26.03.2024
15:52

Об искусственном происхождении разума во Вселенной (II)

21.03.2024
10:27

Вибе, Штерн, Сурдин против Исаака Ньютона

08.03.2024
18:12

8 марта исполняется 110 лет со Дня рождения Якова Борисовича Зельдовича.

22.02.2024
17:04

Подписана к печати новая книга "Экстремальная Вселенная"

22.01.2024
19:29

Американцы открыли объект предсказанный молодым украинским индейцем 45 лет назад

19.01.2024
16:38

Страны брикс создают новые детали конструкции космических ускорителей

16.12.2023
15:33

Об открытиях из рук авторов!

26.11.2023
10:35

Вот так делается настоящая русская наука

14.11.2023
19:36

Парниковая катастрофа: 20 лет спустя. На семинаре им. Я.Б.Зельдовича 17 ноября 2023г.

28.10.2023
12:53

"Какая гадость эта ваша" орбитальная станция!

29.08.2023
19:17

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ РОБОТИЗИРОВАННЫЕ СЕТИ и ОПЕРАТИВНАЯ МНОГОКАНАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИКА

25.08.2023
12:07

Чем отличается робот от автоматического телескопа

22.08.2023
11:31

Опять 25

07.08.2023
19:34

"В мире двойных звёзд" впервые вышла в твёрдой обложке!

08.06.2023
09:33

Таких взрывов во Вселенной мы больше никогда не увидим?!

Пресс-конференция и онлайн трансляция состоится в рамках Общемосковского Семинара Астрофизиков им. Я.Б.Зельдовича в Пятницу 9 июня в 14 00 по адресу: http://master.sai.msu.ru/en/osa/archive/2023/06/09/ .

По статье

Brendon et al., A structured jet explains the extreme GRB 221009A. Science Advanced, 9, 1-13, 2023


Оригинальная статья появилась Science Adv. at 14:00 (2:00 pm) U.S. Eastern Time Wednesday, 07 June 2023.

 

DOI 10.48550/arXiv.2302.07906


B. O’Connor1,2,3,4∗, E. Troja5,6∗, G. Ryan7, P. Beniamini8,9, H. van Eerten10,
J. Granot8,9,1, S. Dichiara11, R. Ricci12,13, V. Lipunov14, J. H. Gillanders5, R. Gill15,
M. Moss1, S. Anand16, I. Andreoni17,3,4,†, R. L. Becerra18, D. A. H. Buckley19,
N. R. Butler20, S. B. Cenko4,17, A. Chasovnikov14, J. Durbak3,4, C. Francile21,22,
E. Hammerstein3, A. J. van der Horst1, M. Kasliwal16, C. Kouveliotou1,2,
A. S. Kutyrev3,4, W. H. Lee23, G. Srinivasaragavan3, V. Topolev14,
A. M. Watson23, Y.-H. Yang5, K. Zhirkov14

1 Department of Physics, The George Washington University, 725 21st Street NW, Washington, DC 20052, USA
2 Astronomy, Physics and Statistics Institute of Sciences (APSIS), Washington, DC 20052, USA
3 Department of Astronomy, University of Maryland, College Park, MD 20742-4111, USA
4 Astrophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center, 8800 Greenbelt Rd, Greenbelt, MD 20771, USA
5 Department of Physics, University of Rome “Tor Vergata”, via della Ricerca Scientifica 1, I-00133 Rome, Italy
6 INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, via Fosso del Cavaliere 100, 00133 Rome, Italy
7 Perimeter Institute for Theoretical Physics, 31 Caroline St. N., Waterloo, ON, N2L 2Y5, Canada
8 Department of Natural Sciences, The Open University of Israel, P.O Box 808, Ra’anana 4353701, Israel
9 Astrophysics Research Center of the Open university (ARCO), P.O Box 808, Ra’anana 4353701, Israel
10 Physics Department, University of Bath, Claverton Down, Bath BA2 7AY, United Kingdom
11 The Pennsylvania State University, 525 Davey Lab, University Park, PA 16802, USA
12 Istituto Nazionale di Ricerche Metrologiche, I-10135 Torino, Italy
13 INAF - Istituto di Radioastronomia, via Gobetti 101, I-40129 Bologna, Italy
14 Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University, 119234, Universitetsky, 13, Moscow, Russia
15 Instituto de Radioastronom ́ıa y Astrof ́ısica, Universidad Nacional Aut ́onoma de M ́exico, Antigua Carretera 1a P ́atzcuaro # 8701, Ex-Hda. San Jos ́e de la Huerta, Morelia, Michoac ́an, C.P. 58089, M ́exico
16 Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA
17 Joint Space-Science Institute, University of Maryland, College Park, MD 20742, USA
18 Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Aut ́onoma de M ́exico, 04510 M ́exico, CDMX, Mexico
19 South African Astrophysical Observatory, PO Box 9, 7935 Observatory, Cape Town, South Africa
20 School of Earth and Space Exploration, Arizona State University, Tempe, AZ 85287, USA
21 Observatorio Astronomico Felix Aguilar (OAFA), San Juan 5400, Argentina
22 Facultad de Ciencias Exactas Fisicas y Naturales, San Juan National University, San Juan 5400, Argentina
23 Instituto de Astronom ́ıa, Universidad Nacional Aut ́onoma de M ́exico, 04510 M ́exico, CDMX, Mexico



9 октября прошлого 2022 года произошло событие, которого не должно повторится ближайшую тысячу лет! Речь идёт о самом ярком гамма-всплеске когда-либо наблюдавшимся гамма-телескопами. Другими словами взрыв GRB221009A превзошёл по своей энергии все предыдущие за 55 лет наблюдений: за несколько десятков секунд на наших «глазах» 5 Солнечных масс превратились в фотоны. Но это только половина дела. Гамма-всплеск не просто был самым мощным, но стал самым близким из всех наблюдавшихся гамма-всплесков до которых удалось определить расстояние.

Вероятность этого события оказывается 1 раз в 1000 лет! А вот это уже настоящая проблема, которая может потрясти самые основы наших представлений о том, что же происходит со звездой, когда она пытается продырявить нашу Вселенную!? Ведь причиной гамма-всплесков считается коллапс быстровращающейся массивной звезды в чёрную дыру.

На основе уникальных, полученных авторами, многоволновых наблюдений самого мощного и одновременно одного из самых близких гамма-всплесков за всю 50-летнюю историю их наблюдений. Такое сочетание мощности и близости взрыва должно случаться раз в 1000 лет, что кажется невероятным и должно изменить наши представления о характере извержения энергии, которая в стандартной картине оказывается эквивалентна энергии покоя 5 солнечных масс вещества. Анализ рентгеновского, оптического, высокоэнергетического гамма послесвечений приводит к пересмотру стандартных представлений о структуре релятивистских струй порождаемых образующейся на наших глазах чёрной дыры. Результатом работы, стала модель «структуированного джета», в котором в разное время (на разной глубине), в разных длинах волн излучение идет внутри разных конусов. Это позволяет снизить оценку реальной энергии взрыва до стандартных величин и сделать вероятность таких событий вполне приемлемой: раз в несколько десятилетий.



 



Рис.1. Распределение гамма-всплесков по изотропной светимости в зависимости от красного смещения.

 

Многоволновые наблюдения были проведены в автоматическом режиме на космических телескопах (космической обсерватории им. Энрике Ферми (США), обсерватория им. Нейла Герхеля, «Swift» XRT , XMM-Newton, NuSTAR) и наземных оптических установках (Глобальная сеть МАСТЕР, COATLI telescope and HUITZI imager at the Observatorio Astron ́omico Nacional on the Sierra de San Pedro Martir) . Это позволило сравнить эволюцию послесвечения гамма-всплеска в широчайшем диапазоне от радио до гамма фотонов с энергий 18 Тэв.

 

 



Рис.2. Кривые блеска послесвечения взрыва в разных лучах: от гамма-излучения до инфракрасного излучения.

Работа опиралась, на так называемый, эффект «колена» на кривой блеска послесвечения (в англоязычной литературе “jet brake”). Эффект состоит в том, что послесвечение вначале падает полого, а после некоторого идет круче. В логарифмических координатах (рис.2) кривая блеска становится похоже на согнутую ногу. Объясняется появление колена следующим образом. Частицы летящие с ультрарелятивскими скоростями излучают свет в основном вперед в узком конусе (эффект «прожектора»), который тем шире, чем медленнее скорость частиц. Релятивская струя тоже напоминает конус, но с другим более широким углом раскрытия. Пока движение быстрое, наблюдатель не видит края струи и ему кажется, что взрыв напоминает шар, но в какой-то момент частицы теряющие энергии замедляются настолько, что конус излучения становится больше конуса струи. И теперь наблюдатель видит край струи, который почти не светит.



Вклад ученых МГУ состоит в том, что телескопы-роботы Глобальной сети МАСТЕР МГУ расположенные в ЮАР и Аргентине первыми сообщили о необычном поведении оптического послесвечения, которой даже через три часа сохранял свою яркость и получил была получена история изменения блеска послесвечения в первую ночь (синие кружочки на кривой блеска до "колена" на Рис.2.).

Участие Глобальной сети МАСТЕР в самых передовых многоканальных исследованиях быстропротекающих явлений во Вселенной показывает, что роботизированные распределённые сети, иногда уступая крупным оптическим телескопам по размеру, всё равно получают уникальные данные, которые позволяют объяснить их самые парадоксальные свойства.

Глобальная сеть МГУ поддерживается в настоящее время учеными за свой счёт. Уже 5 лет, из-за позиции проректоров ответственных за закупки и модернизацию оборудования МГУ, РАН, дирекции ГАИШ, МАСТЕР не получает средств на поддержание и модернизацию наших телескопов, некоторые из которых установлены 15-лет назад.

 

 

 

Сокращенный русский перевод статьи

Оригинальная статья

Гамма-детектор Gamma Burst Monitor (GBM) на борту космической обсерватории им. Энрике Ферми (США), первым среди многих других высокоэнергетических спутников, обнаружил беспрецедентную, крайне яркую вспышку длительностью сотни секунд. Этот всплеск, получивший название GRB 221009A, оказался самым ярким за почти 55 летнюю историю работы гамма-обсерваторий. За 100 секунд на околоземную орбиту, на каждый её квадратный сантиметр пришло 0.05 эрг в диапазоне от 20 кэВ до 10 МэВ. То есть почти в 10 раз больше чем два предыдущих гамма-всплеска зарегистрированных в 1984 и 2013 гг. GRB 840304 и GRB 130427A (14), предыдущих рекордсменов (рис. 1). Если бы вся эта энергия пришла в видимом диапазоне то вспышка была бы видна на дневном небе!

Его высокоэнергетическое излучение было настолько интенсивным, что ионосфера Земли сплюснулась словно футбольный мяч, после удара Месси. За быстрой фазой гамма-излучения последовало более долгоживущее нетепловое послесвечение, от низкочастотного радио до «тераэлектронвольтового» диапазона. Сответствующий фотон с самой высокой энергией имел рекордную среди гамма-всплесков энергию 18 ТэВ.

Фаза послесвечения была исключительно яркой на всех частотах и во все времена, превосходя все зарегистрированные раннее послесвечения более чем на порядок и эффект Нейла рассеяия фотонов на межзвёздных облаках (эффект Нейла).

Телскоп-робот Глобальной сети МГУ МАСТЕР , расположенный в Южной Африке первым сообщил о том, что оптическое излучение

Обсерватория Герелса Свифт отправит триггерное предупреждение почти через час (T0 + 55 минут) после первоначального3 гамма-лучи были обнаружены впервые (18).

 

Необычайные свойства этого гамма-всплеска лишь частично объясняются его близостью к нам. При красном смещении z = 0,1505 расстояние его светимости составляет ≈ 720 Мпк (20), что более, чем в 20 раз ближе, чем среднего гамма-всплеска. Однако, даже после поправки на близость, GRB 221009A остается одним из самых ярких взрывов на сегодняшний день, раздвигая границы нашего понимания как по энергетике гамма-всплесков, так и по частоте событий. Полная энергия взрыва в предположении его полной симметрии оказывается более 3×10⁵⁴ эрг, измеренная в диапазоне энергий 20 кэВ – 10 МэВ, находится на вершине распределения энергии гамма-всплесков (рис. 1).

 

 



Рис.1. Распределение гамма-всплесков по изотропной светимости в зависимости от красного смещения.

 

Если включить кинетическую энергию взрывной волны, которая преобразуется в послесвечение, а также вклад «ТэВ-ной» компоненты, изотропный энергетический баланс легко превысит 10⁵⁵ эрг, что соответствует ≳ 5 M_⊙c². Такое яркое событие, как GRB 221009A, происходит так близко к Земле. реже одного раза в столетие. Если мы учтем его большую продолжительность и общее выделение энергии, наш шанс наблюдать подобное событие — 1 раз в ≈ 1000 лет.

Конечно, предположение о сферической симметрии взрыва является лишь нулевой гипотезой и притом, заведомо неверной. Никто сейчас не сомневается, что излучение гамма-всплесков резко анизатропно и направленно в узких конусах – релятивистских струях. Причём раскрытие этих конусов не может быть одинаковым для всех гамма-всплесков величиной. Говоря проще, давайте попробуем спасти ситуацию предположив, что конусы зарегистрировано всплеска действительно намного шире чем оыбчно.

 

Ключевым элементом расчета истинного энерговыделения и скорости событий является геометрия релятивистских струй («jet» – в англоязычной литературе). Угловое распределение потоков энергии может быть восстановленно по совеобразным стигматам на кривых блеска послесвечения гамма-всплесков. В настоящей многоволновой кампании авторы попытались восстановить реальную структуру струй. В частности, если истечение направить в узкие струи, мы должны наблюдать укручение «прямой» блеска послесвечения после так называемого «колена», т. е. когда обратный фактор Лоренца оттока становится сравнимым с углом полураскрытия струи.
Рентгеновское послесвечение, на которое не влияют другие компоненты (например, сверхновая, обратная ударная волна) исследует нетепловую эмиссию электронов, ускоренных лобовой ударной волной, летящей в окружающую среду.



Рис.2. Кривая блеска рентгеновского послесвечения GRB220910A в сравнении другими гамма-всплесками.

 

Рентгеновская кривая блеска имеет начальный показатель затухания по степенному закону L_X ~ t^α_Х равен α_X = −1,52 ± 0,01. А после «колена» , то есть после момента 0,82 ± 0,07 суток (см. рис. 2) происходит укручение до α_X = −1,66 ± 0,01. Рентгеновский спектр хорошо описывается степенным законом с переменным во времени спектральным индексом, находящимся в пределах от -0,65 ± 0,02, измеренное с помощью Swift через 1 час, до -1,10 ± 0,17, измеренное с помощью NuSTAR через 32 дня. Согласно со стандартными моделями струй GRB, это прогрессивное смягчение согласуется с прохождением частоты охлаждения ν_c синхротронного спектра. Поэтому форму рентгеновского спектра можно использовать для ограничения профиля плотности окружающей среды как ρ(r) ∝ r^−k с k < 4/3 (такое, что ν_c уменьшается со временем), а распределение энергии ударно-ускоренной электронов как N (E) ∝ E^−p с p ≈ 2,2. Это значение соответствует спектральным измерениям раннее высокоэнергетическое излучения, предполагая, что синхротронный компонент распространяется на «ГэВ-ный» диапазон. Таким образом, мы можем использовать поток энергии, предполагая, что в нем преобладает послесвечение, как предел кинетической энергии взрывной волны, получая E_K,iso ≈ 10⁵⁵ (1 + Y ) эрг, где Y комптоновский параметр ГэВ электронов. Столь же высокое значение получают при типичной эффективности гамма-излучения η_γ ≈ 20 %.
В стандартной модели струя гамма-всплеска имеет постоянный энергетический профиль внутри конуса с углом раскрытия 2θ_j. Вне конуса поток энергии быстро падает или стремится к нулю при углах, превышающих θ_j. В этой модели предсказывается затухание послесвечения после «колена» на кривой блеске по степенному закону t^−p ≈ t^−2,2. А мы видим наклон кривой рентгеновского излучения p=−1,66 вплоть до момента ~80^d.

Но если «рентгеновское колено» возникает позже 80 дней, то угол раскрытия рентгеновского
конуса должен быть больше 15^◦. А в этом случае реальная энергия взрыва оказывается порядка 4×10⁵³ (t_j/80 сут)^0,75 эрг, что противоречит большинству моделей центральной машины гамма-всплесков GRB.

Оптическое, инфракрасное и радио (OИР) излучение показывает начальный пологий спад с α_ОИР = -0,88 ± 0,05, а после «ахроматического колена» в момент 0,63 ± 0,13 сут становится круче: α_ОИР = -1,42 ± 0,11 (рис. 2). Ахроматическое усиление рентгеновских и ОИР кривых блеска дает четкое доказательство геометрической причины эффекта «колена», хотя наблюдаемые скорости затухания после разрыва меньше, чем предсказываются в простой модели изотропных струй с острыми краями. Если за событием GRB 221009A последовала сверхновая, как это происходит с большинством длинных гамма-всплесков, вклад сверхновой может вызвать явное сглаживание кривой блеска в от оптического до радио- диапазона и замаскировать «колено». Предполагая, что взрыв сверхновой, подобный SN 1998bw, вносит вклад в излучение ОИР,

Скорость затухания послесвечения до -1,5 согласуется с данными оптического и ближнего ИК-диапазона. Это близко к наблюдаемым рентгеновским наклонам, но слишком пологим для фазы после «колена».

Дополнительные доказательства геометрических эффектов получены из более поздних радионаблюдений, которые, как правило, свидетельствуют в пользу узконаправленной релятивистской струи. Фактически, полная энергия рентгеновского излучения через 1 час устанавливает нижний предел ≳10 мЯн к пиковому потоку прямой ударной волны. Когда газ за фронтом ударной волны остывает и переходит от излучения рентгеновских лучей до радиодиапазона, пиковая яркость остается постоянной в однородной среде или медленно убывает как F_ν,max ∝ t^−α_k с α_k < 1/4 в неоднородной среде с k < 4/3.Любое отклонение от сферической симметрии нарушило бы наблюдаемые пределы для в 0,4 мЯн за 80 день.

Эти разные и, по-видимому, противоречивые наблюдения могут быть согласованы, если послесвечение возникает в структурированной струе с с пологим угловым энергетическим профилем, состоящем из внутреннего однородного конуса с раскрытием 2θ_b с пологим энергетическим профилем dE_K/dΩ ∝ θ^−a . А именно, внешний конус с более крутым падением потока при θ > θ_b с dE_K/dΩ ∝ θ^−a₂ , где a₁ < a₂ < 2 (см. рис. 3).

Этот профиль мотивирован отсутствием резкого обрыва струи в рентгеновском и ОИР диапазонах.

 

Подобные неглубокие угловые профили видны при моделировании релятивистских струй, расширяющихся в комплексе.

 

 



 

Рисунок 3: Схема структурированной струи для GRB 221009A. Излучение релятивистской струи рождается на фронте прямой (правый край) и обратной (внутренней) ударных волнах. Лобовая ударная волна возникает при столкновении струи с окружающей средой (скорее всего со звёздным ветром звезды-предка). Обратная ударная волна возникает на первой, самой короткой стадии взрыва, из-за того что центральная машина ещё работает и выбрасывает быстрые «снаряды», которые догоняют более ранние и уже притормозившиеся окружающей средой выбросы. Гамма-излучение максимальной энергией ~1 МэВ, благодаря которому мы и называем это явление гамма-всплесками, рождается в первые десятки секунд. Когда машина «глохнет», единственным источником свечения (оно называется послесвечением) остаётся лобовая ударная волна, которая медленно тормозится в окружающей практически неподвижной средой, отдавая свою энергию, в рентгеновском, оптическом, радио диапазонах. Кроме того, на фронте прямой ударной волны идёт «фермиевское» ускорение релятивистских частиц до очень больших энергий, которые потом порождают фотоны в «ТэВном» диапазоне.

обратные скачки производятся струей на угол ее среза θs. Угловая структура

струя dEK/dΩ ∝ θ^−a слегка обрывается на θ_b, переходя от наклона a1 ∼ 0,75 к a2 ∼ 1,15.

Мгновенное гамма-излучение может исходить из центральной узкой сердцевины апертуры θγ .

 

Структурированная струя может объяснить ахроматическое временное «колено», видимое от рентгеновского, оптического и до радиодиапазона и объясняет их наклоны после «колена» излучением боковой структуры по мере того, как она попадает в поле зрения. Для a₁ ∼ 0,75, a₂ ∼ 1,15 и перехода при θ_b ∼ 3◦ эта модель дает временные наклоны через ∼ 0,8 дня. Хотя модель не отражает всей сложности раннего послесвечения, она обеспечивает хорошее описание полной рентгеновской кривой блеска включая оптические, инфракрасные и радио- данные от 0,8 сут до 80 сут (рис. 4).Излучение обратной ударной волны, вероятно, вносит вклад в оптическую кривую блеска при t < 0,8 дня, и обусловливает его ранний неглубокий распад. Однако эволюция этого компонента не следует стандартным рецептам.

 

Основное преимущество модели структурированной струи заключается в том, что она снижает потребность в энергии по сравнению с однородной струёй, что приводит к E_K ≲ 8 × 10⁵² (t_j/80^d) ^0,37 эрг . ( t_j — наблюдаемое время, когда края струи становятся видимыми, вызывая окончательную крутизна кривой блеска.) Контакт по всей поверхности струи будет установлен только после того, как края струи, уже субрелятивистские, не оставляя места для сильных струя расширятся до того, как наблюдаемое поведение кривой блеска в рентгеновском излучении переходит в нерелятивистскую наклон. С поправкой на коллимацию в модели структурированной струи энергия остается на границе энергетического запаса магнитного поля.

центральной машины. То есть менее < 10⁵³ эрг для быстровращающейся сверхмассивной нейтронной звезды, требующая нереально высокую эффективность преобразования вращательного выхода магнитара в гамма-лучи и кинетическая энергия взрывной волны. Огромная энергия, необходимая для питания GRB 221009A, с помощью с магнито-гидродинамических процессов извлекает вращательную энергию быстро вращающающейся черная дыры с массой ∼ 5 M⊙.

 



Figure 4: Long-lived X-ray lightcurves of bright GRBs. A sample of bright long GRBs
without a canonical jet-break to late-times is shown. For comparison, the dashed line shows the predicted late-time decay for a sharp-edged uniform jet.

Модель неглубокой структурированной струи помогает объяснить отсутствие заметных «колен» у некоторых длинных гамма-всплесков. В частности, у семейства ярких всплесков с излучением очень высокой энергии, включая такие события, как GRB 130427A, GRB 180720B, GRB 190114C и GRB 190829A обнаруживается общее свойство длительных послесвечений (рис. 4): показатель степени на кривой послесвечения колеблется от -1.4 до -1.7, как и у GRB 221009A. Таким образом, неглубокая угловая структура может быть частым признаком самых сильных взрывов. Однако ни один из этих всплесков не достиг высокой энергии GRB 221009A, что является убедительным аргументом в пользу пересмотра стандартной модели струи в мощном звездном взрыве.

Структурированный профиль струи также влияет на расчет частоты сверх ярких событий. Для GRB 221009A мы выводим угловой размер, θs ≳ 0,4 рад, что больше, чем у обычного гамма-всплеска, θj ≈ 0,1 рад. Наивно предполагая, что аналогичное событие (θs/θj)² ≈ 16 раз больше шансов быть обнаруженным, чем обычный гамма-всплеск. Больший телесный угол джета может объяснить обнаружение GRB 221009A.

Однако эта интерпретация не поддерживается малым углом обзора, θ_obs ≲ 0,01 рад, полученным из наблюдений послесвечения. Наоборот, если частота появления суперярких гамма-всплесков сравнима, с частотой стандартных гамма-всплесков, угловой размер GRB 221009A не согласуется с низкой частотой наблюдаемых событий (рис. 1).

Естественное объяснение этого противоречия состоит в том, что мгновенное гамма-излучение возникает только в узком диапазоне параметров струи гамма-всплеска θγ ≪ θs. Из-за уменьшения фактора Лоренца Γ с углом повышается непрозрачность фотон-фотонной аннигиляции, которая, в свою очередь, может подавить эффект сверхяркого всплеска.

Даже небольшое уменьшение фактора Лоренца может привести к тому, что радиус диссипации станет меньше радиуса фотосферы, который уменьшается с фактором Лоренца, запирая гамма излучение для углов, удаленных от оси. Это уменьшит общую энергию, выделяемую в гамма-лучи в (θs/θγ )≳ 20 раз, но все же требуют значительной радиационной эффективности вдоль луча зрения, η_γ (θ_обс) ≳20%.

Подавление гамма потока выше θ_γ приведет к тому, что наблюдатели при θ_obs > θ_γ не обнаружат гамма-всплеск и вместо этого, возможно, идентифицируют такое событие как «сиротское» послесвечение. Это может привести к популяции светящихся миротских (бесхозных) послесвечений, которые могут быть искали в различных переходных обзорах. Предсказанная скорость брошенных послесвечений отличается на порядок между различными моделями струй. Поэтому по мере формирования угловой структуры струи будет формироваться характер раннего послесвечения. Соответсвенно стратегия поиска основанная на модели однородной струи, может стать не эффективно для регистрации всхе возможных событий. Чтобы ограничить частоту переходных процессов, подобных GRB 221009A, и их мощность, схемы классификации вспышек должны быть точно настроены на широкий диапазон профилей углового распределения энергии в релятивистских струях.

 

 

05.06.2023
11:34

Студенты ГАИШ должны знать, кто основал Московскую обсерваторию

14.05.2023
16:52

4 июня 14:00. Роботы-телескопы против астероидов

30.04.2023
18:48

Под флагом Пинк Флойда: индейцы возращаются с передовыми технологиями XXI века

30.03.2023
10:53

Ко Дню Космонавтики или как уничтожают русский космос!

26.03.2023
16:33

Великое Молчание Вселенной