1tom - 0336.htm
400
и
ш
О
(Крабовпдпой туманности и туманности Паруса X), газовые облака в Орионе и Змееносце, галактический центр, источник Лебедь Х-3. ГИ спокойного Солнца очень мало и пока находится за пределами чувствительности детекторов. В мягкой области спектра поток солнечных -у-фотонов MCEibiue 10~5 фотон/ (см* -с). Однако во время солнечных вспышек интенсивность ГИ возрастает. Хорошо изучено мягкое вспышечное ГИ со сплошным спектром и в виде отдельных спектральных линий с Е≈0,5; 2,2; 4,4; (5,1 МэВ и др., к-роо образуется в результате взаимодействия ускоренных во вспышке протонов и электронов с веществом хромосферы.
Существование аннигиляц. линии 0,5 МэВ указывает на возникновение позитронов, а линия 2,2 МэВ, образуемая в реакции p-r-n^-D + y,≈ на большой поток свободных нейтронов (D ≈ ядро дейтерия). Интенсивности этих линий на Земле при мощных вспышках на Солнце составляют ~ОД фотон/(см2-с). Примерно иа порядок меньше потоки линейчатого излучения с энергией 4,4 ц 0,1 МэВ, к-рые, как считается, представляют излучение ядер 32С и 160, возбужд╦нных при пеупругих столкновениях с ускоренными протонами.
ГИ молодых пульсаров объясняется синхротрон-ным излучением релятивистских электронов, испускаемых вдоль маги, оси нейтронной звезды-пульсара.
Мощным галактич. источником ГИ является Лебедь Х-3, наблюдаемый также в радио-, ПК- и реитг, диапазонах. Он представляет собой тесную двойную систему с орбитальным периодом 4,8 ч, один из компонентой к-рой ≈ молодая нейтронная звезда (или черная дыра). Объект расположен в 12 кик от Солнца,
_L
_L
^ ч 19 10J IIP
Энергия фотона £, эВ
10'
Рис. 5, Интегральный энергетический ешгктр рентгеновского и ^-излучения источника Лебедь Х-Л. МИФИ ≈ данный Московского И1Ш;енорно-физичг:ского института, КрАО ≈ данные Крымской астрофизической обсерватории.
406
обладает высокой; "^-светимостью (~10ЗД эрг/с), ж╦ст-киы энергетнч. спектром (рис. 5) и служит примером (пока единственным) естеств. ускорителя протонов и ядер вплоть до энергий 1017 эВ.
Галактич. центр проявляет себя в 7~Длапа;*°Г1С линией 0,5 МэВ, возникающей в результате с ^"-аннигиляции и характеризуемой сильной временной переменностью (в течение месяца лоток изменяется в неск. раз).
Б, ч. галактич. дискретных источников не отождествлена. Из их расположения вблизи галактич. экватора
(ср, широта 6^2°) следует, что они принадлежат Галактике, находятся на расстояниях 2≈7 кик от Солнца и представляют собой новый тин объектов, харак-
теризуемых высокой светимостью п у-диапазопс (~ 103fi эрг/с для в^ЮО МэВ). Самый яркий неотождествл╦нный источник ≈ Геминга (координаты I ≈195°, 6=4°) является скорое всего близко расположенной нейтронной звездой (~10 пк от Солнца), периодически испускающей ГИ (период 59 с).
Среди внегалактич. источников ≈ близкие активные (сейфертовские) галактики NGC 4151, MCG 8≈11≈11, радиогалактика Кентавр-А {все в радиусе « 20 Мпк), а также находящийся на расстоянии « 200 Мпк квазар ЗС 273. Гамма-светимость внегалактич. источников, составляющая ~ 1U44 эрг/с у близких активных галактик и ~1047 эрг/с у квазара, указывает на то, что ГИ доминирует над излучением в др. диапазонах эл.-магн. спектра и большую роль в них играют частицы, ускоренные до высоких энергий.
Метагалактич. изотропное 7"113ЛУЧС1ГИе (МИГИ) выделяется на фоне диффузного излучения Галактики как компонент, не зависящий от галактич. координат п распределения межзв╦здного газа, Эпсргетич. спектр МИГИ имеет важную особенность ≈ изменение спектрального индекса при Е^=3 МэВ. Этот факт может свидетельствовать о наличии в составе МИГИ кос-мологич. (реликтового) ГИ, оставшегося от эпохи, определяемой параметром красного смещения z~100.
Кратковременные всплески ГИ (см. Гамма-всплески) представляют собой потоки рентг. и мягкого ГИ длительностью меньше НЮ с с плотностью энергии 10~7≈ 10~3 эрг/см2, регистрируемые спутниками и КА. Хотя до сих нор не получено над╦жного отождествления источников у-всплссков с известными астрофнз. объектами, но тю совокупности наблюдательных данных ими скорее всего являются старые нейтронные звезды, находящиеся на заключит, этапе зв╦здной эволюции. Лит.: Г а л ь и R р А. М., К и р и л л о в - У г р ю-м о п В, Г-, Лучков G. И., Наблюдательная гамма-астро-ноипгт, «УФН», 1974, т, 112, с. 491; Г а л ь п е р А. М., Л у ч-к о п 13. И., П р и л у ц к и и О* Ф., Гамма-лучи и структура Галактики, там же, 1979, т. 128, с. 313; Леванта ль М., М а к - К я л л у м К. Д ж., Космическая гамма-спектра-скгццтл, ш>р. с англ., там же, 1981, т. 135, с. 693; Астрофизика иосашческкч лучг'й, под ред. р. Л. Гинзбурга, М., 1Й84.
А, М, Галъпер, Т>. И. Лучпвв.
ГАММА-ВСПЛЕСКИ ≈ интенсивные импульсные потоки гамма-квантов с энергией от десятка до тысяч. коВ, распространяющиеся в межзв╦здном пространстве Галактики. Обнаружены в 1973 в результате длительного слежения за уровнем интенсивности космич. у-нзлучения одновременно с нсск. спутников. Наблюдались не чаще Г>≈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. Оси. характеристики Г.-в.: частота появления, интенсивность и временная структура, энергетнч. спектр излучения, эволюция спектра в ходе всплеска, суммарный поток энергии, направленно распространения излучения.
По интенсивности излучения Г.-в. существенно превосходят уровень диффузного фона у-излучсния от всего неба и на нсск. 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-рыо характерные примеры временных профилей Г.-в., своего рода «кривые блеска», представлены на рис. 1. Специфпл. группу образуют очень короткие Г.-н. длительностью Дг~10≈100 мс (рис. 1, г). Отделы 1ыо столь же короткие импульсы встречаются и во црсмелных профилях более протяж╦нных Г.-в. Эти особенности указывают на то, что источники Г.-в. очень компактны; размеры излучающей области не должны превышать величины с-Дг^ЗООО км.
Индивидуальные различия в энергетич. спектрах Г.-в. выражены менее ярко. В большинстве случаев непрерывные спектры (число фотонов, приходящихся
")
}
