ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 1, с. 22-28
УДК 524.354.4
о возможности отождествления короткого жесткого
всплеска grb 051103 с гигантской вспышкой на мягком гамма-репитере в группе галактик м81
© 2007 г. Д. Д. Фредерикс1, В. Д. Пальшин1, Р. Л. Аптекарь1*, С. В. Голенецкий1, Т. Л. Клайн2, Е. П. Мазец1
1 Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург 2Годдардовский центр космических полетов НАСА, Гринбелт, США
Поступила в редакцию 27.08.2006 г.
Рассматриваются кривая блеска, энергетические характеристики и локализация короткого жесткого всплеска GRB 051103. Обсуждаются свидетельства в пользу возможности отождествления данного события с гигантской вспышкой на мягком гамма-репитере в близкой группе взаимодействующих галактик М81.
Ключевые слова: гамма-репитеры, гигантские вспышки, галактики.
ON THE POSSIBILITY OF IDENTIFYING THE SHORT HARD BURST GRB 051103 WITH A GIANT OUTBURST IN A SOFT GAMMA REPEATER IN THE M81 GROUP OF GALAXIES, by D. D. Frederiks, V. D. Palshin, R. L. Aptekar, S. V. Golenetskii, T. L. Cline, and E. P. Mazets. We consider the light curve, energy characteristics, and localization of the short hard burst GRB 051103. We discuss evidence for the possibility of identifying this event with a giant outburst in a soft gamma repeater in the nearby M81 group of interacting galaxies.
PACS numbers: 97.60.Jd; 98.70.Rz; 98.85.Pw; 95.30.Jx
Key words: soft gamma repeaters, giant outbursts, galaxies.
ВВЕДЕНИЕ
Наблюдения гигантских вспышек 27 августа 1998 г. на SGR 1900+14 и 27 декабря 2004 г. на SGR 1806—20 возродили на новом уровне интерес к давно обсуждавшемуся предположению о том, что короткие жесткие гамма-всплески могут представлять собой начальные импульсы гигантских вспышек на значительно более далеких гамма-репитерах (Мазец, Голенецкий, 1981; Мазец и др., 1982). Определение энергии начального импульса гигантской вспышки в SGR 1806—20, ^2 х х 1046 эрг, позволило оценить предельную дальность величиной в 30—50 Мпк, на которой подобные вспышки еще могут быть зарегистрированы в виде коротких всплесков (Мазец и др., 2005; Орли и др., 2005; Пальмер и др., 2005; Терасава и др., 2005; Мерегетти и др., 2005). Такие оценки позволяют надеяться на обнаружение гигантских
Электронный адрес: aptekar@mail.ioffe.ru
вспышек не только в галактиках Местной группы, но и в близких к ней галактиках и даже в крупнейших скоплениях галактик, таких как, например, скопления в Деве, Большой Медведице и Льве.
Имеющиеся данные о гигантских вспышках в трех SGR Млечного Пути уточняют ожидаемые временные и спектральные характеристики коротких гамма-всплесков, которые могли бы свидетельствовать о приходе вспышки из другой галактики. Такой всплеск должен иметь вид одиночного импульса с крутым передним фронтом ~5—15 мс и с экспоненциальным спадом т ~ 50—70 мс при общей длительности импульса ^200—300 мс. Такая идеализированная кривая блеска в действительности будет, скорее всего, искажена заметными, более быстрыми флуктуациями интенсивности излучения. Энергетический спектр всплеска должен быть весьма жестким в начальной части импульса и простираться до 10—15 МэВ. По ходу всплеска спектр быстро эволюционирует, заметно смягчаясь к концу импульса. Хотя эти особенности не состав-
Т- То, с
Рис. 1. Кривая блеска GRB 051103 в широком энергетическом окне 18—1100 кэВ в линейном (а) и полулогарифмическом (б) масштабах. Всплеск спадает квазиэкспоненциально. Пунктирная линия соответствует т = 55 мс (б).
ляют, на первый взгляд, кардинальных отличий от множества наблюдаемых коротких жестких гамма-всплесков, более пристальное рассмотрение Каталога коротких всплесков по данным эксперимента Конус (Мазец и др., 2002) приводит к заключению, что доля событий с указанными характеристиками в общем числе коротких всплесков не превышает нескольких процентов. Конечно, решающим доводом в пользу отождествления короткого всплеска с гигантской отдаленной вспышкой послужит обнаружение в области его локализации галактики с красным смещением г < 0.01.
Общепринято считать, что нейтронные звезды, проходящие стадию молоды. Их возраст,
оцениваемый, например, по вековым изменениям
периода, Т ~ 2Р/Р, не превышает ^104 лет. Попов и Штерн (2006), исходя из предположения, что наиболее вероятными кандидатами для поиска являются галактики с высокой скоростью образования массивных звезд, провели статистический анализ данных эксперимента БАТСЕ о коротких гамма-всплесках. По их заключению, доля возможных внегалактических вспышек среди зарегистрированных БАТСЕ коротких всплесков не превосходит нескольких процентов, а наилучшей мишенью для обнаружения гигантских вспышек, при высокой точности локализации их источника, является скопление галактик в Деве. Накар и др. (2006) привели оценку доли вспышек от всех коротких жестких всплесков <15%.
3 ноября 2005 г. всплесковый гамма-спектрометр Конус-Винд обнаружил интенсивный, короткий и жесткий гамма-всплеск ОЯБ 051103.
Всплеск наблюдался также космическими аппаратами HETE-2 (прибор Fregate), Mars Odyssey (GRS и HEND), Swift (BAT, вне поля зрения), RHESSI (PCA). Как результат, эта межпланетная сеть (IPN) локализовала источник всплеска. Центр бокса ошибок имеет координаты а = 9h 52m 34s, S = 68050/42// (J2000) (Голенецкий и др., 2005). Площадь бокса ошибок (на уровне За) составляет 260 квадратных угл. мин. Область локализации располагается близко к галактике М81, но не перекрывается с ее оптическим изображением. Центр бокса отстоит от центра М81 на 21 мин дуги.
Липунов и др. (2005) указали, что область локализации определенно лежит вне спиральных рукавов M81, но отметили, что структура галактики заметно нарушена приливным взаимодействием. В случае, если GRB 051103 не связан со вспышкой в SGR, с некоторой долей вероятности можно ожидать появления оптического транзиента ^Т) в IPN боксе. Поиск ОТ был произведен, но дал только верхние пределы на его яркость: m > 1S.5 (Липунов и др., 2005), mR > 21 (Клозе и др., 2005), mR > 19.5 (Офек и др., 2005). На установке Milagro был проведен поиск высокоэнергичной эмиссии из IPN бокса на интервале длительности всплеска AT = 0.17 с. Был также получен только верхний предел на интегральный поток < 4.2 x x 10"6 эрг см"2 (AE = 0.25-25 ТэВ) (Паркинсон, 2005). При рассмотрении только этих результатов отождествление GRB 051103 с гигантской вспышкой SGR в М81 представляется маловероятным.
Группа близких взаимодействующих галактик М81 (D = 3.6 Мпк), в которую входят несколько
1 0 сч 150 0 0
л н
и
^ А ^ 0
О 150
О
с?
о
<м т
О
0 -0.1
1 1 G1
_ л G2
к™-___ G3
- Ут 1 + | I
/А I |
0.1
Т- Те, с
0.2
0.3
Рис.2. Временная история всплеска, запись в трех энергетических окнах G1, G2, G3 и отношения жесткостей G2/G1 и G3/G2. Вертикальным пунктиром показаны области измерения энергетических спектров.
4
1
0
галактик и около десятка более мелких звездных структур, на протяжении многих лет исследовалась также средствами радио и рентгеновской астрономии. Привлечение этих данных качественно меняет ситуацию. Появляются важные аргументы, свидетельствующие в пользу того, что вероятность ассоциации GRB 051103 с группой М81 весьма велика. Эти свидетельства будут рассмотрены далее при обсуждении.
НАБЛЮДЕНИЯ И ЛОКАЛИЗАЦИЯ
Кривая блеска GRB 051103, записанная в широком энергетическом интервале 18—1100 кэВ с разрешением 2 мс, приведена на рис. 1 в линейном (а) и полулогарифмическом (б) масштабах. Всплеск представляет собой одиночный импульс с крутым передним фронтом <6 мс и с практически экспоненциальным спадом (т ~ ~ 55 мс). Полная длительность всплеска ^170 мс. Временные профили для трех энергетических
окон G1 (18-70 кэВ), G2 (70-300 кэВ) и G3 (300-1100 кэВ), а также отношения жесткости G2/G1 и G3/G2 показаны на рис. 2.
Изменения жесткости во времени, в особенности ход G3/G2, указывают на явную эволюцию спектра излучения, который быстро умягчается. По ходу всплеска измерены три многоканальных спектра со временем накопления каждого 64 мс. Более слабые по числу отсчетов в каналах спектры 2 и 3 были просуммированы. Знание угла падения излучения на детектор позволило при восстановлении фотонных спектров использовать точно рассчитанную матрицу отклика. Восстановление фотонного спектра производилось путем подгонки его интенсивности и формы к аппаратурному спектру потерь энергии при помощи кода XSPEC ^ 11.3.
Спектр 1 охватывает наиболее интенсивную и жесткую часть всплеска. Излучение прослеживается вплоть до 10 МэВ. Спектр (рис. 3а) удовлетворительно аппроксимируется степенным
Рис. 3. Фотонные спектры всплеска, полученные в интервалах 0—64 мс (а) и 65—192 мс (б).
распределением с экспоненциальным завалом dN х Еа ехр(—Е/Е0)(1Е, переходящим в области больших энергий в спадающий степенной хвост dN х Е-вdE (модель Банда). Значения параметров составляют:
а = 0.16+0:15 > Ео = 1050-200 кэВ, (1)
в = 2.9-?:7 (X2 = 38/35dof).
Ошибки параметров и энергетических оценок здесь и далее соответствуют доверительной вероятности 90%. Следует отметить, что в отличие от большинства коротких жестких всплесков в рассматриваемых спектрах а > 0. Максимуму спектра vFv соответствует энергия ЕР = 2300-^50 кэВ. Интегральный поток энергии за интервал ДТ = 64 мс равен 5 = (3.4 ± 0.4) х 10-5 эрг см-2. Максимальный поток в интервале ДТ = 2 мс на пике импульса Fmax = (2.8 ± 0.3) х 10-3 эрг см-2с-1.
Суммарный спектр (2+3) характеризует завершающую фазу всплеска. Излучение прослеживается до Е1 ~ 2 МэВ. Он хорошо описывается степенной моделью с экспоненциальным завалом (рис. 3б). Значения параметров: а = 0.43—0:34,
Е0 = 220-70 кэВ (х2 = 21/20^), Ер = 530 ± 80. Флюенс на интервале Т — Т0 = 65—192 мс равен 5 = (1.9 ± 0.3) х 10-6 эрг см-2.
Полный флюенс всего всплеска с учетом излучения, пришедшего до момента Т0 (рис. 1), и в предположении, что спектр этого излучения близок к спектру 1, составит величину 5 = (4.4 ± 0.5) х х 10-5 эрг см-2.
При триангуляции источника GRB 051103 основными вершинами IPN (Interplanetary Network) были выбраны позиции наиболее далекого космического аппара
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.