Особенности радиационных процессов в многокомпонентной релятивистской плазме и формирование космических источников гамма-излучения

К гамма-диапазону относится наиболее высокочастотная часть спектра электромагнитных волн, в которой фотоны обладают энергиями больше или порядка 100 кэв. Термин «гамма-излучение» настолько широк, что охватывает, по существу, сразу несколько диапазонов спектра, в каждом из которых применяются качественно разные инструменты и методы регистрации. Эти диапазоны различаются также набором и относительной ролью механизмов генерации излучения. Общие для всего гамма-излучения свойства обусловлены крайним положением этой области спектра. При энергии фотонов, приближающейся к энергии покоя электронов, начинают сказываться эффекты квантовой электродинамики и при взаимодействии с веществом становится важной структура энергетических уровней атомных ядер, а в области энергий выше 150 Мэв нельзя считать элементарными и сами нуклоны. С другой стороны, гамма-излучение нечувствительно к атомной структуре материи, взаимодействуя практически одинаковым образом как с состоящим из нейтральных атомов конденсированным веществом, так и с полностью ионизованной плазмой. В соответствии со сказанным, в гамма-диапазоне появляются новые механизмы генерации излучения, отсутствующие в хорошо изученных радиои оптическом диапазонах, и даже универсальные механизмы, работающие во всех спектральных областях, приобретают ряд особенностей.

Вследствие специфики радиационных механизмов, приводящих к генерации гамма-квантов, жесткое излучение несет важную дополнительную информацию о различных типах источников. Особый интерес представляют объекты, у которых значительная или даже основная часть энерговыделения приходится на гамма-излучение. Такое свойство источников сопряжено с существованием в них физических условий, которые можно охарактеризовать как экстремальные. В качестве примеров приведем сверхсильные магнитные поля нейтронных звезд, возможно, превосходящие 1014 Гс у так называемых магнетаров, и электрон-позитронную плазму с температурой ~ 10 Мэв, существующую в источниках космологических гамма-всплесков. У нейтронной компоненты релятивистского ветра температура, понимаемая как мера средней кинетической энергии хаотического движения частиц, может превышать 1 Гэв. Благодаря разнообразию известных типов космических источников гамма-излучения и физических условий в них, исследование процессов генерации жесткого излучения составляет обширную область астрофизики. В диссертации рассмотрены только три типа объектов: нейтронные звезды, первичные черные дыры и источники гамма-всплесков1. Некоторые качественные результаты, полученные для последнего типа источников, применимы также для активных ядер галактик и аккрецирующих двойных звезд (в частности, для микроквазаров [1,2]).

Формирование спектра гамма-излучения по мере его выхода из магнитосферы нейтронной звезды представляет особый, не только астрофизический интерес, поскольку в ряде случаев оно определяется экзотическими квантовоэлектродинамическими эффектами, обычно малосущественными в астрофизике других звезд или в лабораторной физике. Указанные эффекты наиболее ярко проявляются для фотонов, энергия которых сравнима с энергией покоя электрона, т. е. больше или порядка 50 кэв. В первой главе диссертации речь идет о еще не наблюдавшемся эффекте расщепления фотона в сильном магнитном поле, 7—^7 + 7. Основы соответствующей квантовой и классической теории элементарного процесса расщепления были заложены уже.

ХВ них следует выделить собственно источник энерговыделения, релятивистский плазменный ветер и образованные последним ударные волны. давно в работах Адлера, Стоунхэма, Железнякова и Фабриканта [3−6], однако анализ особенностей переноса гамма-излучения с учетом этого процесса и его применение в астрофизике нейтронных звезд до сих пор ограничивались грубыми оценками [7,8]. В диссертации были найдены строгие автомодельные решения уравнения переноса в условиях эффективного расщепления фотона и, независимо от модели магнитосферы и конкретного механизма генерации исходного излучения, показано, что в отсутствии плазменных эффектов расщепление может служить причиной формирования характерного вида спектра. Его возможная идентификация с наблюдаемыми спектрами излучения нейтронных звезд в диапазоне 50 кэв — 1 Мэв могла бы предоставить косвенное доказательство существования расщепления фотона в замагниченном вакууме. Конкретно, имеются в виду наблюдения рентгеновских и гамма-пульсаров, а также так называемых SGR (Soft Gamma Repeaters) — см., например, [9−11].

В диссертации исследуются также и физические особенности однократного расщепления фотона в магнитном поле нейтронных звезд. Разумеется, расщепление возможно потому, что вакуум в присутствии магнитного поля — это нелинейная дво-якопреломляющая среда, своими необычными свойствами обязанная виртуальным электрон-позитронным парам. В такой среде 7-кванты помимо обычных двухфо-тонных процессов рождения и аннигиляции электрон-позитронных пар подвержены действию однофотонных процессов, а именно, расщеплению фотона (результат указанной нелинейности уравнений Максвелла в сильном магнитном поле) и однофото-нному рождению пар 7 —у е+ + е~ (результат возможности передавать магнитному полю избыточный поперечный импульс). Характерным масштабом является критическое поле Всг и 4,5 • 1013 Гс, в котором энергия кванта циклотронного излучения равна энергии покоя электрона. Существование вблизи поверхностей нейтронных звезд столь сильных магнитных полей сейчас является общепризнанным. В некоторых случаях измерения скорости замедления пульсаров из-за реакции излучения вращающегося магнитного диполя дают значения магнитного поля даже свыше 1014.

Гс [12]. Наличие звезд с полями В ~ 1012 1013 Гс доказывается также отождествлением определенных спектральных особенностей наблюдаемого излучения с циклотронными линиями.

Совершенно отличным от нейтронных звезд источником гамма-излучения являются первичные черные дыры (ПЧД). Идея ПЧД была впервые предложена Зельдовичем и Новиковым [13] и Хоукингом [14] почти тридцать лет назад. Согласно этим и последующим работам (см. недавние обзоры [15,16]), ПЧД могли формироваться на самых ранних стадиях расширения Вселенной из первичных флуктуаций метрики и плотности с характерным масштабом, сравнимым с размером горизонта на соответствующий момент времени. В случае масштабно-инвариантного спектра начальных возмущений, формирующиеся черные дыры имеют степенное распределение по массам: ?Ы^ьи/йт ос га~5/2. В рамках современных моделей ранней Вселенной представляется невозможным совершенно избежать образования ПЧД, однако их количество весьма чувствительно к амплитуде спектра начальных возмущений плотности в той области пространственных масштабов, которая фактически недоступна прямым наблюдениям на современном уровне измерительной техники. Обнаружение ПЧД и определение их массовой доли в Метагалактике открыло бы важный путь к изучению физических условий в ранней Вселенной.

В начале 70-х годов выяснилось, что черные дыры подвержены процессу квантового испарения [17], в результате чего для удаленного наблюдателя они выглядят как черное тело с температурой, для которой характерная длина волны излучения равна радиусу горизонта событий. Имеющие малую массу ПЧД излучают, главным образом, в гамма-диапазоне. Длительность испарения те зависит от массы ПЧД га: те ос ш3, так что все ПЧД с массами меньше, чем гп* й 5×1014 г, успели полностью испариться [15]. Таким образом, спектр масс в настоящее время имеет пик вблизи масс га ~ га*, и соответствующая температура хоукинговского излучения черной дыры составляет Т и 20 Мэв. Измерения диффузного фона гаммаизлучения в диапазоне 100 Мэв, на который приходится максимум интегрального спектра ПЧД, накладывают верхний предел на среднюю плотность ПЧД во Вселенной [16,18]: Прьь ^ = 10~8/Г2, то есть ЖрЬь? Ю4пк" 3 (где ПрЬК — полная плотность ПЧД в единицах критической плотности, к — параметр Хаббла в единицах 100 км/с/Мпк). Вместе с тем, возможность выделения интегрального вклада ПЧД в фоновое гамма-излучение сложной природы выглядит маловероятной.

Существует также возможность обнаружить присутствие испаряющихся черных дыр в гало Галактики, где ПЧД, по-видимому, сконцентрированы в той же мере, что и другие разновидности холодного темного вещества (ТВ). Если плотность ПЧД в гало превосходит их среднюю плотность во Вселенной более чем в 4×105 раз, то вклад гало в фоновое гамма-излучение больше, чем вклад остальной части Вселенной. В этом случае, как было показано в [19], анизотропия диффузного галактического гамма-излучения накладывает более сильный предел на число ПЧД во Вселенной, чем даваемый наблюдениями внегалактического фона.

Шансы на обнаружение хоукинговского излучения от отдельных черных дыр с помощью существующих детекторов гамма-лучей и частиц также не выглядят многообещающими. Предыдущие предложения фактически основывались на надежде, что случай позволит увидеть ПЧД, движущуюся через солнечную систему в непосредственной близости от Земли 1 а.е.), или произошедший поблизости взрыв ПЧД на конечной стадии испарения [15,20]. Имея в виду приведенное выше ограничение на плотность ПЧД, оба события следует оценить как крайне маловероятные2.

Вместо пассивной стратегии ожидания случайного открытия, во второй главе диссертации указывается путь для систематичекого активного поиска ПЧД, пригодный даже в том случае, если их плотность существенно ниже современного верхнего.

2Положение улучшается, если учесть, что продукты испарения формируют плазменный ветер на финальной стадии испарения [21,22], или если апеллировать к нестандартной модели частиц [23,24].

Последняя, однако, не подтверждается экспериментами на ускорителях. предела. Конкретно, исследуются скучивание и захват ПЧД массивными объектами типа шаровых скоплений на стадии формирования последних при развитии неустойчивости Джинса в догалактическую эпоху [25]. Анализируется эволюция пространственного распределения ПЧД и показывается, что возможности современных детекторов гамма-излучения типа EGRET позволяют говорить о реальной постановке задачи об обнаружении ПЧД в гало ближайших старых шаровых скоплений.

Наиболее загадочным классом источников гамма-излучения являются всплески космической природы (гамма-всплески). Они наблюдаются уже более 30 лет, однако общепринятая теория их происхождения до сих пор отсутствует. Источники всплесков изотропно распределены по небесной сфере, имеют угловую протяженность меньше разрешающей способности современной аппаратуры и дают вспышки (по-видимому, неповторяющиеся) длительностью 0,1−100 с. У них нетепловой спектр излучения с максимумом, лежащим в гамма-диапазоне 200 кэв), причем вплоть до последнего времени всплески не удавалось отождествить с источниками в какой-либо иной спектральной области, откуда и пошло название этого явления. Недавние наблюдения оптических [26−28] и радио [29] компонент гамма-всплесков позволили, наконец, разрешить вопрос об удаленности их источников — оказалось, что они расположены на космологических (т.е. сравнимых с размером Вселенной) расстояниях. Соответственно, общее энерговыделение типичного источника составляет ~ 1051 эрг, что сравнимо с энерговыделением в сверхновых звездах. В момент вспышки источники гамма-всплесков являются ярчайшими из известных объектов: их светимость сравнима с интегральной светимостью всех остальных объектов в наблюдаемой части Вселенной.

До сих пор природа источника, дающего столь мощный гамма-всплеск, остается невыясненнойбольшинство разрабатываемых теорий основываются на моделях звездного типа. Они легко объясняют малые временные масштабы событий и их энергетику, так как требуют превращения в жесткое излучение лишь около одной тысячной части энергии покоя звезды, что вполне возможно в катастрофических однократных событиях. Однако непосредственное излучение звезды наблюдать невозможно, поскольку высокая плотность фотонов в источнике приводит к образованию оптически толстого облака электрон-позитронной плазмы и, в результате, вся исходная энергия излучения трансформируется в кинетическую энергию сброшенной оболочки, а не в гамма-излучение [30]. В обход этой трудности был предложен двухстадийный сценарий, в котором энергия плазменного выброса вновь переходит в излучение в оптически тонкой бесстолкновительной ударной волне, возникающей при торможении оболочки в межзвездной среде [31]. При этом лоренц-фактор в ударной волне должен достигать по меньшей мере 100 [32,33], чтобы источник был оптически тонким по двухфотонному поглощению регистрируемых ультражестких квантов с энергией вплоть до 10 Гэв, а наблюдаемая продолжительность свечения попадала в требуемый интервал. Это, в свою очередь, означает, что исходно плазменный выброс содержал лишь незначительную примесь барионов, не более Ю-6 -гЮ-5 от общего числа частиц.

Физические явления, ответственные за гамма-всплески, могут быть весьма различными: 1) столкновение двух нейтронных звезд (НЗ) в двойной системе [30], 2) гиперновая [34,35], 3) вынужденный коллапс НЗ под действием первичной черной дыры [36]. В первой модели источником энергии является столкновение двух НЗ (или НЗ и черной дыры звездной массы), падающих на общий центр масс из-за гравитационного излучения. Приливные силы разрушают НЗ и приводят к образованию горячего аккреционного тора, излучающего нейтрино. Модели второго типа основываются на прямом коллапсе массивной звезды или белого карлика в черную дыру через образование короткоживущего аккреционного диска вблизи от горизонта событий. В некоторых вариантах гамма-всплеск снабжается энергией за счет нейтринного излучения, в других энергия извлекается посредством открытых силовых линий магнитного поля, пронизыающих аккреционный диск.

В третьей модели, разрабатываемой в диссертации, всплеск возникает при коллапсе НЗ, вызванном находящейся в ее центре первичной черной дырой. Требуемая энергия в форме нейтринного излучения поставляется фазовым переходом нуклон-ного вещества в кварк-глюонную плазму, который происходит в аккреционном потоке вблизи от центральной черной дыры. Проходя через холодную внешнюю часть НЗ, нейтрино становятся вырожденными и аннигилируют очень неэффективно до тех пор, пока не достигнут поверхности. Здесь они создают инверсный температурный слой, который является уникальной особенностью этой модели и может объяснить низкое барионное загрязнение релятивистского ветра. Необходимо отметить, что том случае, когда источником энергии для формирования релятивистского ветра служит аннигиляция нейтрино и антинейтрино у поверхности нейтронной звезды, достаточно сложно найти механизм, приводящий к эффективному разделению электрон-позитронной плазмы и барионов. Рядом авторов [37,38] было показано, что тепловое нейтринное излучение не может обеспечить требуемой для космологических гамма-всплесков степени барионной чистоты. В этой связи предлагался весьма экзотический способ удержания барионов с использованием необычных свойств голой поверхности кварковой звезды [39]. Альтернативой служит предложенный в [36] и рассматриваемый в диссертации механизм инверсного температурного слоя.

Все модели сходятся воедино на стадии ускорения релятивистского ветра с последующим формированием внешней [40] или внутренней [41] ударной волны, разогретая плазма за фронтом которой, по-видимому, и служит непосредственным источником наблюдаемого гамма-излучения.

Проведенный в диссертации анализ последовательно включает рассмотрение физики вынужденного коллапса нейтронной звезды и образования кварк-глюонной плазмы в ее ядре под действием первичной черной дыры, вывод и решение уравнений переноса вырожденных нейтрино в холодном нуклонном веществе с использованием вычисленного здесь же нетеплового эффективного сечения рассеяния нейтрино (глава.

3). Отличие рассматриваемой здесь задачи от неоднократно обсуждавшейся в литературе задачи об остывании горячей НЗ (см., например, [42,43]) состоит в том, что во время вынужденного коллапса внешняя часть НЗ остается холодной. При этом процессы генерации нейтрино оказываются несущественными, а пренебрежимо малая в условиях горячей НЗ нетепловая компонента эффективного сечения рассеяния, напротив, играет определяющую роль.

Далее, в главе 4, приводятся решение уравнений гидродинамики релятивистского однопотокового и двухпотокового ветра и вывод условия расцепления нейтронного и протонного потоков (до субрелятивистской относительной скорости). Ранее в литературе обсуждалась диссоциация ядер, сопровождаемая образованием свободных нейтронов, при взрывах сверхновых звезд [44], т. е. в условиях, близких к существующим в источниках гамма-всплесков. Однако в применении к последним присутствие свободных нейтронов игнорировалось, хотя, как показано в диссертации, нейтронная компонента существенно изменяет имевшиеся ранее представления о динамике релятивистского плазменного ветра. В этой связи в главе 5 исследуются рождение пионов в неупругих протон-нейтронных столкновениях, возникновение неравновесной электрон-позитронной плазмы в результате развития электромагнитного каскада, частичная конверсия энергии всплеска в фотоны и нейтрино с энергией соответственно ~ 100 Гэв и ~ 30 Гэв.

В главе б проводится сравнительный анализ возможных механизмов генерации излучения в релятивистской ударной волне в источниках гамма-всплесков и приводятся аргументы в пользу того, что синхротронный механизм является доминирующим. Вместе с тем указано на существенную роль обратного эффекта Комптона, приводящего к перекачке ~ 10 — 50% энергии всплеска в ультражесткую область спектраэнергия гамма-квантов в ней может достигать 100 Тэв. Также в этой главе показано, что спектр, формируемый за счет обратного комптоновского рассеяния на ультрарелятивистских электронах, в пределе многократного рассеяния имеет степенной вид с показателем, зависящим от оптической толщины излучающей области. В ранних работах, посвященных проблеме комптонизации, рассматривалось либо взаимодействие излучения с нерелятивистскими электронами [45,46], либо речь шла о спектре, образующемся при однократном рассеянии [47]. В дальнейшем большинство авторов пользовалось численными методами для анализа задачи о многократной комптонизации на ультрарелятивистских электронах, а попытки найти ее аналитическое решение приводили к громоздким формулам [48], не всегда удобным в применении.

При взаимодействии ультражесткого излучения с ультрафиолетовым и рентгеновским излучением от того же источника, рассеянным в окружающей среде, происходит переработка первого в более мягкий диапазон спектра, где оно конденсируется вблизи порога прозрачности по двухфотонному поглощению. На основе этого эффекта показана возможность диагности плотности плазмы непосредственно в районе расположения источника гамма-всплеска. Проблема возникновения ультражесткого излучения в гамма-всплесках уже обсуждалась в литературе [33,49,50], однако полученные результаты не позволяли даже по порядку величины определить физические условия в источнике, поскольку основывались на дополнительных предположениях, таких как сильные и быстрые вариации лоренц-фактора релятивистского ветра или присутствие в образовавшейся ударной волне протонов, ускоренных до энергий 1015 эв. Представленные в диссертации результаты, напротив, получены в рамках простейших моделей релятивистского ветра и ударной волны. При этом дана вполне однозначная оценка параметров источника и плазмы за фронтом ударной волны и показано, что излучение гамма-квантов и нейтрино высоких энергий является не уникальным или случайным, а регулярным явлением.

Целью диссертационной работы является теоретическое исследование проблем генерации, переноса и формирования спектральных особенностей гамма-излучения в различных астрофизических источниках, анализ процессов, приводящих к образованию самих этих источников, а также изучение физических явлений, возникающих при переносе нейтрино в холодной коллапсирующей нейтронной звезде, и динамики релятивистского ветра, содержащего плазменную и нейтронную компоненты.

Диссертация состоит из введения, шести глав и заключения.

6.5 Выводы.

Как ясно из изложенного, предпочтительным механизмом генерации излучения гамма-всплесков является синхротронное излучение ускоренных электронов в турбулентной плазме за фронтом ультрарелятивистской ударной волны. Зависимость получающейся спектральной интенсивности от энергии фотонов имеет вид 1? ос г-½ вплоть до низкоэнергетической (оптической или ближней ультрафиолетовой) области спектра, где начинает сказываться реабсорбция синхротронного излучения. Типичный для гамма-всплесков завал в спектре при высоких энергиях ^ 200 кэв объясняется обрывом энергетического спектра ускоренных электронов при 7тах ^ 200 Г.

Приняв за основу синхротронный механизм, мы нашли нижнюю границу плотности энергии магнитного поля, необходимого для его реализации. Получившаяся величина оказалась ненамного меньше плотности кинетической энергии частиц в плазме за фронтом ударной волны, так что в источниках космологических гамма-всплесков должна существовать развитая турбулентность, обеспечивающая подобное равнораспределение. Другое следствие того же результата состоит в том, что оптическая толщина излучающей области по обратному комптоновскому рассеянию не может быть намного (на порядки) меньше единицы, а следовательно, значитель.

— 126 ная доля 10 — 50%) всей энергии гамма-всплесков приходится на ультражесткие комптонизированные фотоны с энергией намного больше 1 Тэв. Непосредственной регистрации такие кванты недоступны из-за сильного поглощения на фоновом инфракрасном излучении.

В тех моделях гамма-всплесков, которые связывают наблюдаемое излучение с ударной волной, образованной сгребаемым межзвездным газом, плотность этого газа определяется лоренц-фактором Г и длительностью всплеска. При этом для Г ^ 200 типичными являются такие условия, при которых ультражесткие кванты поглощаются уже в самом источнике при взаимодействии с собственным излучением всплеска, рассеянным в окружающем веществе. В этом случае переносимая поглощенными фотонами энергия не пропадает бесследно, а перекачивается с небольшими потерями в более мягкую часть спектра, соответствующую порогу поглощения. Следовательно, эффект поглощения и переработки ультражесткого излучения может служить важным тестом справедливости той или иной модели гамма-всплесков. Если порог поглощения попадает в область между 100 Гэв и 1 Тэв, то высокоэнергетическое излучение оказывается доступным для регистрации с помощью наземных установок и, с другой стороны, не поглощается на фоновом инфракрасном излучении. Получающаяся при этом яркость гамма-всплесков в данном энергетическом диапазоне велика настолько, что даже слабейшие из них должны легко регистрироваться наземными телескопами.

Заключение

.

Основные научные результаты диссертации состоят в следующем:

1. Развита аналитическая теория переноса гамма-излучения в условиях, когда эффект расщепления фотона в замагниченном вакууме является главным спектро-образующим фактором. Найдено однопараметрическое семейство автомодельных решений уравнения переноса, получен закон эволюции масштабного фактора и, на примере степенного спектра, продемонстрирован метод решения граничной задачи путем разложения спектра произвольного вида по автомодельным решениям. Показано, что наблюдавшийся в спектрах некоторых нейтронных звезд завал на суб-Мэв'ных энергиях может быть следствием эффекта расщепления фотона. Отмечена важность поляризационных измерений гамма-излучения для однозначной интерпретации подобных спектральных особенностей.

2. Установлены пространственное распределение и закон эволюции плотности газа слабовзаимодействующих частиц, захваченных гравитационным полем медленно коллапсирующего объекта. В случае захвата первичных черных дыр рассчитано увеличение их локальной концентрации и светимости, обусловленной эффектом испарения Хоукинга. Показано, что старые шаровые скопления в Галактике являются наиболее перспективными объектами для непосредственного обнаружения первичных черных дыр по их излучению в диапазоне ~ 100 Мэв.

3. Разработана модель источников космологических гамма-всплесков, связывающая их с вынужденным коллапсом нейтронной звезды под действием первичной черной дыры. Определены параметры кварк-глюонной плазмы в ядре коллапсирующей нейтронной звезды, выведены уравнения переноса вырожденных нейтрино в условиях преобладания нетеплового рассеяния и, на основе их численного решения, доказана возможность эффективной передачи энергии от ядра к поверхности нейтронной звезды. Предложен механизм (формирование инверсного температурного слоя в окрестности звуковой точки), ответственный за генерацию ультрарелятивистского электрон-позитронного ветра с малым барионным загрязнением.

4. Получено аналитическое решение гидродинамических уравнений для однопо-токового сферически симметричного релятивистского ветра, разгоняемого давлением излучения от компактного звездного объекта, а также обобщение этого решения для случая двухпотокового плазменного ветра, содержащего протонную и нейтронную компоненты. Выведено условие их расцепления по скоростям и указаны гидродинамические следствия двухпотоковости, в том числе немонотонная зависимость конечного лоренц-фактора нейтронов от темпа потери массы источником и бимодальность распределения источников по лоренц-факторам протонного потока.

5. Дано аналитическое описание одношагового электромагнитного каскада, инициированного распадом пионов. В применении к релятивистскому ветру от источников гамма-всплесков найдены спектр и порог каскада, относительное содержание электрон-позитронной компоненты в плазме вблизи фотосферы, наблюдаемая доля энергии, приходящаяся на непереработанные фотоны, а также величина потерь на нейтринное излучение.

6. Проведен сравнительный анализ механизмов генерации наблюдаемого излучения космологических гамма-всплесков и найден предельный вид спектра, формируемого за счет многократного обратного комптоновского рассеяния на ультрарелятивистских электронах. На основании количественных оценок продемонстрирована предпочтительность синхротронного механизма излучения в мягком гамма-диапазоне и установлены величины магнитного поля и лоренц-фактора ускоренных.

— 129 электронов, требуемые для его реализации.

7. Исследованы два возможных механизма генерации ультражесткого излучения в гамма-всплесках: 1) распад нейтральных пионов, рожденных в неупругих нуклонных столкновениях при расцеплении протонной и нейтронной компонент релятивистского ветра, и 2) обратное комптоновское рассеяние синхротронного излучения ударной волны. Показано, что в первом случае ультражесткое излучение сосредоточено в диапазоне ~ 100 Гэв и содержит относительно небольшую (доли процента), но доступную наблюдениям часть энергии всплеска. Во втором случае излучение, исходно генерируемое в диапазоне 1−100 Тэв, переносит существенную долю общей энергии всплеска (~ 10 — 50%). Предсказан эффект переработки (смягчения) ультражесткого излучения за счет взаимодействия с рассеянным окружающей плазмой рентгеновским и ультрафиолетовым излучением от того же источника. Указана возможность диагностики плотности окружающей среды непосредственно вблизи источника.