УДК 524.354.6-337-77
РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ МАГНЕТАРА SGR 1806-20: ЭВОЛЮЦИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ОБЛАСТИ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ
© 2007 г. Ю. Н. Гнедин1, А. В. Ипатов2, М. Ю. Пиотрович1, А. М. Финкельштейн2, М. А. Харинов2
1Главная астрономическая обсерватория Российской академии наук, С.-Петербург (Пулково), Россия 2Институт прикладной астрономии Российской академии наук, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 04.04.2006 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
Представлены результаты наблюдений в радиодиапазоне области послесвечения, возникшей после уникальной вспышки в гамма-лучах 27 декабря 2004 г. магнетара SGR 1806—20. Наблюдения выполнялись на телескопе РТФ-32 Зеленчукской обсерватории ИПА РАН на длине волны 3.5 см. Данные наблюдений подтверждают факт усиления радиояркости окружающей магнетар туманности в период с 25-го по 31-й день после самой вспышки. Сравнение результатов наблюдений на Зелен-чукской обсерватории с другими наблюдениями позволило определить величину магнитного поля в области радиоизлучения в рамках механизма синхротронного излучения с учетом самопоглощения в релятивистской плазме. Оценивается кинетическая энергия ударной волны, возникшей в результате гигантской вспышки магнетара.
PACS: 97.60.Jd, 97.10.Ld, 95.85.Bh, 95.30.Gv
1. ВВЕДЕНИЕ
27 декабря 2004 г. космические спутники зарегистрировали уникальную по мощности вспышку галактического гамма-источника SGR 1806—20 [1, 2]. Эта вспышка была настолько мощной, что она вызвала возмущение в ионосфере Земли [3], и было зарегистрировано заметное явление отражения гамма-излучения вспышки от Луны [4]. Вспышка гамма-излучения длилась 0.25 с и имела полную мощность 0.3 эрг/см-2, что соответствует мощности -1047 эрг/с для объекта, находящегося на расстоянии 15 кпк [5]. Послесвечение в радиодиапазоне было зарегистрировано рядом обсерваторий (VLA, GMRT, ATCA, NMA, IRAM; рис. 1). Так, обсерватория VLA наблюдала радиоизлучение SGR 1806—20, начиная с 3 января 2005 г. Полный список результатов всех проведенных радионаблюдений зарубежными обсерваториями представлен в работах [7, 8]. По данным [6a] угловой размер радиоисточника на частоте 8.5 ГГц возрастал от значения 0.037" на 7-й день после вспышки до значения <~0.08" на 20-й день, что соответствует скорости возрастания углового радиуса как dR/dt = 0.031 ± 0.0011"/сут. Эта величина соответствует скорости расширения v/c = 0.27 ± 0.10 (где c — скорость света).
Вплоть до ~25-го дня с момента вспышки интенсивность излучения уменьшалась со временем
во всех частотных диапазонах, хотя и наблюдались довольно сложные вариации потока. Закон временно) го изменения плотности потока можно примерно представить в виде Sv ~ te, где в ~ —2.7 для всех шести частотных полос [7]. Излучение оказалось линейно-поляризованным, что подтверждает его синхротронную природу. Спектральный индекс a (Sv ~ va) изменялся со временем от значения 0.7 до —0.9. Высокочастотный спектр излучения, скорее всего, соответствует спектру оптически тонкой релятивистской плазмы. Яркостная температура на частоте 240 МГц составляла TB ~ 2.4 х х 109 К[8].
Радионаблюдения источника SGR 1806—20 выполнялись на телескопе РТФ-32 Зеленчукской обсерватории ИПА РАН в период с 30 января 2004 г. по 13 февраля 2005 г. Рабочая длина волны составляла 3.5 см. Значение измеренного на длине волны 3.5 см радиопотока составило ^100 мЯн. В этот период наблюдения SGR 1806—20 выполнялись также в обсерваториях VLA и ATCA (Australia Telescope Compact Array), но на длине волны ^6 см (частота 4.8 ГГц) [9]. Именно в этот период (>25 дней после вспышки гамма-излучения) данные VLA и ATCA показали существенное возрастание наблюдавшегося потока радиоизлучения. Авторы [9] объясняют этот эффект возрастания не как результат просветления расширяющегося
к t*
£
ей М
§ 100 к
л н о о к н о ч С
10
• 240 МГц 610 МГц
• 1.4 ГГц ■ 4.8 ГГц
8.5 ГГц
10 20 30 40
Время, прошедшее от гигантской вспышки SGR 1806-20, сут
Рис. 1. Плотность потока радиоизлучения магнетара S GR 1806-20 по данным наблюдений обсерваторий VLA, GMRT, NMA и ATCA [6].
экрана поглощения, а как результат взаимодействия высокоскоростного материала, образовавшегося при взрыве, с окружающей магнетар околозвездной средой. Такая среда могла образоваться в результате предыдущих взрывов. Полная динамическая модель такого взаимодействия описана в [10]. Таким образом, данные Зеленчукской обсерватории дают важную дополнительную информацию о поведении радиоизлучения источника на более коротких длинах волн.
Целью представленной работы является анализ результатов наблюдений SGR 1806—20, выполненных в Зеленчукской обсерватории ИПА РАН. Будет получена оценка величины магнитного поля в области радиоизлучения и определена эволюция магнитного поля со временем на всей шкале мониторинга радиоизлучения этого объекта.
2. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ РАДИОПОТОКА SGR 1806-20 НА ТЕЛЕСКОПЕ РТФ-32 ИПА РАН
Радионаблюдения космического гамма-источника SGR 1806-20 были выполнены на радиотелескопе ИПА РАН, расположенном в станице Зеленчукская Карачаево-Черкесской Республики, в период с 30 января 2004 г. по 13 февраля 2005 г. на длине волны 3.5 см. Радиотелескоп РТФ-32 представляет собой квазипараболическое зеркало диаметром 32 м со вторичным квазигиперболоидом диаметром 4 м с фокусным расстоянием 11.4 м,
имеющее азимутальную монтировку и среднеквадратичную ошибку поверхности 0.5 мм. Точность наведения телескопа составляет 10" [11]. Наблюдения SGR 1806-20 проводились на интервале высот 15°—26° по методу "плавного" сканирования по углу места [12], в процессе которого антенна сопровождает источник по азимуту и производит сканирование по углу места. Амплитуда сканирования была выбрана равной 10'. (Ширина диаграммы направленности радиотелескопа на волне 3.5 см на углах места проведения наблюдений составляет ~3.7'). Параметры антенны и поглощение в атмосфере контролировались по калибровочным источникам, список которых представлен в [13]. В ходе первичной обработки все сканы были отфильтрованы от случайных отскоков и помех. Уход уровня нуля сигнала на выходе приемников из-за изменения шумовой температуры атмосферы с высотой учитывался линейной аппроксимацией на каждом отдельном скане. При плавном сканировании по углу места получается ряд отдельных сканов двух видов: сканы, полученные в результате сканирования источника сверху вниз, и сканы, полученные в результате сканирования снизу вверх. Все сканы за сет наблюдения накапливались с учетом направления сканирования. Затем формировался общий скан для каждого направления, в который вписывалась функция Гаусса.
Значение потока источника для каждого направления сканирования определялось величиной максимума вписанной функции Гаусса. Затем результаты по обоим направлениям сканирования
и 200 ^
* 150
м о н о С
100 50
0
и 5
I 5
30 1 3 5 7 9 Январь Февраль
Дата наблюдения (2005 г.)
11
13
Рис. 2. Результаты наблюдений радиоизлучения магнетара БОЯ 1806 на радиотелескопе РТФ-32 (ИПА РАН) в обсерватории "Зеленчукская" на длине волны 3.5 см.
усреднялись, и полученное значение принималось в качестве результата сета наблюдения. Результаты наблюдений представлены на рис. 2; они показывают квазиплавное увеличение потока источника БОР 1806—20 в течение 3—4 сут от ^40 мЯн в спокойном состоянии до 150 мЯн. На широте наблюдательного пункта высота исследуемого источника БОР 1806—20 во время кульминации не превышает 26°, где нестабильность шумов атмосферы имеет довольно сильное влияние. По этой причине на более низких углах наблюдения точность определения потока источника ухудшается.
3. ЭФФЕКТ ВОЗРАСТАНИЯ РАДИОЯРКОСТИ БОР 1806-20
Результаты наших наблюдений, выполненных в Зеленчукской обсерватории ИПА РАН на длине волны Л = 3.5 см (V = 8.5 ГГц), показывают заметное возрастание яркости радио-послесвечения в период примерно с 25 января по 10 февраля 2005 г. (рис. 2). Напомним, что гигантская вспышка магнетара БОР 1806-20 имела место 27 декабря 2004 г., и она представляет собой третье по счету событие такой мощности, зарегистрированное в астрономии.
Область послесвечения в радиодиапазоне прошла две стадии эволюции [14]. Само радиоизлучение было обнаружено примерно через неделю после вспышки. Эта стадия характеризуется довольно быстрым падением блеска со временем (^-3) и движением центра радиообласти со скоростью ^0.3 с. Радиоизлучение обладало заметной ^3% линейной поляризацией, что подтверждает его синхротронную природу и свидетельствует о присутствии глобального магнитного поля на этой стадии послесвечения [14].
Наиболее четкое фитирование наблюдаемого спектра радиоизлучения БОР 1806-20 после его
вспышки было выполнено в работе [9]:
й = Ч 9^) ' + (1)
/ \ -0.75 / , \
+ Чтк) '(¿) "Я-
где 50 обозначает значение плотности потока излучения на 9-е сутки после вспышки, А — численный коэффициент, затабулированный в [9]. Результат фитирования данных наблюдений на частоте V = 4.8 ГГц дал следующие значения: 50 = = 52.4 ± 0.33 мЯн, 5 = -3.12 ± 0.11, А = 11.9 ± ± 0.2, tdec = 46.5 ± 1.7 сут. Здесь tdec означает характерное время существенного замедления расширявшейся области радиоизлучения. Начиная с 11-го дня после вспышки спектр радиоизлучения хорошо описывается степенным законом ~ иа) с показателем спектра а = -0.75. Это соответствует показателю спектра релятивистских электронов р = 2.5 [9]. Функция f затабулирована в работе [9].
Вторая стадия эволюции, которая началась примерно на 20-е сут после вспышки и именно на которую приходятся наши наблюдения, резко отличается от первой стадии. Для второй стадии характерно, во-первых, резкое поярчение области радиоизлучения и, во-вторых, более медленное падение кривой блеска (^-1л). Длительность второй стадии составляла ^80 сут, и в это время происходило замедление расширения области радиояркости. Скорость замедления изменялась от мсек. дуги/сут до < 5 мсек. дуги/сут [9, 10]. Вариации радиояркости сильно возросли, что следует и из наших данных наблюдений (рис. 2).
Детальное теоретическое моделирование явления увеличения радиояркости области послесвечения было выполнено недавно в работе [14].
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.