ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 12, с. 899-902
УДК 524.354
О ПЕРЕМЕННОСТИ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЙ КОСМИЧЕСКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ - ВОЗМОЖНОСТЬ ПЕРЕХОДА К НЕРЕЛЯТИВИСТСКОМУ ДВИЖЕНИЮ
© 2007 г. Р. А. Буренин*
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 13.06.2007 г.
В послесвечениях космических гамма-всплесков во многих случаях наблюдается переменность на временных масштабах St < t. Известно, что излучение, которое рождается во внешней ударной волне, образованной при взаимодействии ультрарелятивистского выброса с окружающей межзвездной средой, не должно содержать такой переменности в рамках простых моделей. Соответствующие ограничения установлены в работе Иока и др. (2005) и в некоторых случаях не согласуются с наблюдениями. С другой стороны, если движение не является релятивистским, быстрая переменность послесвечения может быть объяснена гораздо проще. В этой связи, обсуждаются различные оценки времени перехода к нерелятивистскому движению в источнике гамма-всплеска. Показано, что такой переход должен происходить на масштабе наблюдаемого времени порядка десяти суток. В случае более высокой плотности окружающего вещества ~102—104 см-3 или звездного ветра M ~ ~ 10-5—10-4 Mq/год переход к нерелятивистскому движению может происходить на временном масштабе порядка суток. Такие плотности вполне можно ожидать в областях звездообразования и вокруг массивных звезд Вольфа-Райе.
Ключевые слова: космические гамма-всплески, послесвечения, переменность.
ON THE VARIABILITY OF AFTERGLOWS FROM GAMMA-RAY BURSTS — POSSIBILITY OF THE TRANSITION TO NONRELATIVISTIC MOTION, by R. A. Burenin. Variability on time scales St <t is observed on numerous occasions in the afterglows of cosmic gamma-ray bursts (GRBs). It is well known that the radiation originating in the external shock wave produced by the interaction of an ultrarelativistic jet with the ambient interstellar medium should not contain such variability within the framework of simple models. The corresponding constraints were established by Ioka et al. (2005) and, in some instances, are inconsistent with observations. On the other hand, if the motion is not relativistic, then the fast variability of an afterglow can be explained much more easily. Various estimates of the transition time to nonrelativistic motion in a GRB source are discussed in this connection. It has been shown that this transition should occur on an observed time scale of the order of ten days. In the case of ambient matter with a higher density, ~102—104 cm-3, or a stellar wind with M ~ 10~5—10~4 Mq yr-1, the transition to nonrelativistic motion can occur on a time scale of the order of a day. Such densities may well be expected in star-forming regions and around massive Wolf—Rayet stars.
PACS numbers: 98.70.Rz
Key words: cosmic gamma-ray bursts, afterglows, variability.
ВВЕДЕНИЕ
Согласно современным представлениям, в источниках гамма-всплесков происходит ультрарелятивистское движение струи вещества, направленной на наблюдателя (см. обзоры Месцароса, 2002; Жанга, Месцароса, 2003; Пирана, 2005).
Электронный адрес: rodion@hea.iki.rssi.ru
Послесвечения гамма-всплесков, наблюдаемые в рентгеновском, оптическом и радиодиапазонах, объясняются излучением, возникающим на фронте ударной волны, образованной при взаимодействии выброса с веществом, окружающим источник. При этом от однородной сферической ударной волны, которая движется внутри конуса с половинным углом раствора в > 7-1 ,где7 — множитель Лоренца,
900
БУРЕНИН
невозможно получить переменной кривой блеска. Для удаленного набюдателя переменность должна иметь временной масштаб 5t ~ t.
Однако переменность кривых блеска оптических послесвечений на временных масштабах St < t наблюдается во многих случаях. Наиболее известен гамма-всплеск 030329, послесвечение которого благодаря своей исключительной яркости было исследовано очень подробно (Буренин и др., 2003; Урата и др., 2004; Липкин и др., 2004). Также подобная переменность наблюдалась и в других случаях, когда удавалось получить подробные измерения кривой блеска: 021004 см., например, Холланд и др., 2003; Берсиер и др., 2003; де Угарте Постиго и др., 2005), 050408 (де Угарте Постиго и др., 2007), 060526 (Дай и др., 2007; Хамитов и др., 2007) и другие.
Различные объяснения переменности послесвечений гамма-всплесков подробно разбираются в работе Иока и др. (2005), где также установлены жесткие ограничения на временные масштабы и амплитуду переменности послесвечений для различных моделей. Все они основаны на том, что при этом происходит ультрарелятивистское движение выброса. В некоторых случаях ограничения, полученные при простых предположениях, нарушаются (Иока и др., 2005; Хамитов и др., 2007).
Однако на самом деле при более высоких значениях плотности вещества, окружающего источник, или при наличии плотного звездного ветра движение вполне может становиться умеренно релятивистским на наблюдаемых временных масштабах. Например, в работе Даи и Лу (1999) обсуждается такая возможность для послесвечения гамма-всплеска 990123 и показано, что переход к нерелятивистскому движению на временном масштабе около 2.5 сут происходит при плотности окружающего вещества ~106 см-3. В этой работе не учитывается расширение струи в стороны после того, как начинает выполняться условие 7 < в-1 (Роадс, 1997; 1999; Сари и др., 1999). Из-за расширения выброса он собирает на своем пути больше вещества и тормозится быстрее.
В этом сообщении обсуждаются различные оценки времени перехода к нерелятивистскому движению и показано, что оно вполне может быть порядка суток.
КОГДА ЗАКАНЧИВАЕТСЯ УЛЬТРАРЕЛЯТИВИСТСКОЕ ДВИЖЕНИЕ?
Наиболее простая оценка времени перехода к нерелятивистскому движению tNR с учетом расширения струи в стороны получена в работе Ваксмана и др. (1998):
» 27(^52/щ)1/3во2/13 сут, (1)
где Е52 — "изотропная" энергия оболочки в единицах 1052 эрг/с/см2, п1 — плотность числа частиц в среде, окружающей источник, в единицах см-3, вол = в/0.1 — угол раствора конуса, в который движется выброс.
Эта оценка получена из зависимости 7^) для адиабатической оболочки, предполагая, что после начала расширения струи движение приближается к сферически-симметричному и происходит согласно тем же решениям. По порядку величины она согласуется с другими оценками, которые можно получить из более полного рассмотрения динамики движения струи. Например, если струя начинает расширяться при 7 = в-1, то, учитывая, что после этого гамма-множитель зависит от наблюдаемого
времени как 7 ж ^1/2 (Роадс, 1999), получим:
^ = tjв 2, (2)
где tj — время начала расширения струи. Если взять выражение для tj из работы Сари и др. (1999), тогда tNR = 26 сут при тех же значениях параметров, что и выше.
В работе Роадса (1999) предполагается, что расширение струи в ее системе покоя происходит
со скоростью звука ^ = с/\/3, а не со скоростью света. Соответственно, расширение струи начинается позже, при 7 ~ (3лДв) 1. Используя зависимость 7(^ из этой работы и применяя такие же рассуждения, как выше, получим tNR = 25 сут для таких же значений параметров. В работе Панаитеску Месцароса (1999) считается, что расширение струи также происходит со скоростью звука. При этом отмечается, что при в > 0.1 оболочка перестает быть релятивистской уже до начала расширения. В этой работе оценка tNR выполнена явным образом. Переписывая ее в наших обозначениях, получим для тех же значений параметров tNR = 6.1 сут.
Если учесть, что в первое время движение оболочки может не быть адиабатическим и она может терять существенную часть энергии на излучение, то оценка tNR может существенно уменьшиться. Для синхротронного излучения движение должно быть излучательным, если на ускорение электронов идет значительная часть энергии, которое вещество получает на фронте ударной волны, и если электроны охлаждаются быстро по сравнению с динамическим временем. Последнее всегда выполняется в начале движения оболочки. Выражение для энергии, которую надо использовать для расчетов последующего адиабатического движения, если вначале эволюция была излучательной, приведено в работе Сари и др. (1998). Подставляя эту энергию в (1), получим:
tNR>r » 7.6 е~в1/5е-1/5еЦ15 х (3)
О ПЕРЕМЕННОСТИ ПОСЛЕСВЕЧЕНИЙ КОСМИЧЕСКИХ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ
901
-4/15 -7/15 л2/3
х Ъ п1 во.1 сУт> где ев, ее — доли плотности энергии магнитного поля и ускоренных электронов за фронтом ударной волны, 72 = 7О/100 — начальный гамма-множитель выброса. Эту оценку следует использовать, если предполагается, что ее — 1, т.е. электроны ускоряются на фронте ударной волны эффективно.
Оценку ^ для случая звездного ветра с плот-
2
ностью, пропорциональной г 2, можно взять из работы Ливио и Ваксмана (2000). Переписывая ее в наших обозначениях, получим:
и 5.7 Е52(И-5/Уз)-1в11 сут, (4)
где М-5 — скорость потери массы звездой в единицах 10-5 М0/год, у3 — скорость ветра в единицах 103 км/с. Если электроны ускоряются эффективно и первое время движение оболочки излучательное, то эта оценка должна быть значительно меньше, так же как и в случае среды постоянной плотности выше.
ОБСУЖДЕНИЕ
Из этих оценок видно, что даже при общепринятых значениях параметров наблюдаемое время перехода к нерелятивистскому движению имеет порядок десяти суток. Для того чтобы это время было порядка суток, требуется более высокая плотность окружающего вещества п — 104 см-3 для адиабатической ударной волны, п — 102 см-3, если электроны на фронте ударной волны ускоряются эффективно и вначале оболочка излуча-тельная, или требуется звездный ветер с М — - 10-5-10-4 Мо/год.
Повышенная плотность межзвездной среды вполне ожидается рядом с источниками гамма-всплесков, поскольку по крайней мере большая их часть связана со вспышками сверхновых в конце эволюции массивных звезд и происходит в областях усиленного звездообразования (см., например, обзор Вуслей и Блума, 2006, и ссылки в нем). Кроме того, массивные звезды в конце своей эволюции усиленно теряют вещество и должны быть окружены веществом собственного звездного ветра (например, Кроузер, 2007).
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.