Природа оптически тёмных гамма-всплесков Вольнова А.А. Позаненко А.С (ГАИШ МГУ) (ИКИ РАН)

Проблема «тёмных» всплесков GRB – 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 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 (

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 > 23 m 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 ν c. Рисунок из работы Sari, Piran, Narayan, 1998.

Jakobsson et al β OX = lg(F X /F O )/lg(ν O /ν X ) 2 p 2.5 => 0.5 β OX 1.25 ν c > Гц ν c < Гц из F X и F O, взятых на 11 h после всплеска => β OX β OX < 0.5 – тёмные всплески Rol et al определение немного модифицировано: F X и F O усредняются по спектральному и временному интервалам

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

van der Horst et al если оптический и рентгеновский компоненты созданы синхротронным излучением, то при определённом спектральном индексе β X спектральный индекс β О будет равен либо β X, либо β X – 0.5. Следовательно, β X – 0.5 < β ОX < β X если β ОX < β X – 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 β OX 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 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 A V > 0.8 m, что при z ~ 2 даёт A V > 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 (Δ β = 0.5) и фитируя A V и N H 25% тёмных всплесков имеют A V ~0.5 и 10 % имеют A V > 1

Shao & Dai, 2007 при этом должно наблюдаться умягчение рентгеновского спектра б) поглощение пылевым щитом например, GRB B, 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 = 10 4 –10 6 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 и GRB , DElia & Stratta 2011; GRB , 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 = ) со средней яркостью M ~ -20 m (Fruchter et al. 2006), однако встречаются и сильно красные с интенсивным звездообразованием (GRB , Perley et al. 2009) при отсутствии ОП поиск родительской галактики усложняется, так как в область локализации рентгеновского телескопа может попасть более одного источника

GRB 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 = /- 0.10; A V ~ 0.6 m ; 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 N H для тёмных всплесков больше, чем для обычных: = 0.35 = 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 (E iso, E p, L iso ) 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.