 |
Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Экстремальные источники для экстремальных приборов: гамма-наблюдения из космоса http://variable-stars.ru/db/msg/1215258 |
Экстремальные источники для экстремальных приборов: гамма-наблюдения из космоса
С.Б.Попов
Краткое содержание:
В этой статье мы рассматриваем различные типы источников, которые могут наблюдаться в гамма-диапазоне с помощью спутников, планируемых к запуску в ближайшие несколько лет.
Содержание
1. Введение
4.1. Активные ядра галактик и галактики с мощным звездообразованием
4.2. Скопления галактик
4.3. Нейтронные звезды
4.3.1. Радиопульсары
4.3.2. Потухшие пульсары
4.3.3. Магнитары
4.4. Двойные системы
4.4.1. Микроквазары
4.4.2. Двойные системы с радиопульсарами
4.4.3. Столкновения звездных ветров
4.5. Диффузное излучение
4.6. Гамма-всплески
4.7. Проверка фундаментальных теорий
4.9. Мягкие источники EGRET, незарегистрированные COMPTEL
5. Распределение источников на небесной сфере
6. Заключение
1 Введение
Поскольку астрономические объекты недоступны для непосредственных исследований, т.е. для прямых экспериментов, ученым приходится довольствоваться приходящим от них излучением, в первую очередь электромагнитным. Электромагнитный спектр простирается от радиоволн, которым соответствуют кванты с наименьшей энергией, до гамма-лучей. Изучать вселенную в гамма-лучах непросто. Во-первых, в этом диапазоне трудно достигнуть высокого углового разрешения. Во-вторых, для наблюдений на энергиях от МэВа (Мегаэлектрон-вольт, 1 МэВ=106 эВ, 1 эВ примерно равен 10-12 эрг, т.е. 10-19 Дж) до сотен ГэВ необходимо выводить аппаратуру за пределы земной атмосферы (собственно, от ультрафиолетового диапазона до МэВного диапазона наблюдения также ведут из космоса). Только для более жесткого гамма-излучения с энергией квантов примерно от ТэВа и выше становятся эффективными наземные гамма-телескопы, несколько слов о которых будет сказано ниже.
Астрономия уже давно стала всеволновой наукой. Хотя часто выделяют отдельно радиоисточники, рентгеновские источники, инфракрасные, ультрафиолетовые, гамма, источники нейтрино, гравитационных волн и космических лучей, линия водораздела в основном проходит по типам объектов, а не по диапазону, в котором какой-то конкретные источники были впервые обнаружены, или в котором наблюдается основная часть объектов данного класса. Ведь практически всегда источники наблюдаются в нескольких диапазонах. Поэтому, говоря о гамма-источниках (уже известных или потенциальных), в основном приходится говорить об объектах, наблюдаемых и вне этого диапазона. В данную статью в основном включены источники, являющиеся объектами изучения в астрофизике высоких энергий, которая в первую очередь ассоциируется с рентгеновским диапазоном. Тем не менее, ниже речь будет идти и о радиопульсарах (многие из которых наблюдаются в рентгене), и о классических гамма-всплесках, и о скоплениях галактик, равно как и о более типичных рентгеновских источниках таких как тесные двойные системы с компактными объектами или активные ядра галактик
.Для всех упомянутых типов объектов имеются или уже полученные ранними миссиями (Cos-B, CGRO и др.) положительные результаты наблюдений в гамма-диапазоне, или же есть теоретические оценки, позволяющие надеяться на то, что миссии, планируемые к запуску в ближайшие годы, смогут их зарегистрировать.
Рис. A. CGRO - Комптоновская гамма-обсерватория.
Рис. B. Показаны основные приборы, установленные на CGRO: EGRET, BATSE, COMPTEL, OSSE.
Рис. C. Небо глазами COMPTEL.
Рис. D. Небо глазами EGRET.
В начале статьи мы кратко перечисляем основные механизмы генерации гамма-излучения астрономических объектов. Затем приводится список типов источников, потенциально интересных для будущих проектов. Рассмотрено распределение источников на небесной сфере. Наконец, обзор завершается заключением и списком литературы.
Все статьи, упомянутые в тексте, опубликованы в ведущих научных журналах или в трудах крупных международных конференций. Однако мы сохраняем везде, где возможно, отсылку к астрофизической части (astro-ph) Архива электронных препринтов (
http://ArXiv.org; http://ru.ArXiv.org), поскольку статьи в Архиве находятся в свободном доступе и, т.о., наиболее удобны для использования.2. Основные механизмы излучения
Основные механизмы излучения в гамма-диапазоне хорошо известны. Обычно в источниках реализуется комбинация нескольких из них.
Для диапазона в несколько десятков МэВ, активно изучаемого прошлыми, настоящими и будущими космическими приборами, наиболее важны первые три механизма.
Синхротронное излучение определяется магнитным полем, тормозное излучение и излучение, связанное с распадом пионов, зависят от плотности газа, с которым взаимодействуют электроны или нуклоны и ядра, наконец, комптоновское излучение "завязано" на плотность фотонов. Т.о., наблюдения в гамма-диапазоне дают возможность определять важные астрофизические параметры, которые, зачастую, трудно (или даже невозможно) точно определить другими методами.
Список источников гамма-излучения, приводимый ниже, примерно в равных долях составлен как известными типами (в первую очередь зарегистрированными прибором EGRET на борту CGRO), так и теми, для которых существуют лишь оптимистичные теоретические оценки. Т.о. запас открытий в гамма-диапазоне далеко не исчерпан.
- Радиопульсары
- "Радионевидимые" пульсары
- Магнитары
- Прочие одиночные нейтронные звезды
- Аккрецирующие компактные объекты (микроквазары)
- Столкновения ветров массивных звезд
- Системы с радиопульсарами
- Источники INTEGRAL с большим поглощением
Ниже мы детально рассматриваем важнейшие из этих типов.
4. Детальное описание типов источников
4.1. Активные ядра галактик и галактики с мощным звездообразованием
Можно ожидать, что среди транзиентных источников, зарегистрированных будущими спутниками, одними из самых многочисленных будут активные ядра галактик, в первую очередь - блазары.
Рис. 1. Спектр МэВного блазара.
Эти объекты наблюдаются в разных диапазонах спектра: от радио до гамма. Обычно спектр имеет два выраженных максимума на низких и высоких энергиях. Среди блазаров выделяется класс т.н. "МэВных блазаров". Максимум в спектре этого подкласса попадает в диапазон 10-30 МэВ (см. рис.1, взятый из работы [1]).
Блазары демонстрируют вспышечную активность. Многие из этих источников были зарегистрированы в гамма-диапазоне только во время всплесков. На рис.2 показан пример недавней вспышки источника 3C454.3 [2]. Поток на 1-30 МэВ составил 10 -10 эрг/см2/c.
Рис. 2. Спектр блазара во время вспышки.
Можно ожидать, что в недалеком будущем количество известных блазаров со вспышечной активностью существенно возрастет на счет работы спутника GLAST. Мониторинг множества этих источников станет важной задачей для новых приборов, которые будут запущены в недалеком будущем, но будут уступать GLAST по чувствительности, например для AGILE.
В дополнение к блазарам следует упомянуть сейфертовские галактики. Это более многочисленный класс галактик с активными ядрами, обычно наблюдающихся не слишком далеко (по космологическим меркам) от нас. Эти источники активно изучаются в рентгеновском диапазоне. Многие были зарегистрированы и в гамма лучах.
Кроме того, растет выборка активных ядер галактик, открытых по данным спутника INTEGRAL. Это объекты, лежащие в плоскости Галактики, соответственно, их наблюдения в более мягких диапазонах затруднены из-за поглощения межзвездным веществом.
Наконец, к возможным гамма-источникам следует отнести галактики с высоким темпом звездообразования. В них много молодых массивных звезд с коротким временем жизни, соответственно, велико и число остатков сверхновых и молодых компактных объектов. Благодаря этому в них наблюдается множество рентгеновских источников. Также в таких галактиках обычно много межзвездного газа. Все это вместе делает их привлекательными целями для гамма-наблюдений. В первую очередь среди этих объектов стоит выделить близкие галактики NGC 253, M82, а также т.н. "фабрики сверхновых" - галактики с темпом вспышек сверхновых на полтора-два порядка выше, чем в гашей Галактике, - среди которых одной из ближайших является Arp 220.
4.2. Скопления галактик
Рис. 3. Модельный спектр скопления галактик в созвездии Волосы Вероники. Также показан верхний предел по данным EGRET и чувствительность GLAST.
Скопления галактик являются источниками нетеплового излучения в радио и рентгеновском диапазонах. В них существуют мощные ударные волны, в которых возможно ускорение частиц до очень высоких энергий. Все это делает скопления привлекательной целью для гамма-наблюдений. Пока скопления галактик не были зарегистрированы в диапазоне 10 МэВ - несколько ГэВ. Однако, есть все основания полагать, что они являются источниками такого излучения. На рис. 3 приводится модельный спектр для скопления в Волосах Вероники (Coma) из работы [3]. Приведен верхний предел, полученный на EGRET, а также чувствительность будущей миссии GLAST. Максимум в спектре приходится на область 10-30 МэВ.
4.3. Нейтронные звезды
Различные типы нейтронных звезд являются перспективными источниками гамма-излучения. Многие из них уже были зарегистрированы в гамма-диапазоне.
В последние 10 лет стало ясно, что нейтронные звезды могут рождаться очень разными, совсем непохожими на обычные радиопульсары типа Краба. Ниже приводится список подклассов молодых нейтронных звезд, чьи наблюдательные проявления отличаются от проявлений обычных радиопульсаров:
Для большинства из этих источников известны периоды, что должно помочь в выделении гамма-сигнала от них при наблюдениях на новых спутниках.
Первые два класса объектов, считающиеся кандидатами в т.н. магнитары, будут расмотрены ниже более детально. Но в начале поговорим о самих радиопульсарах.
4.3.1. Радиопульсары
Радиопульсары наблюдаются во всех диапазонах спектра, в том числе в рентгеновском и гамма диапазонах. В спектрах радиопульсаров в модели полярной шапки (polar cap) ожидается
наличие завала на высоких энергиях [4]. Для обычных магнитных полей (порядка 1012 Гс) завал происходит на энергиях порядка ГэВа. Для магнитаров он может попадать на энергии порядка десятков МэВ. Т.о. эти объекты могут оказываться недоступными для AGILE и GLAST, но доступными для других разрабатываемых проектов, например, для российско-итальянского прибора "Джильда-Гала". Однако многие вопросы электродинамики магнитосфер сильно замагниченных нейтронных звезд пока не решены. В частности, расчет энергии, соответствующей завалу, нуждается в уточнении. Сейчас исследованием этой проблемы активно занимаются несколько исследовательских групп, в том числе и в России (например, в Ярославском университете).Очевидно, что часть активных пульсаров является для нас "радионевидимыми", т.к. диаграмма направленности радиоизлучения не попадает на наблюдателя. "Радионевидимые" пульсары могут тем не менее наблюдаться в гамма-диапазоне. В некотором смысле Геминга может считаться примером таких объектов (хотя на низких частотах радиоизлучение от этой нейтронной звезды было все-таки зарегистрировано в Пущинской обсерватории). Вероятно, что несколько десятков неотождествленных источников EGRET принадлежат к этому типу объектов. Существенно, что распределение близких нейтронных звезд обладает важной особенностью, связанной с существованием т.н. Пояса Гулда - локальной структуры в распределении звезд с размером менее 1 кпк и возрастом 30-50 миллионов лет (см. ниже). Наличие такой структуры должно помочь выделить молодые нейтронные звезды среди других гамма-источников.
4.3.2. Потухшие пульсары
Время жизни радиопульсара составляет несколько миллионов лет. Затем нейтронная звезда перестает излучать радиоволны из-за прекращения рождения вторичной плазмы в области магнитных полюсов. Однако остается возможность излучения в жестком диапазоне. На рисунке 4 из работы [5] показан ожидаемый спектр
излучения в случае реализации модели со свободным выходом частиц (не вдаваясь в детали, скажем, что есть две модели, в одной из которых для того, чтобы вырвать заряженную частицу с поверхности нейтронной звезды, нужно затратить некоторую энергию, а в другой частицы покидают поверхность "без усилий"). Также приведены кривые чувствительности приборов спутника INTEGRAL. К сожалению, авторы [5] не провели анализ для более жесткого диапазона, такая работа ведется в настоящее время. Открытие гамма-излучения от потухших радиопульсаров должно сыграть важную роль в прояснении модели излучения радиопульсаров.
Рис. 4. Показаны ожидаемые потоки от потухших пульсаров на расстоянии 10 и 100 пк. Для сравнения показаны чувствительности различных приборов на борту спутника INTEGRAL.
4.3.3. Магнитары
Рис. 5. Спектры магнитаров. Справа видны "жесткие хвосты" (по данным INTEGRAL).
К классу магнитаров относят нейтронные звезды, чье излучение связано с диссипацией энергии магнитного поля (в противоположность радиопульсарам, излучающим энергию вращения, или остывающим нейтронным звездам, излучающим тепловую энергию). В принципе, большое значение магнитного поля не является ни необходимым, ни достаточным свойством магнитара, однако реальность такова, что все нейтронные звезды, считающиеся кандидатами в магнитары, обладают большими магнитными полями порядка 1014 Гс, т.е. в десятки раз выше, чем у обычных радиопульсаров.
Неожиданным открытием, сделанным на спутнике INTEGRAL, стало обнаружение жестких хвостов в спектрах нескольких магнитаров (см. рис. 5, взятый из работы [6]). Скорее всего, спектр не тянется до десятков МэВ, однако, это нуждается в проверке. Будущие миссии, особенно те, что будут чувствительны в диапазоне порядка 10 МэВ, должны прояснить этот вопрос.
4.4. Двойные системы
Различные типы тесных двойных систем традиционно относят к возможным гамма-источникам. Можно выделить следующие основные типы:
- Системы с аккрецирующим компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой).
- Системы, состоящие из нормальной звезды и радиопульсара.
- Системы из двух массивных звезд с мощными звездными ветрами.
Кроме того, в свете новых данных, полученных на спутнике INTEGRAL, можно добавить источники с большим поглощением. Их природа до конца не ясна. По всей видимости, все они являются системами с аккрецирующими компактными объектами, вероятно нормальные компаньоны являются массивными звездами. Тем не менее, пока разумно рассмотреть их отдельно.
Из числа аккрецирующих двойных наибольший интерес в настоящее время представляют т.н. микроквазары.
4.4.1. Микроквазары
Рис. 6. Спектр системы LS I 61+303.
Рис. 7. Спектр системы LS 5039.
Микроквазарами называют тесные двойные системы, в которых возникают релятивистские струи (джеты). Соответственно, наблюдательные проявления таких объектов являются отмасштабированной версией активных ядер галактик.
Системы данного типа активно наблюдаются как в рентгеновском, так и в других (например, в радио) диапазонах спектра. Вероятно, некоторые из них были зарегистрированы приборами на борту CGRO. Хорошие обзоры по этим объектам можно найти в статьях [7,8]. Сейчас известно почти 20 галактических микроквазаров. Шесть из них являются массивными двойными. В их число входят такие известные объекты как SS 433, Cygnus X-1, Cygnus X-3. Среди маломассивных систем стоит упомянуть Scorpius X-1, Circinus X-1 и GRS 1915+105.
Рис. 8. Модельный спектр микроквазара.
На рисунках 6 и 7 приведены наблюдаемые спектры для двух источников: LS I +61 303 (рис. 6) и LS 5039 (рис. 7). Оба рисунка взяты из работы [9].
Также приведен (из работы [9]) модельный спектр микроквазара (Рис. 8).4.4.2. Двойные системы с радиопульсарами
Более половины звезд входит в двойные системы. Соответственно, должны существовать двойные, состоящие из нормальной звезды и компактного объекта, например, радиопульсара. И они в самом деле наблюдаются.
Рис. 9. Спектр двойной системы с пульсаром В1259-63.
Системы, состоящие из радиопульсара и нормальной звезды являются источниками жесткого излучения. Примером хорошо изученной системы является PSR B1259-63. Этот источник детально исследован в жестком рентгене с помощью приборов INTEGRAL. Кроме того, на установке H.E.S.S. от него зарегистрировано очень жесткое гамма-излучение.
Спектр системы приведен на рисунке 9, взятом из работы [10]. Завал спектра на 5 МэВ связан с выбором модели инжекции электронов. Не исключено, что обрыв спектра приходится на более жесткий диапазон. Т.о., это перспективный источник для наблюдения на будущих приборах, особенно с высокой чувствительностью уже на 10 МэВ.
4.4.3. Столкновения звездных ветров
Гамма-излучение может генерироваться и в системах без компактных объектов. Появление жестких квантов может быть связано со столкновением двух звездных ветров. Для этого необходимо, чтобы в системе было две массивные звезды, для которых характерна высокая потеря массы в виде мощного потока частиц. Скорость ветров в таких системах составляет несколько тысяч км/с.
Рис. 10. Модельный спектр системы со столкновением ветров.
На рисунке 10 из работы [11] показан модельный спектр системы g 2 Velorum. Это ближайшая (200-300 пк) система, состоящая из двух массивных звезд (классы WC8 и O7.5). Видно, что максимум попадает в область энергий порядка десятков МэВ, что идеально для спутниковых наблюдений на аппаратах GLAST, AGILE или "Джильда-Гала".
4.4.4. Источники INTEGRAL
с большим поглощением
Одним из неожиданных открытий, сделанных с помощью обсерватории INTEGRAL, стало обнаружение источников с очень большим поглощением.
Рис. 11. Спектр источника IGR J18135 (внизу) и спектр Краба.
На рисунке 11 из работы [12] показан спектр источника IGR J18135-1751 (он же HESS J1713-178) по данным INTEGRAL и H.E.S.S. Вверху для сравнения приведен спектр пульсара в Крабовидной туманности. Хотя не исключено, что между диапазонами чувствительности INTEGRAL и H.E.S.S. есть провал, тем не менее очень интеерсно, что дадут наблюдения на GLAST.
4.5. Диффузное излучение
Кроме потока от точечных источников во всех диапазонах, в том числе и в гамма, наблюдается т.н. диффузное излучение. Оно может быть связано как с действительно протяженными источниками (облака газа и т.п.), так и просто с тем, что поток создается за счет вклада множества слабых источников, неразрешимых по отдельности.
Традиционно изучение диффузного излучения является важной составляющей любого проекта, работающего в гамма-диапазоне. Выделяют две основные составляющие: галактическое и внегалактическое диффузное излучение. Внегалактическое в большой степени связано со множеством неразрешенных источников (в первую очередь блазаров). Галактическое определяется в основном взаимодействием частиц космических лучей с газом, а также обратным комптоновским эффектом. Есть однако еще один важный и крайне интересный гипотетический компонент: это распад
частиц темной материи, составляющих гало нашей Галактики.
Рис. 12. Спектр диффузного излучения. Выделен вклад фона и избыток, связываемый с распадом частиц темной материи в гало.
В недавней работе [13] авторы показали, что известный избыток (превышение фона) в данных EGRET может быть объяснен за счет учета распада частиц темной материи (на рисунке 12 желтым показан галактический фон, а красным - избыток, связанный с темной материей). Т.о. астрономические гамма-наблюдения могут непосредственно тестировать область энергий, недоступную пока ускорительной физике элементарных частиц. Однако здесь необходимы новые наблюдения, ибо результаты работы [13] не столь однозначны и нуждаются в подтверждении.
4.6. Гамма-всплески
Исследование космических гамма-всплесков несмотря на свою 40-летнюю историю остается на переднем крае астрофизики. С конца 90-х годов наблюдения этих источников стали всеволновыми. В начале удалось увидеть послесвечение в рентгеновском диапазоне. Затем появились данные в оптическом и радио диапазонах. Несколько гамма-всплесков были зарегистрированы приборами COMPTEL и EGRET на борту CGRO.
Рис. 13. Спектр гамма-всплеска по данным COMPTEL.
На рисунке показан спектр всплеска GB 920622, наблюдавшегося прибором COMPTEL (из работы [14]). Благодаря большому полю зрения и хорошему временному разрешению новые приборы смогут эффективно регистрировать гамма-всплески. Здесь будет важно взаимодействие с проектами, специально предназначенными для изучения гамма-всплесков, для получения комплексных данных. Ведь стандартные приборы для наблюдения космических гамма-всплесков работают в более мягком диапазоне, чем обсуждаемые гамма-обсерватории.
4.7. Проверка фундаментальных теорий
В ряде современных фундаментальных теорий возникают предсказания, проверка которых возможна только с помощью астрономических данных. Один из типов таких предсказаний связан с нарушением лоренц-инвариантности [15]. Если такое нарушение имеет место, то скорость света для квантов с разной энергией будет различной. Одной из возможных проверок может служить поиск расплывания по времени не моноэнергетического сигнала от далеких источников. Если источник одновременно (во вспышке) испустил два кванта разной энергии, то наблюдатель зарегистрирует, что между приходом фотонов прошел интервал времени D t. Для проверки теории надо, чтобы отношение D t ко времени распространения было возможно меньше. Для космологических источников время распространения, T, порядка 10
17 секунд. Отношение этого времени к характерному времени, характеризующему переменность, например к ширине импульса гамма-всплеска (или к предельному временному разрешению, если временное разрешение прибора недостаточно для выделения самых коротких из известных импульсов гамма-всплесков) определяет безразмерную величину, характеризующую эффективность тестирования лоренц-инвариантности. Расплывание сигнала свидетельствует о зависимости скорости света от энергии квантов. Наблюдение гамма-вслесков в жестком диапазоне с большим временным разрешением предоставляет хорошую возможность для проверок теорий. В настоящее время наилучшие пределы получены именно по наблюдениям в гамма-диапазоне.4.8. Одиночные черные дыры
Рис. 14. Область локализации для черной дыры, связанной со звездой ζ Pup.
Рис. 15. Область локализации черной дыры, связанной со звездой
ξ
Per.
Для астрофизики высоких энергий черные дыры являются одними из самых интересных объектов. Пока черные дыры наблюдаются за счет аккреции в тесных двойных системах и в центрах галактик. Выше мы уже рассмотрели, что и двойные с черными дырами, и активные ядра галактик могут быть яркими гамма-источниками. Одиночные черные дыры звездных масс пока не обнаружены. Связано это с "трудноуловимостью" таких объектов.
В работе [16] авторами было рассчитано возможное местоположение нескольких близких молодых одиночных черных дыр. В области возможной локализации черных дыр согласно расчетам имеются неотождествленные источники EGRET. На рисунках показаны примеры областей локализации для двух источников и соответствующие неотождественные источники EGRET (подробнее об это работе можно прочесть на сайте Астронет в тексте лекции, прочитанной на зимней школе в Коуровке).
В серии работ [17] было показано, что одиночные черные дыры Керра-Ньюмена могут быть гамма-источниками. Более того, авторы предложили гипотезу, что некоторые из неотождествленных источников EGRET связаны именно с такими экзотическими объектами. Более высокое угловое разрешение новых аппаратов позволит проверить эту интересную идею.
4.9. Мягкие источники EGRET, незарегистрированные COMPTEL
Рис. 16. Данные по мягким источникам EGRET, незарегистрированным COMPTEL.
В работе [18] авторы выделили популяцию из 22 источников, которые обладают весьма примечательным свойством: EGRET видел их, как достаточно мягкие источники, а COMPTEL не видел, хотя экстраполяция давала регистрируемый поток.
Источники показывают концентрацию к центру галактики.Представляется, что GLAST сможет зарегистрировать эти источники.
Обладая при этом лучшим угловым разрешением, он поможет понять природу этих загадочных объектов. Однако не исключено, что придется ждать ввода в строй "Джильда-Гала", поскольку планируется, что этот аппарат будет обладать лучшей чувствительностью на низких энергиях (порядка 10 МэВ).
4.10. Неотождествленные источники H.E.S.S.
В последние годы активно развивается наземная гамма-астрономия. Основными инструментами являются телескопы, регистрирующие черенковское излучение в диапазоне порядка ТэВа. В настоящее время на этих приборах достигнуто хорошее угловое разрешение. Также, благодаря большой собирающей площади, резко уменьшилось время наблюдений, необходимое для уверенной регистрации источников. Наиболее продуктивно работает немецкая установка H.E.S.S., построенная в Намибии. Также вступил в строй первый из двух телескопов европейского проекта MAGIC, установленный на Канарский островах.
С помощью наземной системы гамма-телескопов H.E.S.S. в 2004-2005 г. было обнаружено несколько гамма-источников, которые не удалось отождествить в других диапазонах [19]. Все источники лежат в плоскости Галактики в пределах +/-30 градусов от ее центра (это определялось методикой наблюдений: было проведено сканирование внутренней части плоскости Галактики). Вероятнее всего, они являются или тесными двойными системами, или остатками сверхновых, или пульсарными туманностями. Все эти типы объектов потенциально регистрируемы приборами типа GLAST, AGILE и др. Учитывая, что наземные гамма-наблюдения будут продолжаться, представляется, что будущие приборы (например, "Джильда-Гала") смогут сыграть важную роль в идентификации источников (особенно транзиентных), обнаруживаемых в жестком гамма-диапазоне.
4.11. Неотождествленные источники COMPTEL
В первом каталоге COMPTEL насчитывается 9 неотождествленных источников (см. [20] и ссылки там). Затем был открыт еще один - GRO J1411-64. Это сильно переменный объект, находящийся в плоскости Галактики. Недавние наблюдения этого источника на спутнике INTEGRAL [20] дали нулевой результат.
Представляется, что необходимы новые наблюдения этих источников в диапазоне порядка нескольких десятков МэВ с помощью более чувствительной аппаратуры с высоким угловым разрешением.
5. Распределение на небе
Всегда при планировании новых наблюдений важно знать, как ожидаемые источники могут быть распределены на небе. Можно выделить несколько основных компонент, описывающих распределение гамма-источников:
1. Изотропное распределение. Оно характерно для внегалактических источников
2. Источники, концентрирующиеся к плоскости Галактики. Такое поведение характерно для галактических источников, связанных с молодыми звездами и продуктами их эволюции (остатки сверхновых, радиопульсары, двойные системы с массивными звездами)
3. Источники, концентрирующиеся к центру Галактики. Это, в первую очередь, тесные двойные системы с маломасивными компаньонами.
4. Пояс Гулда - близкие молодые объекты (нейтронные звезды, массивные молодые звезды).
Несколько подробнее рассмотрим последнюю составляющую. На рисунке 17 показано распределение звезд в окрестности Солнца. Выделяется Пояс Гулда. Это диск, наклоненный к плоскости Галактики под углом примерно 20 градусов. Пояс расположен выше плоскости Млечного Пути в направлении на центр Галактики. На рисунке 18 показано промоделированное распределение молодых нейтронных звезд в окрестности Солнца [21]. Отдельные "волокна" связаны с пространственными траекториями отдельных нейтронных звезд (моделирование проводилось методом Монте-Карло). Сгущения вблизи плоскости пояса Гулда соответствуют крупным близким звездным ассоциациям. Радиопульсары и другие молодые нейтронные звезды должны отслеживать приведенное на этом рисунке распределение.
Рис. 17. Пояс Гулда по данным о близких звездах. Изображение с сайта http://ottawa.rasc.ca/observers/1999/an9912p8.html
Рис. 18.
Модельное распределение близких молодых нейтронных звезд.
Ниже показано распределение массивных звезд в окрестностях Солнца. Это распределение использовалось в расчетах распределения молодых нейтронных звезд. Выделены три составляющие: близкие (<400 пк) звезды, наблюдавшиеся спутником Гиппаркос (звезды в кружке в центре левого рисунка, выделены синим), молодые звездные ассоциации (черные символы), и звезды галактического диска (красные точки). Гамма-источники, связанные с молодыми массивными звездами, а также с недавно появившимися продуктами их эволюции, должны отслеживать это распределение.
Рис.
19. Распределение массивных звезд в окрестностях Солнца.
Мы рассмотрели основные типы источников, излучающий в гамма-диапазоне, изучаемом с помощью приборов, установленных на спутниках. Как видно, зоопарк гамма-объектов обширен и разнообразен. Кроме того, мы не знаем, какие еще открытия нас ждут. Представляется, что при успешном осуществлении новых проектов новые находки не заставят себя ждать, поэтому пожелаем успешных запусков GLAST и AGILE, а также пожелаем успехов разработчикам новых аппаратов и гамма-телескопов.
7. Список литературы
[1] Sikora M. et al., 2003, Astroph. J. 577, 78 [astro-ph/0205527]
[2] Giommi P. et al., 2006, (в печати) astro-ph/0606319
[3] Atoyan A.M., Voelk H.J., 2000, Astroph. J. 535, 45 [ astro-ph/9912557]
[4] Harding A., 2001, AIP Proc. vol. 558, p. 115 [astro-ph/0012268]
[5] Бескин В.С., Елисеева С., 2003, Письма в Астрон. Ж., 29, 25
[6] Gotz D. et al., 2006, A&A Letters (в печати) [astro-ph/0602359]
[7] Paredes J.M., 2004, in Proceedings of the 4th AGILE Science Workshop, Eds. M.Tavani et al., Aracne, Roma, p. 147
[8] Aharonian F., 2004, in Proceedings of the 4th AGILE Science Workshop, Eds. M.Tavani et al., Aracne, Roma, p. 139
[9] Paredes J.M., 2005, Ap&SS 300, 267 [astro-ph/0412057]
[10] Aharonian F. et al., 2005, A&A 442, 1 [astro-ph/0506280]
[11] Tatischeff V. et al., 2004, Proc. of the 5th INTEGRAL conf., p.409 [astro-ph/0404097]
[12] Ubertini P. et al., 2005, ApJ 629, L109 [ astro-ph/0505191]
[13] de Boer W. et al., 2005, A&A 444, 51 [astro-ph/0508617]
[14] Greiner J. et al., 1995, A&A 302, 121 [astro-ph/9505146]
[15] Amelino-Camelia G., 2004, Gen.Rel. Grav. 36, 539 [astro-ph/0309174]
[16] Прохоров М.Е., Попов С.Б., 2002,
Письма Астрон. Ж. 28, 609
(см. также материал на
Астронете)
[17] Torres D.F. et al., 2001, A&A 370, 468
[astro-ph/0007464],
Punsly B. et
al., 2000, AA 364, 552 [astro-ph/0007465]
[18] Zhang S.et al., 2004, A&A 421, 983 [astro-ph/0405492]
[19] Aharonian F. et al., 2005, Science 307, 1938 [astro-ph/0504380]
[20] Torres D.F. et al., A&A (в печати) [astro-ph/0606470]
[21] Popov S.B., Posselt B. et al., 2006, (готовится к печати)
[22] "Microquasar workshop", Eds. A.J. Castro-Tirado et al., Kluwer, 2001;
книга также опубликована в виде отдельного тома
журнала Astrophysics and Space Science 276 (Suppl.)
[23] Wagner S. et al., 1997, astro-ph/9708105
[24] Belloni T., 2004, in Proceedings of the 4th AGILE Science Workshop, Eds. M.Tavani et al., Aracne, Roma, p.113