Для начала - несколько чисел:
0.1475, 0.483, 0.555, 0.645, 0.726, 0.736, 0.87, 0.97, 1.159, 1.549, 1.717, 1.96, 2.01, 2.38, 2.823, 3.52, 4.99.
Впечатлились?
Я так и думал, что нет.
Это - упорядоченный по возрастанию список красных смещений (z) всех зарегистрированных длинных гамма-всплесков https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/9114.html, для которых их красное смещение (а следовательно, и расстояние) удалось измерить в 2016 году (за 2017 не привожу: год не кончился!).
Почему так мало? Потому что, хоть гамма-всплески при работе детекторов и регистрируются, как правило, по несколько штук в день (рекорд - четыре в сутки), но регистрации производятся и доступны не каждый день, а самое главное - далеко не для каждого гамма-всплеска красное смещение удается измерить: на гамма-кванте не написано, как далеко и долго он летел, красное смещение узнают не для самого гамма-всплеска, а для его оптического послесвечения - а для этого нужно, чтобы поток гамма-лучей попал в оболочку, сброшенную гипергигантом перед взрывом (что бывает вовсе не всегда), под его воздействием оболочка переизлучила оптически регистрируемые фотоны (что тоже бывает не всегда), на Земле это заметили (конечно, подчас послесвечение бывает потрясающе ярким - помните, я рассказывал, что был случай, когда его можно было бы увидеть невооруженным глазом с расстояния в 7,5 миллиарда световых лет? - но и это не всегда), навелись на него и зарегистрировали спектр за те минуты, которые проходят от сообщения о гамма-всплеске до завершения процесса (а это уж точно - редкая удача). Так что радоваться надо, что статистика хотя бы такая.
Переведем эти красные смещения в расстояния (для наглядности и весьма приблизительно - ведь для того, чтобы точно рассчитать расстояние по красному смещению, нужно не только знать постоянную Хаббла https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/8538.html в данное время, но и историю ее изменения в расширяющейся Вселенной за время распространения светового сигнала).
Получаются примерно такие величины (в миллиардах световых лет, по времени распространения светового сигнала https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/7900.html - или, что то же самое - в миллиардах лет, прошедших от гамма-всплеска до настоящего момента):
1,92, 5,07, 5,58, 6,16, 6,63, 6,69, 7,37, 7,81, 8,53, 10,0, 10,45, 11,04, 11,50, 12,0, 12,62.
И вот теперь начинаем думать.
Длинный гамма-всплеск образуется при коллапсе быстровращающегося гипергиганта. Гипергигант живет ничтожно малое время - три-пять миллионов лет, а следовательно, длинный гамма-всплеск происходит там, где в момент его появления происходит активное звездообразование. А значит, частота появления длинных гамма всплесков (в какой-то области или на каком-то расстоянии) четко и однозначно соответствует интенсивности звездообразования (в этой области или на этом расстоянии).
Интенсивность (вернее, темп) звездообразования обозначается привычной аббревиатурой SFR - stars formation rate. Рано или поздно я вообще перестану ее расшифровывать - мы же люди свои и привыкнем!
Гамма-всплески тоже обозначаются привычной аббревиатурой GRB - gamma-ray bursts. Их так и кодируют: GRB 161129A - первый зарегистированный 29 ноября 2016 года, GRB 161129B - второй зарегистрированный в тот же день...
Соответственно, интенсивность (вернее, темп) их возникновения обозначается как GRBR.
Ну, а вспомнив, что они бывают короткие (которые нас сейчас не интересуют - они происходят спустя различное время после рождения соответствующих звезд, и стало быть с темпом звездообразования связаны достаточно относительно) и длинные, о которых мы говорим, мы уже не удивимся аббревиатурам SGRB, LGRB и, соответственно, SGRBR и LGRBR.
И, соответственно, фразу "частота появления длинных гамма всплесков четко и однозначно соответствует интенсивности звездообразования" мы можем переписать в простом и понятном каждому виде: "LGRBR коррелирует с SFR".
И заодно можем обратить внимание на то, на каких дистанциях происходят гамма-всплески - и понять, что я Вас не обманывал, рассказывая, как сильно упал темп звездообразования в наши времена, и каким высоким он был ранее.
А вот теперь стоит задуматься о проблемах измерения SFR по LGRBR.
Проблем несколько. Одна из них относительно проста - чем дальше гамма-всплеск, тем меньше вероятности уловить его послесвечение. И, соответственно, тем меньше гамма-всплесков больших удалений попадет в приведенную статистику - и тем более заниженным окажется SFR по LGRBR для больших z.
Тут способ борьбы - в первую очередь, для разных удалений контролировать долю измеренных красных смещений сравнительно с характеристиками самого потока зарегистрированных гамма-лучей и пытаться таким образом выяснить поправку на расстояние. Сложная процедура, которая, однако же помогает (в частности, утешает тем, что не столь уж сильно падает доля зарегистрированных послесвечений и качественно картину не меняет).
А вот другая проблема - поинтереснее...
Мы хотим знать темп звездообразования SFR, измеряя частоту гамма-всплесков, поскольку как сказано выше, они пропорциональны друг другу.
Все вполне логично - если только коэффициент пропорциональности сам по себе постоянен и не зависит от времени (и, соответственно, расстояния).
Казалось бы, в чем проблема? Для начала стоит выяснить, какую долю среди рождающихся звезд составляют те гипергиганты, которые могут быть прогениторами гамма-всплесков - а потом спросить себя, отчего миллиарды лет она могла бы быть другой.
Первая часть программы реализуется относительно легко - с радостью вспоминаем, что есть на свете IMF https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/42499.html
А вот что касается второй части - тут сразу начинаешь понимать, что где IMF, там и проблемы...
Начальная функция масс зависит от металличности материала, из которого образуются звезды - напомню https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5020.html и https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/22749.html. Если металличность низка и теплоотвод из сжимающегося протозвездного облака невелик - рождаются массивные звезды, если же металличность высока - рождаются маломассивные.
А в стародавние времена, когда во Вселенной существовали еще преимущественно звезды второго поколения с низкой металличностью, и газ в галактиках еще не успел обогатиться металлами от сброшенных оболочек отживших звезд и от взрывов сверхновых, металличность была ниже современной - и, соответственно, доля звезд-гигантов была выше. И, стало быть, доля гамма-всплесков, происходящих в расчете на некоторое количество звезд, была выше той, которую мы можем рассчитать, исходя из современной картины. А какой?
Вот и вопрос - как ее определить, эту долю, для красного смещения z=1,5? А для z=3?
Правда, есть один интересный нюанс - если суметь определить для данной эпохи (то есть, для данного удаления от нас) темп звездообразования из других соображений, независимых от частоты гамма-всплесков (по цвету, массе и яркости галактик, например) - то можно решать обратную задачу: для известной SFR частота гамма-всплесков позволяет ответить на вопрос, какой в то время была доля очень массивных звезд среди рождающихся. То есть, восстановить фрагмент начальной функции масс для тех времен.
Вот сколько информации может стоять за невинной фразой "определение SFR по LGRBR на больших z".
Это - если, конечно, говорить в общем и не вдаваться в подробности.
0.1475, 0.483, 0.555, 0.645, 0.726, 0.736, 0.87, 0.97, 1.159, 1.549, 1.717, 1.96, 2.01, 2.38, 2.823, 3.52, 4.99.
Впечатлились?
Я так и думал, что нет.
Это - упорядоченный по возрастанию список красных смещений (z) всех зарегистрированных длинных гамма-всплесков https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/9114.html, для которых их красное смещение (а следовательно, и расстояние) удалось измерить в 2016 году (за 2017 не привожу: год не кончился!).
Почему так мало? Потому что, хоть гамма-всплески при работе детекторов и регистрируются, как правило, по несколько штук в день (рекорд - четыре в сутки), но регистрации производятся и доступны не каждый день, а самое главное - далеко не для каждого гамма-всплеска красное смещение удается измерить: на гамма-кванте не написано, как далеко и долго он летел, красное смещение узнают не для самого гамма-всплеска, а для его оптического послесвечения - а для этого нужно, чтобы поток гамма-лучей попал в оболочку, сброшенную гипергигантом перед взрывом (что бывает вовсе не всегда), под его воздействием оболочка переизлучила оптически регистрируемые фотоны (что тоже бывает не всегда), на Земле это заметили (конечно, подчас послесвечение бывает потрясающе ярким - помните, я рассказывал, что был случай, когда его можно было бы увидеть невооруженным глазом с расстояния в 7,5 миллиарда световых лет? - но и это не всегда), навелись на него и зарегистрировали спектр за те минуты, которые проходят от сообщения о гамма-всплеске до завершения процесса (а это уж точно - редкая удача). Так что радоваться надо, что статистика хотя бы такая.
Переведем эти красные смещения в расстояния (для наглядности и весьма приблизительно - ведь для того, чтобы точно рассчитать расстояние по красному смещению, нужно не только знать постоянную Хаббла https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/8538.html в данное время, но и историю ее изменения в расширяющейся Вселенной за время распространения светового сигнала).
Получаются примерно такие величины (в миллиардах световых лет, по времени распространения светового сигнала https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/7900.html - или, что то же самое - в миллиардах лет, прошедших от гамма-всплеска до настоящего момента):
1,92, 5,07, 5,58, 6,16, 6,63, 6,69, 7,37, 7,81, 8,53, 10,0, 10,45, 11,04, 11,50, 12,0, 12,62.
И вот теперь начинаем думать.
Длинный гамма-всплеск образуется при коллапсе быстровращающегося гипергиганта. Гипергигант живет ничтожно малое время - три-пять миллионов лет, а следовательно, длинный гамма-всплеск происходит там, где в момент его появления происходит активное звездообразование. А значит, частота появления длинных гамма всплесков (в какой-то области или на каком-то расстоянии) четко и однозначно соответствует интенсивности звездообразования (в этой области или на этом расстоянии).
Интенсивность (вернее, темп) звездообразования обозначается привычной аббревиатурой SFR - stars formation rate. Рано или поздно я вообще перестану ее расшифровывать - мы же люди свои и привыкнем!
Гамма-всплески тоже обозначаются привычной аббревиатурой GRB - gamma-ray bursts. Их так и кодируют: GRB 161129A - первый зарегистированный 29 ноября 2016 года, GRB 161129B - второй зарегистрированный в тот же день...
Соответственно, интенсивность (вернее, темп) их возникновения обозначается как GRBR.
Ну, а вспомнив, что они бывают короткие (которые нас сейчас не интересуют - они происходят спустя различное время после рождения соответствующих звезд, и стало быть с темпом звездообразования связаны достаточно относительно) и длинные, о которых мы говорим, мы уже не удивимся аббревиатурам SGRB, LGRB и, соответственно, SGRBR и LGRBR.
И, соответственно, фразу "частота появления длинных гамма всплесков четко и однозначно соответствует интенсивности звездообразования" мы можем переписать в простом и понятном каждому виде: "LGRBR коррелирует с SFR".
И заодно можем обратить внимание на то, на каких дистанциях происходят гамма-всплески - и понять, что я Вас не обманывал, рассказывая, как сильно упал темп звездообразования в наши времена, и каким высоким он был ранее.
А вот теперь стоит задуматься о проблемах измерения SFR по LGRBR.
Проблем несколько. Одна из них относительно проста - чем дальше гамма-всплеск, тем меньше вероятности уловить его послесвечение. И, соответственно, тем меньше гамма-всплесков больших удалений попадет в приведенную статистику - и тем более заниженным окажется SFR по LGRBR для больших z.
Тут способ борьбы - в первую очередь, для разных удалений контролировать долю измеренных красных смещений сравнительно с характеристиками самого потока зарегистрированных гамма-лучей и пытаться таким образом выяснить поправку на расстояние. Сложная процедура, которая, однако же помогает (в частности, утешает тем, что не столь уж сильно падает доля зарегистрированных послесвечений и качественно картину не меняет).
А вот другая проблема - поинтереснее...
Мы хотим знать темп звездообразования SFR, измеряя частоту гамма-всплесков, поскольку как сказано выше, они пропорциональны друг другу.
Все вполне логично - если только коэффициент пропорциональности сам по себе постоянен и не зависит от времени (и, соответственно, расстояния).
Казалось бы, в чем проблема? Для начала стоит выяснить, какую долю среди рождающихся звезд составляют те гипергиганты, которые могут быть прогениторами гамма-всплесков - а потом спросить себя, отчего миллиарды лет она могла бы быть другой.
Первая часть программы реализуется относительно легко - с радостью вспоминаем, что есть на свете IMF https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/42499.html
А вот что касается второй части - тут сразу начинаешь понимать, что где IMF, там и проблемы...
Начальная функция масс зависит от металличности материала, из которого образуются звезды - напомню https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5020.html и https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/22749.html. Если металличность низка и теплоотвод из сжимающегося протозвездного облака невелик - рождаются массивные звезды, если же металличность высока - рождаются маломассивные.
А в стародавние времена, когда во Вселенной существовали еще преимущественно звезды второго поколения с низкой металличностью, и газ в галактиках еще не успел обогатиться металлами от сброшенных оболочек отживших звезд и от взрывов сверхновых, металличность была ниже современной - и, соответственно, доля звезд-гигантов была выше. И, стало быть, доля гамма-всплесков, происходящих в расчете на некоторое количество звезд, была выше той, которую мы можем рассчитать, исходя из современной картины. А какой?
Вот и вопрос - как ее определить, эту долю, для красного смещения z=1,5? А для z=3?
Правда, есть один интересный нюанс - если суметь определить для данной эпохи (то есть, для данного удаления от нас) темп звездообразования из других соображений, независимых от частоты гамма-всплесков (по цвету, массе и яркости галактик, например) - то можно решать обратную задачу: для известной SFR частота гамма-всплесков позволяет ответить на вопрос, какой в то время была доля очень массивных звезд среди рождающихся. То есть, восстановить фрагмент начальной функции масс для тех времен.
Вот сколько информации может стоять за невинной фразой "определение SFR по LGRBR на больших z".
Это - если, конечно, говорить в общем и не вдаваться в подробности.