\documentstyle[12pt,a4]{article} 
\begin{document} 
\begin{center} 
{\Large Супервсплески и гиперновые, или 
что что же такое космические гамма-всплески?} 
\end{center} 
\vskip\baselineskip 
\vskip\baselineskip
Специалисты в различных областях науки привыкли к тому, что излагаемые в
средствах массовой информации научные факты зачастую преподносятся как
невероятные сенсации, будоражащие воображение читателей или слушателей.
Возможно, в еще большей степени это относится к новейшим результатам в
области астрономии. В начале мая этого года, точнее вечером 6-го мая, в США
и по электронным каналам (Интернет) был распространен пресс-релиз НАСА, в
котором сообщалось об измерении коллективом американских и итальянских
астрономов на 10-м телескопе им. Кека (США) красного смещения слабой
галактики, которая видна на месте гамма-всплеска GRB 971214,
зарегистрированного итало-голландским спутником BeppoSAX 12 декабря 1997 г.
Официальная науная информация появилась в виде серии статей в номере журнала
"Nature" от 7 мая 1998 г. (Kulkarni S.R. et al., Nature, 393, 35; Halpern et
al., Nature, 393, 41; Ramaprakash A.N. et al., Nature, 393, 43). Красное
смещение в спектре этой галактики оказалось крайне большим, $z=3.418$, т.е.
свет от нее был испущен в момент, когда возраст Вселенной составлял всего
$\approx 1/7$ от современного значения ($\sim 12$ млрд. лет).
Фотометрическое расстояние до этой галактики определяется по красному
смещению и равно $d_l\approx 9.7\times 10^{28}$ см. Затем по измеренной на
Земле освещенности гамма-излучения от этого всплеска ($F\approx 2\times
10^{-5}$ эрг см$^{-2}$ в диапазоне энергий $>20$ кэВ) можно восстановить
полное энерговыделение: в одном только гамма-диапазоне оно оказалось
невероятно большим, $4\pi d_l^2 F/(1+z)\sim 3\times 10^{53}$ эрг. Эта
энергия составляет $20\%$ от энергии массы покоя Солнца $M_\odot c^2$ и в 50
раз превосходит всю энергию, которая излучится Солнцем за все время его
существования. И все это -- за те $\sim 30$ с, которые длился гамма-всплеск!
Пиковая светимость (энерговыделение) в течение нескольких сотых долей
секунды составила $10^{55}$ эрг/с, что соответствует электромагнитной
светимости половины всех ззвезд Вселенной. Поразительное явление, не правда
ли? Чтобы еще больше заинтриговать читателя авторы делают 
оценку максимальной плотности энергии вблизи места этого 
энерговыделения и показывают, что она сравнима с той, которая имела
место в горячей Вселенной 1 с спустя после начала расширения ("Большого
Взрыва"), в эпоху первичного нуклеосинтеза.

Чтобы хладнокровно проанализировать это новое открытие, сперва кратко
напомним бурную историю исследования гамма-всплесков. Эта проблема 
широко известна в астрофизике и неоднократно освещалась в
отечественных научных журналах (см. например, Б.И.Лучков, И.Г.Митрофанов,
И.Л.Розенталь, "Успехи физических наук" ... ; или мою заметку "Земное эхо
космических катастроф", Природа, 1996, No 5).
Oткрытые в конце 60-х гг. американскими военными спутниками "Вела", 
эти удивительные явления природы долгое время оставались полнейшей
загадкой. Они характеризуются равномерным распределением 
по небесной сфере, длятся от несокльких секунд до сотен секунд, 
и имеют разнообразные временные и спектральные свойства.
До недавнего времени их плохая локализзация (с точностью до 1 град.)
не позволяла наблюдать их в других диапазонах электромагнитного спектра.

В начале 90-х гг. на орбиту был запущен американский специализированный
спутник для наблюдения в гамма-диапазоне (гамма-обсерватория им. Комптона,
CGRO), на котором специально установлен всенаправленный монитор
гамма-всплесков BATSE. Этот прибор имеет максимальную чувствительность в
диапазоне энергий 30-500 кэВ и позаволяет регистрировать очень слабые потоки
гамма-излучения от источников, создающих на Земле предельную освещенность
около $10^{-7}$ эрг см$^{-2}$. Основной научный результат, полученный BATSE
-- подтверждение высокой степени изотропии распределния источников
гамма-всплесков по небесной сфере и построение зависимости числа источников
от интенивности принимаемого потока (т.н. зависимость $\log N--\log S$).
Анализ этой зависимости показывает, что источники не могут быть распределены
в пространстве с постоянной плотностью. Это не оставляет шансов моделям
гамма-всплесков, связанных с источникаму внутри диска Галактики (на
расстояниях ближе 100 пк). Таким образом, на начало 1997 г. мнения
астрофизиков относительно природы гамма-всплесков разделились примерно
поровну между двумя моделями -- моделью источников в протяженном гало вокруг
Галактики (до 100 кпк), и моделью источников на космологических расстояниях
($>100 $ Мпк). Последняя модель очевидно требовала существенно большего
энерговыделения во всплеске -- до $10^{51}$ эрг/с, что сравнимо с
энерговыделением во время вспышки сверхновой. Но в отличие от сверхновой,
при вспышке которой основная энергия выделяется в виде нейтрино, эта энергия
излучается в виде электромагнитных волн. Более того, наблюдаемая частота
вспышек сверхновых в галактиках (около 1 за 30-100 лет) в 1000 раз больше,
чем требуется в рамках космологической гипотезы (1 раз в миллион лет на
типичную галактику). Наиболее популярной моделью источников космологических
гамма-всплесков стали слияния тесных двойных нейтронных звезд, пар
нейтронная звезда -- черная дыра или же двух черных дыр. Частота таких
событий (около одного раза в 10000-100000 лет для типичной галактики) с
запасом достаточна для космологической модели. Впервые такая возможность
обсуждалась в 1984 г. в работах отечественных астрофизиков С.И.Блинникова из
ИТЭФ и группы И.Д.Новикова (Т.В.Переводчикова, А.Г.Полнарев) из ИКИ АН СССР.
Для выбора между двумя моделями требовалась независимая оценка расстояний до
гамма-всплесков.

Ситуация стала резко меняться с конца февраля 1997 г., когда с борта
специализированного итало-голландского спутника BeppoSAX были получены
весьма точные координаты всплеска, произошедшего 28 февраля 1997 г. История
этого спутника весьма любопытна. Его характерной особенностью является
способность не только регистрировать гамма-всплески (хотя и с на порядок
худшей, чем BATSE, чувствительностью по потоку), но и быстро, всего через
несколько часов, наводить на область гамма-всплеска рентгеновский телескоп.
И если спектр гамма-всплеска (или же связанного с этим явлением
послесвечения в более мягких диапазонах) продолжается в область более низких
энергий (рентген, оптика, радио), можно ожидать "увидеть" рентгеновское
послесвечение, а точность определения положения рентгеновских источников
существенно выше, чем гамма-источников -- порядка неск. мин. дуги. Эта
нехитрая логика 100-процентно оправдала себя, и замеченное через несколько
часов после всплеска 28 февраля 1997 г. затухающее рентгеновское излучение
было обнаружено. Была выдана ошибка положения (как говорят, бокс ошибок)
в несколько минут дуги, и
буквально на следующий же день внутри этого бокса ошибок многие крупные
оптические наземные телескопы обнаружили очень слабую звездочку, блеск
которой монотонно уменьшался со временем. Необычность этого оптического
транзиентного источника заключалась в его голубом цвете и законе спадания
потока оптического излучения со временем как
$t^{-1.1}$, который до сих пор не наблюдался ни от одного известноо 
астрономического источника. Более того, тщательные наблюдения,
проведенные с борта космического телескопа им. Хаббла в конце
марта-начале апреля, обнаружили салабое асимметричное туманное пятнышко
вокруг затухающего оптического источника. Проведенные спустя
полгода наблюдения подтвердили неизменность блеска этого 
туманного объекта (сам оптический транзиент к тому времени 
перестал быть видимым), потвердив тем самым, 
что это далекая галактика. Если всплеск GRB970228 произошел именно
в ней (а не явился случайной проекцией более близкого 
объекта на далекую галактику), то самые твердые  
сторонники космологической гипотезы могли
торжествовать. По косвенным оценкам, красное смещение до этой галактики
(впрямую не измеренное из-за ее слабости) должно было быть около 0.7.

Спутник BeppoSAX регистрирует примерно 1 гамма-всплеск в месяц, 
и новые сенсации не заставили долго ждать.
В спектре оптического послесвечения от всплеска 8 мая 1997 г.были обнаружены 
системы линий поглощения и излучения, длина волны которых была
смещена в красную сторону, указывая на красное смещение $z=0.835$.
А это уже не ближний космос (расстояния порядка 1 Гпк). Причем в отличие
от GRB970228, галактики вокруг майского всплеска не было обнаружено.
Зато продолжительность послесвечения оказалась рекордно долгой --
около 200 дней послесвечение затухало по степенному закону, 
а затем спад прекратился, что было проинтерпретировано как
выход на блеск "хозяйской галактик", в которой произошел этот гамма-всплеск, 
но саму которую не было видно на фоне более мощного излучения от 
оптического послесвечения.
Эта возможная галактика заведомо должна иметь красное смещение 
$z>0.835$. Тут уже и более устойчивые противники космологической гипотезы
поколебались. Наконец, наблюдение на телескопе им. Кека "хозяйской
галактики" всплеска 981214 и определение ее огромного красного смещения
почти не оставили соменения в справедливости космологической природы
гамма-всплесков. Почему почти? Как признают сами авторы, вероятность
случайного наложения гамма-всплесков на далекие галактики довольно высока,
порядка 1\%. К тому же есть некоторая вероятность ошибочного определения
красного смещения. Даже если последнее верно, оно должно быть порядка 0.4.
Есть и косвенные наблюдательные данные, которые делают отождествления
оптических послесвечений с далекими галактиками достаточно уверенными. Речь
идет о чрезвычайно красном спектре некоторых оптических послесвечений,
свидетельствующем о большом поглощении оптического излучения пылью и газом
(по крайней мере $A_R=1$ зв. величин для 971214 и $A_R=5$ зв. величин для
980329). По-видимому, это поглощение света происходит вблизи места
образования этого послесвечения, а значительная концентрация пыли и газа
наблюдается только в дисках галактик и особенно в местах активного
звездообразования.

Теперь кратко суммируем наблюдательные 
факты, полученные в результате тщательного изучения бокса ошибок 
рентгеновских двойников гамма-всплесков наземными оптическими и 
радиотелескопами. 1. Все гамма-всплески сопровождаются
рнетгеновским послесвечением. 2. Почти в половине случаев 
наблюдается оптическое и радио послесвечение с потоком, спадающим 
как по степенному закону от времени.
3. В 5 случаях
(970228, 970508, 971214, 980326, 980329) с большой  степенью 
уверенностью можно говорить о "хозяйских галактиках", в которых 
произошли эти гамма-всплески. 4. По крайней мере в двух случаях 
(970508 и 971214) расстояние до источника более 1 Гпк. 

Итак, твердо встав на позицию космологичекой природы гамма-всплесков, 
требуется объяснение столь высокому энерговыделению в виде электромагнитного
излучения, форме и временному поведению спектров  самих гамма-всплесков и 
их рентгеновских, оптических и радио двойников, частости происхождения
и т.д. Как упоминалось выше, слияния 
двух компактных звезд (нейтронных звезд или черных дыр)
безраздельно претендовали на роль источника энергии гамма-всплесков.
Детали этой модели крайне плохо изучены ввиду сложности физических процессов
при таком событии. Повторяем, основной аргумент сводился к достаточности
потенциально выделяемой энергии ($\sim 10^{53}$ эрг), достаточности
частости событий (в среднем около $10^{-4}-10^{-5}$ в год на галактику)
и реальному наблюдению по крайней мере 4 двойных нейтронных звезд 
в в виде двойных радиопульсаров, невидимая звезда в которых имеет массу
около 1.4 $M_\odot$  (типичная масса нейтронной звезды) и крайне 
компактна. Попытки рассчитать процесс слияния (даже 
с использованием наимощнейших компьютеров) пока не привели к 
заметным успехам в моделировании реалистического гамма-всплеска.
 
В середине 1997 г. амер. астрофизик польского происхождения Б. Пачиньский
выдвинул альтернативную гипотезу возможного  источника энергии. Важнейшее 
требование к моделям космологических гамма-всплесков состоит в
получении в результате некоторого физического процесса 
оболочки с массой около $10^{-5}-10^{-6} M_\odot$, расширяющейся 
с релятивистскими скоростями (начальный Лоренц-фактор
порядка $\Gamma\sim 100$). Столкновение такой оболочки с 
окружающим межзвездным (межгалактическим) веществом приводит к 
явленибю гамма-всплеска. Это т.н. модель расширяющейся 
релятивистской плазмы (называется тж. модель "огненного шара"
или файербола),
рассматриваемая с конца 70-х гг. для различных астрофизических источников, 
в т.ч. и для гамма-всплесков. Основополагающие работы были сделаны
англ. астрофизиком Мартином Рисом (M.Rees), амер. астрофизиком 
Питером Месарошем (P.Meszaros) и др. Сразу после открытия 
первого оптического послесвечения от гамма-всплеска 970228      
появился поток работ, в которых это явление (степенные зависимости,
вид спектра, предсказание радиоизлучения) полностью 
объяснялось моделью релятивистского файербола, и в настоящее время 
мало у кого остались сомнения в правильности этой модели. 
Однако что же может вызывать релятивистское расширение оболочки?
Модель Пачиньского предлагает в качестве источника энергии 
коллапс очень массивной звезды с образованием быстровращающейся
черной дыры. Максимальный запас энергии вращения черной дыры
с массой М  
$$
\Delta E\simeq 10^{54} (эрг) (M/10 M_\odot)
$$
более чем достаточен. Как известно, энергию вращения черной
дыры можно извлекать, если черная дыра окружена плазмой с магнитным полем
(механизм Блэндфорда-Знаека). Напомним, что черная дыра обладает 
конечным сопротивлением около 30 Ом, поэтому если она вращается
в магнитном поле, то вблизи горизонта черной дыры $R\sim GM/c^2$ может 
происходить энерговыделение порядка 
$$
(dE/dt)_{max}\simeq B^2 R^2 c \approx 3\times 10^{51} (эрг/с)
(B/10^{15} Гс)^2 (M/10 M_\odot)^2
$$
где $B$ -- напряженность магнитного поля. Как предлагает Пачиньский, столь
высокие напряженности магнитного поля возможны при коллапсе конвективного
ядра массивной звезды. Для того, чтобы черная дыра обладала максимально
быстрым вращением, звезда перед коллапсом должна находиться в тесной двойной
системе, чтобы вращение ядра было синхронизовано с орбитальным обращением
компонент действием приливных сил. Как только образуется черная дыра, она
начинает "перекачивать" энергию вращения в оболочку (сам процесс перекачки
предлагается связать с сильным магнитным полем), и за короткое время порядка
1-100 с кинетическая энергия оболочки может стать очень большой, около
$10^{54}$ эрг. Это на несколько порядков больше типичных энергий,
передаваемых оболочке при вспышке сверхновой, поэтому Пачиньский предложил
термин "гиперновая" для такого явления. При такой энергии самые внешние слои
оболочки могут ускориться до требуемых релятивистских скоростей и произвести
гамма-всплеск. Следует отметить, что идея перекачки энергии вращения в
оболочку с помощью магнитного поля выдвигалась еще в 1970 г. российским
астрофизиком Г.И.Бисноватым-Коганом (т.н. магнито-вращательный механизм
сброса оболочки сверхновой). Поскольку время жизни массивной звезды около 1
млн. лет, такие "гиперновые" должны происходить в местах активного
звездообразования. Не исключено, что большое поглощение в оптическом
послесвечении некоторых гамма-всплесков подтверждает их связь с областями
повышенной плотности пыли и газа, в которых идет активное звездообразование.

Есть ли альтернативное объяснение столь высокому энерговыделению?
Теоретически остается возможность огромного энерговыделения при слиянии двух
черных дыр или пар нейтронная звезда -- черная дыра. Некоторые исследователи
полагают, что слияние двух нейтронных звезд менее вероятно, так как
во-первых характерное время между образованием и слиянием такой системы
из-за уноса орбитального момента импульса гравитационным излучением порядка
1 млрд. лет, а за это время система может уйти на значительные расстояния от
места образования из-за высокой пространственной скорости $\sim 100-300$
км/с, приобретаемой при двух вспышках сверхновых в ходе эволюции. Во-вторых,
согласно расчетам аннигиляции нейтрино-антинейтрино в электрон-позитронные
пары при слиянии нейтронных звезд, ожидаемая энергия файербола не превышает
$10^{50}$ эрг, что недостаточно для объяснения наблюдаемой энергетики.
К сожалению, провести реалистический расчет слияния нейтронной звезды
и черной дыры или двух нейтронных звезд пока не удалось. 

Разумеется, рассчеты таких космических катастроф, как слияния двух
нейтронных звезд находятся в зачаточном состоянии, и было бы преждевременно
утверждать, что поставлена точка в тридцатилетней истории исследования
космических гамма-всплесков. Новые данные поступают очень быстро, и можно
смело говорить о качественно новом этапе исследования проблемы космических
гамма-всплесков. Сомнений в том, что они связаны с самыми грандиозными
природными катастрофами, почти не осталось. Если в деле замешаны двойные
нейтронные звезды или черные дыры, то окончательная проверка модели будет
получена с введением в строй в начале 2000 г. многокилометровых лазерных
интерферометров для детектирования гравитационных волн типа LIGO/VIRGO,
строительство которых вступает в завершающую фазу -- гамма-всплеску
будет предшествовать мощный гравитационно-волновой сигнал характерной
формы. Если таких сигналов от ярчайших гамма-всплесков не будет обнаружено,
то придется от этой модели отказаться. Хотя для скептически настроенных 
исследователей можно напомнить знаменитую дискуссию между Эддингтоном, 
предлагавшим ядерные реакции в центре звезд как источник звездной 
энергии, и Эйнштейном, считавшим, что температура в центре звезды 
не достаточна для преодоления кулоновского барьера при сближении двух
протонов. Как известо, Эддингтон ответил: "Поищите-ка место погорячее!".
  

Новые результаты в этой самой "горячей" области современной
астрофизики поступают столь быстро, что писать законченный рассказ 
о гамма-всплеск -- пустая затея. Остановимся на сказанном и будем
с нетерпением ждать новостей об оптических,
радио и рентгеновских послесвечениях гамма-всплесков и их хозяйских 
галактиках. Можно безошибочно утверждать, что к моменту опубликования
этой заметки мы узнаем гораздо больше о гамма-всплесках
и местах, в которых они происходят. 

Самые последние новости с иллюстрациями и ссылками
на выходящие публикации можно найти в Интернете по адресу
http://www.aip.de:8080/~jcg .


\vskip\baselineskip
\vskip\baselineskip

\hfill{К.А.Постнов}

\hfill{физический факультет МГУ}
\vfill\eject
\end{document}
