научная статья по теме ПОИСК РОДИТЕЛЬСКОЙ ГАЛАКТИКИ GRB 920925C Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПОИСК РОДИТЕЛЬСКОЙ ГАЛАКТИКИ GRB 920925C»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 34, № 3, с. 163-166

УДК 524.354.4

ПОИСК РОДИТЕЛЬСКОЙ ГАЛАКТИКИ GRB 920925C

© 2008 г. А. C. Позаненко1*, В. B. Румянцев2, В. M. Лозников1, А. A. Вольнова3, А. П. Шульга3

1Институт космических исследований РАН, Москва 2НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный 3Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва

Поступила в редакцию 11.09.2007 г.

Космический гамма-всплеск GRB 920925C, по-видимому, является первым гамма-всплеском с зарегистрированным по архивным данным оптическим послесвечением. В работе приведены результаты наблюдений на зеркальном телескопе им. Г.А. Шайна (ЗТШ), Крымская астрофизическая обсерватория, проведенные с целью поиска родительской галактики на месте послесвечения; определены границы расстояний до возможной родительской галактики.

Ключевые слова: гамма-всплески, оптическое послесвечение, родительская галактика.

SEARCHING FOR THE HOST GALAXY OF GRB 920925C, by A. S. Pozanenko, V. V. Rumyantsev, V. M. Loznikov, A. A. Volnova, and A. P. Shulga. GRB 920925C is probably the first cosmic gamma-ray burst with an optical afterglow detected from archival data. We present the results of our observations with the Shain (ZTSh) Crimean Astrophysical Observatory mirror telescope aimed at searching for the host galaxy at the location of the afterglow; we have determined the boundaries of distances to the possible host galaxy.

PACS numbers: 98.70.Rz; 98.62.Py

Key words: gamma-ray bursts, optical afterglow, host galaxy.

ВВЕДЕНИЕ

Гамма-всплеск GRB 920925C, зарегистрированный телескопом WATCH космической обсерватории ГРАНАТ в 22:46:24 по всемирному времени (UT) (Сазонов и др., 1998) и детектором гамма-всплесков на космическом аппарате Ulysses (Орли и др., 2000), по-видимому, является первым гамма-всплеском с найденным по архивным данным оптическим послесвечением. В архиве Паломарского обзора (POSS-II) на экспозиции, полученной от 6.1 до 7.0 ч после всплеска, в области ошибки локализации всплеска площадью 475 кв. мин (Орли и др., 2000) был найден яркий источник (блеск в полосе B = 17.8), отсутствующий на экспозициях обзора, полученных в другое время (Денисенко и др., 2007). Послесвечение в настоящее время регистрируется от половины продолжительных гамма-всплесков, т.е. всплесков длительностью в гамма-диапазоне более с. (Далее все оценки при-

Электронный адрес: apozanen@iki.rssi.ru

водятся для группы продолжительных всплесков.) Например, послесвечение от СНБ 030329 через 6.5 ч имело блеск К = 14.3 (см., например, Липкин и др., 2004). Обнаружение на месте послесвечения галактики позволяет получить дополнительную информацию о гамма-всплесках, в том числе определить расстояние до галактики и исследовать ее свойства. (Галактику, ассоциируемую с источником гамма-всплеска, называют родительской галактикой.) С другой стороны, обнаружение родительской галактики могло бы однозначно подтвердить связь найденного оптического источника с СНБ 920925С. Блеск обнаруженных к настоящему времени родительских галактик составляет от 19т8 до 30т0 в полосе V.

НАБЛЮДЕНИЯ

В рамках программы по поиску послесвечений гамма-всплесков (Позаненко и др., 2007) были проведены наблюдения на телескопе ЗТШ (2.6 м), где в первичном фокусе установлена ПЗС-камера

164

ПОЗАНЕНКО и др.

г * Г

Рис. 1. Поле архивного послесвечения GRB 920925C; отмечено положение архивного послесвечения и источника S 1 (см. текст).

FLI IMG1001E; поле зрения составляет 8 х 8 угл. мин. 10 июля 2007 г. с 21:06:34 до 22:13:36 (UT) в фильтре R были получены 59 кадров, экспозиция каждого кадра — 60 с, средний размер изображений (FWHM) составил 2.3 угл. сек. Выполнена коррекция за темновой ток и плоское поле. Кадр с суммарной экспозицией 3540 с приведен на рис. 1. В точке с координатами предполагаемого послесвечения (J2000) R.A. = 22:03:31.26, Dec. = +25:25:01.4 отсутствует какой-либо объект; ближайший к данной точке источник (S1), имеющий блеск R = 23.2 ± 0.1, расположен на расстоянии 9.5 угл. сек от архивного послесвечения в точке с координатами (J2000) R.A. = 22:03:31.04, Dec. = +25:24:51.2 (ошибка составляет ±0.2 по каждой координате). Предельная звездная величина суммарного кадра на уровне двух стандартных отклонений составляет R = 25.4 (Румянцев и др., 2007). Астрометрическая и фотометрическая редукции выполнены относительно звезд каталога USNO-A2.0. Вышеприведенные фотометрические величины не исправлены за галактическое поглощение. Галактическое покраснение в направлении источника E(B—V) = 0.068, что соответствует поглощению AB = 0.293 и Ar = 0.182 (Шлегель и др., 1998).

Источник S1 является протяженным с северо-востока на юго-запад, размером ^3.5 угл. сек. Наиболее вероятно, что это галактика, но однозначно классифицировать S1 как галактику невозможно из-за сравнительно низкого пространственного разрешения.

СВОЙСТВА GRB 920925C И АРХИВНОГО ПОСЛЕСВЕЧЕНИЯ

GRB 920925c выделяется своей длительностью Тдо = 282 с и интегральной плотностью потока

Fy = 3.28 х 10"5 эрг/см2 в диапазоне 8—60 кэВ. Параметр Tg0 является специфическим определением длительности гамма-всплесков (Фишман, 1994). Однако отношение плотности потоков в диапазонах 20—60 кэВ и 8—20 кэВ для всего всплеска и аналогичное отношение для пикового потока соответствуют средним параметрам всплесков каталога WATCH (Сазонов и др., 1998). Основная часть всплеска была также зарегистрирована экспериментом PHEBUS (Бара и др., 1988) в диапазоне 100—1600 кэВ (Денисенко и др., 2007).

Блеск архивного послесвечения через 6.5 ч (т.е. среднее время архивной экспозиции) составляет Ba = 17.8 ± 0.1. Так как наибольшее количество наблюдений послесвечений имеется для полосы R, оценим блеск архивного послесвечения в этой полосе. Цвет послесвечений исследовался в работе Саймона и др. (2001), в частности, было показано, что цвета послесвечений (V—R)i = 0.4 ± 0.1, (B-V)i = 0.5 ± 0.2 в диапазоне 0 < z < 2.5, где z есть космологическое красное смещение. Тогда (B-R)i = 0.9 ± 0.2 и наблюдаемый блеск R, не исправленный за галактическое поглощение, составил бы Ra = Ba - E(B - R) - (B - R)i = 16.8 ± ± 0.2. Очевидно, вкладом возможной родительской галактики можно пренебречь. За период 2003— 2007 гг. на время 6.5 ч после всплеска это было бы второе по яркости послесвечение.

ОЦЕНКА РАССТОЯНИЯ ДО ИСТОЧНИКА ВСПЛЕСКА

За период 2003-2007 гг. доля обнаруженных родительских галактик для всех послесвечений с блеском R < 18, на время 6.5 ч после всплеска, составляет 75%, а уже для послесвечений с блеском 18 < R < 20 на то же время после всплеска — только 19%. По разным причинам родительская галактика может и не быть обнаружена:

1. Считается, что из-за коллимации излучения вследствие релятивистского движения излучающих частиц существует большой разброс наблюдаемых потоков в зависимости от угла наблюдения - яркое послесвечение может соответствовать далекому источнику в случае, если наблюдатель находится на оси релятивистского джета.

2. Селекция наблюдений. Вопрос обнаружения родительской галактики обусловлен возможностью глубоких наблюдений.

Наблюдение архивного послесвечения в полосе B (длина волны в максимуме пропускания 440 нм) позволяет наложить верхний предел на расстояние до источника. Источник должен быть расположен не далее чем z ~ 440/121.6 - 1 = 2.6, где 121.6 нм есть длина волны линии La. В противном случае оптическое излучение эффективно

ПОИСК РОДИТЕЛЬСКОЙ ГАЛАКТИКИ

165

поглощалось бы на луче зрения нейтральным водородом (так называемый лес Ьа).

Для нижней оценки красного смещения используем эмпирическое соотношение между блеском родительских галактик и их красным смещением (см. рис. 2). Данные взяты из работ Конселайса и др. (2005) и Вайнрайта и др. (2005), где опубликованы результаты исследования родительских галактик на телескопе им. Хаббла с 1997 г. по 2003 г. Блеск приведен в полосе, близкой к V. Наблюдения в полосе, близкой к К, проводились лишь для небольшого числа галактик. Разброс блеска обусловлен не только различными морфологическими типами родительских галактик, но и немного различной полосой пропускания фильтров, в которых в разное время проводились наблюдения. Аппроксимация зависимости блеск — красное смещение и доверительный интервал на уровне 95% также представлены на рис. 2. Данная зависимость позволяет оценить нижний предел красного смещения источника архивного послесвечения. Из факта отсутствия галактики до К = 25.2 (здесь и далее все фотометрические величины исправлены за галактическое поглощение) следует, что родительская галактика должна быть расположена не ближе чем г = 1.2 (учитываем, что для родительских галактик V > К).

С другой стороны, было показано, что родительские галактики имеют абсолютную звездную величину МК = —21.8 ± 1.0 (ошибка приведена на уровне одного стандартного отклонения) (Шафер, 2000). Наблюдаемый блеск К связан с МК соотношением К = шиЬ + МК + К, где К есть ^-коррекция, а тиЬ — модуль расстояния. В наших наблюдениях К > 25.2, тогда тиЬ > 45.0 (на уровне двух стандартных отклонений); здесь принимаем К = 0. Фотометрическое расстояние

Бь = ю(тиЬ+5)/5 > 10 000 Мпк. Значение Бь = = 10 000 Мпк соответствует г = 1.4, значению, близкому к полученной ранее оценке. Здесь и далее используются следующие космологические параметры: Н0 = 70 км/с Мпк, = 0.3 и Ол = 0.7.

ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Из нижнего предела на красное смещение г = = 1.2 следует, что эпизод регистрации фотонов с энергией 14 ТэВ от СНБ 920925С (Падила и др., 1998) является случайным совпадением, так как поглощение высокоэнергичных фотонов за счет фотон-фотонного рождения е± — пар на фотонах фона (включая фон галактик, максимум которого приходится на инфракрасную область спектра, и реликтовое фоновое излучение) препятствует детектированию фотонов ~10 ТэВ от источников дальше чем г ~ 0.1 (см., например, Тотани, 1999).

Рис. 2. Зависимость "наблюдаемая звездная величина—красное смещение" для родительских галактик, ассоциированных с гамма-всплесками по результатам наблюдения на телескопе им. Хаббла. Выбраны фильтры, максимум пропускания которых

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.

Показать целиком