества, значит, на ранней стадии расширения Вселенная была не только плотной, но и горячей. Как следствие, в наше время должно наблюдаться остаточное излучение, спектр которого такой же, как спектр абсолютно твердого тела, и это излучение должно быть в высшей степени изотропно. В 1964 году А. А. Пензиас и Р. Вилсон, испытывая чувствительную радиоантенну, обнаружили очень слабое фоновое микроволновое излучение, от которого никаким образом не могли избавиться. Его температура оказалась равной 2,73 К, что близко к предсказанной величине. Из экспериментов по исследованию изотропии было показано, что источник микроволнового фонового излучения не может находиться внутри Галактики, так как тогда должна была бы наблюдаться концентрация излучения к центру Галактики. Источник излучения не мог находиться и внутри Солнечной системы, т.к. наблюдалась бы суточная вариация интенсивности излучения. В силу этого был сделан вывод о внегалактической природе этого фонового излучения. Тем самым гипотеза горячей Вселенной получила наблюдательное основание.
Для понимания природы реликтового излучения необходимо обратиться к процессам, имевшим место на ранних стадиях расширения Вселенной. Рассмотрим, как менялись физические условия во Вселенной в процессе расширения.
Сейчас каждый кубический сантиметр пространства содержит около 500 реликтовых фотонов, а вещества на этот объем приходится гораздо меньше. Поскольку отношение числа фотонов к числу барионов в процессе расширения сохраняется, но энергия фотонов в ходе расширения Вселенной со временем уменьшается из-за красного смещения, можно сделать вывод, что когда-то в прошлом плотность энергии излучения была больше плотности энергии частиц вещества. Это время называется радиационной стадией в эволюции Вселенной. Радиационная стадия характеризовалась равенством температуры вещества и излучения. В те времена излучение полностью определяло характер расширения Вселенной. Примерно через миллион лет после начала расширения Вселенной температура понизилась до нескольких тысяч градусов и произошла рекомбинация электронов, бывших до этого свободными частицами, с протонами и ядрами гелия, т.е. образование атомов. Вселенная стала прозрачной для излучения, и именно это излучение мы сейчас улавливаем и называем
реликтовым. Правда, с того времени из-за расширения Вселенной фотоны уменьшили свою энергию примерно в 100 раз. Образно говоря, кванты реликтового излучения “запечатлели” эпоху рекомбинации и несут прямую информацию о далеком прошлом.После рекомбинации вещество впервые начало эволюционировать самостоятельно, независимо от излучения, и в нем начали появляться уплотнения – зародыши будущих галактик и их скоплений. Вот почему так важны для ученых эксперименты по изучению свойств реликтового излучения – его спектра и пространственных флуктуаций. Их усилия не пропали даром: в начале 90-х гг. российский космический эксперимент “Реликт-2” и американский “Кобе” обнаружили различия температуры реликтового излучения соседних участков неба, причем величина отклонения от средней температуры составляет всего около тысячной доли процента. Эти вариации температуры несут информацию об отклонении плотности вещества от среднего значения в эпоху рекомбинации. После рекомбинации вещество во Вселенной было распределено почти равномерно, а там, где плотность была хоть немного выше средней, сильнее было притяжение. Именно вариации плотности впоследствии привели к образованию наблюдаемых во Вселенной крупномасштабных структур, скоплений галактик и отдельных галактик. По современным представлениям, первые галактики должны были образоваться в эпоху, которая соответствует красным смещениям от 4 до 8.
А есть ли шанс заглянуть еще дальше в эпоху, предшествующую рекомбинации? До момента рекомбинации именно давление электромагнитного излучения в основном создавало гравитационное поле, тормозившее расширение Вселенной. На этой стадии температура менялась обратно пропорционально квадратному корню из времени, прошедшего с начала расширения. Рассмотрим последовательно различные стадии расширения ранней Вселенной.
При температуре примерно 1013 Кельвинов во Вселенной рождались и аннигилировали пары различных частиц и античастиц: протоны, нейтроны, мезоны, электроны, нейтрино и др. При понижении температуры до 5*1012К почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в кванты излучения; остались только те, для которых “не хватило” античастиц. Именно из этих “избыточных” протонов и нейтронов в основном состоит вещество современной наблюдаемой Вселенной.
При Т= 2*1010 К с веществом перестали взаимодействовать всепроницающие нейтрино, – от того момента должен был остаться “реликтовый фон нейтрино”, обнаружить который, возможно, удастся в ходе будущих нейтринных экспериментов.
Все, о чем сейчас говорилось, происходило при сверхвысоких температурах в первую секунду после начала расширения Вселенной. Спустя несколько секунд после момента “рождения” Вселенной началась эпоха первичного нуклеосинтеза, когда образовывались ядра дейтерия, гелия, лития и бериллия. Она продолжалась приблизительно три минуты, а ее основным результатом стало образование ядер гелия (25% от массы всего вещества Вселенной). Остальные элементы, более тяжелые, чем гелий, составили ничтожно малую часть вещества – около 0,01%.
После эпохи нуклеосинтеза и до эпохи рекомбинации (примерно 106лет) происходило спокойное расширение и остывание Вселенной, а затем – спустя сотни миллионов лет после начала – появились первые галактики и звезды.
В последние десятилетия развитие космологии и физики элементарных частиц позволило теоретически рассмотреть и самый начальный, “сверхплотный” период расширения Вселенной. Оказывается, в самом начале расширения, когда температура была невероятно высока (больше 1028К), Вселенная могла находиться в особом состоянии, при котором она расширялась с ускорением, а энергия в единице объема оставалась постоянной. Такую стадию расширения назвали инфляционной . Подобное состояние материи возможно при одном условии – отрицательном давлении. Стадия сверхбыстрого инфляционного расширения охватывала крошечный промежуток времени: она завершилась к моменту примерно 10–36с. Считается, что настоящее “рождение” элементарных частиц материи в том виде, в каком мы их знаем сейчас, произошло как раз по окончании инфляционной стадии и было вызвано распадом гипотетического поля. После этого расширение Вселенной продолжалось уже по инерции.
Гипотеза инфляционной Вселенной отвечает на целый ряд важных вопросов космологии, которые до недавнего времени считались необъяснимыми парадоксами, в частности на вопрос о причине расширения Вселенной. Если в своей истории Вселенная действительно прошла через эпоху, когда существовало большое отрицательное давление, то гравитация неизбежно должна была вызвать не притяжение, а взаимное отталкивание материальных частиц. И значит, Вселенная начала быстро, взрывоподобно расширяться. Конечно, модель инфляционной Вселенной лишь гипотеза: даже косвенная проверка ее положений требует таких приборов, которые в настоящее время просто еще не созданы. Однако идея ускоренного расширения Вселенной на самой ранней стадии ее эволюции прочно вошла в современную космологию.
Говоря о ранней Вселенной, мы от самых больших космических масштабов вдруг переносимся в область микромира, которая описывается законами квантовой механики. Физика элементарных частиц и сверхвысоких энергий тесно переплетается в космологии с физикой гигантских астрономических систем. Самое большое и самое малое смыкаются здесь друг с другом. В этом и состоит удивительная красота нашего мира, полного неожиданных взаимосвязей и глубокого единства.
Развитие ракетной и космической техники позволило ученым вынести научную аппаратуру за пределы атмосферы, что значительно расширило диапазон длин волн доступных для наблюдения квантов. У ученых появилась возможность изучать небесные тела в гамма - и рентгеновском диапазонах спектра. После запуска специализированных спутников- обсерваторий у многих астрофизических объектов (пульсаров, активных областей на Солнце, ядер активных галактик, квазаров) было обнаружено весьма мощное гамма-излучение. Наблюдения в гамма-диапазоне привели также к ряду неожиданных результатов. Среди них следует отметить открытие мощных всплесков космического гамма-излучения с энергией фотонов от 0,1 МэВ до нескольких МэВ, а также открытие галактических дискретных источников с Е > 100МэВ.
Гамма-астрономия исследует космические объекты и процессы по характерному для них жесткому электромагнитному излучению с энергией фотонов, превышающей 100 кэВ. Такие фотоны образуются, как правило, при взаимодействии частиц высоких энергий.
Диапазон гамма-излучения очень широк, его принято делить на несколько участков, каждый из которых имеет свою методику наблюдений: область мягкого гамма-излучения с Е = 0,1 – 5 МэВ, область промежуточных энергий с Е = 5 – 50 МэВ, область жесткого гамма-излучения с Е = 50 МэВ – 10 ГэВ, и область гамма-излучения сверхвысоких энергий с Е > 10 ГэВ.
Диффузный гамма-фон несет в себе важную информацию о природе и эволюции межгалактической среды и тем самым о структуре и эволюции Вселенной. Т.к. гамма-компонента диффузного фона обладает высокой проникающей способностью, она несет информацию о чрезвычайно удаленных областях Вселенной. Анализ диффузного гамма-фона позволяет получить информацию о природе далеких неразрешенных источников, удаленных от нас на значительное расстояние, помогает выяснить физические процессы, происходившие в этих источниках еще на стадии образования галактик.
Для начала рассмотрим приборы, с помощью которых регистрируют космическое излучение в гамма-диапазоне. Один из них - сцинтилляционный счетчик. Это кристалл из особого вещества (например, йодистого натрия); проходя через него, гамма-квант дает вспышку света, которая фиксируется фотоумножителем. Таким способом обнаруживают гамма-кванты с энергией до нескольких мегаэлектронвольт. Более энергичные гамма-кванты улавливают с помощью трековых детекторов. Эти устройства регистрируют траектории движения быстрых заряженных частиц, например электронов, образующихся при взаимодействии гамма-кванта с веществом детектора. Пролетая через газ в камере детектора, частицы оставляют за собой след из ионизированных атомов, по которому их обнаруживают. Наблюдения космических гамма-квантов с энергиями 100 ГэВ уже возможно проводить с поверхности Земли, поскольку гамма-кванты подобных энергий, взаимодействуя с веществом земной атмосферы, образуют в ней широкие линии вторичных частиц, вызывающих довольно значительную вспышку оптического излечения, которая и регистрируется наземной аппаратурой (земная атмосфера в этом смысле как бы является огромным сцинтиллятором).
К настоящему времени накоплено достаточно много экспериментальных данных о спектральных особенностях диффузного гамма фона, а также о степени его изотропии, что позволяет рассмотреть вопрос о возможных физических механизмах образования фона.
Все многообразие явлений, происходящих в наблюдаемой части Вселенной, включая физические процессы, протекающие внутри звезд и галактик, а также грандиозные явления, происходящие в квазарах и радиогалактиках, определяются элементарными процессами в атомных и даже меньших масштабах. Физические механизмы образования гамма-лучей в астрономических масштабах отличны от тех, что работают на других длинах волн. Гамма-лучи приходят к нам из областей, где работает нетепловая астрофизика, где преобладают ускорительные и неравновесные процессы. Эти процессы отличны от эмиссии в инфракрасной, оптической, ультрафиолетовой и рентгеновской области длин волн. По иронии излучение в гамма-диапазоне по своим свойствам ближе всего к излучению в радио диапазоне (он далее всего отстоит на логарифмической шкале от гамма), где нетепловая эмиссия также преобладает. Как и в физических лабораториях, источником астрономических гамма-лучей являются переходы электронов в возбужденном атоме, аннигиляция частиц и античастиц, столкновения частиц, циклотронные процессы и обратное комптоновское рассеяние.
Среди элементарных процессов, приводящих в космических условиях к образованию излучения в гамма-диапазоне, можно выделить комптоновское рассеяние и тормозное излучение, а также аннигиляцию частиц и античастиц и переход электронов тяжелых атомов с одного энергетического уровня на другой. Рассмотрим эти механизмы более подробно.
В результате обратного комптоновского рассеяния релятивистский электрон теряет энергию после взаимодействия с квантом, которому он отдает часть своей энергии. При этом квант попадает в гамма-диапазон. Тормозное излучение возникает из-за того, что быстрый электрон, пролетая в электрическом поле иона, испытывает ускорение за счет кулоновского притяжения. Чем выше скорость электрона, тем больше энергия излучения. Один из самых важных источников образования гамма-излучения - процесс аннигиляции вещества и антивещества. Например, при аннигиляции покоящихся электрона и позитрона образуются два гамма-кванта, энергия каждого из которых равна энергии покоя электрона. Аннигиляция вещества и антивещества является одним из самых эффективных процессов преобразования энергии частиц в излучение, т.к. в процессе аннигиляции происходит преобразование полной энергии частиц, состоящей из кинетической и энергии покоя. При аннигиляции электрона и позитрона образуется либо два фотона, каждый с Е = 0,511 МэВ, либо три фотона с непрерывным частотным спектром. Аннигиляция протонов и антипротонов сопровождается образованием большого числа мезонов, в том числе и нейтральных, которые распадаются на гамма фотоны. Электромагнитное излучение в гамма-диапазоне образуется также при движении электронов в магнитном поле (синхротронное излучение); для генерации синхротронного гамма-излучения необходимы высокие энергии электронов и большие напряженности магнитных полей.
В результате ядерных процессов, сопровождающихся образованием возбужденных ядер, излучаются фотоны с энергиями, соответствующими области мягкого гамма-излучения. Среди ядерных спектральных гамма-линий особый интерес представляет линия с энергией 2,23 МэВ, связанная с образованием дейтрона при захвате нейтрона протоном; регистрация гамма фотонов с энергией 2,23 МэВ позволяет оценивать потоки свободных нейтронов в удаленных космических источниках. Основным источником фотонов гамма-излучения высоких энергий в ядерных реакциях служит распад нейтральных пи-мезонов, генерируемых в реакциях элементарных частиц высоких энергий.
В недрах звезд протекают многочисленные ядерные реакции; в межзвездном пространстве с околосветовыми скоростями проносятся частицы космических лучей, происходит аннигиляция частиц и античастиц, - все это вносит свой вклад в формирование диффузного излучения. Давайте посмотрим, какие дискретные источники вносят свой вклад в образование фона.
Когда приборы для регистрации гамма лучей были вынесены в космос, астрономы обнаружили то, что и ожидали, - фоновое гамма-излучение "размазано" по небу в полосе, охватывающей Млечный Путь. Это следствие уплощенной структуры нашей Галактики. Конечно, фоновое излучение создается конкретными космическими объектами. Часть из них оказалась связана с пульсарами. Это удалось установить на основании того, что периоды мигания пульсаров равны периодам колебаний интенсивности источников гамма излучения. Например, гамма-источником является пульсар в Крабовидной туманности. Другим объектом, излучающим гамма-импульсы, оказался пульсар в созвездии Паруса. Это рентгеновский источник ПарусХ, тоже остаток сверх новой, но более старой, чем в Крабовидной туманности.
Несколько гамма источников отождествлены с тесными двойными системами, в которых газ перетекает с массивной звезды на компактный объект (например, ГеркулесХ-1,ЛебедьХ-3). Рождение гамма-квантов здесь связано со сложными физическими процессами ускорения частиц в сильном магнитном поле в близи компактного объекта.
Самый близкий к нам источник гамма-лучей - Солнце. Гамма-излучение возникает при мощных солнечных вспышках. Из самых далеких наблюдаемых гамма источников можно отметить активные ядра галактик и квазары.
Но многие гамма источники пока не удалось отождествить ни с какими объектами. Дело в том, что определить точное положение гамма источника на небе очень трудно. Гамма-телескопы имеют низкое угловое разрешение, и только одновременное наблюдение быстро меняющего свою скорость гамма источника двумя или несколькими удаленными друг от друга аппаратами позволяет уточнить его координаты.
Наиболее загадочными оказались так называемые гамма-вспышки, которые в среднем примерно раз в сутки на короткое время появляются в различных областях неба. Они были открыты в 60-х гг. американскими военными спутниками и до настоящего времени хранят тайну своей природы. Тысячи гамма-вспышек нанесены на карту неба; они усеивают ее практически однородно, не концентрируясь ни к близким звездам, ни к плоскости галактики или к ее ядру, ни к известным скоплениям далеких галактик. Первые отождествления гамма-вспышек с очень слабыми оптическими объектами были получены только в 1997 г.
Существует несколько различных предположений о том, как возникают гамма-вспышки. Многие исследователи связывают их природу с такими объектами, как тесные двойные системы из нейтронных звезд или черных дыр. Обращаясь вокруг общего центра масс, они постепенно сближаются и должны рано или поздно столкнуться друг с другом из-за неизбежных потерь энергии на излучение гравитационных волн. Выделяемая при таком столкновении энергия фантастически велика, она в сто раз больше, чем Солнце может излучить за всю свою жизнь. Такие объекты могли бы наблюдаться с расстояний в тысячи мегапарсек. Но пока это только гипотеза.
Последние несколько лет развитие гамма-астрономии носит революционный характер. Десять лет назад астрономы знали лишь расположение ярчайших гамма-источников неба. Сейчас же, благодаря работе космических гамма-обсерваторий, небо в гамма-лучах открывается нам во всем его разнообразии. На нем мы можем наблюдать пульсирующие источники, которые сильно меняют свою светимость на короткие промежутки времени, и неожиданные вспышки, и другие объекты, природу которых мы пока не понимаем.
Крупнейшая гамма-обсерватория весом в 17 т вышла в околоземное пространство 5 апреля 1991 года. На ней установлено четыре телескопа, которые регистрируют излучение в очень широком диапазоне энергий - от 30 тыс. до 30 млрд. эВ. Эта обсерватория носит имя американского физика Артура Комптона, получившего Нобелевскую премию за исследования электромагнитного излучения высокой энергии. Другая околоземная обсерватория принадлежит русско-французскому проекту Гранат. Запущенный в 1989 году, Гранат имеет два телескопа, которые отображают небо в диапазоне энергий от 3 кэВ до 1.3 МэВ. Чувствительность и угловое разрешение этих шести инструментов на порядок больше, чем у приборов, которые запускались ранее. Важным является также то, что они действуют одновременно, и вместе могут регистрировать фотоны с энергией, различающейся в шесть порядков. Эта огромная область электромагнитного спектра соответствует, по логарифмической шкале, диапазону от радиоволн до гамма- диапазона.
Новые открытия Комптона и Граната охватывают многие области галактической и внегалактической астрономии. Гамма-лучи как результат взаимодействия частиц были обнаружены через несколько часов после сильных солнечных вспышек. В Галактике были открыты новые неустойчивые объекты со странными свойствами, такие как джеты, пульсации, вспышки, и электрон-позитронная аннигиляция. Гамма-излучение от сверхновых было анализировано и использовано для построения карт очагов ядрообразования в Галактике. Был открыт новый вид галактической активности, чье яркое и изменчивое гамма-излучение, по-видимому, берет свое начало в джетах, которые вырываются из ядер галактик. Ранее казавшиеся чрезвычайно загадочными гамма-вспышки оказались изотропно распределенными по небу и, как солнечные вспышки, имели длительное свечение в гамма-диапазоне с энергией 100 МэВ.
Было сделано несколько интересных открытий, результаты которых важны для многих областей астрофизики. Мы сконцентрируем свое внимание на четырех из них, тех, которые имеют особенно впечатляющие результаты в области гамма-астрономии, - ядрообразовании, галактических черных дырах, гамма-вспышках и активных ядрах галактик. Мы также обсудим возможности, которые ждут гамма-астрономию в будущем.
Современная теория нуклеосинтеза предполагает, что химические элементы распространены в той или иной степени благодаря звездной эволюции, а не только из-за относительного содержания этого элемента в первоначальном газе. Элементы тяжелее гелия, как мы сейчас думаем, являются побочными продуктами постоянного горения в звездах, в то время как некоторые элементы со средними массами и большинство элементов тяжелее железа образуются во взрывном горении новых и сверхновых. (Исключения составляют атомы лития, бериллия и бора, которые образуются при взаимодействии космических лучей).
Некоторые изотопы, образующиеся в новых и сверхновых, радиоактивны и излучают гамма-лучи при распаде. Специальные приборы могут регистрировать это излучение и определять этот излучающий изотоп по его характеристической линии в спектре. С такой спектроскопической техникой прямо может изучаться распространенность химических элементов и распределение материи во Вселенной и, в конце концов, могут быть проверены предсказания теории синтеза ядер.
В первые годы после взрыва сверхновой линии Ni56 и Co56 имеют высокие интенсивности благодаря большой распространенности синтезированного никеля и короткому периоду полураспада его изотопов. Два комптоновских инструмента – Ориентированный Сцинтилляционный Спектрометр (OSSE) и Комптоновский Телескоп (COMPTEL) в состоянии зафиксировать линии Co56 с энергиями 847 и 1239 кэВ от внегалактических сверхновых Типа 1 на расстояниях до 10 мегапарсек. Ни одна сверхновая ближе не вспыхивала со времени запуска Комптона, но на расстоянии 12 мегапарсек сверхновая SN 1991М по данным COMPTEL проявляет себя на этих линиях.
Ситуация изменилась, когда появилась сверхновая 1987А в феврале 1987 года на расстоянии примерно 55 кпс в Большом Магеллановом Облаке. Это случилось до запуска Комптона и Граната, но другие приборы и детектор солнечного гамма-излучения на установке для изучения максимумов солнечной активности на самом деле зафиксировали и изучили спектральные линии Co56 от сверхновой 1987А. Было изучено огромное количество информации после этих наблюдений. Хотя линии Co56 от сверхновой 1987А уже не наблюдались ко времени запуска Комптона, прибор OSSE зафиксировал линию с энергией 122 кэВ от более долго живущего Co57. И снова было получено много полезной информации об этой сверхновой. Оказалось, что отношение содержания железа 57 к содержанию железа 56 в сверхновой примерно в 5 раз больше такого же отношения на Солнце. Яркое излучение сверхновой 1987А в оптическом и инфракрасном диапазонах трактовалось как результат образования фотонов в цепочке распада Ni – Co - Fe, что подтверждалось данными наблюдений. Прелесть наблюдений в гамма-диапазоне состоит в том, что они делают возможным прямое обнаружение и определение местонахождения синтезированных ядер.
Возвращаясь обратно к периодам полураспада, следует заметить, что линия Ti44 дает нам возможность изучения сверхновых, которые мы не можем наблюдать в оптическом диапазоне, вспыхивавших в нашей Галактике в последние несколько сотен лет. Путем сравнения нашей Галактики с другими мы можем утверждать, что сверхновые появляются в ней примерно одна в 2.5 столетия. Причина того, что только две-три из них наблюдались людьми за последние несколько тысяч лет (сверхновая Тихо 1572 года, Кеплера 1604 года и, вероятно, Кассиопея А в 1667) состоит в том, что большинство их появляется так далеко в галактической плоскости, что межзвездный газ и пыль поглощают видимое излучение от них. Гамма-лучи, наоборот, могут беспрепятственно проникать сквозь весь галактический диск и могут приоткрыть нам эти изначально скрытые события, которые должны до сих пор светиться в лучах радиоактивного Ti44.
Комптоновская обсерватория действительно зафиксировала линии Ti44 с энергией 1.157 МэВ от КассиопеиА. Поток этого излучения равен примерно 4·10-5 фотонов на см2 в секунду, который соответствует полной массе выброшенного титана-44 примерно 2·10-4 масс Солнца.
Еще одна линия гамма-диапазона с энергией 1.8 МэВ – линия долгоживущего радионуклеида алюминия-26, которая отражает следы ядрообразования в Галактике за последние миллион лет, подтверждает галактическую природу излучения, т.к. максимум его приходится на плоскость Галактики. Но вместо равномерного распределения этого излучения, ожидаемого при постоянном ядрообразовании в тысячах различных событий, мы видим концентрацию излучения в определенных областях, а именно, в направлениях на созвездия Лебедя, Паруса и особенно на рукав Киля. Также небольшое излучение приходит из промежуточных областей. В этом свете обнаруживается присутствие спиральных рукавов, что подтверждает идею о том, что массивные звезды и сверхновые вносят наибольший вклад в излучение алюминия-26. Сейчас представляется возможным нанесение на карту распределения массивных звезд в скрытых областях Галактики.
Одним из выдающихся достижений космической астрономии является открытие близких двойных систем, в которых высвобождается огромное количество энергии (в 106 раз больше, чем на Солнце) в форме рентгеновского и гамма излучения. В таких системах материя с нормальной, менее развитой звезды аккрецирует на ее сколлапсировавший компаньон (нейтронную звезду или черную дыру).
Первые попытки понять природу этого явления относятся к 1962 году, был обнаружен обильный рентгеновский фон от источника, известного как Скорпион Х-1. Продолжая наблюдения, выяснили, что Скорпион Х-1 – это близкая (на расстоянии примерно 1 кпс) двойная система, состоящая из нейтронной и нормальной звезды. Далее, сейчас мы знаем, что аккрецирующая материя формирует массивное плазменное кольцо вокруг компактной звезды (аккреционный диск), который нагрет до очень высоких температур из-за трения или магнитного рассеяния в диске. Из внутренней части диска высвобождается сильное тепловое рентгеновское излучение. Считается, что гамма-лучи образуются в процессе обратного Комптоновского рассеяния, в котором быстрые релятивистские электроны вблизи компактного объекта рассеиваются и при этом разгоняют многочисленные рентгеновские и ультрафиолетовые фотоны до более высоких энергий.
В зависимости от того, объект какого типа принимает участие в процессе – нейтронная звезда или черная дыра – принимается различное гамма-излучение. Для нейтронной звезды, испускаемые с поверхности звезды рентгеновские лучи охлаждают электронное население аккреционного диска вблизи центрального компактного объекта. В результате этого большая часть гамма-излучения задерживается. Для черной дыры, никакое излучение не минует центральный объект, поэтому происходят многочисленные процессы обратного Комптоновского рассеяния. Таким образом, присутствие гамма-лучей с высокими энергиями может служить признаком обнаружения черных дыр.
Почти все известные системы, компактным объектом в которых являются черные дыры, генерируют сильное переменное гамма-излучение. В системах с малой массой звезды-компаньона (примерно равной массе Солнца) наблюдаются огромные вспышки, называемые рентгеновскими новыми. Физический механизм таких вспышек, скорее всего, вызван неустойчивостями в аккреционном диске, которые приводят к выбросу больших масс вещества.
Со своей уникальной способностью составлять тщательные угловые изображения неба в гамма-лучах телескоп Сигма обсерватории Гранат дал ученым возможность находить аккрецирующие черные дыры и нейтронные звезды путем сопоставления их с оптическими объектами на звездной сфере. Из десяти обнаруженных Сигмой черных дыр семь были особенно интересны для исследователей, т.к. они отличались быстрым во времени изменением своего поведения.
Новая в созвездии Мухи в 1991 году была первой из этого класса новых, чье мягкое гамма-излучение исследовалось Сигмой. В течение одной недели этот источник был ярчайшим на небе в гамма-лучах. 20-21 января он прошел через эруптивную стадию, которая выражалась в появлении спектральной линии близ энергии 500 кэВ. Близость этой линии к массе покоя электронно-позитронной пары дала исследователям основания предположить, что новая Муха-1991 была местом многочисленных процессов электрон-позитронной аннигиляции.
В последующие месяцы, когда объект исчез за порогом чувствительности Сигма-телескопа, он изучался в оптическом диапазоне. В спокойном состоянии стало возможным наблюдать менее массивный звездный компаньон и обнаружить орбитальное Доплеровское смещение его спектральных линий. Была установлена примерная граница для массы более тяжелого компаньона – 3,1 масс Солнца. Т.к. нейтронные звезды с массами больше 2,5 масс Солнца не могут противостоять гравитационному коллапсу, значение 3,1 масс Солнца предполагает наличие черной дыры. Еще несколько подобных новых наблюдалось Сигмой и Комптоном, и все они имеют признаки черных дыр, аккрецирующих материю со своих звездных компонентов.
С 1990 по 1996 год Сигма проводил наблюдения центральной области Галактики, что привело к идентификации пятнадцати источников, активных на энергиях больше 35 кэВ. Пять из них были отождествлены как кандидаты в черные дыры на основе их спектрального поведения. За исключением новой в Змееносце 1993 в году, яркой одиночной новой с черной дырой, остальные пять кандидатов в черные дыры принадлежат галактическому балджу – сферической концентрации звезд в центральной части Галактики. Из-за скоротечности поведения две из них, скорее всего, являются черными дырами. Максимумы светимости этих двух новых в галактическом балдже были достаточно похожи.
Другим интересным источником, зарегистрированным Сигмой в галактическом балдже, является знаменитый кандидат в черные дыры 1Е1740.7-2942. Благодаря совместным наблюдениям Сигмы и сложной наземной антенной системы (в радиодиапазоне), этот источник был идентифицирован с определенным радио источником, особенностью которого является двусторонняя джетовая структура, исходящая из компактной сердцевины. Т.к. эти проявления есть два основных свойства квазаров – черные дыры и радиоджеты – 1Е1740.7-2942 иногда называют микроквазаром.
Сейчас уже найдено несколько других излучающих в гамма-диапазоне черных дыр, которые имеют радиоджеты. Недавний анализ рентгеновского и гамма спектров этих объектов дал нам возможность предположить, что источники с джетами могут иметь в своем составе черную дыру, которая постоянно вертится. В результате наблюдений на двух полярных концах электромагнитного спектра астрофизики нашли звездные тела, на которых они могут проверить два самых интригующих проявления теории относительности: гравитационные сингулярности и потоки релятивистских частиц.
Гамма-вспышки интриговали нас со времени их открытия спутниками Вела в 1968 году. Эти вспышки гамма- (и х-) лучей появляются на небе примерно один раз в день и продолжаются от секунды до нескольких минут. В кульминационные моменты поток в диапазоне 50-300 кэВ могут превышать 100 фотонов на см2 за секунду, что намного больше излучения постоянных гамма-источников неба, таких как Крабовидная туманность, поток от которой равен 0.1 фотонов на см за секунду. Кривые блеска часто непериодичны, с острыми нерегулярными пульсациями, но также часто наблюдаются и ровные профили. На самом деле, кривые блеска удивительно различны, каждая вспышка имеет свой уникальный отпечаток.
Два интересных исследования очень сильно стимулировали работу над проблемой гамма-вспышек, из-за чего она стала одной из самых обсуждаемых среди астрофизиков в последние годы. Одно из них производилось Комптоном и разворачивалось с 1991 года. Другое началось в январе 1997-го благодаря итальянско-датскому проекту BeppoSAX. Сначала обратимся к открытиям Комптона.
Самый современный перечень зарегистрированных гамма-вспышек был составлен по данным Комптоновского Эксперимента по изучению Взрывающихся и Нестационарных Источников (BATSE). До сих пор наблюдалось более 2000 источников. Результатом исследований BATSE явилось открытие того, что гамма-вспышки изотропны на небе и что распределение вспышек по яркости показывает явный недостаток слабых вспышек по сравнению с равномерным распределением источников по небу. Довольно трудно согласовать результаты BATSE c идеей о том, что всрышки возникают в галактическом диске. Если бы источники были яркими настолько, что их можно было бы "прощупать" по всей Галактике, мы бы наблюдали концентрацию их вдоль галактической плоскости. А если BATSE регистрирует только близлежащие источники, тогда дефицит слабых источников будет труднообъясним без привлечения импровизированного увеличения плотности источников вокруг Солнца.
Два наиболее популярных объяснения результатов BATSE это: 1. модели галактического гало, в которых источники находятся на расстоянии примерно 100 кпс и высвобождают 1042 эрг энергии за взрыв, и 2. космологические модели с расстоянием для источников 2 Гпс (что соответствует красному смещению 1 при значении постоянной Хаббла 75 км/(с*Мпс)) и высвобождают 1052 эрг за взрыв. Источниками в гало-моделях могут быть высокоскоростные нейтронные звезды, которые освободились от гравитационного притяжения Галактики и движутся от нее прочь. Для космологических моделей это могут быть сталкивающиеся нейтронные звезды (или другие компактные объекты) в двойных системах.
Некоторое подтверждение для внегалактических моделей нашлось при изучении спектров и продолжительностей вспышек с помощью BATSE. Эти данные обосновывают красные смещения, которые говорят о космологическом происхождении излучения.
Другим важным результатом явилось открытие Комптоном того факта, что некоторые источники сильно излучают в гамма-лучах в течение часа или более по окончании основной вспышки, в частности, от источника GRB 940217 Комптоновский Энергетический Экспериментальный Гамма Телескоп (ERGET) зарегистрировал рассеяние частиц с энергией 100 МэВ в течение более 90 минут. Эта эмиссия говорит нам интересные вещи о физической природе объекта: кажется, какой-то механизм ускоряет и запасает частицы высоких энергий (для производства гамма-лучей) на долгое время после вспышки.
Новые результаты проекта BeppoSAX взбудоражили астрофизическую общественность. BeppoSAX - это сейчас единственный проект, который может определять местоположение вспышек на небе и направлять в точку вспышки чувствительные рентгеновские телескопы, находящиеся на борту космического летательного аппарата. Из-за того, что процесс перенаправления не немедленный (самое быстрое - пять часов), происходит задержка в рентгеновских измерениях высокой чувствительности, но эти измерения намного более чувствительны, чем какие-либо производимые ранее.
Большое открытие BeppoSAX состоит в том, что он обнаружил, что вспыхивающие источники могут иметь эмиссию в рентгеновских лучах, которая длится на протяжении нескольких часов и постепенно исчезает. Такое затухание очень важно, поскольку оно позволяет обнаруженное рентгеновское излучение с уверенностью связывать с вспышками. На данный момент исчезающее со временем свечение в рентгеновском диапазоне найдено у семи вспыхивающих источников из восьми.
Продолжая прием рентгеновского излучения, следующим шагом узнают точное положение вспыхивающих источников (желательно с точностью до угловой минуты) путем анализа изображений, переданных с рентгеновского телескопа. Затем могут быть найдены копии в оптическом и радио диапазонах. Из восьми уже изученных вспыхивающих источников три имеют определенные оптические изображения и один - радио изображение.
Первое точно идентифицированное оптическое отображение было сделано для источника GRB 970228, который наблюдался наземным телескопом на Ла Палма, Канарские острова. У слабого оптического источника (21 звездной величины) излучение ослабляло свою интенсивность в течение недели. Наблюдения той же точки неба Хаббловским Космическим Телескопом обнаружили диффузное излучение, окружающее объект, который может оказаться далекой галактикой. Однако спектра от объекта получено не было.
Другой вспыхивающий источник, GRB 970508, также имел слабое оптическое отображение. Для этой вспышки спектральные линии изучались телескопом на Гавайях и имели красное смещение 0,8. Если это линии излучения газа в галактике, в которой находится взрывной источник, то расстояние до него примерно равно 1.8 Гпс.
Эти новые данные строго доказывают космологическую природу вспышек.
Сейчас является широко признанным тот факт, что сильное яркое излучение (1040 - 1046 эрг) из центральных областей квазаров и галактических ядер происходит благодаря аккреции газа на массивную (106 - 109 масс Солнца) черную дыру. Еще в начале 60-ых годов 20 века Фред Хойл, Вильям Фоулер и Эдвин Солпетер высказывали предположения о том, что сверхмассивные объекты являются источником энергии квазаров. Результаты Граната и Комптона дают дополнительную информацию, подтверждающую эти представления.
Новые данные о гамма-излучении показывают, что существует два различных класса активных ядер галактик, которые определяются по их красному смещению, распределению яркости и спектральным особенностям в гамма-диапазоне. Источники первого типа, которые часто ассоциируются с активными галактическими ядрами, называемыми в других диапазонах волн Сейфертовскими галактиками, имеют красные смещения менее 0.06 и яркости 50-150 кэВ в диапазоне 1041 - 1044 эрг-1. Как и первый открытый Сигмой источник NGC 4151, они активны на энергиях около 60кэВ. Считается, что это гамма-излучение приходит из внутренней части аккреционного диска вокруг черной дыры, и их спектр похож по форме на спектр галактических черных дыр, таких как Cyg X-1.
Другой класс активных в гамма-диапазоне галактических ядер ассоциируется с блазерами - квазарами с сильным радиоизлучением и широким спектром в радиодиапазоне с красными смещениями порядка 2.3; эти объекты имеют яркости в гамма-диапазоне (при суммировании изотропного излучения) порядка 1049 эрг1. На самом деле, яркость этих объектов в гамма-диапазоне при энергиях 20 МэВ - 30 ГэВ часто намного выше, чем их яркость на других длинах волн.
Открытие гамма-блазеров было сделано в 1991 г. На сегодняшний день идентифицировано более 60 гамма-блазеров. Почти все они очень сильно отличаются и вспыхивают на периоды от дней до недель. Считается, что блазеры - это такие активные галактические ядра, которые ориентированы в пространстве так, что мы наблюдаем их вдоль осей джетов релятивистских частиц, которые вырываются из центральной черной дыры. Излучение имеет определенное направление, поэтому можно утверждать, что мы видим только малую часть (10%) всех систем и что настоящие яркости значимо меньше тех 1049 эрг-1, о которых говорилось ранее.
Быстрое развитие гамма-астрономии, которое происходило со времени запуска Комптоновской и Гранатовской обсерваторий, скорее всего, будет продолжаться, т.к. эти проекты будут производить дальнейшие наблюдения, а также планируется запуск новых программ. Жизнь Граната близится к концу, однако, он еще успеет провести несколько наблюдений центра Галактики в ближайшие годы. Комптоновские двигатели рассчитаны на то, чтобы поддерживать обсерваторию на орбите, по крайней мере, до 2005 года. Все четыре телескопа на Комптоне находятся в рабочем состоянии и могут прослужить неопределенно долгое время; исключением является лишь EGRET, запасы газа в искровой камере которого уже истощились.
Помимо Комптона и Граната, планируются еще два грандиозных запуска. Первый - Международная Астрофизическая Гамма Обсерватория (Integral), которая является проектом Европейского Космического Агентства (ESA) с участием России и США. Ее запуск планируется на 2001 год. Полезная нагрузка Integral состоит из двух главных инструментов: отражателя и спектрометра; оба они являются телескопами, подобными Сигме, но с улучшенной технологией регистрации.
Используя сделанные из полупроводника теллурида кадмия детекторы и йодида цезия сцинтиляционые счетчики, отражатель Integral будет наблюдать небо в диапазоне 15 кэВ - 5МэВ с угловым разрешением, близким к Сигма, но с большей чувствительностью. Спектрометр имеет антенну, в состав которой входят детекторы из охлажденного германия, работающую в диапазоне 20 кэВ - 8 МэВ, чья спектральная разрешающая способность и линейная чувствительность на порядок лучше, чем у OSSE-спектрометра для узколинейных дискретных источников.
Другой важнейший проект - это Большой Космический Гамма-Телескоп (GLAST), запуск которого планируется НАСА и Американским Департаментом Энергии с активным участием Японии и Европейских стран. Задачей GLAST будет подтвердить успешные результаты Комптона путем наблюдения неба в высокоэнергичных гамма-лучах в диапазоне 10МэВ - 300 ГэВ с высокими угловым разрешением и чувствительностью.
Основной инструмент GLAST содержит массив из 25 ячеек, каждая из которых в свою очередь состоит из 12 слоев полупроводниковых кремниевых ленточных детекторов. С беспримерной точностью эти детекторы смогут улавливать электронно-позитронные пары, которые образуются при взаимодействии высокоэнергичных космических гамма-лучей с металлической фольгой, помещенной между ними. Толстый слой сцинтилляционных детекторов будет помещен под улавливателями для измерения энергии, выделяемой парой. GLAST будет иметь очень большую площадь наблюдения - примерно 45 % всей звездной сферы- с чувствительностью в 50 раз лучше, чем у EGRET. Запуск GLAST еще не утвержден, но согласно планам НАСА он выйдет на орбиту в 2004 году.
С открытиями "Комптона" и "Граната" гамма-астрономия сделала гигантский скачок вперед. Эти новые проекты обещают нам, что следующий шаг будет таким же большим, а может даже и больше.
Приложение.
Астрономы различают два класса сверхновых, тип 1 и тип 2, и это различие базируется на наличии или отсутствии, соответственно, линий водорода в их спектрах. Этим типам соответствуют такие приблизительные характеристики:
Тип первый. Звезда - виновник взрыва: белый карлик, аккрецирующий материю с нормальной звезды-компаньона. Его примерная масса равна массе Солнца. Механизм взрыва: ядерная нестабильность белого карлика. Количество возникающего радиоактивного вещества: 0,5 - 1 масса Солнца. Скорость выброса: 5000 - 10000 км/сек.
Тип второй. Звезда - прародитель: сверхгигант. Его масса - больше восьми масс Солнца. Механизм взрыва: гравитационная нестабильность внутреннего ядра, когда израсходовано ядерное горючее. Количество выделяющегося радиоактивного материала: около 0,1 массы Солнца. Скорость выброса: около 1000 км/сек.
Автор: Тульская С.В.