УДК 524.8
НАБЛЮДЕНИЯ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ КОСМИЧЕСКОГО ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 030329
© 2004 г. А. М. Финкельштейн1, А. В. Ипатов1, Ю. Н. Гнедин2, Д. В. Ивано в1, М. А. Харинов1, И. А. Рахимов1*
1Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург 2Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 07.08.2003 г.
В статье представлены результаты радионаблюдений послесвечения мощного космического гамма-всплеска GRB 030329, выполненные на радиотелескопах ИПА РАН в обсерваториях "Светлое" (А = 3.5 см) и "Зеленчукская" (А = 6 см). Различие в величине потоков, измеренных в двух разных поляризационных модах, позволяет заподозрить существование круговой поляризации радиопослесвечения космического гамма-вплеска GRB 030329. Однако довольно большие ошибки измерений потоков излучения с разными значениями круговой поляризации не позволяют сделать однозначный вывод об ее обнаружении, можно установить только верхний предел на ее величину. Анализ возможных механизмов возникновения круговой поляризации релятивистского джета позволяет предположить наличие в джете спиральной структуры магнитного поля. Существование довольно значительных плотностей потока на различных длинах волн в течение длительного (>10 сут) интервала времени позволяет сделать вывод о том, что гидродинамическая эволюция релятивистской головной ударной волны происходит именно в звездном ветре, а не в межзвездной среде. Выполнены оценки величины полной энергии (E = 1051 эрг) гамма-всплеска (в предположении изотропности излучения) и плотности плазмы звездного ветра предсверхновой (n = 3 см-3). Величина магнитного поля в релятивистском джете может быть оценена как B « 100 Гс.
Ключевые слова: радиоастрономия, космические гамма-всплески, поляризация.
OBSERVATIONS OF RADIO EMISSION FROM THE COSMIC GAMMA-RAY BURST GRB 030329, by A. M. Finkelstein, A. V. Ipatov, Yu. N. Gnedin, D. V. Ivanov, M. A. Kharinov, and I. A. Rakhimov. We present the radio observations of the afterglow from from the intense cosmic gamma-ray burst GRB 030329 performed with the radio telescopes of the Institute of Applied Astronomy at the Svetloe (А = 3.5 cm) and Zelenchuk (А = 6 cm) Observatories. The difference in the fluxes measured in two different polarization modes suggests the existence of a circular polarization in the radio afterglow from GRB 030329. However, since the measurement errors in the fluxes with different circular polarizations are large, we cannot draw a firm conclusion about its detection; we can only set an upper limit on its magnitude. An analysis of the possible generation mechanisms for the circular polarization of the relativistic jet suggests that there is a helical magnetic field in the jet. The existence of significant flux densities at various wavelengths for a long (>10 days) period leads us to conclude that the hydrodynamic evolution of the relativistic bow shock takes place in the stellar wind, and not in the interstellar medium. We have estimated the total GRB energy (E = 1051 erg) (by assuming that the radiation is isotropic) and the plasma density of the stellar wind from the presupernova (n = 3 cm-3). The magnetic field strength in the relativistic jet can be estimated as B « 100 G.
Key words: radio astronomy, cosmic gamma-ray bursts, polarization.
ВВЕДЕНИЕ
Космический гамма-всплеск GRB 030329 был зарегистрирован гамма-обсерваторией High Energy Transient Explorer (HETE) в 11:14:14,6 UT 29
Электронный адрес: amf@quasar.ipa.nw.ru
марта 2003 г. (Вандерспек и др., 2003; Лемб и др.,
2003; Риккер и др., 2003). Величина полной энергии этого исключительно яркого всплеска с характерным временем длительности ^50 с составила
~10"4 эрг/см2, причем величина максимального
потока в энергетическом интервале 30—400 кэВ
составила более 7 х 10_6 эрг/см2, т.е. более, чем в 100 раз превышала поток от Крабовидной туманности в том же самом интервале энергий. Этот же всплеск был зарегистрирован обсерваторией Конус-Винд (Голенецкий и др., 2003) в интервале 15—5000 кэВ со следующими характеристиками: полная энергия 1.6 х 10_4 эрг/см2, максимальный поток 2.5 х 10"5 эрг/см2 с, величина энергии, соответствующая максимуму интенсивности, 150 кэВ.
Сразу же после открытия этого всплеска Петер-сон и Прайс (2003), а также Тори (2003) обнаружили очень яркий (R ~ 13m) оптический транзиент с координатами а = 10h44m50?0 и S = +21°31/17'.'8 (J 2000.0). Яркость этого транзиента довольно медленно уменьшалась со временем (Уемура и др., 2003). В связи со значительной яркостью оптического транзиента и довольно медленным темпом уменьшения его яркости это событие стало объектом многочисленных наблюдений в различных диапазонах спектра.
Послесвечение оказалось довольно ярким как в рентгеновском (Маршалл, Свенк, 2003), так и в радио (Бергер и др., 2003), субмиллиметровом (Хоге и др., 2003) и инфракрасном диапазонах спектра. Блейк и Блум (2003) оценили верхний предел на блеск галактики, в которой произошел гамма-всплеск, как R = 22m5. Первые спектроскопические наблюдения оптического транзиента были выполнены Мартини и др. (2003) и Дела Сека и др. (2003). Они выделили только одну спектральную особенность и, приписав ее эмиссионной линии OII, определили красное смещение как Z = 0.58. Однако более детальные и надежные наблюдения Грейнера и др. (2003a), выполненные на VLT, окончательно установили значение красного смещения как Z = 0.1685. Таким образом, GRB 030329 является вторым самым ближайшим к нам (после GRB 980425) космическим гамма-всплеском.
Российские астрономы наблюдали оптический транзиент на 1.5-м телескопе RTT 150, установленном в TUBITAK Национальной обсерватории Турции (Буренин и др., 2003), а также с помощью системы MASTER, установленной сотрудниками ГАИШ под Москвой (Липунов и др., 2003). Спектроскопические наблюдения оптического транзи-ента были выполнены и на БТА (Фатхуллин и др., 2003). Фотометрические и поляриметрические наблюдения послесвечения GRB 030329 выполнялись также в Крымской астрофизической обсерватории Украины (Румянцев и др., 2003), Крымском отделении ГАИШ (Лютый, Метлов, 2003) и в обсерватории на г. Майданак (Ибрагимов и др., 2003).
Результаты многочисленных спектральных наблюдений, выполненные в том числе на 6.5-м MMT
телескопе и 6.5-м телескопе "Магеллан", показали, что спектр оптического транзиента удивительно похож на спектр сверхновых типа Ib/c, в том числе на спектр SN 1998bw. Но, в отличие от последней, которая была выделена из оптического транзиента GRB 980425 лишь на основе поведения кривой блеска и ее цветовых характеристик, сверхновая в оптическом транзиенте GRB 030329 была выделена впервые на основе спектральных наблюдений (Станек и др., 2003).
Радионаблюдения оптического транзиента GRB 030329 выполнялись на радиотелескопах РТФ-32 Института прикладной астрономии Российской академии наук (ИПА РАН) в поселке "Светлое" Ленинградской области 11 и 12 апреля 2003 г. (Финкельштейн и др., 2003) и в станице "Зеленчукская" Карачаево-Черкесской Республики 11-13 апреля 2003 г. на РАТАН-600 САО РАН (Трушкин, 2003).
Ниже мы приводим результаты наших наблюдений, их сравнение с результатами других радионаблюдений послесвечения гамма-всплеска GRB 030329, а также с данными радионаблюдений послесвечений (afterglow) других гамма-всплесков.
РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ РАДИОПОТОКА GRB 030329 НА ТЕЛЕСКОПАХ РТФ-32 ИПА РАН
Радиотелескоп РТФ-32 представляет собой квазипараболическое зеркало диаметром 32 м с вторичным квазигиперболоидом диаметром 4 м с фокусным расстоянием 11.4 м, имеющее азимутальную монтировку и среднеквадратическую ошибку поверхности 0.5 мм. Точность наведения инструментов составляет 10" (Финкельштейн, 2001).
На радиотелескопе установлены криоэлектрон-ные радиометры в диапазонах 18/21, 13, 6, 3.5 и 1.35 см с полосой регистрации около 500 МГц (Ипатов и др., 1997). В режиме одиночного телескопа радиометры работают по схеме с пилот-сигналом, а запись информации производится с помощью системы цифровой регистрации (Горновесов и др., 1997). Параметры приемных систем в обсерваториях "Светлое" и "Зеленчукская" представлены в табл. 1.
Для исключения влияния атмосферы при длительном накоплении сигнала применено непрерывное сканирование источника диаграммой направленности радиотелескопа. Исследуемый объект сопровождается радиотелескопом в течение 60 мин, при этом для исключения влияния атмосферы источник сканируется диаграммой направленности антенны по азимуту. В диапазоне 3.5 см
Таблица 1. Параметры приемных систем в обсерваториях "Светлое" и "Зеленчукская"
Диапазон длин волн Тпр, К Тша, К 2~сис> К кип БЕРО, Ян А/, МГц Рмин, мЯн
"Зеленчукская" ИСР 24 24 48 0.69 258 505 16.2
6 см
"Светлое" ЬСР 39 27.5 66.5 0.57 400 495 25.4
3.5 см ИСР 14.4 26.5 40.9 0.56 250 900 11.8
Примечание. Тпр — эквивалентная шумовая температура входа приемника; Тша — эквивалентная шумовая температура антенны на входе приемника; Тсис — эквивалентная шумовая температура приемной системы на входе приемника; КИП — коэффициент использования поверхности; SEFD — эквивалентная плотность потока системы; Рмин — чувствительность по плотности потока радиоизлучения; Д/ — ширина полосы принимаемых частот. Чувствительность по плотности потока рассчитывалась по следующей формуле Рмин = \Z2SEFD^/АР/А^, где ДР —полоса пропускания выходного фильтра интегрирующего устройства, в нашем случае 1 Гц.
Таблица 2. Результаты наблюдений в диапазоне 3.5 см (РАО "Светлое")
Дата, 2003 г.
Время, ОТ
LCP
Р, мЯн
RCP
Р, мЯн
Pv
11.04 12.04 12.04
18:42 17:32 19:09
Среднее
1.8 1.4
2.8 2.02
10.1 12.8 11.4 6.51
21.9 16.8 22.9 20.94
4.5 5.8 5.2 2.94
0.824 ±0.400
а
а
амплитуда сканирования была выбрана ±12' и скорость сканирования 45''/с, следовательно, общее число сканов 110. В диапазоне 6 см амплитуда сканирования была выбрана ±20' и скорость сканирования 40''/с и, следовательно, общее число сканов 60. Данные в сканах выравнивались по азимуту и усреднялись по всем сканам. В полученные в результате усреднения точки вписывалась функция Гаусса методом наименьших квадратов (см. рисун
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.