Природа оптически тёмных гамма-всплесков

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

2. 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);

3. С запуском обсерватории Swiftи 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)

4. В чём проблема? • проблема «тёмных» всплесков – наличие этих 40% всплесков без ОП

5. 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 > 23mчерез 12 часов после начала всплеска;

6. 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.

7. Jakobsson et al. 2004 βOX = lg(FX/FO)/lg(νO/νX) 2 ≤ p ≤ 2.5 => 0.5 ≤ βOX≤ 1.25 νc > 1018Гц νc< 1014Гц из FXи FO, взятых на 11hпосле всплеска => βOX βOX < 0.5 – тёмные всплески Rol et al. 2005 определение немного модифицировано: FXи FOусредняются по спектральному и временному интервалам

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

9. van der Horst et al.2009 • если оптический и рентгеновский компоненты созданы синхротронным излучением, то при определённом спектральном индексе βXспектральный индекс βО будет равен либо βX, либо βX – 0.5. Следовательно, βX – 0.5 < βОX < βX • если βОX < βX – 0.5, то всплеск тёмный.

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

11. 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

12. 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.

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

14. 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)

15. 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 AVи NH 25% тёмных всплесков имеют AV~0.5 и 10 % имеют AV> 1

16. б) поглощение пылевым щитом Shao & Dai, 2007 при этом должно наблюдаться умягчение рентгеновского спектра например, GRB 090417B, Holland et al. 2010

17. 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.

18. 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.)

19. 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

20. 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;

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

22. среднее значение NH для тёмных всплесков больше, чем для обычных: <lgNHdark> = 0.35 <lgNHordinary> = 0.12 (Zheng et al. 2009; Balazs et al. 2009)

23. 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.