 |
Астронет: С. И. Блинников/Коуровка Гамма-всплески и сверхновые http://www.variable-stars.ru/db/msg/1176534/node6.html |
<< 4. Исследование распределения GRB | Оглавление | Литература >>
5. Обсуждение
Из полученных распределений GRB по родительским галактикам уже можно сделать некоторые выводы. Пока они остаются предварительными, но с накоплением наблюдательных данных и улучшением статистики рассмотренная методика будет приближать нас к раскрытию природы гамма-всплесков. Если гамма-всплеск рождается при коллапсе массивных звезд, то должна наблюдаться сильная корреляция GRB с областями звездообразования или со звездами Вольф-Райе [24]. В модели сливающихся двойных нейтронных звезд и пар нейтронных звезд с черными дырами гамма-вспышка может произойти на значительном удалении от областей образования массивных звезд, хотя это и необязательно и вопрос требует специального исследования. И наконец, из-за многочисленных трудностей объяснения GRB в стандартной физике предложены их модели, привлекающие экзотические частицы, различные варианты темной материи и т.п. [8]. Еще в 1930-е годы астроном Ф.Цвикки указал, что светящегося вещества в скоплениях галактик в десятки раз меньше, чем нужно, чтобы сила его тяготения удерживала галактики вместе. Для объяснения парадокса предположили, что существует невидимое гравитирующее вещество, которое называют теперь темной материей (Dark Matter, DM). Хотя темной материи должно быть намного больше, чем обычного вещества, его природа до сих пор остается невыясненной. Кратко остановимся на последних результатах в этой области. Наиболее подходящими кандидатами для объяснения всей совокупности данных о темной материи до недавнего времени считались гипотетические очень слабо взаимодействующие частицы (например, сверхлегкие аксионы, или, наоборот, массивные WIMPs - Weakly Interacting Massive Particles, такие как, нейтралино). Эти частицы являются нерелятивистскими в настоящую эпоху (т.е. являются кандидатами в "Cold Dark Matter"=CDM), что нужно для объяснения образования галактик и их скоплений. Однако теория, использующая такие частицы, столкнулась с рядом трудностей. Во-первых, кривые вращения галактик, которые тоже определяются темной материей, показывают, что CDM должна иметь постоянную плотность в центральных областях галактик, а расчеты в моделях CDM для слабо взаимодействующих частиц дают структуру с острым пиком в центре и спадом по закону
. Во-вторых, расчеты дают слишком большое
число облаков CDM в массивных гало галактик - раз в 10-50 больше
допустимого.
В работе [25] было указано, что обе эти
проблемы решаются, если считать, что частицы темной материи
достаточно сильно и упруго взаимодействуют между собой -
центральные пики сглаживаются, а облака рассеиваются.
В статье [20] получены ограничения на силу
самодействия CDМ. Указано, что при слишком большом сечении
взаимодействия частиц структуры темной материи в скоплениях
галактик сглаживаются столь сильно, что нельзя объяснить такие
наблюдаемые явления, как дуги в изображениях очень далеких квазаров
и галактик, создаваемых невидимым веществом скоплений, благодаря
эффекту гравитационной линзы, когда свет удаленных объектов
проходит сквозь скопление. Сравнение с наблюдениями говорит, что
сечение взаимодействия частиц CDM на единицу массы не должно
превосходить 0.1 см
г
.
Интересно, что ограничение на самодействие сверху получается и из
других соображений. При слишком большом сечении однородное
изотермическое ядро CDM быстро сколлапсирует. Важно, что сечение
не может быть и сильно меньше. Иначе не удается достичь желаемого
эффекта сглаживания.
Такое большое сечение взаимодействия может приводить к образованию
звездообразных объектов, состоящих из темной материи, которые
могут коллапсировать и различными путями порождать гамма-всплески
[8].
Не следует забывать, что темная материя может
состоять из разнородных частиц и в ней может формироваться
иерархия звездных населений, подобная обычному веществу [18].
Невидимое вещество во многих спиральных галактиках может быть
распределено так же, как нейтральный водород в центральных
областях, а во внешних падает значительно медленнее.
Проведенный анализ наблюдений показывает, что
радиальное распределение GRB во внутренних частях галактик сходно
с населением сферической составляющей галактик, а во внешних
частях их плотность падает медленнее, чем у дисков спиральных
галактик, т.е. качественно подобно темной материи.
Эти результаты показывают, что GRB распределены по радиусу не
так, как области активного звездообразования в близких к нам
галактиках. Однако многие наблюдатели послесвечений GRB настаивают
на том, что они видят их в основном в галактиках, целиком
охваченных вспышкой звездообразования [21].
Морфология этих галактик очень нерегулярна. В таком случае было бы
неправомерно сравнивать такие пекулярные галактики с близкими к
нам нормальными спиралями. Тем не менее и здесь нельзя говорить,
что гамма-всплеск обязательно порожден обычной массивной звездой.
Что-то должно вызывать вспышку звездообразования в таких
галактиках. Иногда, но очень редко, такие галактики имеют
спутников, чей прилив мог служить "триггером" вспышки рождения
звезд. Однако большей частью они кажутся одиночными.
Очень вероятно, как отметили Трентам и др. [22] (а еще раньше
мы [19,8]), такие галактики гравитационно
взаимодействуют со спутником, целиком состоящим из темной материи.
Если GRB порождаются темной материей, естественно, мы увидим
корреляцию со вспышкой звездообразования, но, конечно, это не есть
еще доказательство генетической связи гамма-всплесков и обычных
массивных звезд.
Нельзя забывать и про то, что имеются яркие послесвечения типа
GRB 0003101C, а никаких галактик там до 
не обнаружено.
Также есть и другие намеки на существование абсолютно темных
галактик [22].
Выводы: GRB распределены как вещество в балджах спиральных и
эллиптических галактик, затем более полого, но не так, как области
активного звездообразования в близких галактиках и не так, как SN
Ib/c. Современные данные нисколько не исключают их корреляции и с
темной материей (несмотря на мощный эффект селекции -
послесвечения должны быть чаще видны там, где много обычного
вещества).
<< 4. Исследование распределения GRB | Оглавление | Литература >>