Отождествление гамма-всплесков : Оптические транзиенты и родительские галактики

Оглавление
1. Введение и обзор текущих исследований 4
1.1. Актуальность отождествления гамма-всплесков и це.пь работы............... 4
1.1.1. Содержание работы................................................. 6
1.1.2. Новизна и практическая ценность.................................. 10
1.1.3. Апробация результатов............................................ 12
1.2. Обзор исследований по проблеме отождествления........................... 14
1.2.1. Что это значит — отождествить гамма-всплеск?..................... 15
1.2.2. Follow-up наблюдения оптических транзиентов и родительских галактик в CAO РАН........................................................ 24
2. Фотометрия слабых объектов в области локализации гамма-всплеска и изолированные нейтронные звезды 45
2.1. Введение................................................................ 45
2.2. Предварительные модельные оценки — показатели цвета, температуры, расстояния................................................................... 49
2.3. Воке ошибок локализации короткого гамма-всплеска 13 Июня 1979 г. (СРВ 790613) ..................................................................... 55
2.3.1. Наблюдательные данные и их анализ - о методике поиска............ 55
2.3.2. Редукция данных и фотометрия .................................... 58
2.3.3. Поиск голубых звездообразных объектов в папе СНВ 790613 ... 62
2.3.4. Оценки собственного движения и некоторые интересные объекты
в поле GRB 790613 ............................................... 63
2.4. Результаты исследования области локализации 7-всплеска GRB 790613 . 67
2.5. Оптика изолированной нейтронной звезды: наблюдения поля PSR В0656 г 14 71
2.5.1. Наблюдения PSR BU6564-14 в ноябре 1996 г., отождествление и фотометрия.............................................................. 75
2.5.2. Оптический компаньон PSR В0656+14 и объекты в его ближайшей окрестности............................................................. 83
2.6. Результаты BVB.I ПЗС фотометрии пульсара PSR В0656-114.................. 88
3. Оптический транзиент длинного гамма-всплеска GRB 970508 в яркой
1
фазе 90
3.1. Введение: контекст, обзор самых ранних наблюдений ОТ GRB 970508 в одной полосе Я, вторая вспышка.......................................... 90
3.2. Поиск и отождествление оптического компаньона GRB 970508, многополосная BVRcJc фотометрия ............................................... 94
3.3. £ГЯс/с-кривая блеска — фаза максимального блеска и последующее его падение................................................................. 98
3.4. Сравнение BVRCIC кривых блеска в оптическом и в рентгеновском диапазонах вблизи фазы максимума ..........................................104
3.5. Сравнение кривых блеска в оптическом, радио и в NIR диапазонах после фазы максимума......................................................... 107
3.6. Заключение и выводы этой главы......................................... 112
Исследование родительской галактики гамма-всплеска GRB 970508 114
4.1. Введение............................................................... 114
4.2. Самые поздние BVRCIC наблюдения оптического компаньона 7-всплеска GRB970508 — родительская галактика..................................... 116
4.3. Объекты поля родительской галактики GRB 970508 ....................... 125
4.4. Абсолютные величины родительской галактики 7-всплеска GRB 970508 . 127
4.5. Сравнение с ультрафиолетовыми спектрами локальных галактик.............130
4.6. Размеры родительской галактики GRB 970508 и се центральная поверхностная яркость.........................................................135
4.7. Обсуждение результатов и основные выводы главы........................ 138
Фотометрия и спектроскопия родительских галактик других гамма-всплесков 142
5.1. Введение.............................................................. 143
5.2. Сравнение BVRCIC-фотометр и и и спектров родительских галактик .... 148
5.3. Распределения энергии в спектрах локальных галактик со вспышкой звездообразования и сравнение с BVRcIç спектрами родительских галактик, оценки абсолютных величин....................................................153
5.4. Абсолютные величины родительских галактик 7-всплесков..................157
5.5. Моделирование распределений энергии в спектрах родительских галактик 163
5.5.1. Учет внутреннего поглощения и моделирование вспышки звездообразования .............................................................163
5.5.2. Родительская галактика гамма-всплеска GRB 970508 ............... 165
5.5.3. Родительская галактика гамма-всплеска GRB 980703 ............... 172
5.6. Оценки темпа звездообразования в родительской галактике 7-всплеска GRB 991208 ............................................................ 178
5.7. Обсуждение результатов: поглощение в галактиках, темпы звездообразования и светимости галактик.................................................180
5.8. Выводы................................................................ 192
6. Прародители источников гамма-всплесков 195
6.1. Введение (гамма-всплески и сверхновые)................................ 195
6.2. Четыре фазы в BVRclc кривых блеска ОТ GRB 970508 ................. 198
6.3. "Плечо" на кривой блеска и его интерпретация...........................202
6.4. Родительские галактики, сверхновые и коллимированные 7-всплески . . 207
6.5. Какие объекты являются прародителями гамма- всплесков и может ли быть "вторая" вспышка ОТ GRB 970508 прямым следствием эволюции массивной звезды - прародительницы?.........................................214
6.5.1. Рентгеновские спектры н среда в непосредственной близости от источника гамма-всплеска...............................................215
6.5.2. Интерпретация оптических и рентгеновских кривых блеска ОТ гамма-всплеска GRB 970508 с учетом данных рентгеновской спектроскопии .............................................................222
6.6. Обсуждение результатов главы ..........................................230
6.7. Основные выводы главы .................................................236
7. Заключение 240
7.1. Основные положения, выносимые на защиту................................240
7.2. Общий итог к 2002-му году и перспективы на будущее.....................243
3
Глава 1
Введение и обзор текущих исследований
1.1. Актуальность отождествления гамма-всплесков и цель работы
Космические гамма-всплески (Gamma-Ray Bursts, GRB) — яркие короткие, от долей секунды до сотен секунд, вспышки мягкого гамма-излучения с полными потоками ("fluences") от ~ 10"7 эрг см”2 до КГ3 эрг см“2. С такими потоками эти события регистрируются со средним темпом « 0.8 всплесков в сутки (Fishman et al. 1994). кривые блеска часто показывают сложную/м ногопиковую структуру с переменностью на временах до десятков миллисекунд, энергетические спектры с максимумом до ~ 1 МэВ (Schaefer et al. 1994, Лучков, Митрофанов, Розенталь 1996), но излучение вспышки наблюдается и в рентгеновском диапазоне 2 - 30 кэВ (Amati et al. 2002). До 1997 г. вся информация об этих событиях получалась только из наблюдений на всенаправленных гамма-детекторах, установленных на космических платформах. Задача отождествления, источников всплесков во всех других диапазонах спектра и установления шкалы расстояний до них стала актуальной сразу же, как только стало понятно их космическое происхождение.
В течение 30 лет со времени открытия всплесков в 1965-1967 гт. (11ри-луцкий, Розенталь, Усов 1975) точная и быстрая локализация этих событий на небе, а тем более оптические и другие отождествления наземными и космическими обсерваториями были трудной проблемой. Тем не менее за это время около 200 гамма-всплесков были все-таки грубо локализованы на небе. Многое было уже известно об этом явлении и до запуска в 1991 г. знаменитой специализированной космической гамма-обсерватории им. А.
4
Комптона (CGRO) с прибором BATSE (Burst And Transient Search Experiment). Ho до 1997 г. гамма-всплески наблюдались только в гамма-диапазоне с помощью нескольких детекторов на околоземных орбитах, на космических станциях серии "Венера" и на других (см. в обзорах: Прилуцкий, Розенталь, Усов 1975, Розенталь, Усов, Эстулин 1983, Мазец и Голенецкий 1987 и ссылки там же). Никакой надежной информации о расстояниях до источников не было, поскольку лучшие локализации этих транзиент-ных событий с помощью международной сети космических аппаратов 1PN (Interplanetary Network) достигали нескольких квадратных минут дуги и определение такого бокса ошибок происходило достаточно медленно, чтобы успеть организовать оптические наблюдения с Земли с целыо найти соответствующий источнику всплеска тоже транзиентиый (быстро слабеющий) оптический объект или какой-либо соответствующий гамма-всплеску оптический компаньон ("counterpart"). Из-за полного незнания расстояния до источника всплеска, выделяемая за время всплеска полная энергия в различных теоретических сценариях явления гамма-всплеска различалась на 20 порядков, что делало природу источников совершенно неопределенной (Лучков, Митрофанов, Розенталь 199G) и еще более затрудняло их поиск в других диапазонах длин волн. Оставалось только делать глубокие снимки наименьших по площади боксов и искать какие-то пекулярные объекты в них, исходя из той или иной (галактической или внегалактической) более-менее разумной физической гипотезы/модели, объясняющей возможную популяцию этих странных объектов в оптике.
Наземные наблюдения с целыо отождествления источников всплесков в других диапазонах почти не проводились до запуска на орбиту в 1991 г. гамма-обсерватории CGRO (Meegan et al. 1992, Fishman et al. 1994). В предлагаемой диссертационной работе показано как была поставлена и как решалась задача по оптическому отождествлению гамма-всплесков на 6-метровом телескопе САО РАН, начиная с 1993 г., когда источники всплесков исследовались только в одном диапазоне, и после 1997 г., когда гам маг всплески были отождествлены сначала в рентгене, а потом в оптике и в радиодиапазоне. Постановка задачи по отождествлению гамма-всплесков уточнялась в процессе накопления новой информации, начиная с 1993 г. и особенно с весны 1997 г., когда отождествление в рентгене и в оптике наконец-то произошло. Конкретные задачи, выполнявшиеся на различных этапах работы в процессе наблюдений и затем при интерпретации данных в рамках международных программ 1997-2001 гг., перечислены в разделе "Содержание работы" для каждой из глав диссертации.
5
Целью работы является выяснение природы источников космических гамма-всплесков путем исследования кандидатов для оптического отождествления источников всплесков в транзиентном (оптические транзиентые источники) и в спокойном (родительские галактики) состоянии, определение места источников гамма-всплесков среди других астрофизических объектов. Более конкретно, с 1997 г. главной целью стало выяснение того, какие объекты являются прародителями источников гамма-всплесков (см. также Табл. 1 на стр. 23).
1.1.1. Содержание работы
Здесь кратко изложено содержание работы по главам. (Во введении к каждой главе описан общий план ее построения.)
1. В Главе 1 сказано об актуальности отождествления гамма-всплесков и о главных целях диссертационной работы. Во второй части этой (вводной главы) на конкретных примерах показано, что такое отождествление гамма-всплесков, приведен обзор исследований по теме, начиная с самых первых попыток отождествления, в том числе включая и обзор результатов наблюдений на БТА но программе "Отождествление гамма-всплесков" до весны 2000 г.
Хотя наиболее существенную часть информации об источниках космических гамма-всплесков мы получили, начиная с весны 1997-го года, когда были открыты рентгеновское, оптическое и радио послесвечения (afterglow), в Гл. 1 представлен краткий обзор состояния проблемы не только в период бурного прогресса в этой области 1997-2000 гг., но будет упомянуто также развитие событий связанных с проблемой отождествления до весны 1997 г. Тем более, что работа по теме диссертации (подготовка первой наблюдательной заявки) была начата в 1993 г. осенью, задолго до первых отождествлений гамма-всплесков в оптике. Соответственно, этот обзор проблемы тесно связан с тем, что удалось понять здесь, в САО, в связи с загадкой происхождения источников гамма-всплесков, выполняя конкретную наблюдательную программу на БТА. К тому же все, что делалось на 6-метровом телескопе, начиная с наблюдений в 1994 г., делалось с самого начала в тесном сотрудничестве с ведущими группами как у пас в России, так и за рубежом. Здесь рассказано об отождествлении гамма-всплесков в САО: участие в кооперативных международных программах, мониторинг нескольких (GRB 970508, GRB 980519. GRB 980613, GRB 990123, GRB 991208) оптических транзиентов, обнаружение и фотометрия иесколь-
б
ких родительских галактик, получение данных по 4-полосной фотометрии родительских галактик гамма-всплесков. Описан первый в САО спектр оптического транзиента гамма-всплеска GRB 991208, по которому было сделано определение z. Показана Таблица (блок-схема) 1.1 основных задач, решаемых по этой программе и в диссертации. (Кроме того, небольшие обзоры новых исследований, так или иначе связанных с проблемой GRB, есть еще и в каждой главе.)
2. В Главе 2 речь идет об исследованиях IPN бокса ошибок (11 архивного") гамма-всплеска GRB 790613, целью которых была наблюдательная проверка галактической гипотезы происхождения коротких гамма-всплесков Описана методика поиска голубого звездообразного объекта типа аккрецирующей изолированной нейтронной звезды в окрестностях Солнца. Сделана оценка расстояния или нижней границы для расстояния до компактного объекта — возможного источника гамма-всплеска. Проведена "регистрация" всех оптических источников (до предела около 25™ — 26ш), полученных на БТА CCD-изображений, и отбор всех "подозрительных" по цвету объектов в области локализации GRB 790613. Описана методика фотометрии слабых объектов.
Та же цель — отработка методики отождествления и фотометрическое исследование слабых звездообразных объектов — преследовалась и в параллельной наблюдательной программе В. Г. Курта (АКЦ ФИАН совместно с САО) отождествления и наблюдений изолированных нейтронных звезд-пульсаров. Для этого на ВТА была сделана BVRI ПЗС фотометрия пульсаров: PSR В0656 +14, PSR 0809+74, PSR В0950+08, J0633+1746 (Geminga). В частности, на БТА, по положению VLA- радиоисточника для PSR В0С56 +14, был отождествлен (разд. 2.5.1) звездообразный объект 25™, для него были определены потоки в В, V, R и / полосах. Это позволило с учетом UV-наблюдений на HST говорить о возможности более сложной, чем Релей-Джинс, преимущественно нетепловой природе излучения в UV и в оптической областях спектра компактных объектов. То есть спектр искомых пекулярных звездообразных объектов в оптике, как и для PSR. В0656 + 14, может представлять собой сумму тепловой и нетепловой компоненты степенной спектр с наклоном « —I. В разделе 2.5.2 исследован сам оптический компаньон PSR B065G +14 и протяженные и звездообразные объекты его ближайшей окрестности.
3. В Главе 3: С весны 1997 г. актуальными стали совместные наземнокосмические (follow-up) наблюдения оптических транзиентов. Цель — успеть отнаблюдать только что обнаруженный и быстро слабеющий в рентгенов-
7
ском, в оптическом или в радио диапазонах транзиентиый источник послесвечение гамма-всплеска. На БТА детально, в нескольких фотометрических полосах исследовать изменения его блеска со временем — установить законы падения блеска, получить спектральные (цветовые) характеристики оптического транзиента (ОТ GRB) и исследовать их эволюцию со временем. Установить спектральные и временные корреляции с переменностью этого объекта (afterglow) в других диапазонах: в радио, в NIR, в NFI/BeppoSAX рентгене. В главе 3 детально описана вся процедура фотометрических follow-up наблюдений и первичной интерпретации данных применительно к ОТ GRB 970508 в яркой фазе (май-август 1997 г.), по которому в С АО удалось получить наибольшее количество BVRI фотометрических измерений блеска.
4. В Главе 4 главной целью является анализ полученных данных об оптическом объекте -"остатке" гамма-всплеска в спокойном состоянии. То есть здесь исследована родительская галактика всплеска GRB 970508 и проведено сравнение показателей цвета для этой галактики с цветами других галактик. В результате для родительской галактики GR.B 970508 получены данные о се хаббловском типе и светимости. Проведено сравнение ее ВVЯ/-спектра с ультрафиолетовыми спектрами галактик локальной Вселенной. Сделана оценка центральной поверхностной яркости и размеров этой галактики. Проведен анализ полученных фотометрических данных по ближайшим соседям этой GRB-галактики с целью уточнения расстояния до нее и установления степени пекулярности/непекулярности родительской галактики.
5. В Главе о: Уже начиная с 1997 г., еще до возникновения в 1998-99 гг. астрономии гамма-всплесков, нашей специальной целью стало получение однородной выборки фотометрических данных (желательно на одном и том же инструменте) с тем, чтобы начать накопление статистики по родительским галактикам и ответить на вопросы, особенно актуальные до 99-го г.: 1) В каких галактиках это явление (гамма-всплеск) наблюдается чаще всего? 2) Действительно ли существует какой-то особый класс "GRB-галактик"? 3) Установить надежно, привлекая данные спектроскопии, где — в старых ли эллиптических или в спиральных галактиках со звездообразованием — гамма-всплески наблюдаются чаще? 4) Слияние нейтронных звезд или массивное звездообразование и его следствие — коллапс массивного ядра звезды — ответственны за механизм всплеска? 5) Если гамма-всплески все-таки связаны со звездообразованием и с эволюцией массивных звезд, то насколько темп звездообразования в родительских галактиках от-
8
личен оі' темпа, звездообразования у всех остальных галактик с тем же г!
6) Сколько "СИВ-галактик" приходится на квадратный градус небесной сферы и чем же эти галактики отличаются от других таких же далеких галактик или от (слабых) галактик "поля"? В 5-й главе в той или иной мере затронуты и обсуждены все эти вопросы. Учтено внутреннее поглощение в родительских галактиках и применен метод популяционного синтеза при интерпретации наблюдательных данных.
6. В Главе 6 основной целью является попытка ответить на вопросы, которые оказались на переднем плане исследований в результате работы по родительским галактикам и особенно (в последнее время) в результате наблюдательного прогресса но отождествлению гамма-всплесков (+ рентгеновские спектры в первые часы/секунды). По-видимому, для решения трудной проблемы механизма гамма-всплеска, существенно было сначала выяснить, какие же звездные объекты могла бы, быть прародителями источников СНВ? Если наблюдаемый на Земле гамма-всплеск это действительно результат эволюции массивной звезды в далекой галактике, то тогда как связаны источники гамма-всплесков со взрывами сверхновых звезд (СМ)? Какие типы СН — тоже результат эволюции массивных звезд ("Гиперновая", ІЬ/с, II ) — могут "начинаться" с гамма-всплеска, поскольку выбор типа СН связан с тем, на какой стадии эволюции массивной звезды может наблюдаться это явление? Каковы истинная энергетика гамма-всплеска и какой все-таки угол коллимации гамма-лучей ("Ьеаш-іі^") во время мощной гамма-вспышки, возможно возникающей при коллапсе (релятивистском, скорее всего) компактного ядра массивной звезды? Как и чем ускоряются джеты, сопровождающие гамма-всплеск аксиально-симметричные выбросы вещества? В 6-й главе проведена интерпретация фотометрического эффекта покраснения ОТ СЯВ 070508 как эффекта, возможно прямо связанного с вкладом вспышки СН в наблюдаемые потоки от транзиента через несколько недель после всплеска.
7. В Главе 7 (в Заключении) сформулированы основные положения, выносимые на защиту, сделана попытка подвести некоторый общий итог к 2002 г. и сказано о возможных перспективах продолжения работы по теме.
Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из вводной главы, пяти основных глав, заключения, списка цитируемой литературы из 318 наименований; содержит 2С0 страниц текста, в том числе 58 рисунков и 27 таблиц.
9
1.1.2. Новизна и практическая ценность
В диссертационной работе впервые последовательно изложена методика оптического отождествления гамма-всплесков, начиная с первых попыток (1994-1996 гг.) поисков слабых объектов в больших (IPN) боксах ошибок локализации и заканчивая успешными наблюдениями оптических транзи-ентных источников, связанных с гамма-всплесками и исследованиями их родительских галактик (в 1997-20U0 гг.).
1. Впервые проведено исследование в трех (В, V, R) фотометрических полосах области локализации короткого гамма-всплеска GRB 790613 до В = 26.2, V = 25.7, R = 25.6, и в рамках галактической модели получены ограничения по расстояниям до предполагаемого объекта — источника этого всплеска (Гл. 2, разд. 2.3, 2.4).
2. Впервые для PSR В0656+14 были определены потоки в фотометрических полосах В, R и I. С учетом результатов наблюдений в UV-диапазоне на космическом телескопе им. Э. Хаббла (HST) это позволило уверенно говорить о преимущественно иетепловой природе излучения в оптической области спектра этой изолированной нейтронной звезды вплоть до ~ 8000А. Впервые исследованы слабые объекты в окрестностях PSR В0656 f 14. (Гл.
2. разд. 2.5. 2.6.)
3. В результате наблюдений ("follow-up" = энергичного преследования) слабеющего Оптического Транзиента (ОТ) GRB 970508 впервые для таких объектов был получен самый большой набор данных в 4 стандартных (BVRJc) фотометрических полосах и, т. о., была впервые исследована эволюция непрерывного спектра оптического источника, связанного с гамма-всплеском. Проведены наиболее точные измерения блеска в 4 фотометрических полосах в фазе максимальной яркости и (в частности) в максимуме блеска этого ОТ GRB (май 10.77 UT). Обнаружено экспоненциальное падение блеска источника сразу после максимума во всех BVRI-полосах, наблюдавшееся в течение примерно 3 суток. С использованием оригинальных данных определен наклон непрерывного спектра этого объекта. Только по этим данным был определен и усредненный степенной закон падения блеска в фотометрической полосе R после максимума блеска в течение 86 дней. (Гл. 3.)
4. Новыми являются все результаты исследования родительской галактики гамма-всплеска GRB 970508: вывод об отсутствии вклада какого-либо переменного источника в наблюдаемые потоки этой галактики через 200 дней после всплеска, исследование широкополосною BVRI-cпектра (или
10
цветов) галактики, сравнение со средним распределением энергии в континууме для галактик различных хаббловских типов, определение абсолютной величины, сравнение (BVRCIC) распределения энергии в спектре галактики GRB 970508 с ультрафиолетовыми спектрами близких по светимостям галактик со вспышкой звездообразования локальной Вселенной, оценка линейных размеров этой галактики, оценка величины ее центральной поверхностной яркости, исследование BVRI-спектров 3 близких объектов в поле, оценка светимости и размеров (гало) для ближайшей галактики в поле галактики GRB 970508 и объяснение дополнительного (абсорбционного) красного смещения г = 0.767. (Гл. 4.)
5. По BVRI-фотометрическим наблюдениям 6 GRB-галактик на одном телескопе и в одной и той же стандартной фотометрической системе впервые был получен самый большой набор данных по 4-полосной фотометрии родительских галактик гамма-всплесков. По этим данным изучены цвета этих галактик, подтверждена связь гамма-всплесков с массивным звездообразованием. Для 5 родительских галактик было впервые учтено внутреннее поглощение. Определены /Г-поправки и Мвгеа( абсолютные величины 6 галактик. Все результаты и выводы по родительским галактикам являются новыми и оригинальными (ссылки см. в Гл. 5).
6. Новыми являются результаты исследования эффекта покраснения ОТ GRB 970508 на 36-й день после всплеска. Наблюдения этого эффекта в фотометрической полосе /с по отношению к поведению ОТ в В, V, Rc проводились только на 6-метровом телескопе САО РАН. В результате был найден эффект "red bump" или 11 плечо" на кривой блеска в этой полосе, указывающий па связь гамма-всплеска со вспышкой СН, что наблюдается сейчас уже во многих (более 7) ОТ GRB. Это был один из первых случаев наблюдения такого эффекта. Он впервые был найден о специально проведенных % сетах наблюдений ОТ GRB 970508 (в июне, июле, августе, ноябре 1997 г.), когда на БТА проводились измерения показателей цвета В — ІС, V — /с, Rc — 1С ОТ, вплоть до наблюдения вклада в потоки и показателей цвета "чистой" галактики в 1998 г. (См. ссылки в главах 3, 4 и 6.)
7. На 6-метровом телескопе были впервые исследованы "GRB-поля" до глубины 26w и слабее, с ошибкой в оценке блеска не хуже, чем 0.2™ - 0.3Ш. Этот опыт фотометрии слабых объектов использовался на 10-метровом телескопе Keck II в наблюдениях родительских галактик гамма-всплесков и при исследовании изолированных нейтронных звезд-пульсаров на других больших телескопах, например на 8.2-метровом телескопе Subaru. Результаты исследований в 3 полосах бокса ошибок "классического" короткого
11
гамма-всплеска GR В 790613 могут быть использованы в новых наблюдательных программах по отождествлению коротких всплесков, природа которых до сих пор не ясна. Опыт работы по поиску слабых объектов с пекулярными цветами (см. в Гл.2) используется в программах поиска ОТ гамма-всплесков (Gorosabel ct al. 2001).
8. Практически ценным может быть опыт участия в международных программах отождествления гамма-всплесков в результате (follow-up) наблюдений быстро слабеющих транзиентных источников (см. в разделе 1.2.2 и в Гл. 3). Полученная на БТА фотометрическая информация помогала корректировать постановку спектральных и фотометрических задач на других телескопах (Kock II, HST, VLT и других). В контексте проблемы отождествления гамма-всплесков (follow-up наблюдения ОТ и родительских галактик) показано, что широкополосная фотометрия в нескольких полосах (BVRCIC) — практически удобный, хоть и требующий специальных условий наблюдений, метод достижения главной цели — быстрой оценки блеска и цвета ОТ GRB, определения типа слабой (22т —26ш) галактики с достаточно гладким спектром (в оптике при г ~ 1 в основном наблюдается только мощный UV-континуум далеких галактик со звездообразованием).
9. Предложена оригинальная методика определения внутреннего поглощения в далеких галактиках по их ВVR/-фотометрии. Фотометрия родительских галактик гамма-всплесков показала, что ВV/{/-распределение энергии в их спектрах хороню аппроксимируется спектрами близких галактик (в локальной Вселенной) со вспышкой звездообразования, что было использовано при оценках поглощения в галактиках в первом приближении. Затем к родительским галактикам гамма-всплесков был применен метод популяционного синтеза, позволивший точнее (во втором приближении) определить поглощение в них (см. Гл. 5).
1.1.3. Апробация результатов
Результаты работы по теме диссертации неоднократно докладывались на астрофизических семинарах в САО, АКЦ ФИАН, ФТИ им. А.Ф.Иоффе РАН, Кафедры Астрофизики СПбГУ, ежегодных конференциях в Пущино (1997, 1999, 2000, 2001), посвященных актуальным проблемам астрофизики. Доклады были сделаны также на: IAU Colloquium No. 151 "Flares and Flashes" (Декабрь 1994, Зоненберг, Германия), 29th ESLAB Symposium "Towards the Source of Gamma-Ray Bursts" (Апрель 1995, Нордвайк, Нидерлан-
12
ды), 3rd Huntsville Symposium "Gamma-Ray Bursts" (Октябрь 1995, Хантсвилл. США), Общемосковском семинаре астрофизиков (ОСА) — Коллоквиум по проблеме гамма-всплесков (23 Мая 1997, ГАИШ, Москва), Fourth Huntsville Gamma-Ray Burst Symposium (Сентябрь 1997,Хантсвилл, CILIA), 1st Workshop "Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era" (Ноябрь 1998, Рим), Коллоквиуме "Гамма-всплески и связанные с ними явления" (13 Ноября 1998, ГАИШ. Москва), 19th Texas Symposium "Relativistic Astrophysics and Cosmology" (Декабрь 1998, Париж), Colloquium on Physics of Neutron Stars (Май 1999, ФТИ им. А.Ф.Иоффе, С-т Петербург), Конференции по 2-D спектроскопии в CAO (Декабрь 1999, Н.Архыз, CAO), Joint European and National Astronomical Meeting "JENAM-2000" (Июнь 2000, Москва), 2nd Workshop on "Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era" (Октябрь 2000, Рим), Коллоквиуме "Космичекие взрывы 2000: от Большого Взрыва до гамма-всплесков" (24 ноября 2000, ГАИШ, Москва), Conference on Physics of Neutron Stars (Июнь 2001, ФТИ, С-т Петербург). Результаты работы по теме диссертации вошли в список важнейших достижений CAO РАН в 1994, 1996-1998, 2000, 2001 гг. По теме диссертации опубликовано 35 научных работ.
Личный вклад автора: Автору принадлежит постановка задачи по поиску на БТА оптических объектов, возможно связанных с гамма-всплесками, и последующее формулирование всех целей наблюдательных программ на различных этапах работы по теме, начиная с 1993 г. Автор принимал участие в наблюдениях по своей программе отождествления гамма-всплесков ("архивные" GRB-боксы, пульсары, follow-up наблюдения ОТ GRB и галактик). Автору принадлежит постановка всех задач по обработке и интерпретации полученных данных. Автор принимал участие в реализации этих задач, начиная от стадии оформления наблюдательных заявок на БТА и до написания статей по результатам работы. Автору принадлежит идея накопления информации по фотометрии родительских галактик гамма-всплесков для как можно большего числа таких объектов (переход к астрономии GRB), а также идея сравнения BVRI-спектров родительских галактик с ультрафиолетовыми спектрами локальных галактик и затем (второе приближение) с рассчитанными спектрами галактик в методе оценки внутреннего поглощения. Автору принадлежит постановка задачи по моделированию и учету внутреннего поглощения в родительских галактиках гам ма-всплесков.
13
1.2. Обзор исследований по проблеме отождествления
Этой проблеме посвящено довольно много обзоров (см., например, цитированные выше обзоры + Лучков, Митрофанов и Розенталь 1996; Постное 1999 и новейшие обзоры: Djorgovski ct al. 2001, 2001а; Castro-Tirado 2001а) и, кажется, нет необходимости описывать здесь еще раз во многом драматическую и противоречивую историю открытия и исследования этого интереснейшего явления в астрономии. Поэтому в этом разделе сделан обзор в основном только по теме диссертации, касающейся одной из существенных составляющих всей проблемы гамма-всплесков — их оптическому отождествлению, теме, которая стала особенно "горячей” в астрофизике с 1997 г., когда, начал свою работу на орбите Земли знаменитый спутник BeppoSAX (Boella et al. 1997). Текущие исследования в настоящее время, когда возникла астрономия гамма-всплесков, можно проиллюстрировать Таблицей (схемой) 1.1 Фактически согласно этой логике такие исследования проводились с 1997 г., начиная с первых отождествлений гамма-всплесков в оптике. Однако попытки отождествить гамма-всплеск были и раньше, когда это явление ("всплеск") наблюдалось в основном только как спонтанное повышение фона мягкого гамма-излучения регистрируемого гамма-детектором, а не каким-либо астрономическим инструментом, например телескопом (в любом другом диапазоне электромагнитного спектра) или рентгеновской камерой широкого поля, например, как WFC/BeppoSAX. К такой логической схеме (как блок-схема в Табл. 1.1) надо было еще прийти, поэтому здесь сначала изложена история проблемы оптического отождествления гамма-всплесков, начиная с исследований в огромных (> 10 aremin2) боксах ошибок их локализации на небе.
Таким образом, ниже идет речь о том, как происходила процедура отождествления и что это значит — "отождествление гамма-всплесков"? Как это предполагалось делать и делалось до 1997 г. и как это на самом деле делается сейчас? Главная цель автора здесь убедительно показать, что это действительно отождествление гамма-всплесков, несмотря на то, что постоянно наблюдаемого (persistent source) на гамма-телескопах источника мягкого гамма-излучения, например, как в случае PSR. В0656-4-14, Geminga и других гамма-пульсаров, от источников "классических" всплесков пока не найдено. Здесь обоснован выбор метода исследований на 6-метровом телескопе. В частности, частично отражено и настоящее состояние текущих исследований в ОАО на момент написания этой диссертационной работы. Т. о., ниже будет сказано о поисках пекулярных объектов в огром-
14
ных "GRB-бокоах", об отождествлении изолированных нейтронных звезд, о возникновении первых международных проектов отождествления GRB. и, наконец в разделе 1.2.2, сказано об отождествлении гамма-всплесков в эру BeppoSAX и об участии CAO РАН в этой программе.
1.2.1. Что это значит — отождествить гамма-всплеск?
Первое официальное сообщение о гамма-всплесках (Klebesadel, Strong, and Olson 1973) относится к 1973 г., хотя они начали регистрироваться на спутниках "Вела" (и на других) с 19G5 г. как кратковременные повышения скорости счета детекторов 7-лучей ("всплески"). Таким образом, космические гамма-всплески (как с тех пор их определяют) — это яркие вспышки гамма излучения ("события") со случайной локализацией на небе и с длительностями от долей секунд до сотен секунд. Самые яркие всплески достигают проинтегрированных по времени вспышки потоков ~ 10 3 эрг см“2. При этом основное энерговыделеиие происходит в полосе 0.1-1 Мэв, хотя сейчас (с 1997 г. на BeppoSAX) всплески регистрируют уже и в рентгене.
Еще в начале 90-х многие исследователи исходили из того, что это единая популяция источников (см. ссылки в цитированных обзорах), хотя уже тогда было известно, что все гамма-всплески явно делятся на. длинные и короткие события. Что особенно запутывало ситуацию с расстояниями до источников всплесков, так это то, что до 1993 г. вместе с "классическими" (т. е. неповторяющимися) гамма-всплесками с помощью одних и тех же моделей анализировались и рекуррентные источники всплесков, например GBS0526-66 (Мазец и Голенецкий 1987), которые позже (примерно с 1995 г.) выделились в особый класс мягких повторяющихся всплесков (так называемые Soft Gamma-Ray Repeaters, SGRs). Эти рекуррентные всплески показывают характерные признаки нейтронных звезд (пульсирующая компонента потока, локализация в остатках вспышек сверхновых) в нашей Галактике и в Большом Магеллановом Облаке. Не удивительно, что до начала осознания того факта, что по крайней мере эти источники представляют собой какой-то отдельный класс галактических источников, огромной популярностью пользовалась именно галактическая гипотеза происхождения всех (или большинства) гамма-всплесков.
Работа по программе поиска оптики от источников гамма-всплесков началась в CAO в 1993 г. (Осенью этого года была удовлетворена первая заявка в KTIIIT, а в начале 1994 г. были проведены первые наблюдения на БТА.) Главной целыо этой программы было найти оптические объек-
15
ты, связанные со "старыми/архивными" гамма-всплесками, выбирая для исследования наименьшие (~ 1 агстгп2) боксы ошибок их локализации на небе. Тогда довольно популярным представлением об источниках было представление об одиночных (изолированных) нейтронных звездах, на поверхности которых происходят мощные взрывы (Woosley, Wallace 1982, Розенталь, Усов, Эстулин 1983). Теперь, после рентгеновских, оптических, инфракрасных и радио отождествлений старые представления обо всей популяции источников гамма-всплесков сильно пересмотрены и считается, что может быть только короткие гамма-всплески действительно связаны с компактными объектами в нашей Галактике (Bisnovatyi-Kogan 2001, Cline et al. 2001). Но наблюдательные усилия по программам отождествления до 1997 г. оказались все-таки не бесполезными, поскольку основной их смысл свелся к тому же, что делали тогда, и все другие группы — в тот период времени отрабатывались методики поиска и исследования слабых источников в самых разных диапазонах электромагнитного спектра. Именно так и надо понимать первые попытки поисков голубых звездообразных объектов в больших "архивных11 GRB-боксах, которые были предприняты и на БТА до 1997 г.
О попытках оптического отождествления до весны 1997 г. (до эры В ер ро SAX):
Поиски оптики, связанной с гамма-всплесками, с самого начала предпринимались в трех направлениях: 1) поиск каких-либо пекулярных объектов в боксе ошибок через несколько месяцев и лет после вспышки-гамма-всплеска ( "quiet, counterparts"): 2) поиск оптических вспышек в боксах ошибок локализации по архивным оптическим данным ( "flaring counterparts ");
3) поиск оптики от источников либо в момент вспышки, либо сразу (follow-up) после детектирования всплеска ("fading counterparts").
Первой попыткой оптического исследования области локализации гамма-всплеска была работа Chevalier et al. (1981), в которой еще фотографическим путем изучался бокс ошибок одного из всплесков до 23.5т — 24т. Поиску оптических кандидатов для отождествления в нескольких областях локализации гамма-всплесков были посвящены работы Ricker et al. (198С) и Harrison et al. (1994). Следующим шагом по поиску оптических кандидатов был обзор Vrba et al. (1995) на 1-м телескопах еще семи (IPN) боксов, в котором была сделана многополосная CCD фотометрия со средним пределом обнаружения около 24m. Т. о., наши наблюдения на БТА областей локализации (Sokolov et al. 1994, 1994а, 1995, 1996, 1997; Соколов и др. 1996) были продолжением поисков первого направления поиск пекулярных
16
(по цветам) объктов типа "quiet counterparts ". Постановка задачи, методика и результаты такого поиска подробно описаны во 2-й главе для (IPN) бокса ошибок локализации короткого гамма-всплеска GR.B 790613.
Поиск оптических вспышек ("flaring counterparts") в областях локализации всплесков с помощью архивных данных исходит из того, что гамма-всплески могут быть рекуррентными событиями, но крайней мере, на шкале ~ 10 лет, и в момент всплеска часть энергии излучается в оптическом диапазоне. Результатом такого поиска по архивным фотопластинкам различных обсерваторий стало обнаружение более чем 50-ти переменных объектов внутри и вблизи областей локализаций гамма-всплесков. Например, оптические вспышки в областях локализации трех гамма-всплесков были обнаружены с помощью архивных фотопластинок (Schaefer et al. 1984, Schaefer 1984). Большинство из этих объектов действительно представляют собой какие-то реальные вспышки (см. в обзорах Borovicka et al. 1992, Hudec et al. 1990). Некоторые из них были включены и в нашу программу наблюдений, в частности, объект "ОТ 1959 Москаленко" в области локализации гамма-всплеска GBS 791101. которая (область) была исследована на. 6-метровом телескопе в июне 1994 г. в В VR- пол осах (Zharykov, Kopylov, Sokolov 1995). В этом случае вблизи положения возможного переменного источника ОТ 1959, указанного Moskalenko et. al. (1989), был найден объект V = 23.43 с пекулярными цветами (В - V = 0.9, V - R = 1.10). Возможно, что этот объект и является кандидатом для отождествления оптической вспышки 1959 года, но связь его с гамма-всплеском GBS 791101 остается проблематичной.
Наша группа принимала участие во всех вариантах поисков и отождествления гамма-всплесков. Приоритетами наблюдательных программ на БТА того времени по отождествлению гамма-всплесков и пульсаров были: отработка методики глубоких многоцветных фотометрических CCD-наблюдений, отбор и анализ слабых (слабее 23ш - 24"‘) объектов по показателям цвета {В — V, V — R, R — I) и профилям (фотометрическим разрезам), оценка собственных движений звездообразных объектов, подсчеты числа объектов вплоть до фотометрического предела, анализ переменности, изучение/отождествление пекулярных объектов, найденных в боксах ошибок локализации гамма-всплесков. В итоге (до весны 1997 г.) были исследованы области локализации таких гамма-всплесков: GRB 790613, GRB 791101 (ОТ Москаленко), GRB 930131 (ОТ McNamara & Harrison), GRB 910601 (ROSAT # 30), GRB 790418, GR.B 790326b. Результаты наблюдений опубликованы, наблюдательный материал записан на CD.
17
В (COMPTEL/IPN) боксе ошибок локализации GRB 910601 мы пытались отождествить рентгеновский источник RÖSAT # 30. В поле этого источника были найдены 18 очень красных (В - V > 1.9) звезд (V « 22), но надежных кандидатов для отождествления RÖSAT # 30 мы пока не обнаружили (McNamara et al. 1995). Исследование области локализации длинного гамма-всплеска (с возможной аннигиляционной е~е+ линией в спектре) GRB 790418 было первым в САО опытом (ВУ) фотометрии с построснем "мозаики" из CCD-изображений с глубиной до ^ 24т, покрывающей иоле всего бокса (Sokolov et. al. 1994). В параллельной наблюдательной программе по отождествлению в оптике ближайших нейтронных звезд были проведены BVRI наблюдения PSR B0G5G+14. Об отождествлении пульсара и исследовании этой изолированной нейтронной звезды более подробно сказано в Гл.2. Многополосная фотометрия изолированной нейтронной звезды Geminga (J0G33-M74G) была также сделана на БТА в рамках программы (Kurt et al. 2000, 2001) исследования Я1'Я/-спектров и отождествления слабых объектов.
Третье направление или стратегия ("fading counterparts") поисков оптики, связанной с гамма-всплесками, впоследствии оказалась самой выигрышной. Но отработка методики такого (follow-up) поиска ярких оптических вспышек сразу после всплеска началась задолго до ее успешной реализации в 1997 г. В настоящее время такой поиск осуществляется в ходе глобального эксперимента с участием большого количества обсерваторий Земли. Для этого были созданы несколько международных сетей, по которым быстро передаются полученные с космических детекторов координаты гамма-всплеска после его локализации. Наземные обсерватории также быстро обмениваются полученной в ходе своих наблюдений информацией. В число таких международных сетей входили BATSE/COMPTEL/NMSU Rapid Response Network (McNamaraet al. 1995) (18 оптических и 4 радио обсерватории), BACODINE (Barthelmy et al. 1995) (21 группа, 8 оптических, 4 радио, G гамма-детекторов на космических платформах). Наша группа принимает участие во всех этих программах с самого начала их работы. В частности, одна из первых попыток (еще до "Эры BeppoSAX") follow-up оптических наблюдений была предпринята McNamara & Harrison (1994) после всплеска GRB 930131, детектированного 7- обсерваторией CGR.O. Через 12 часов после гамма-всплеска в боксе ошибок (COMPTEL) локализации был найден новый объект с V & 19.8 па NMSU ВМО 24 in. телескопе (61 см). Этот объект находился довольно далеко (~ 1°) от IPN трека и новых экспозиций авторы не сделали. Мы смогли начать свои (созаявители
18
В. McNamara & Т. Harrison) наблюдения на ВТА только в следующий сезон (<) « —09°), в феврале и в апреле 1994 г. В том месте, где наблюдался предполагаемый ОТ GR.B, не было найдено ничего ярче V & 25.5.
Эра BeppoSAX (”Afterglow Era") и астрономия у-всплесков:
Еще в обзоре Мазеца и Голенсцкого (1987) было отмечено, что гамма-всплески но своей длительности делятся на два класса событий — короткие и длинные. Это деление на два разных класса было потом подтверждено на. большей статистике всплесков во время миссии CGRO/BATSE (Kove-liotou et, al. 1993). Короткие всплески (от 0.1 до 1 с) и длинные (от 3 до 100 с) составляют примерно 25% и 75% соответственно от полной выборки каталога и скорее всего связаны с двумя разными типами источников. Короткие всплески оказываются и более жесткими по своим спектрам, чем длинные (Tavaiii 1998). (Исследованию бокса ошибок локализации типичного короткого и жесткого гамма-вплеска посвящена 2-я глава.)
В конце концов именно длинные (и мягкие) космические гамма-всплески были выбраны командой BeppoSAX для поисков транзиентов (или послесвечения) в других диапазонах. Если в гамма- диапазо не с помощью классического метода космической триангуляции быстрая (т.е. одновременно со всплеском) локализация направления па источник всплеска па небе с точностью хотя бы до нескольких угловых минут невозможна, то надо взяться сначала за события, которые могут дать достаточно много мягких рентгеновских квантов. То есть можно выбрать гамма-всплески с длинными рентгеновскими "хвостами” в их спектрах. Как выяснилось впоследствии, как раз длинные (они же и мягкие — много рентгена) гамма-всплески лучше всего для этого подходят. Ведь никого не убедить в правильности отождествления, пока гамма-всплеск не будет обнаружен и локализован на телескопах, пусть даже и на таких плохих по угловому разрешению (несколько угловых минут), как 2 широкоугольные рентгеновские камеры WFC, установленные на борту итало-голландского спутника SAX (SAX — итальянский акроним "X-ray Astronomy Satellite"). В результате успешные рентгеновские, оптические, а потом и все другие отождествления длинных гамма-всплесков были сделаны в 1997-99 гг. в основном с помощью этого сравнительно недорогого спутника. Этот аппарат обеспечил не только локализацию гамма-всплесков с точностью до угловых минут, но на этой космической обсерватории также были сделаны уникальные измерения спектров гамма-всплесков в широкой полосе частот от 2 до 700 кэВ (Piro et al. 1999, Frontera et al. 2000, Arnati et al. 2002).
Как с помощью BeppoSAX практически происходило отождествление
19
в оптике будет более подробно сказано в следующем разделе (включая и конкретные GRB). Здесь же коротко об обнаружении послесвечения гамма-всплесков в рентгене — основная идея-схема метода отождествления. (В частности, наши, совместные с командой BeppoSAX наблюдения на БТА полностью зависели от качества и быстроты выполнения всех процедур такого отождествления.) Авторы идеи — Итальянское Космическое А тенетно (ASI) при участии Голландского Космического Агеиства (NIVR) (Boella et al. 1997). После запуска (30 апреля 199G г.) новое название спутника BeppoSAX (в честь итальянского физика Giuseppe Occhiaiini). Основная задача миссии — спектроскопия и переменность во времени галактических и внегалактических рентгеновских источников. Основная аппаратура для исследования космических гамма-всплесков (главная рабочая "пара”): всенаправленный гамма-детектор GRBM (40-700 кэВ) + рентгеновский телескоп WFC (кодирующая маска, 2-26 кэВ). Вернее, два. телескопа две широкоугольных реитгеновких камеры WFC, сканирующие небо с полем зрения около 40° х 40а. Основная задача этих двух камер — мониторинг ~ 5% неба с целыо найти и определить положение (не хуже 3 угловых минут) новых транзиентных рентгеновских источников, попавших в ее поле зрения. Если одновременно с появлением такого нового рентгеновского источника в поле зрения одной из камер WFC срабатывает и гамма-детектор GRBM, начинается процедура уточнения координат этого источника, анализ и сравнение его кривых блеска в рентгене (2-26 кэВ) и в гамма-диапазоне (40-700 кэВ) , в некоторых случаях анализируется и спектр во всем диапазоне — от 2 до 700 кэВ (Frontera et al. 2000, Amati et al. 2002). Позже (через 6-8 часов — время переориентации всей платформы), после уточнения координат WFC-источника (~ 3 arcsec), найденного рентгеновской камерой, начинается поиск в "WFC-боксе" рентгеновского послесвечения ("afterglow") гамма-всплеска с помощью двух узконаправленных (NFI) телескопов-спектрометров с нолем зрения в пределах одного градуса и с угловым разрешением I arcmin.: NFI — LEGS (0.5 - 2 кэВ), MEGS (2 - 10 кэВ). Дальше, после обнаружения слабеющего — с характерным временем часы-дни — рентгеновского источника, начинается работа в оптике и в других диапазонах (IR, радио) — "follow-up" поиски, обнаружение, мониторинг оптического и других послесвечений/транзиентов, получение спектров (измерение z) и исследование галактик, связанных с гамма-всплеском. Начиная с первого удачного случая отождествления гамма-всплеска GRB 970228 (Groot et al. 1997а, Van Paradijs et al. 1997, Galarna et al. 1997a,b), примерно этой схемы отождествления все и придерживаются. Хотя в не-
20
которых случаях удавалось на больших и средних телескопах находить оптику по данным одной только камеры WFC или даже в рентгеновском боксе спутника RXTE.
С весны 1997 г. основной целью наблюдательной программы на БТА стало исследование реальных астрономических объектов, которые могли бы быть связаны с источниками гамма-всплесков. Вместе со всеми (с использованием и наших собственных наблюдений) мы пришли к выводу, что галактики, в которых наблюдается послесвечение всплесков (в оптике, IR, радио), — это обычные (для красных смещений около или > 1) далекие галактики, хотя и с энергичным звездообразованием (или вспышкой звездообразования). А исследование кривых блеска оптических транзиентов гамма-всплесков в совместных наблюдательных программах и результаты рентгеновских наблюдений на BeppoSAX и на новой рентгеновской обсерватории Chandra убедили многих, что объектами, связанными с источниками гамма-всплесков, вероятнее всего могут быть массивные звезды на конечной стадии их эволюции. Таким образом, основной вопрос, который в конце концов обсуждается в этом тексте и который вытекает из осознания результатов исследований периода 1997-2000 гг. первых отождествлений гамма-всплесков в других диапазонах, таков: какие объекты могли бы быть прародителями гамма-всплесков? ("Still, what are the progenitors of Gamma-Ray Bursts?") Сейчас ответ на этот вопрос уже для многих очевиден — 30-летний спор завершается в пользу коллапса вращающегося ядра массивной звезды, хотя тут же возникают новые проблемы и новые (или отложенные ранее "до лучших времен") сомнения...
Таким образом, в 1997-99 гг. отождествление (длинных - по крайней мерс) гамма-всплесков произошло. Накоплено достаточно данных, чтобы говорить об астрономии гамма-всплесков, хотя данных все еще недостаточно, чтобы окончательно понять сам механизм всплеска. Как было и до 1996 г. (а точнее до публикаций обзоров BATSE в 1992 г.), мы уже имеем и наиболее популярную модель, объясняющую послесвечение гамма-всплесков в других диапазонах (см. ссылки в обзоре Постнова 1999). Правда физика (или механизм) всплеска так и остаются непонятыми — это уже самые нижние разделы Таблицы (схемы) 1.1. Но теперь наблюдений значительно больше, чем было до 1997 г., когда источники всплесков не наблюдались нигде, кроме гамм а-диапазона, и можно было еще говорить о слиянии нейтронных звезд и т.д. (см. обзор Лучкова, Митрофанова и Розенталя 1996). Теперь, когда закончилась миссия CGRO/BATSE и только что закончилась (30-го апреля 2002 г.) результативнейшая работа по отождествлению всплесков
21
на знаменитом спутнике-обсерватории BeppoSAX, можно попытаться подвести некоторые итоги этого периода.
В частности, после возникновения астрономии гамма-всплесков многое стало выглядеть совершенно иначе, чем это было еще в "эру BATSE" и до нее. Сейчас, после отождествления в других диапазонах, можно попытаться дать более точные (более современные, чем в обзорах до 1997 г.) определения и самому явлению GRB и тому, что такое его отождествление. Итак, "гамма-всплесками" сейчас фактически называют вспышки рентгеновского и гамма-излучения с энергией фотонов 2 — 30 кэВ ("полу-жесткий BeppoSAX/WFC-рентген") и до 700 кэВ (мягкий гамма-диапазон) и более. Длительность таких вспышек/всплесков — от долей до нескольких сотен секунд. Временные профили сложные, с переменностью до миллисекунд. Положения источников на небе локализуются в совершенно случайных направлениях. Самый чувствительный (в диапазоне энергий 30-500 кэВ) детектор BATSE на. американском спутнике-обсерватории CGRO был способен регистрировать гамма-всплески на уровне ~ 10-7 эрг см-2. Максимальные значения полных (т.е. проинтегрированных по всему времени всплеска = fluence) потоков S (обозначение, которое использовано в обзоре Мазеца и Голенецкого 1987 г.) 10“4 — 10“3 эрг см"2. В этих пределах (10~7— 10"3 эрг см“2) полных потоков BATSE регистрировал события с темпом примерно 0.8 раза в сутки. Точнее, именно слабые всплески с S = 1(Г7 — 10~6 эрг см"2 регистрировались так часто. Мощные события (такие как GRB 990123 с S ~ 10"4 эрг см"2) происходят значительно реже — раз в несколько месяцев, а регистрируются еще реже — раз в год или два.
После отождествления "длинных" гамма-всплесков в оптике и в других диапазонах возникла астрономия гамма-всплесков и все решаемые сейчас задачи можно представить в виде такой Таблицы-схемы (см. Табл. 1.1). Хотя природа "центрального двигателя" или "триггера" гамма-всплесков все еще является предметом горячих споров (и еще долго будет являться), сейчас уже хороню установлено, что все длинные гамма-всплески (или по крайней мере большинство из них) возникают в далеких галактиках с продолжающимся интенсивным звездообразованием.
22
Таблица 1.1. Астрономия гамма-всплесков на БТА: цель программы — пролить свет па проблему прародителей, изучая ОТ и родительские галактики гамма-всплесков.
23