На главную

Источники мягких повторяющихся гамма-всплесков

Исто́чники мя́гких повторя́ющихся га́мма-вспле́сков (мягкие гамма-репитеры, МПГ; англ. soft gamma repeaters, SGR), космические объекты, испускающие нерегулярное вспышечное гамма-излучение в диапазоне энергий от десятков до сотен килоэлектронвольт. Длительность гамма-вспышек – от долей секунды до нескольких секунд; при этом энергия, выделяемая в течение одной вспышки, достигает 1037 Дж. Кроме гамма-вспышек для этих источников характерна периодическая составляющая импульсного рентгеновского излучения с интервалами между импульсами от 2 до 9 с. Такое периодическое излучение от них наблюдается, как правило, нерегулярно. Так, у источников SGR 1627–41 и SGR 1806–20 оно регистрируется только в спокойном состоянии, а у SGR 0525–66 – наоборот, только во время активной фазы гамма-всплесков. У источника SGR 1900+14 периодическое рентгеновское излучение наблюдается постоянно.

Для примера на рисунке показан временной профиль мощной гамма-вспышки от источника SGR 1900+14, наблюдавшейся 27 августа 1998 г. в рамках космического эксперимента «Конус-Винд» в интервале энергий фотонов 15–250 кэВ (рисунок из статьи [1]). На спадающей части вспышки отчётливо видно импульсное рентгеновское излучение с периодом 5,17 с. По горизонтальной оси отложено время наблюдения, отсчитываемое от начала регистрации самой вспышки (T0 ) в многоканальном режиме; по вертикальной оси указано число фотонов, пришедших в приёмник за 1 с; характерное время экспоненциального уменьшения потока, показанного на рисунке пунктирной линией.

Космические гамма-всплески были впервые обнаружены в 1967 г. американскими военными спутниками Vela-3 и Vela-4, предназначенными для обнаружения испытаний ядерного оружия. Об открытии гамма-всплесков было объявлено в 1973 г. ([2]). Детальные исследования мягких гамма-репитеров начались после запуска советских космических аппаратов «Венера-11» – «Венера-14». Первый гамма-всплеск от такого источника (который позднее получил название SGR 1806–20) был зарегистрирован 7 января 1979 г. аппаратом «Венера-11» в рамках космических экспериментов «Конус» ([3]; [4]). Однако обычно открытие мягких гамма-репитеров связывают с событием 5 марта 1979 г. ([5]), зафиксированным аппаратами «Венера-11» и «Венера-12». Событие представляло собой вспышку светимостью ~1038 Вт, за которой последовали пульсации гамма-излучения с периодом 8 с. Источник впоследствии был отождествлён с остатком вспышки сверхновой N49 в Большом Магеллановом Облаке ([6]). По состоянию на 2024 г. к классу мягких гамма-репитеров относят 12 подтверждённых источников и 4 кандидата (McGill Online Magnetar Catalog).

Основные особенности, отличающие мягкие гамма-репитеры от других типов пульсирующих источников:

  • узкий диапазон периодов (2–9 с) и большие значения положительных производных периода по времени (до 10–10 с/с);
  • расположение их вблизи плоскости Галактики (за исключением двух источников – SGR 0418+5729, находящегося на расстоянии около 180 пк от диска Галактики, и SGR 0526−66, находящегося в Большом Магеллановом Облаке, – остальные мягкие гамма-репитеры расположены значительно ближе к галактическому диску);
  • нахождение некоторых из них в остатках вспышек сверхновых.

Последние две особенности свидетельствуют о малом возрасте мягких гамма-репитеров.

Описанные свойства мягких гамма-репитеров сближают их во многом с аномальными рентгеновскими пульсарами. Однако если последние находятся в центральных частях остатков сверхновых, то мягкие гамма-репитеры расположены, как правило, на краю остатка, что связано с их большими пространственными скоростями. У SGR 1806–20 эта скорость должна быть порядка 100 км/с, у SGR 1900+14 – больше 1000 км/с.

Но основным отличием мягких гамма-репитеров от похожих на них объектов следует считать их высокую вспышечную активность. Наряду со всплесками с энергией порядка 1037 Дж наблюдаются более мощные гигантские вспышки. Так, 27 декабря 2004 г. энергия вспышки в SGR 1806–20 достигла 2 ∙ 1039 Дж ([7]).

Для объяснения некоторых особенностей источников мягких повторяющихся гамма-всплесков привлекаются те же модели, что и для аномальных рентгеновских пульсаров. Наиболее популярной среди исследователей является модель магнитара – нейтронной звезды с сильными магнитными полями на поверхности, 1010 –1011 Тл ([8]). Она была выдвинута в начале 1990-х гг. в связи с тем, что потери энергии вращения нейтронной звезды, вычисленные в предположении о равенстве периода её вращения интервалу между последовательными импульсами в мягких гамма-репитерах, недостаточны для обеспечения наблюдаемой светимости последних. Указанные выше значения магнитной индукции при эффективной трансформации энергии магнитного поля в излучение могут объяснить светимости в спокойном состоянии.

Предлагались и альтернативные модели, в которых магнитные поля на поверхности нейтронной звезды имеют обычные для нормальных радио- и рентгеновских пульсаров значения индукции (порядка 108 –109 Тл). К таким моделям относятся, например, дрейфовая модель с привлечением волн на периферии магнитосферы нейтронной звезды, модулирующих процесс излучения ([9]), а также модель аккреции на нейтронную звезду вещества из её окрестностей ([10]). Предлагалось также представить мягкий гамма-репитер как одну из стадий в эволюционной последовательности состояний вырожденного кеплеровского диска, образованного в результате взрыва кварк-новой звезды ([11]; [12]).

Основной проблемой во всех перечисленных моделях оставалось объяснение мощных вспышек в гамма-диапазоне. Решение этой проблемы было предложено Г. С. Бисноватым-Коганом с соавторами ([13]; [14]). Они показали, что под внешней твёрдой корой нейтронной звезды образуется неравновесный слой, в котором существуют тяжёлые атомные ядра. Вследствие катаклизмов в нейтронной звезде или аккреции вещества из внешней среды этот слой возбуждается и создаются условия для выброса таких ядер в менее плотные внешние слои, где они становятся неустойчивыми и происходят взрывные ядерные реакции. Именно в такие периоды и наблюдаются гамма-вспышки в мягких гамма-репитерах. При этом нет необходимости в привлечении магнитных полей, на порядки превышающих поля нормальных радио- и рентгеновских пульсаров. После взрыва сверхновой вокруг образовавшейся нейтронной звезды в течение десятков тысяч лет существует намагниченная плазма, её аккреция на звезду с темпом 1010 –1012 кг/с может объяснить спокойное рентгеновское излучение мягких гамма-репитеров и эпизодически приводить к возбуждению неравновесного слоя из тяжёлых ядер и гамма-всплескам.

Примечания

  1. ↑ Активность мягкого гамма-репитера ... 1999
  2. ↑ Klebesadel. 1973
  3. ↑ Mazets. 1981
  4. ↑ The soft γ-ray burst GB790107. 1986
  5. ↑ Observations of a flaring X-ray pulsar in Dorado. 1979
  6. ↑ Precise source location of the anomalous ... 1982
  7. ↑ A giant γ-ray flare from the magnetar SGR 1806–20. 2005
  8. ↑ Duncan. 1992
  9. ↑ Малов. 2009
  10. ↑ Nature versus Nurture ... 2001
  11. ↑ Ouyed. 2002
  12. ↑ Ouyed. 2007
  13. ↑ Бисноватый-Коган. 2014
  14. ↑ Bisnovatyi-Kogan. 2016

Литература

  • Klebesadel R. W. Observations of gamma-ray bursts of cosmic origin / R. W. Klebesadel, I. B. Strong, R. A. Olson // The Astrophysical Journal. – 1973. – Vol. 182. – L85.
  • Observations of a flaring X-ray pulsar in Dorado / E. P. Mazets, S. V. Golentskii, V. N. Il’inskii [et al.] // Nature. – 1979. – Vol. 282. – P. 587–589.
  • Голенецкий C. В. «Венера-11 и -12» исследуют космические γ-всплески / C. В. Голенецкий, Е. П. Мазец // Природа. – 1979. – № 10. – С. 30–36.
  • Мазец Е. П. Мягкие гамма-всплески от источника B1900+14 / Е. П. Мазец, С. В. Голенецкий, Ю. А. Гурьян // Письма в Астрономический журнал. – 1979. – Т. 5, № 12. – С. 641–643.
  • Mazets E. P. Recent results from the gamma-ray burst studies in the KONUS experiment / E. P. Mazets, S. V. Golenetskii // Astrophysics and Space Science. – 1981. – Vol. 75, № 1. – P. 47–81.
  • Precise source location of the anomalous 1979 March 5 gamma-ray transient / T. L. Cline, U. D. Desai, B. J. Teegarden [et al.] // The Astrophysical Journal. – 1982. – Vol. 255. – L45.
  • The soft γ-ray burst GB790107 / J. G. Laros, E. E. Fenimore, M. M. Fikani [et al.] // Nature. – 1986. – Vol. 322. – P. 152–153.
  • Carlini A. A precessing neutron star model for E 2259+586 / A. Carlini, A. Treves // Astronomy and Astrophysics. – 1989. – Vol. 215, № 2. – P. 283–286.
  • Duncan R. C. Formation of very strongly magnetized neutron stars : implications for gamma-ray bursts / R. C. Duncan, C. Thompson // The Astrophysical Journal. – 1992. – Vol. 392. – P. L9–L33.
  • Активность мягкого гамма-репитера SGR 1900+14 в 1998 г. по наблюдениям в эксперименте Конус-Винд. Гигантская вспышка 27 августа / Е. П. Мазец, Т. Л. Клайн, Р. Л. Аптекарь [и др.] // Письма в Астрономический журнал. – 1999. – Т. 25, № 10. – С. 735–749.
  • Nature versus Nurture: The Origin of Soft Gamma-Ray Repeaters and Anomalous X-Ray Pulsars / D. Marsden, R. E. Lingenfelter, R. E. Rothschild, J. C. Higdon // The Astrophysical Journal. – 2001. – Vol. 550, № 1. – P. 397–409.
  • Ouyed R. Quark-Nova / R. Ouyed, J. Dey, M. Dey // Astronomy and Astrophysics. – 2002. – Vol. 390. – P. L39–L42.
  • Ouyed R. Quark-nova remnants. II. The degenerate torus case with applications to AXPs / R. Ouyed, D. Leahy, B. Niebergal // Astronomy and Astrophysics. – 2007. – Vol. 475, № 1. – P. 63–70.
  • A giant γ-ray flare from the magnetar SGR 1806–20 / D. M. Palmer, S. Barthelmy, N. Gehrels [et al.] // Nature. – 2005. – Vol. 434. – P. 1107–1109.
  • Малов И. Ф. Аномальные пульсары / И. Ф. Малов, Г. З. Мачабели. – Москва : Наука, 2009.
  • Бисноватый-Коган Г. С. Новый взгляд на аномальные рентгеновские пульсары / Г. С. Бисноватый-Коган, Н. Р. Ихсанов // Астрономический журнал. – 2014. – Т. 91, № 4. – С. 275–286.
  • Bisnovatyi-Kogan G. S. Soft gamma repeaters/anomalous X-ray pulsars – are they magnetars? // Astronomical and Astrophysical Transactions. – 2016. – Vol. 29, № 2. – P. 165–182.

Интернет-ресурсы

Материалы портала bigenc.ru переданы в ведение АНО «Интернет-энциклопедия «РУВИКИ» на основе лицензионного соглашения. Возможны неточности в отображении материалов. Если у вас возникли вопросы или вы увидели ошибку, пожалуйста, сообщите нам на info@ruwiki.ru