Природа оптически тёмных гамма-всплесков

Вольнова А.А. Позаненко А.С(ГАИШ МГУ) (ИКИ РАН)

Проблема «тёмных» всплесков GRB 970228 – первое открытие

оптического послесвечения (ОП) (van

Paradijs et al. 1997), идея, что все гамма-всплески должны сопровождаться ОП;

однако в последующие годы наблюдения показали, что обнаружение ОП происходит всего в 20-30% случаев (напр., Fynbo et al. 2001 and Lazzati et al. 2002);

С запуском обсерватории Swift и вводом в строй большого числа наземных телескопов быстрого реагирования картина немного изменилась: ~80% всплесков имеют рентгеновский компонент, ~40% из них не имеют ОП (http://www.mpe.mpg.de/~jcg/grbgen.html)

В чём проблема?

проблема «тёмных» всплесков – наличие этих 40% всплесков без ОП

Определение оптически тёмных GRB

изначально тёмными назвали всплески, у которых был найден рентгеновский компонент, но отсутствовал оптический (Fynbo et al. 2001);

затем определение было ограничено по яркости и времени ОП: R > 23m через 12 часов после начала всплеска;

далее были предложены определения, основанные на модели файербола: F ~ ν-β, β зависит от показателя p распределения по энергиям излучающих электронов и положения характерной частоты νc.Рисунок из работы Sari, Piran, Narayan, 1998.

Jakobsson et al. 2004

βOX = lg(FX/FO)/lg(νO/νX) 2 ≤ p ≤ 2.5 =>

0.5 ≤ βOX ≤ 1.25

νc > 1018 Гц νc < 1014 Гц

из FX и FO , взятых на 11h после всплеска => βOX

βOX < 0.5 – тёмные всплески

Rol et al. 2005определение немного модифицировано: FX и FO усредняются по спектральному и временному интервалам

диаграмма, построенная по критерию Якобсона (Zheng et al. 2009)

van der Horst et al. 2009 если оптический и рентгеновский

компоненты созданы синхротронным излучением, то при определённом спектральном индексе βX спектральный индекс βО будет равен либо βX, либо βX – 0.5. Следовательно, βX – 0.5 < βОX < βX

если βОX < βX – 0.5, то всплеск тёмный.

диаграмма тёмных всплесков из работы van der Horst et al. 2009

В разных выборках доля тёмных всплесков варьируется от 20 до 50 % (Fynbo et al. 2009). Это зависит от используемого критерия отбора событий и от происхождения выборки по всем всплескам, наблюдаемым обсерваторией

Swift – 20% (Zheng et al. 2009) по выборке одного наземного инструмента – до

50% (Greiner et al. 2011)

В любом случае популяция тёмных всплесков составляет более 20% от всех событий

Причины: 1. Большое z при z > 4 «лес» Lyα сдвинут в оптическую

область большое красное смещение (z) ответственно

за 5-20% тёмных всплесков (Perley et al. 2009, Greiner et al. 2011, Melandri et al. 2011)

Zheng et al. (2009) вычислили βOX для тёмных всплесков с большим z, используя наблюдаемый оптический поток и оптический поток, сдвинутый в систему источника, при этом половина всплесков перестали удовлетворять критерию темноты.

распределение по z оптически тёмных (синий) и оптически ярких (чёрный) всплесков из работы Greiner et al. 2011 и Fynbo et al. 2009

Причины: 2. Поглощение на луче зрения

а) поглощение в толще родительской галактики (bulk absorption)

фотометрические наблюдения родительских галактик позволяют моделировать их SED совместно с законами поглощения (чаще всего MW или SMC). Около 25% событий имеют AV > 0.8m, что при z ~ 2 даёт AV > 3 (Perley et al. 2009, Greiner et al. 2011)

Greiner et al. (2011) моделировали спектры 39 всплесков, используя оптические и рентгеновские данные, степенным законом или степенным законом с изломом (Δβ = 0.5) и фитируя AV и NH

25% тёмных всплесков имеют AV ~0.5 и 10 % имеют AV > 1

Shao & Dai, 2007

при этом должно наблюдаться умягчение рентгеновского спектра

б) поглощение пылевым щитом

например, GRB 090417B, Holland et al. 2010

в) поглощение в плотной окружающей среде

длительные гамма-всплески связывают с взрывом массивных звёзд, расположенных в областях интенсивного звездообразования (Paczynski 1998, Kulkarni et al. 1998)

окружающее вещество будет нагреваться излучением всплеска и высвечивать накопленное тепло в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах на масштабах от нескольких десятков до нескольких сотен дней (напр. Barkov & Bisnovatyi-Kogan 2005);

плотные молекулярные облака с n = 104–106 cm-3 могут полностью поглотить ОП.

Причины: 3. Другой механизм излучения

рентгеновский и оптический компоненты могут быть результатом различных процессов излучения, что может иметь место, например, во время фазы плато на рентгеновской кривой блеска

(напр., Zhang et al. 2006; GRB 100614 и GRB 100615, D’Elia & Stratta 2011; GRB 090529, Xin et al., in prep.)

Родительские галактики тёмных всплесков

часто наблюдение родительской галактики – единственный способ определить расстояние до источника всплеска;

изучение родительских галактики тёмных всплесков помогает определить их природу;

в основном, голубые галактики (В – R = 0.3-0.7) со средней яркостью M ~ -20m (Fruchter et al. 2006), однако встречаются и сильно красные с интенсивным звездообразованием (GRB 070521, Perley et al. 2009)

при отсутствии ОП поиск родительской галактики усложняется, так как в область локализации рентгеновского телескопа может попасть более одного источника

GRB 051008 был зарегистрирован только

рентгеновский компонент; найдена родительская галактика

(ЗТШ, КрАО); наблюдения родительской

галактики проводились с 2006 по 2010 год в фильтрах BgVRiK’ (+фильтры UVOT/Swift) на телескопах ЗТШ (КрАО), АЗТ-11(Майданак), NOT (La Palma), Keck, Gemini N (Mauna Kea);

определено фотометрическое красное смещение z = 0.35 +/- 0.10;

AV ~ 0.6m; наиболее вероятная причина

темноты – поглощение в плотной среде вокруг источника всплеска;

у тёмных гамма-всплесков наблюдается в среднем более интенсивное рентгеновское послесвечение, нежели у оптически ярких всплесков (Melandri et al. 2011)

среднее значение NH для тёмных всплесков больше, чем для обычных:

<lgNH

dark> = 0.35 <lgNH

ordinary> = 0.12(Zheng et al. 2009; Balazs et al. 2009)

Заключение Общее число всплесков без ОП составляет ~40%. Число тёмных всплесков, удовлетворяющих одному из физических

критериев темноты, составляет 20-50% от всех всплесков. Внутренние свойства источников тёмных всплесков (Eiso, Ep, Liso) не

отличаются от свойств оптически ярких всплесков. Основной причиной появления тёмных всплесков является

значительное поглощение оптического послесвечения в среде, окружающей источник всплеска, которая отличается от среды, окружающей оптически яркие всплески.

Большое красное смещение (z ≥ 4) имеют ~10% всплесков, при этом измеренные красные смещения есть для ~40% всех всплесков. Большое z не является главной причиной появления тёмных всплесков.

Поиск и исследование родительских галактик тёмных гамма-всплесков позволяет оценить красное смещение источника всплеска, изучить межзвездной среды в родительской галактике.