Гамма-астрономия и поучительный эпизод

Эта статья продолжает тему, поднятую в интервью с моим давним соавтором Юрием Поутаненом, опубликованном в прошлом выпуске ТрВ-Наука [1]. Там речь шла о рентгеновской астрономии. Теперь коротко — о гамма-астрономии в плане личных впечатлений и некоторого опыта работы в этой области. Где граница между рентгеновским и гамма-излучением? Исторически она проходит в районе сотен килоэлектронвольт — это характерная энергия гамма-квантов, испускаемых при ядерных реакциях. Помните: альфа-лучи, бета-лучи, гамма-лучи.

Телескопы для гамма-квантов

В этом очерке граница будет отодвинута вверх из методических соображений. Существует довольно неудобный диапазон энергий — от сотен КэВ до десятков МэВ, когда трудно определить направление прилета фотона. В области мягких гамма-квантов, тем не менее, получено много интересных результатов, касающихся вспышечных явлений, в частности гамма-всплесков. Они отлично выделяются по времени прилета фотонов и гораздо хуже — по направлению. Где-то начиная с десятков МэВ уже худо-бедно работают трековые детекторы: фотон рождает электрон-позитронную пару, направление полета и энергия которой отслеживаются трековыми детекторами. Чем выше энергия, тем лучше их разрешение. Такие детекторы могут видеть на небе отдельные стационарные источники. Чем выше энергия, тем лучше эти источники отделяются друг от друга.

Атмосфера Земли непрозрачна для гамма-квантов (как и для рентгеновских), поэтому трековые детекторы приходится запускать в космос. Король среди подобных детекторов — космический гамма-телескоп «Ферми». Основная часть инструмента — трековый детектор весом около 2 тонн. Обычная конструкция: пластины конвертора (вольфрам) перемежаются с позиционно-чувствительными детекторами (скрещенные полупроводниковые полоски). Заявленный порог по энергии — 20 МэВ, но эффективность при такой энергии очень низкая, угловое разрешение ужасное. Реально можно работать с энергиями выше 100 МэВ.

С другой стороны, проблемы начинаются при энергии фотонов выше 200 ГэВ. Угловое разрешение при таких энергиях прекрасное — доли градуса, но двухтонный детектор уже не может собрать всю энергию от электромагнитного ливня. Формально детектор функционирует до 1 ТэВ и даже выше, но при энергии выше 200 ГэВ вылезают систематические ошибки в спектрах гамма-излучения. И всё же «Ферми» хорошо работает в диапазоне энергий шириной в три порядка величины. Другое преимущество «Ферми» — он за полтора часа сканирует всё небо, так что если где-то что-то произошло и длилось более полутора часов — телескоп это зафиксирует. Его эффективная площадь — около квадратного метра, телесный угол обзора — два стерадиана — рекордные величины для космического трекового детектора.

Рис. 2. Небо «Ферми» в обработанном виде (сверху, с сайта «Ферми») и в сыром, где каждая точка соответствует гамма-кванту энергии выше 5 ГэВ (снизу, изображение автора). На сыром изображении «пузыри Ферми» (реликт былой активности центра Галактики) видны даже лучше

‌

Но из космоса прилетают и ТэВ-ные, и более энергичные гамма-кванты. Для них «Ферми» не только слишком тонок, но и слишком мал по площади, чтобы собрать достаточно ТэВ-ных фотонов. Тут требуются большие наземные установки.

Гамма-кванты не долетают до поверхности Земли — все они взаимодействуют в верхних слоях атмосферы. Однако они дают ливень из электронов и позитронов, которые излучают черенковский свет, и этот свет уже виден с поверхности. Этот эффект используется в так называемых черенковских телескопах. Их можно располагать на уровне моря, так как атмосфера прозрачна для черенковского излучения. И каскад, и черенковский свет от него направлены близко к линии прилета первичного гамма-кванта, что способствует высокому угловому разрешению телескопа. Однако поле зрения у них довольно узкое, поэтому они не могут делать обзоров неба, приходится ограничиваться наблюдениями за выбранными объектами. В крупных установках (H.E.S.S., VERITAS, MAGIC) используется сразу несколько телескопов. Эффективная площадь таких установок — от гектара до нескольких, то есть на четыре с лишним порядка больше, чем у «Ферми». У черенковских телескопов нет принципиальных ограничений по энергии сверху, но довольно высок порог регистрации. Например, у H.E.S.S. заявлен порог 30 ГэВ, но, как правило, реальный порог лежит в районе 100 ГэВ. Существует грандиозный проект CTA (Cherenkov Telescope Array), который превзойдет существующие системы на порядок. Это будут два массива телескопов в Южном и Северном полушариях, их эффективная площадь будет составлять многие десятки гектар.

С недавних пор работает и другой тип детектора ТэВ-ных космических гамма-квантов: массив водных черенковских детекторов, расположенных в высокогорье, куда добивает хвост электромагнитного каскада от первичного гамма-кванта высокой энергии. Здесь тоже регистрируется черенковский свет, но тот, что излучается не в верхних слоях атмосферы, а в водных резервуарах. Самый крупный детектор такого типа HAWC (High Altitude Water Cherenkov Experiment) расположен на склоне потухшего вулкана в Мексике на высоте 4100 метров. По эффективной площади (гектары) HAWC сравним с крупнейшими массивами черенковских телескопов, уступает им в угловом разрешении (что не очень существенно), зато несравненно превосходит в отношении поля зрения, составляющего 2 стерадиана. Благодаря вращению Земли HAWC мониторит чуть ли не половину всего неба.

Откуда берутся гамма-кванты в космосе?

Процессы гамма-излучения в астрофизике в основном те же, что и у рентгена, за вычетом теплового и квазитеплового происхождения и с одним добавлением. Главные процессы — синхротронное излучение электронов, комптоновское рассеяние фотонов на электронах (точнее, обратное комптоновское рассеяние — электрон высокой энергии «толкает» мягкий фотон, переводя его в гамма-диапазон). Добавляется взаимодействие протонов больших энергий с веществом: самый эффективный канал — рождение π0, распадающихся на два гамма-кванта.

Объекты, где происходит излучение гамма-квантов, — ударные волны от взрывов сверхновых и от пульсарного ветра, сами пульсары, квазары, микроквазары, гамма-всплески. Самый яркий пример гамма-источника, связанного с недавним взрывом сверхновой (он наблюдался на Земле в 1054 году), — Краб. Он используется как эталон яркости, причем спектр источника разделяется на два: спектр самой туманности и спектр пульсара. Разделение делается «стробоскопическим» методом: пульсар излучает короткие импульсы частотой около 30 герц. Хронометраж импульсов известен: смотрим время прилета фотона; если оно не совпадает с импульсом — добавляем его к спектру туманности; если совпадает — к спектру пульсара. Спектр туманности — степенной, он тянется до очень высоких энергий и используется в качестве эталона для калибровки космических детекторов гамма-квантов. Спектр пульсара завален к высоким энергиям, что типично для всех гамма-пульсаров. Это практически общее правило: в очень компактном объекте сильно подавлено излучение энергичных фотонов (несколько ГэВ и выше). Это связано с непрозрачностью среды: фотоны поглощаются, рождая электрон-позитронные пары. Для пульсаров в основном работает канал рождения пар на сильном магнитном поле, для квазаров — рождение пар при взаимодействии с мягкими фотонами света, которых там более чем достаточно.

Перейдем к квазарам. Вероятно, все читатели знают, что квазар — гигантская аккрецирующая (растущая за счет падения вещества) черная дыра. У типичного квазара есть два впечатляющих атрибута: аккреционный диск и джет. Первый светит, как правило, в ультрафиолете; рекордная светимость дисков превышает 1047 эрг/с, что в тысячу раз больше полной светимости нашей Галактики. Гамма-квантов диск практически не излучает, разве что его корона излучает жесткий рентген. Второй атрибут еще поразительней — джет, релятивистская струя замагниченной плазмы. Именно джеты излучают мощнейшие потоки гамма-квантов. Когда джет направлен на наблюдателя, тот видит невероятный поток гамма-квантов, зачастую идущий с расстояний более десяти миллиардов световых лет, иногда затмевающий яркие галактические объекты. Такой объект называется блазаром, то есть разница между квазарами и блазарами — исключительно в ориентации их джетов. Блазаров гораздо меньше, но они гораздо сильней бросаются в глаза. Об этих объектах расскажем ниже, а сейчас — пару слов о диффузном гамма-излучении.

На гамма-карте неба выделяется галактический диск, где видны как дискретные источники, так и плавно распределенное излучение, которое исходит от протонов (с примесью ядер) высоких энергий, которыми накачана Галактика. Протоны ускоряются в ударных волнах, связанных в основном с остатками сверхновых, и запутываются в магнитном поле Галактики, где достаточно долго летают по сложной траектории. Время от времени протоны сталкиваются с частицами межзвездной среды, излучая гамма-кванты. Но есть еще изотропное гамма-излучение явно внегалактического происхождения. Здесь работает другой механизм. Во-первых, непрерывный фон дает множество слабых блазаров, не разрешенных по отдельности. О них сказано ниже. Во-вторых, протоны сверхвысоких энергий взаимодействуют с фотонами реликтового излучения, рождая электрон-позитронные пары, которые, в свою очередь, «комптонизуют», то есть «толкают» те же фотоны реликтового излучения, закидывая их в гамма-диапазон.

Насыщающиеся и голодающие блазары

Поток гамма-квантов от блазаров по мощности достигает 1050 эрг/с, если считать, что источник изотропен. Это предположение, конечно, неверно: блазар светит прямо на нас, как луч прожектора, и реальная мощность порядка на три ниже, что всё равно на три порядка превосходит полную светимость нашей Галактики. При этом регистрируемый электромагнитный спектр блазаров простирается на 20 порядков величины — от радиоволн до ТэВ-ных гамма-квантов. Спектры блазаров, как правило, рисуются в виде так называемого спектрального распределения энергии — как мощность потока фотонов распределена по логарифму энергии (он отличается от обычного спектра dN/dE множителем Е2). На рис. 4А видно, что для некоторых объектов основная мощность излучается в ГэВ-ных фотонах. Это стало большим сюрпризом, когда запустили первую мощную космическую гамма-обсерваторию «Комптон».

Рис. 4А Рис. 4Б Рис. 4. Спектральное распределение энергии двух блазаров разных типов. Сверху (А) — мощнейший насыщающийся блазар 3С454.3. Снизу (Б) — один из ярчайших лацертид, или голодающих блазаров, довольно близкий (z = 0.033). Спектры не одновременные, что выражается разными сериями точек на одной энергии. «Шишка» в интервале 1014–1015 Гц на нижнем спектре — родительская галактика. 1025 Гц соответствует энергии 40 ГэВ. Пунктир — результат расчетов по примитивной модели, не него можно не обращать внимания

‌

Излучение всех блазаров сильно меняется со временем — иногда в сотни раз за десятки дней (см. рис. 5), иногда в два раза за доли часа. Среди блазаров выделяются два класса объектов. Первый — так называемые радиоквазары с плоским спектром (Flat Spectrum Radio Quasars, FSRQ). Это очень неудачное название, опирающееся на малозначащую и ненадежную деталь, но так сложилось исторически. Они замечательны своей огромной мощностью и широкими эмиссионными линиями водорода и гелия. Последнее — результат мощного аккреционного диска, который греет излучающие облака газа, летающие неподалеку. Другой тип в англоязычной литературе и в российском профессиональном жаргоне называется BL–Lac (звучит «би-эль-лак»), а в респектабельной российской литературе используется термин «лацертиды» — по имени образцового представителя этого класса BL Lacertae. Там не видно никаких линий и следов аккреционного диска, виден только джет, представленный широким непрерывным быстроменяющимся спектром. Иногда из этого спектра торчит маленький бугорок в оптике — это хозяйская галактика. Лацертиды на порядки слабее по абсолютной светимости, несмотря на то что массы их центральных машин, черных дыр, зачастую того же порядка, что и у мощнейших FSRQ, — миллиарды масс Солнца.

В чем главная разница между этими классами? В режиме питания! Блазары/квазары первого из этих двух классов можно назвать «насыщающимися» — они находятся в стадии бурной аккреции. У них плотный и очень яркий аккреционный диск и мощный джет. Лацертиды — это «голодающие» блазары/квазары. Из-за скудного режима аккреции у них очень слабый диск, как правило оптически тонкий, с малоэффективным режимом высвечивания. Основная энергия аккреции уносится в черную дыру, зато джет может быть сравнительно энергичным, если на него расходуется энергия вращения черной дыры, накопленная в стадии насыщения. Для этого достаточно, чтобы аккреционный диск удерживал магнитное поле вокруг черной дыры. Голодающих блазаров гораздо больше, но видны они только с относительно небольших расстояний — до трех миллиардов световых лет (красное смещение порядка 0,3, хотя изредка попадаются и более далекие). Насыщающиеся блазары видны с огромных расстояний — 10 млрд световых лет и более, поэтому число наблюдаемых объектов обоих типов сравнимо. Их золотой век давно позади: мощные блазары в большинстве находятся при красных смещениях от 0,8 до 2 (возраст Вселенной — от 3 до 7 млрд лет). Самый яркий из них, 3С454.3, находится на красном смещении 0,89; при вспышках это действительно монстр, превосходящий остальные в несколько раз. Его спектр изображен на рис. 4А, а кривая блеска за несколько лет наблюдений — на рис. 5. В провалах своего блеска он едва-едва наблюдаем. То есть бурное питание мощных блазаров происходит короткими порциями. Во времена расцвета квазаров более интенсивно рождались звезды и вообще во Вселенной происходило больше разных бурных событий. В современной Вселенной мощные блазары — явление гораздо более редкое, теперь они в своей массе голодают, а многие, вроде черной дыры в центре нашей Галактики, находятся в летаргии.

У насыщающихся и голодающих блазаров разные спектры в гамма-диапазоне. Первые мягче, они заваливаются к десяткам ГэВ (рис. 6); это связано с тем, что вблизи ярких аккреционных дисков очень много света, в том числе перерассеянного. Свет — поглощающая среда для гамма-квантов высоких энергий. Если произведение энергий гамма-кванта и встречного фотона больше квадрата массы электрона, то гамма-квант поглощается на мягком фотоне с рождением электрон-позитронной пары. Это главная причина, по которой заваливается спектр. От мощных квазаров прилетает огромный поток в области сотен МэВ и нескольких ГэВ и почти ничего — на десятках ГэВ.

Зато спектр гамма-квантов голодающих блазаров идет прямо и ровно в область энергий, недоступных для «Ферми», — в сотни ГэВ (рис. 4Б). Там мало света, там нечему поглощать гамма-кванты, соответственно, нет ограничений на ускорение частиц, хотя механизм ускорения мы понимаем из рук вон плохо, вплоть до неопределенности в основном типе ускоряемых частиц. Насколько далеко тянутся эти спектры, мы сказать не можем. Видно их продолжение в ТэВ-ных гамма-квантах (рис. 4Б), но и там проблема: ТэВ-ные гамма-кванты далеко во Вселенной не летают. Они поглощаются через то же рождение пар на инфракрасных фотонах от теплового излучения галактик. Что-то с красных смещений z = ~0,3 долетает, с близких расстояний — тем более, но всегда приходится вводить поправку на поглощение. Эта поправка до сих пор имеет существенную неопределенность из-за неточности оценки инфракрасного межгалактического фона, плюс остается проблема кросс-калибровки «Ферми» и черенковских телескопов. Тем не менее в некоторых случаях есть четкое впечатление, что ТэВ-ный спектр лацертид продолжает их спектр в диапазоне «Ферми». То есть основная мощность потока фотонов равномерно распределена между диапазонами ГэВ-ов, десятков и сотен ГэВ и ТэВ-ов. А может быть, и дальше: от одного из голодающих блазаров с большой вероятностью зарегистрировано нейтрино энергии выше 200 ТэВ (см. [2]). Это значит, там есть множество протонов, ускоренных до энергий типа 1015 электронвольт.

Поучительная история из собственной практики

В свое время мы с Юрием Поутаненом попробовали детально изучить спектры ярких блазаров. Другие авторы обратили внимание на то, что спектры вроде бы имеют изломы, причем в разных местах. Мы построили спектры наиболее ярких и мощных блазаров, используя открытые данные «Ферми». Выяснилось, что большинство изломов статистически незначимы — просто флуктуации. Но есть и значимые изломы, причем примерно в одном и том же месте — в районе 4 ГэВ. Что это за энергия? Да это же та что надо энергия! Именно при ней находится порог поглощения гамма-квантов сильнейшей Лайман-альфа линией ионизованного гелия (которая по энергии ровно в 4 раза выше Лайман-альфа водорода). Это был триумф! Изломы выглядели очень убедительно и находились там где надо. Значимость изломов в индивидуальных спектрах достигала 5 сигма. При этом в спектре вышеупомянутого монстра 3С454.3 был виден второй излом, соответствующий поглощению на Лайман-альфа водорода, как и положено при вчетверо большей энергии.

Статья [3] имела успех. Результат свидетельствовал о том, что ускорение частиц и излучение гамма-квантов происходит достаточно близко к черной дыре, не дальше чем на сотнях гравитационных радиусов — только там может быть яркая линия ионизованного гелия.

Через три года мы попытались развить успех — статистика «Ферми» существенно увеличилась. Кроме того, команда «Ферми» провела новый пересчет данных с уточненной калибровкой детектора. Мы построили новые, более точные спектры. И эффект от Лайман-альфа линии ионизованного гелия практически исчез! Мы стали разбираться и поняли, в чем дело. При построении спектра надо опираться на так называемую функцию отклика детектора — с какой вероятностью будет зарегистрирован фотон данной энергии, прилетевший под данным углом. Оказалось, что зависимость эффективной площади детектора от энергии, представленная в старой документации «Ферми» (Pass 6), имеет странный излом как раз в районе 4 ГэВ (рис. 9). Это излом вверх, но, поскольку эффективная площадь при вычислении спектра идет в знаменатель, получается излом вниз. Он и имитировал линию ионизованного гелия, попав в нужное место. Вразумительных причин для существования такого излома в этом месте нет — видимо, это просто артефакт калибровки, на который не обратили внимания, поскольку он слаб. Но мы работали с очень яркими объектами с хорошей статистикой и искали как раз слабые эффекты. В новой калибровке (Pass 7) такого излома не было.

В своей новой работе [4] мы подошли к задаче более аккуратно, с использованием большей статистики, проведя собственную проверку функции отклика детектора на ярких спектрах, которые не должны иметь изломов по определению. Эффект от Лайман-альфа линии ионизованного гелия не то чтобы совсем исчез, но сохранился в ослабленном виде только для двух мощнейших блазаров с ярчайшими аккреционными дисками. Зато четко прорисовался излом спектра от Лайман-альфа линии водорода, что естественно, поскольку водорода намного больше и излучение водородной линии требует менее экстремальных условий. Всё встало на свои места; результаты получились более правдоподобными, но менее яркими. Интересно, что на первую, неправильную, работу — 176 ссылок, на вторую, правильную, — всего 28.

Я рассказал эту частную историю, поскольку она типична и поучительна. С данными того же «Ферми» был аналогичный случай. Одна группа увидела, что угловое распределение гамма-квантов от блазаров шире, чем «функция разброса» точечного источника, приведенная в документации «Ферми», — вокруг источника появляется некий ореол. Отсюда был сделан далекоидущий вывод о каскадных процессах с участием внегалактических магнитных полей, происходящих по пути. Другая группа применила тот же метод к Крабовидной туманности и нашла такой же ореол, которого там в принципе не должно быть, поскольку Краб — близкий объект. Попросту функция разброса источника, измеренная/вычисленная командой «Ферми», была у́же, чем на самом деле. Это признали — и провели новую калибровку. Подобные истории происходили и с другими инструментами.

Из приведенного примера проистекают два вывода:

А. Нельзя полностью полагаться на калибровку данных и характеристики инструмента, опубликованные его создателями. Надо делать собственные тесты на разумность. Если бы мы, например, построили прецизионный спектр диффузного гамма-излучения, то обнаружили бы тот самый излом (которого там не может быть) и поняли бы, что это артефакт.

Б. Открытость исходных данных важна еще и по этой причине: исследователи, не связанные с экспериментом, вылавливают «клопов», пропущенных самой командой эксперимента. Наличие таких «клопов» практически неизбежно, и отловить их ограниченным числом сотрудников очень тяжело. «Ферми» — удачный пример открытого эксперимента, который в результате совместных усилий доведен до совершенства. А вот данные большинства наземных установок, включая черенковские телескопы, закрыты. Это подрывает доверие к точности их результатов. Есть пример, когда ошибка калибровки большой наземной установки по регистрации космических лучей сверхвысоких энергий вызвала переполох и целый вал теоретических работ в ложном направлении.

В целом гамма-астрономия успешно развивается в плане получения и накопления новых данных. Открытая база данных «Ферми» содержит многие сотни миллиардов гамма-квантов, при этом инструмент в целом неплохо откалиброван и документирован. С наземными установками ситуация в плане доступности данных несколько хуже, но и там ожидается прогресс в связи с предстоящим запуском гигантской установки CTA. К сожалению, с пониманием процессов ускорения частиц и излучения джетов дела обстоят несколько хуже, но это уже тема для отдельного разговора.

Борис Штерн

1. trv-science.ru/2022/06/rentgenovskaya-astronomiya-v-nashi-dni/

2. trv-science.ru/2018/07/pervyj-krik-nejtrinnoj-astronomii/

3. Poutanen J., Stern B. GeV Breaks in Blazars as a Result of Gamma-ray Absorption Within the Broad-line Region // The Astrophysical Journal Letters. 2010. Vol. 717. Iss. 2. P. L118-L121. arXiv: 1005.3792

4. Stern B. E., Poutanen J. The Mystery of Spectral Breaks: Lyman Continuum Absorption by Photon-Photon Pair Production in the Fermi GeV Spectra of Bright Blazars // The Astrophysical Journal. 2014. Vol. 794. Iss. 1. Article id. 8, 7. arXiv: 1408.0793