'

Природа оптически тёмных гамма-всплесков

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

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


Слайд 1

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);


Слайд 2

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)


Слайд 3

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


Слайд 4

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;


Слайд 5

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


Слайд 6

Jakobsson et al. 2004 ?OX = lg(FX/FO)/lg(?O/?X) 2 ? p ? 2.5 => 0.5 ? ?OX ? 1.25 ?c > 1018 Гц ?c < 1014 Гц из FX и FO , взятых на 11h после всплеска => ?OX ?OX < 0.5 – тёмные всплески Rol et al. 2005 определение немного модифицировано: FX и FO усредняются по спектральному и временному интервалам


Слайд 7

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


Слайд 8

van der Horst et al. 2009 если оптический и рентгеновский компоненты созданы синхротронным излучением, то при определённом спектральном индексе ?X спектральный индекс ?О будет равен либо ?X, либо ?X – 0.5. Следовательно, ?X – 0.5 < ?ОX < ?X если ?ОX < ?X – 0.5, то всплеск тёмный.


Слайд 9

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


Слайд 10

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


Слайд 11

Причины: 1. Большое z при z > 4 «лес» Ly? 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 ?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.


Слайд 12

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


Слайд 13

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)


Слайд 14

Greiner et al. (2011) моделировали спектры 39 всплесков, используя оптические и рентгеновские данные, степенным законом или степенным законом с изломом (?? = 0.5) и фитируя AV и NH 25% тёмных всплесков имеют AV ~0.5 и 10 % имеют AV > 1


Слайд 15

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


Слайд 16

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.


Слайд 17

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.)


Слайд 18

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


Слайд 19

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;


Слайд 20

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


Слайд 21

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


Слайд 22

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.


×

HTML:





Ссылка: