Гамма-всплески - интенсивные импульсные потоки гамма-квайтов с энергией от десятка до тысяч кэВ,
распространяющиеся в межзвездном пространстве Галактики. Обнаружены в 1973 в
результате длительного слежения за уровнем интенсивности космич. 
-излучения одновременно с неск. спутников. Наблюдались не чаще 5-8 раз в год
и поэтому считались редким явлением. Чувствительные детекторы Г--в., установленные
на сов. межпланетных станциях "Венера 11-14", позволили наблюдать
эти события каждые 2-3 дня. Осн. характеристики Г--в.: частота появления, интенсивность
и временная структура, энергетич. спектр излучения, эволюция спектра в ходе
всплеска, суммарный поток энергии, направление распространения излучения.
По интенсивности излучения
Г--в. существенно превосходят уровень диффузного фона 
-излучения
от всего неба и на неск. порядков величины превышают потоки от известных дискретных
источников (см. Гамма-астрономия ).Временная структура всплесков очень
сложна и разнообразна. Полная длительность событий меняется от сотых долей секунды
до сотен секунд. Нек-рые характерные примеры временных профилен Г--в., своего
рода "кривые блеска", представлены на рис. 1. Специфич. группу образуют
очень короткие Г--в. длительностью 
~10-100
мс (рис. 1, г). Отдельные столь же короткие импульсы встречаются и во
временных профилях более протяжённых Г--в. Эти особенности указывают на то,
что источники Г--в. очень компактны; размеры излучающей области не должны превышать
величины с* 
3000
км.
Индивидуальные различия
в энергетич. спектрах Г--в. выражены менее ярко. В большинстве случаев непрерывные
спектры (число фотонов, приходящихся
на единичный интервал энергии)
удовлетворительно описываются соотношением 
, где 
0,5-1,5
(рис. 2, а). Характеристическая энергия 
может рассматриваться как мера температуры
излучения, 
. Типичная черта Г--в.- сильная спектральная переменность. Величина kT быстро
меняется во времени, часто в значит. пределах (от 100 до 1000 кэВ). Из ряда
наблюдений следует, что именно спектральная переменность излучения определяет
видимую временную структуру всплесков.
Рис. 1. Типы наблюдаемых
гамма-всплесков (по оси ординат отложена интенсивность всплеска,
определяемая
по скорости счета фотонов, по оси абсцисс - время, отсчитываемое от начала всплеска).
Рис. 2. Энергетические спектры гамма-всплесков:
а- гладкий спектр без особенностей; б - спектр
с линией поглощения 
;
в - спектр с широкой эмиссионной линией
Во мн. случаях плавный
характер спектрального распределения нарушается, в энергетич. спектрах появляются
спектральные особенности двух типов: 1) широкие линии поглощения в области энергии
30- 100 кэВ (рис. 2, б); 2) широкие эмиссионные линии с максимумом в области
энергий 350-450 кэВ (рис. 2, в). Предполагается, что линии поглощения
могут возникать при наличии сильного магн. поля в источниках вследствие избират.
поглощения выходящего излучения внешними, более холодными областями плазмы на
электронной циклотронной частоте. Наблюдаемым частотам соответствуют величины
магн. поля В
(3-10)*1012
Гс. Расположение максимумов эмиссионных линий вблизи 400 кэВ с небольшим разбросом
лучше всего объясняется тем, что это - излучение аннигиляции электрон-позитронных
пар, испытывающее сильное красное смещение в гравитац. поле источника
с потенциалом 
0,3
с2.
Компактность излучающих
объектов, огромный гравитац. потенциал и сверхсильное магн. поле говорят о том,
что Г--в. генерируются нейтронными звездами. Пока не выяснено, являются
ли эти звёзды одиночными или они входят в состав двойных систем. Даже по наиб.
точным (лучше 0,01°) измерениям небесных координат источников нек-рых мощных
Г--в. не удалось надёжно отождествить их с астрофиз. объектами. видимыми или
известными по излучению в др. областях спектра. По всей вероятности, это не
случайно, и уровень излучения этих объектов в период между Г--в., к-рый оценивается
интервалом времени 
10-100
лет, крайне низок. Неизвестны поэтому и расстояния до источников Г--в. По небесной
сфере источники разбросаны хаотически, сколько-нибудь значит. концентрация их
к плоскости Млечного Пути или в направлении на центр Галактики отсутствует (рис.
3). Это означает, что чувствительность применявшихся детекторов Г--в. ещё недостаточна
для наблюдений источников настолько далёких, чтобы неоднородность их распределения
в Галактике и асимметрия относительно положения Солнечной системы могли проявиться
в угл. распределении источников по небесной сфере.
Рис, 3. Распределение источников гамма-всплесков на небесной сфере (b'' и l'' - галактические широта и долгота).
По совокупности данных
предполагается, что источники Г--в. заполняют в Галактике область в виде толстого
диска с высотой ср. границы над галактич. плоскостью 
1-2
кпк. Соответственно полная энергия всплеска составляет 1039-1040
эрг.
Однозначного объяснения
происхождения Г--в. нет. С наблюдениями наиб. полно согласуется предположение
о том, что Г--в. вызывается термоядерными взрывами вещества, накапливающегося
на поверхности нейтронной звезды в результате длительной слабой аккреции. Как возможные причины Г--в. рассматриваются также мощная нестационарная
аккреция, выбросы вещества из внутр. слоев нейтронной звезды, сопровождающиеся
его ядерным распадом, процессы аннигиляции магн. поля, падение астероидов на
нейтронную звезду, освобождение энергии при "звездо-трясениях".
E. П. Мазец.
|
|
 |
