Поиск гамма-всплесков высокой энергии на установках "Андырчи" и БПСТ БНО ИЯИ РАН

• Автор: Смирнов, Дмитрий Владимирович
• Шифр специальности: 01.04.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 100 с. : ил.

Глава 1. Наблюдение гамма-всплесков и их основные свойства
1.1. Основные эксперименты
1.1.1. Эксперименты на спутниках:
1.1.1.a. VELA,
1.1.1.b. Конус,
1.1.1.e. BATSE, EGRET,
1.1.1.d. BeppoSAX,
1.1.1.e. HETE
1.1. l.f. IPN,
1.1.1.g. GCN,
1.1.1.h. Swift,
1.1. l.i. GLAST
1.1.2 Установки ШАЛ, используемые для изучения гамма-всплесков:
1.1.2.а. INCA,
1.1.2.b. Tibet,
1.1.2.С. Milagro и Milagrito,
1.1.2.d. GRAND
1.1.2.e. EASTOP
1.1.3 Атмосферные черенковские телескопы
1.2. Свойства гамма-всплесков:
1.2.1. временные;
1.2.2. спектральные;
1.2.3. поляризация;
1.2.4. пространственное распределение;
1.2.5. послесвечения;
1.2.6. вмещающие галактики и распределение по z;
1.2.7. ассоциация со сверхновыми
1.3. Модели, объясняющие явления гамма-всплесков
1.4 Излучение высокой энергии от гамма-всплесков
1.5 Поглощение гамма-квантов высокой энергии
Глава 2. Поиск гамма-всплесков с Еу > 10 ГэВ на установке «Андырчи»
2.1. Описание установки «Андырчи»
2.2. Вычисление вероятностей регистрации первичных
гамма-квантов
2.3. Предварительный анализ экспериментальных данных
2.4. Поиск высокоэнергичных гамма-всплесков

2.5. Поиск высокоэнергичного излучения в корреляции с гамма-всплесками, зарегистрированными на космических аппаратах
Глава 3. Поиск гамма-всплесков с Еу > 1 ТэВ на БПСТ
3.1. Описание установки БПСТ
3.2. Метод восстановления углов прихода мюонов, угловое
разрешение БПСТ
3.3. Расчет эффективности регистрации гамма-квантов
3.4. Поиск по небесной сфере
3.5. Поиск повторяющихся источников
3.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными на КА
3.6.1 Поиск во время Т90 всплеска
3.6.2 Поиск во временных окнах вокруг всплеска
Глава 4. Поиск гамма-всплесков с Еу >80 ТэВ на установке «Андырчи»
4.1. Регистрация ливней установкой «Андырчи»
4.2. Угловое разрешение установки “Андырчи”
4.3. Расчет отклика установки «Андырчи» на первичный
гамма-квант высокой энергии
4.4. Поиск по небесной сфере
4.5. Поиск повторяющихся источников
4.6. Поиск совпадений с гамма-всплесками, зарегистрированными ВАТБЕ.
4.6.1. Поиск во время Т90 всплеска
4.6.2. Поиск во временных окнах вокруг всплеска
Заключение
Список литературы

Гамма-всплесками принято называть [1] кратковременные вспышки жесткого рентгеновского и гамма-излучения с энергией фотонов Е>30-500 кэВ. Регистрируются также фотоны с большей энергией, что и послужило поводом для настоящей работы. Большинство всплесков имеют длительность от долей секунды до сотен секунд. Всплески приходят с космологических расстояний с равной вероятностью с разных направлений на небе. Наблюдаемый поток лежит в пределах 10'4 эрг/см2 - 10'7 эрг/см2, что соответствует, в предположении изотропного излучения, свечению 1051 -1052 эрг/с, таким образом гамма-всплески - самые яркие объекты во Вселенной. В настоящее время установлено, что большинство гамма-всплесков излучают в узком пучке, что соответствует энергии только 1051 эрг/с, что сравнимо по полной выделенной энергии со вспышками сверхновых. Гамма-всплески сопровождаются послесвечениями - низкоэнергичным длительным излучением в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах. Радиопослесвечения в некоторых случаях обнаруживается через несколько лет после всплеска. Точность в определении координат послесвечения позволяет идентифицировать вмещающую1 галактику в большинстве случаев, в которых было зарегистрировано послесвечение, и это обстоятельство позволяет определять красное смещение г- (0.0085 -г 4.5). Наблюдение таких вмещающих галактик свидетельствует о том, что гамма-всплески возникают в области активного звездообразования. Наиболее полно объясняющей наблюдаемые факты моделью является модель файербола. Согласно файербольной модели гамма-всплески возникают в результате рассеяния кинетической энергии ультрарелятивистского потока. Собственно гамма-всплеск возникает при внутреннем рассеянии, тогда как послесвечение является результатом взаимодействия внешней ударной волны с окружающей средой. Наиболее разработанные^ файербольные модели гамма1 Здесь используется термин «вмещающая галактика», соответствующий «host galaxy» в англоязычных источниках и «хозяйская галактика», «родительская галактика» в некоторых русскоязычных источниках.

суммарное распределение по превышению над фоном в единицах стандартного отклонения для всех интервалов вокруг события ВАТБЕ. Фитирование распределением Гаусса дает среднее значение
У= -(0.0018±0.0004) и среднеквадратичное отклонение а=1.01±0.007, то есть в этом случае экспериментальное распределение также согласуется с ожидаемым от фона космических лучей.

Рис. 2.8.Экперементальное распределение по па для интервала Т90 и фит функцией
Г аусса.