ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 12, с. 839-867

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА

GRB 181201A И ОБНАРУЖЕНИЕ СВЯЗАННОЙ С НИМ СВЕРХНОВОЙ

П. Ю. Минаев¹, Н. Томинага^3,4, С. А. Гребенев¹, И. В. Человеков¹, Д. Бакли⁵,

С. И. Блинников^1,6,7, А. Е. Вольвач⁸, Л. Н. Вольвач⁸, Р. Я. Инасаридзе⁹,

Е. В. Клунко¹⁰, И. Е. Молотов¹¹, И. В. Рева¹², В. В. Румянцев⁸, Д. Н. Честнов¹¹

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

²Национальный исследовательский университет “Высшая школа экономики”, Москва, Россия

³Университет Конан, Кобе, Япония

⁴Токийский университет, Кашива, Япония

⁵Южноафриканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, Южная Африка

⁶Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический

институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия

⁷Институт теоретической и экспериментальной физики им. А.И. Алиханова, Москва, Россия

⁸Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, Россия

⁹Абастуманская астрофизическая обсерватория Государственного университета им. Ильи Чавчавадзе,

Тбилиси, Грузия

¹⁰Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

¹¹Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН, Москва, Россия

¹²Астрофизический институт им. В.Г. Фесенкова, Алматы, Казахстан

Поступила в редакцию 20.05.2020 г.

После доработки 22.09.2020 г.; принята к публикации 22.09.2020 г.

Представлены многоцветные фотометрические наблюдения в оптическом диапазоне, а также ком-

плексное исследование в рентгеновском, гамма- и радиодиапазонах гамма-всплеска GRB 181201A

и его послесвечения. Наблюдения в оптическом диапазоне начались через ∼0.5 дня после всплеска и

продолжались почти непрерывно ∼24 дня. Они были возобновлены спустя 8 месяцев, что позволило

определить вклад родительской галактики в измеренные потоки и оценить связанное с ней поглощение.

Столь полное покрытие кривой блеска стало возможным благодаря скоординированной работе сети из

девяти телескопов, расположенных по всему миру. В конце первого цикла наблюдений были получены

убедительные доказательства разгорающейся вспышки сверхновой на месте источника всплеска.

Таким образом, всплеск GRB 181201A стал еще одним событием, подтвердившим связь гамма-

всплесков со сверхновыми. До него было известно 30 таких событий, основанных на фотометрических

наблюдениях послесвечений всплесков. Сравнение вызванного сверхновой избытка излучения в

кривой блеска послесвечения GRB 181201A с другими событиями позволило определить некоторые

параметры сверхновой.

Ключевые слова: гамма-всплески, прекурсор, послесвечение, сверхновая, фотометрия, многоцветные

наблюдения

DOI: 10.31857/S0320010820120013

ВВЕДЕНИЕ

(GRBs) и их оптических послесвечений была уста-

новлена тесная связь так называемых “длинных”

(T₉₀ ≳ 2 с, см. Кувелиоту и др., 1993; Кошут и

За последние ∼20 лет интенсивных наблюде-

др., 1996) GRBs со сверхновыми (SN) типа Ic,

ний и всесторонних исследований гамма-всплесков

вызванными коллапсом почти голого ядра массив-

^*Электронный адрес: astroboy96@mail.ru

ных звезд на конечной стадии их эволюции. Пер-

839

840

БЕЛКИН и др.

вое достоверное свидетельство такой связи было

редко удается пронаблюдать в оптическом диапа-

найдено у всплеска GRB 980425 и сверхновой

зоне из-за необходимости этапа уточнения лока-

SN 1998bw (типа Ic). События совпали как по

лизации всплеска рентгеновскими телескопами и

времени и положению на небе, так и по красному

относительно медленного реагирования наземных

смещению z = 0.0085, т.е. они произошли на одном

оптических инструментов на сообщения о его ре-

и том же расстоянии ∼40 Мпк от Земли, что,

гистрации. Рентгеновские наблюдения необходи-

конечно, не могло быть случайностью (Галама и др.,

мы, поскольку локализация всплеска в жестком

рентгеновском и гамма-диапазонах обычно быва-

1998; Ивамото и др., 1998; Кулкарни и др., 1998).

ет недостаточно точной для наведения оптических

Одним из следующих ярких подтверждений связи

телескопов. Соответственно, когда телескопы на-

гамма-всплесков со сверхновыми стало очень ин-

чинают наблюдения источника всплеска, активная

тенсивное событие GRB 030329, ассоциированное

фаза уже заканчивается.

с SN 2003dh (Хьорт и др., 2003; Станек и др.,

2003; Мэтисон и др., 2003). Эта сверхновая также

После активной фазы следует стадия послесве-

была отнесена к типу Ic. Кинетическая энергия

чения. Она, как правило, самая долгая, во время

разлета сброшенных звездных оболочек в обоих

нее падение потока описывается степенным за-

коном, либо же степенным законом с изломом.

событиях превышала 10⁵² эрг и была более чем на

Излом связан с геометрическим эффектом кол-

порядок величины больше энергии взрыва в обыч-

лимации джета всплеска (“jet break”). На стадии

ных сверхновых. Их стали называть гиперновыми

послесвечения могут проявляться неоднородности,

(Пачинский, 1998).

представляющие из себя локальные отклонения

Изучение гамма-всплесков испытало заметный

от степенного закона в виде вспышек и провалов

подъем после запуска орбитальной обсерватории

(Мазаева и др., 2018в).

Swift (Джерельс и др., 2004), обладающей спо-

Далее, в интервале 7-30 дней после всплес-

собностью определять координаты произошедших

ка в кривой блеска может проявиться избыток

GRBs с точностью ≲5^′′ в мягком рентгеновском

излучения, связанный с разгоранием сверхновой

диапазоне и оперативно оповещать о них обсер-

(расширением ее фотосферы с соответствующим

ватории по всему миру. Это сделало возможным

усилением светимости). Это — фаза сверхновой.

быстрое реагирование наземных телескопов и бо-

На кривой блеска появление сверхновой на фоне

лее раннее наблюдение оптического послесвече-

степенного закона падения светимости послесве-

ния GRBs. Также это позволило получать более

чения выглядит как протяженная вспышка специ-

детальные многоцветные кривые блеска и спек-

фичного профиля. Излучение сверхновой прояв-

троскопические данные, необходимые для измере-

ляется тогда, когда работа центральной машины

ния космологического красного смещения. Тем не

всплеска уже давно окончилась, дополнительному

менее из тысяч зарегистрированных GRBs лишь

мощному источнику энергии взяться неоткуда. Сам

несколько десятков были ассоциированы со сверх-

профиль вспышки сверхновой может зависеть от

новыми. Связь SN/GRB путем фотометрических

количества радиоактивного⁵⁶Ni, синтезированного

наблюдений была подтверждена у 30 GRBs, у 23

при взрыве (например, Кано и др., 2017а,б), и от

GRBs, частично перекрывающихся с фотометри-

активности, возможно, образовавшегося звездно-

ческими случаями, она была подтверждена в ре-

го остатка, хотя обычно его излучение слишком

зультате спектроскопических наблюдений (Кано и

слабо, чтобы быть зарегистрированным на космо-

др., 2011а,б, 2015, 2017б; Канн и др., 2019). Все это

логических расстояниях. Спектры, измеренные во

достаточно близкие (z < 0.5) события, у более да-

время фазы сверхновой, как правило, характери-

леких SNe зарегистрировать сложно. Самый дале-

зуются широкими линиями и отсутствием линий

кий всплеск, у которого была обнаружена сверхно-

водорода и гелия, что является одним из отличи-

вая (GRB 000911), находится на z = 1.06 (Мазетти

тельных признаков сверхновых типа Ic.

и др., 2005). Из всех таких GRBs лишь несколько

Наконец, источник затухает, поток послесвече-

имеют статистически обеспеченную кривую блеска

ния всплеска и излучения сверхновой падает ниже

сверхновой. Каждый новый всплеск, демонстри-

уровня светимости родительской галактики. Это

рующий связь со сверхновой, заметно обогащает

последняя фаза оптической кривой блеска. По-

выборку подобных событий и вносит свой весомый

является возможность исследовать свойства га-

вклад в распознание природы “длинных” GRBs.

лактики, поглощение в ней и оценить вклад ее

Всю кривую блеска “длинного” GRB в оп-

излучения в измеренную общую светимость. Опре-

тическом диапазоне можно разделить на четы-

делить поглощение в родительской галактике мож-

ре последовательно сменяющие друг друга фазы.

но, например, путем моделирования распределения

Сначала идет активная фаза, во время которой

спектральной плотности ее излучения по частоте и

центральная машина всплеска все еще продолжает

ее сравнения с моделями хорошо изученных галак-

генерировать энергию. Данную компоненту крайне

тик.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

841

Из сказанного следует, что поток излучения, на-

смог увидеть жесткое рентгеновское излучение

блюдаемый от источника гамма-всплеска со сверх-

всплеска.

новой на позднем этапе (вне активной фазы), со-

Отметим, что во всех трех указанных выше

стоит из трех компонент: вклад послесвечения,

жестких рентгеновских экспериментах всплеск

вклад самой сверхновой и постоянный вклад от

был зарегистрирован на ∼2 мин позже времени

родительской галактики. Аккуратное вычитание

T₀

его регистрации телескопом IBIS/ISGRI:

вклада послесвечения и родительской галактики

AstroSat/CZTI в 02:39:58 UT, Insight-HXMT/HE

из общего потока, регистрируемого от источника,

в 39:53 и Konus-WIND в 39:52.36. Как мы увидим

равно как и учет поглощения в нашей (Шлафлай,

далее, такое различие связано с двухпиковой

Финкбайнер, 2011) и в родительской галактиках,

структурой всплеска. Первый пик (прекурсор)

позволяет построить корректную кривую блеска

был заметно мягче второго — основного, поэтому

сверхновой, связанной с гамма-всплеском, и да-

он значимо проявился лишь в данных телескопа

лее — оценить ее параметры. Каждая указанная

IBIS/ISGRI, чувствительного в более мягком

компонента может быть включена в процедуру

диапазоне энергий (20-200 кэВ) по сравнению с

аппроксимации в виде дополнительного параметра

остальными приборами.

или набора параметров (Фен и др., 2011; Соллер-

Телескоп Swift/XRT был наведен в направ-

ман и др., 2007; Грайнер и др., 2015). Подобный

лении GRB 181201A спустя 4 часа после его

феноменологический подход во многом основан

регистрации обсерваторией INTEGRAL и про-

на стандартной теории GRBs, утверждающей, что

вел получасовое наблюдение с 6:33 до 7:06 UT.

свет, подпитывающий оптическое послесвечение,

Внутри круга ошибок локализации всплеска теле-

имеет синхротронное происхождение и подчиня-

ется степенному закону как по времени, так и по

скопом IBIS/ISGRI был обнаружен затухающий

частоте (Сари и др., 1998).

рентгеновский источник со степенным спектром,

объясненный послесвечением (Мерегетти и др.,

2018б; Пинторе и др., 2018). Последующие на-

ОТКРЫТИЕ GRB 181201A И ПЕРВЫЕ

блюдения, продолжавшиеся до 9:58, довели экс-

РЕЗУЛЬТАТЫ

позицию до полутора часов и позволили Пэйджу

и др. (2018) локализовать источник всплеска с

Первое сообщение о регистрации мощного

.29666, Decl. =

длинного (∼180 с) всплеска GRB 181201А было

= -12◦.63082 (эпоха J2000). Ранее (через 18 с

распространено системой IBAS (Мерегетти и др.,

после времени T₀) в этом направлении телескопом

2003) международной астрофизической обсерва-

MASTER-OAFA был обнаружен оптический тран-

тории гамма-лучей INTEGRAL (Винклер и др.,

зиент ярче 16.2 звездной величины (Подеста и др.,

2003). Всплеск был зарегистрирован 1 декабря

2018). Наблюдения, выполненные Конгом (2018)

2018

г., в 02:38:00 UT в поле зрения гамма-

на 0.5-м телескопе T31 проекта iTelescope через

телескопа IBIS/ISGRI (Мерегетти и др., 2018а).

8.3 часа после момента T₀, показали, что источник

Это время будет использоваться в дальнейшем как

быстро затухает (R = 16.6 ± 0.03), что подтвердило

момент начала отсчета T₀. Интегральный поток

правильность оптического отождествления гамма-

излучения от всплеска в диапазоне 20-200 кэВ

всплеска. Спектроскопия оптического источника,

превысил 10 ± 4 эрг см-2. Телескоп IBIS/ISGRI

выполненная с помощью телескопа VLT Европей-

оснащен кодирующей апертурой и способен по-

ской южной обсерватории, позволила по положе-

лучать изображения неба с угловым разрешением

нию линии Mg I и дублета линий Mg II определить

≃12^′ (FWHM), поэтому GRB 181201А был сразу

его красное смещение z = 0.45 (Иззо и др., 2018).

достаточно хорошо (≲2^′) локализован (см. рис. 1).

После сообщения о регистрации всплеска

GRB 181201А нами были организованы регу-

Регистрация всплеска была подтверждена ор-

лярные наблюдения его положения на небе в

битальными обсерваториями Insight-HXMT/HE

оптическом и радиодиапазонах с целью обнару-

(Цай и др.,

2018), Konus-WIND (Свинкин и

жения и исследования послесвечения и возможной

др., 2018) и AstroSat/CZTI (Ханам и др., 2018),

сверхновой, с ним связанной. Наблюдения прово-

причем Konus-WIND видел излучение всплеска

дились на протяжении последующих трех недель на

вплоть до ∼15 МэВ. Еще более жесткое из-

девяти телескопах разных наземных обсерваторий,

лучение (≳100 МэВ) было зарегистрировано от

расположенных в Грузии, Казахстане (на Тянь-

всплеска телескопом LAT обсерватории Fermi

Шане), России (в Крыму и Саянах), США (на

(Аримото и др., 2018), и это несмотря на то, что

Гавайях), Чили и ЮАР. Большинство из них входят

обсерватория смогла начать его наблюдения лишь

в сеть телескопов IKI GRB Follow-up Network

через ∼2000 с после регистрации. Рентгеновский

(IKI GRB-FuN, Вольнова и др., 2020). Несколько

монитор Fermi/GBM к этому моменту уже не

наблюдений всплеска были выполнены по нашему

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

842

БЕЛКИН и др.

Рис. 1. Локализация GRB 181201A телескопом IBIS/ISGRI обсерватории INTEGRAL. Показана карта отношения

сигнала к шуму S/N для участка неба в поле зрения телескопа, полученная за время всплеска (∼180 с). Размер участка

25^◦ × 25^◦, диапазон энергий 20-100 кэВ, шкала логарифмическая, значение S/N для всплеска ∼85σ. Желтым цветом

показаны положения известных (в основном внегалактических) источников.

запросу обсерваторией Gemini. Предваритель-

волны проявилось на кривой блеска в радио- и

ные результаты проведенных наблюдений были

миллиметровом диапазонах длин волн через 3-4

опубликованы в циркулярах GCN Белкин и др.

дня после основного события. Оптические наблю-

(2018а,б), Мазаева и др. (2018а,б), Рева и др.

дения позволили оценить параметры волны.

(2018), Вольнова и др. (2018а,б). В радиодиапазоне

всплеск наблюдался на телескопе RT-22 Крым-

Ниже в статье будут подробно описаны: ак-

ской астрофизической обсерватории (Симеиз,

тивная фаза всплеска (по данным его рентге-

Россия).

новских и гамма-наблюдений приборами обсер-

Послесвечение всплеска наблюдалось также

ватории INTEGRAL), его послесвечение (по дан-

другими научными группами на разных телескопах.

ным проведенных нами оптических и радионаблю-

Некоторые опубликованные в литературе резуль-

дений, а также мягких рентгеновских наблюде-

таты будут использованы в данном исследовании.

ний) и фаза проявления сверхновой (в оптиче-

Большой объем данных независимых оптических

наблюдений послесвечения GRB 181201A пред-

ской кривой блеска). Сравнив скорость нарас-

ставлен Ласкаром и др. (2019), использовавшими

тания блеска сверхновой с кривыми блеска ра-

их для моделирования обратной ударной волны,

нее известных сверхновых типа Ic, связанных с

возникающей в джете при его столкновении с

гамма-всплесками, мы оценили основные парамет-

окружающей средой. Излучение обратной ударной

ры сверхновой во всплеске GRB 181201A.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

843

АКТИВНАЯ ФАЗА ВСПЛЕСКА

достигает ∼0.7 м². На Землю передается общая

скорость счета с разрешением 50 мс, никакой

Начальная фаза всплеска наблюдалась лишь

пространственной или спектральной информации

в рентгеновском и гамма-диапазонах и, вероят-

в телеметрию не поступает. Максимум чувстви-

но, наиболее полно — орбитальной обсерваторией

тельности приходится на диапазон от ∼80 кэВ до

INTEGRAL. Всплеск был значимо зарегистриро-

≳10 МэВ. В силу особенностей геометрии кон-

ван сразу четырьмя приборами обсерватории: де-

струкции спектрометра SPI его защита, почти все-

текторами ISGRI и PICsIT гамма-телескопа IBIS,

направленная, слабо чувствительна к всплескам,

германиевым детектором гамма-спектрометра SPI

приходящим под малыми углами к оси телескопа.

и антисовпадательной защитой этого спектрометра

Всплеск GRB 181201A наблюдался в поле зрения

ACS.

спектрометра, но под достаточно большим углом к

оси ≃11◦.7.

Используемые жесткие рентгеновские и

Анализ данных этих приборов был проведен

гамма-телескопы и анализ их данных

с помощью стандартного пакета программ обра-

ботки данных обсерватории INTEGRAL — OSA

Гамма-телескоп IBIS обсерватории (Убер-

(Курвазье и др., 2003). При обработке данных

тини и др., 2003) предназначен для картогра-

телескопа IBIS/ISGRI использовался также ком-

фирования неба и исследования обнаруженных

плекс программ, разработанных в ИКИ РАН (Рев-

источников в жестком рентгеновском и мягком

нивцев и др., 2004).

гамма-диапазонах с энергетическим разрешением

E/ΔE ∼ 13 на 100 кэВ. Получение изображений

основано на принципе кодирующей апертуры.

Временные профили гамма-всплеска

Телескоп имеет поле зрение (FWZR) размером

Кривые блеска всплеска GRB 181201A, полу-

30^◦ × 30^◦ (область полного кодирования 9^◦ × 9^◦) и

ченные детекторами IBIS/ISGRI, SPI и SPI-ACS,

угловое разрешение 12^′ (FWHM). Внутри такого

представлены на рис. 2. В случае IBIS/ISGRI

широкого поля телескоп в год регистрирует 6-8

использовались данные в диапазоне 20-100 кэВ,

всплесков, а его разрешение позволяет опреде-

в случае SPI — в диапазоне 50-100 кэВ. Кривая

лять их положение с точностью ≲2^′. Телескоп

блеска,

зарегистрированная

детектором

имеет два детекторных слоя: ISGRI (Лебран

IBIS/PICsIT в более жестком диапазоне, не

и др., 2003) с максимумом чувствительности в

показана, поскольку она мало чем отличается от

диапазоне 18-200 кэВ и PICsIT (Лабанти и др.,

кривой, полученной SPI-ACS, разве что худшей

2003), чувствительный в диапазоне 0.2-10 МэВ.

статистикой. При восстановлении кривой блеска

Площадь каждого детектора равна ∼2600 см²,

IBIS/ISGRI учитывалась неравномерность за-

эффективная площадь для событий в центре поля

светки элементов детектора потоком от источника

зрения ∼1100 см² (половина детекторов затеняется

из-за кодирующей апертуры. Для всех кривых

непрозрачными элементами маски).

блеска проведено вычитание фона, аппроксимиро-

Гамма-спектрометр SPI обсерватории (Ведренн

ванного полиномиальной моделью третьей степени.

и др., 2003; Рок и др., 2003) предназначен для тон-

Видно, что гамма-всплеск состоит из двух эпи-

кой (E/ΔE ∼ 550 в линии 1.7 МэВ) cпектроско-

зодов излучения, разделенных интервалом ∼80 с. В

пии космического гамма-излучения. Телескоп име-

кривой блеска по данным IBIS/ISGRI, в которой

ет максимум чувствительности в диапазоне 0.05-

оба эпизода излучения особенно хорошо видны, к

8 МэВ. Также как телескоп IBIS, он обладает

сожалению, присутствуют провалы, связанные с

способностью строить изображение неба внутри

недостаточным объемом памяти для записи всех

своего поля зрения (гексагонального, диаметром

фотонов столь мощного события. На рис. 3 по-

32^◦, FWZR), но имеет низкое угловое разреше-

казаны карты отношения сигнала к шуму S/N,

ние

(FWHM). Геометрическая площадь 19

полученные по данным телескопа IBIS/ISGRI раз-

германиевых детекторов спектрометра SPI равна

дельно для этих эпизодов излучения, в интерва-

500 см², эффективная — в два раза меньше геомет-

лах времени 0-60 и 114-183 с после момента

рической.

T₀. Рисунок показывает достоверность локализа-

Значительно большую площадь имеет анти-

ции GRB 181201A и подтверждает, что это были

совпадательная защита (ACS) этого спектрометра

действительно два эпизода одного события, а не

(Рау и др., 2004, 2005). Защита SPI-ACS состоит

случайное наложение не связанных между собой

из 91 сцинтилляционного кристалла Bi4Ge3O12

гамма-всплесков.

(BGO) общей массой 512 кг (фон Кинлин и др.,

По данным всех трех приборов по стандартной

2003а,б; Райд и др., 2003). Их суммарная эффек-

методике (Кошут и др., 1996) проведены расчеты

тивная площадь для регистрации гамма-всплесков

параметров длительности всплеска T₅₀ и T₉₀, а

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

844

БЕЛКИН и др.

IBIS/ISGRI

110

115

120 125 130 135 140 145

SPI

0.3

0.2

110

115

120 125 130 135 140 145

0.1

SPI-ACS

110

115

120

125 130

135 140

145

100

125

150

175

200

225

250

Seconds since UT 2018-12-01 02:38:00

Рис. 2. Кривая блеска всплеска GRB 181201A во время активной фазы с временным разрешением 1 с по данным

приборов обсерватории INTEGRAL: детектора ISGRI гамма-телескопа IBIS (диапазон 20-100 кэВ, вверху), гамма-

спектрометра SPI (50-100 кэВ, в середине) и антисовпадательной защиты ACS спектрометра SPI (80 кэВ-10 МэВ,

внизу). На врезке — кривые блеска основного (второго) эпизода активности с временным разрешением 0.1 с. Красные

кривые — аппроксимация данных экспоненциальной моделью.

также сделана оценка полной длительности T₁₀₀

двух эпизодов излучения по данным приборов SPI

как для временного интервала, охватывающего

и SPI-ACS указана также их ширина на полувысо-

весь всплеск, так и для двух отдельных эпизодов

те (FWHM).

излучения. Результаты представлены в табл. 1. Для

Параметры длительности T₅₀ и T₉₀ всплеска и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

845

318.2

318.0

17.8

17.6

317.4

318.2

318.0

17.8

17.6

317.4

GRB1

1201A

Рис. 3. Локализация всплеска GRB 181201A телескопом IBIS/ISGRI обсерватории INTEGRAL во время первого и

второго эпизодов активности (в интервалах времени 0-60 и 114-183 с после момента T0). Показаны уровни отношения

сигнала к шуму S/N = 3, 8, 13, ... σ в диапазоне энергий 20-100 кэВ на картах размером 1^◦ × 1^◦. Значения S/N на

месте всплеска, достигнутые в этих эпизодах, равны соответственно ≃47 и 76 σ.

его отдельных эпизодов оказались самыми боль-

блеска первого и второго эпизода данной моделью.

шими в измерениях телескопом IBIS/ISGRI и наи-

Модельные кривые блеска каждого импульса

меньшими — в измерениях детектором SPI-ACS.

(записи скорости счета) задавались при t > t_s

Это может быть связано с несколькими факторами.

формулой (1):

Во-первых, длительность гамма-всплесков зави-

(

)

τ₁

t-t_s

сит от энергетического диапазона — она уменьша-

C(t) = Aλ exp

(1)

ется на более высоких энергиях (см., например,

t-t_s

τ₂

Фенимор, 1995; Минаев и др., 2010; Человеков и

Здесь

др., 2019). Во-вторых, наличие провалов в теле-

[

]

)1/2

метрии при передаче данных IBIS/ISGRI на Землю

⁽τ₁

в моменты максимального наблюдаемого потока

λ = exp

τ₂

от источника искажает форму кривой блеска. От-

метим, что лишь в данных детектора IBIS/ISGRI

t_s — условное время начала импульса, τ₁ и τ₂ —

интервал T₅₀, определенный по всему всплеску,

характерные масштабы времени нарастания и спа-

захватывает оба эпизода излучения. В данных дру-

да скорости счета. Согласно формуле (1) макси-

гих приборов временной интервал T₅₀ охватывает

мальная скорость счета в импульсе C_p = A дости-

лишь второй, основной эпизод. Вследствие этого

гается при

значение параметра T₅₀ по данным IBIS/ISGRI

отличается от значений, полученных по данным

t_p = t_s + (τ₁τ₂)1/2.

(2)

детекторов SPI и SPI-ACS более чем на порядок

Результаты аппроксимации представлены в табл. 2

(табл. 1). Интервал T₉₀ у всех приборов охватывает

и показаны красными сплошными кривыми на

оба эпизода излучения.

рис. 2. Там же указано время достижения пиковой

Временные профили отдельных импульсов

скорости счета t_p.

GRBs хорошо описываются моделью FRED

(“быстрый подъем — экспоненциальный спад”,

Второй эпизод всплеска описывается экспонен-

см., например, Норрис и др., 2005; Хаккила и др.,

циальной моделью не вполне удовлетворительно.

2011; Минаев и др., 2014). По данным детекторов

Видно, что он состоит из двух или большего числа

SPI и SPI-ACS, в телеметрии которых отсутствуют

сильно перекрывающихся импульсов. Указанные

провалы, была проведена аппроксимация кривых

особенности кривой блеска позволяют надежно

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

846

БЕЛКИН и др.

Таблица 1. Параметры длительности гамма-всплеска GRB 181201A

Эпизод

Детектор

T₅₀,^а с

T₉₀,^а с

T₁₀₀,^а с

FWHM,^в с

1+2

IBIS/ISGRI

91.3 ± 0.2

172.7 ± 1.5

435

SPI

8.8 ± 0.1

122.1 ± 1.5

264

SPI-ACS

5.8 ± 0.1

120.2 ± 1.5

162

IBIS/ISGRI

28.4 ± 0.4

82.3 ± 3.2

> 113^б

SPI

19.1 ± 0.4

49.7 ± 1.7

SPI-ACS

22.6 ± 1.3

41.6 ± 18.5

IBIS/ISGRI

23.1 ± 0.1

84.5 ± 1.8

320

SPI

8.7 ± 0.1

32.3 ± 1.5

152

5.8

SPI-ACS

5.5 ± 0.1

19.5 ± 0.5

4.5

^а Длительность по методу Кошута и др. (1996).

^б Длительность ограничена началом второго эпизода.

^в Ширина импульса на полувысоте.

Таблица 2. Параметры импульсов во временном профиле GRB 181201A, измеренном детекторами SPI и SPI-ACS,

согласно модели FRED (формулы (1)-(2))

Эпизод

Детектор Aλ, отсч./с

t_s, c

τ₁, c

τ₂, c

t_p, c

χ2аN

SPI

93.2 ± 4.9

-18.9 ±

11.7

165 ± 162

8.4 ± 2.6

18.5 ± 1.2

1.47

SPI-ACS

66.0 ± 6.1

-9.1 ±

8.1

41 ± 67

6.9 ± 4.0

7.8 ± 1.4

0.78

2-полный

SPI

2306 ± 51

112.9 ±

0.4

4.9 ± 1.1

6.0 ± 0.2

118.4 ± 0.2

1.45

SPI-ACS

1518 ± 76

113.1 ±

0.9

6.2 ± 3.4

3.4 ± 0.3

117.7 ± 0.2

7.3

2-главный пик SPI

3117 ± 121

116.9 ±

0.2

1.4 ± 0.5

2.7 ± 0.2

118.8 ± 0.1

0.58

SPI-ACS

2042 ± 131

116.7 ±

0.2

2.1 ± 0.4

1.5 ± 0.2

118.4 ± 0.1

3.9

^а Значение χ², нормированное на степень свободы.

аппроксимировать лишь область максимума вто-

положительную спектральную задержку, lag =

рого эпизода излучения (временной интервал 117-

= 10.7 ± 1.8 с. Запаздывание излучения в данных

121 с). Далее будем называть его главным им-

IBIS/ISGRI и SPI по сравнению с более жест-

пульсом или пиком этого эпизода. Первый эпизод,

ким излучением в данных SPI-ACS для этого

возможно, также состоит из нескольких перекры-

эпизода ясно видно на рис. 2. Столь существен-

вающихся импульсов, однако отвергнуть простую

ная задержка может быть связана с эффектами

экспоненциальную модель по данным SPI и SPI-

суперпозиции — косвенное подтверждение того,

ACS нельзя.

что первый эпизод действительно состоит из

Гамма-всплески характеризуются заметной

большого числа перекрывающихся импульсов (см.,

эволюцией спектра излучения, одним из прояв-

например, Минаев и др., 2014). Второй эпизод,

лений которой является относительное смещение

наоборот, не отличается сколько-нибудь значимой

(задержка) кривых блеска в разных диапазонах

задержкой: lag = 0.7 ± 0.3 с для полного эпизода и

энергии (см., например, Минаев и др., 2012, 2014).

lag = 0.40 ± 0.14 с для главного пика. Отсутствие

Задержка считается положительной, если кривая

значимой спектральной задержки также может

блеска в более жестком диапазоне “опережает”

быть связано с эффектами суперпозиции импуль-

кривую блеска в мягком диапазоне. Для гамма-

сов, формирующих кривую блеска.

всплеска GRB 181201A спектральную задержку

В данных приборов IBIS/ISGRI и SPI прод-

между диапазонами энергий 0.08-10 МэВ и 20-

ленное медленно спадающее излучение видно

100 кэВ можно оценить, используя полученное по

вплоть до 435 и 264 с после начала всплеска

данным SPI-ACS и SPI положение максимума

соответственно (см. рис. 2). Также на верхней па-

скорости счета в импульсе (см. формулу (2)),

нели рисунка (кривая блеска по данным детектора

приведенное в табл. 2. Первый эпизод всплес-

IBIS/ISGRI) видно, что уровень сигнала от гамма-

ка GRB 181201A демонстрирует значительную

всплеска между двумя эпизодами излучения не

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№ 12

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

847

10⁵

10⁴

10³

10⁵

10²

10⁴

= 3.0+/ 0.2

10³

10¹

10²

10¹

= 2.9+/ 0.1

10⁰

100

10⁰

Seconds since UT 2018-12-01 02:38:52.9

100

Seconds since UT 2018-12-01 02:37:58.4

Рис. 4. Кривая блеска всплеска GRB 181201A во время активной фазы по данным детектора IBIS/ISGRI обсерватории

INTEGRAL (диапазон 20-100 кэВ). Оси логарифмические. На врезке — кривая блеска второго эпизода относительно

момента его начала. Красные прямые линии показывают аппроксимацию данных степенным законом падения с

указанными около них показателями степени.

успевает упасть до фонового значения. Вследствие

Интегральный поток гамма-излучения

этого, в частности, полную длительность первого

эпизода определить сложно — можно лишь дать

Полное число отсчетов, зарегистрированных

ее нижний предел (по времени начала второго

детектором SPI-ACS во время активной фазы

эпизода).

всплеска GRB 181201A, равно C = (3.00 ± 0.05) ×

× 10⁵ отсч. Фоновые отсчеты детектора из этого

На рис.

представлена кривая блеска

числа вычтены. Используя калибровочную зависи-

GRB 181201A во время активной фазы по данным

мость

(

)1.10±0.06

телескопа IBIS/ISGRI. Кривая приведена в лога-

F = 2.19 × 10-6

C/10⁴ отсч.

эрг см-2,

рифмической шкале и иллюстрирует упомянутые

полученную Позаненко и др. (2019) путем срав-

выше особенности наилучшим образом. Интерес-

нения данных одновременной регистрации GRBs

но, что на стадии затухания потока кривые блеска

в экспериментах SPI-ACS и Fermi/GBM, можно

обоих эпизодов подчиняются не экспоненциаль-

оценить интегральный поток излучения всплес-

ному, а степенному закону падения со сходными

ка в диапазоне 10-1000 кэВ: F = (9.2 ± 0.2) ×

показателями степени α ∼ -3 (при рассмотрении

× 10-5 эрг см-2. Ошибка чисто статистическая,

относительно момента начала эпизодов: T₁ =

область 2σ неопределенности потока с учетом

= 02:37:58.4 UT для первого эпизода и T₂ =

систематических ошибок составляет F = (1.8 -

= 02:38:52.9 UT для второго). Это может быть

следствием наложения (суперпозиции) большого

- 52) × 10-5 эрг см-2.

числа перекрывающихся импульсов, каждый из

Аналогичные оценки только уже для основного

которых имеет экспоненциальный характер паде-

(второго) эпизода всплеска, для которого C =

ния кривой блеска.

= (2.65 ± 0.03) × 10⁵ отсч., дают поток излуче-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

848

БЕЛКИН и др.

GRB 181201A

2 (114-183 s)

10²

1 (0-60 s)

100

300

Energy, keV

Рис. 5. Спектр жесткого рентгеновского и мягкого гамма-излучения GRB 181201A в двух эпизодах (0-60 и 114-183 c

после момента T0) активной фазы всплеска по данным спектрометра SPI обсерватории INTEGRAL.

ния F = (8.1 ± 0.2) × 10-5 эрг см-2, при этом

лученной оценки потока в область более низких

2σ область неопределенности с учетом систе-

значений.

матических ошибок составляет F = (1.6 - 46) ×

В этой связи отметим, что интегральный поток

излучения в диапазоне 20 кэВ-10 МэВ во время

× 10-5 эрг см-2.

второго эпизода всплеска по данным эксперимента

Konus-WIND (Свинкин и др., 2018) составил F ≃

Следует отметить, что использованная калиб-

≃ (1.99 ± 0.06) × 10-4 эрг см-2, что вдвое больше

ровочная кривая была построена Позаненко и др.

оценки потока, сделанной по данным SPI-ACS, од-

(2019) для достаточно коротких гамма-всплесков

нако находится внутри 1σ области систематических

с длительностью T₉₀ < 6 с, имеющих в среднем

ошибок этой оценки.

более жесткий энергетический спектр, чем длин-

ные всплески (см., например, Минаев, Позаненко,

Спектры рентгеновского и гамма-излучения

2020). Учитывая высокий нижний порог диапа-

На рис. 5 показаны спектры рентгеновского и

зона чувствительности детектора SPI-ACS (E ≳

гамма-излучения GRB 181201A, измеренные те-

≳ 80 кэВ), можно предположить, что полученные

лескопом SPI обсерватории INTEGRAL во время

оценки потока излучения, экстраполируемые в диа-

активной фазы всплеска (двух эпизодов излучения

пазон монитора Fermi/GBM (10-1000 кэВ), явля-

в интервалах времени 0-60 и 114-183 с после мо-

ются несколько заниженными. К тому же всплеск

мента T₀). Показан также результат наилучшей ап-

GRB 181201A был зарегистрирован в неоптималь-

проксимации этих спектров. Аппроксимация про-

ных для детектора SPI-ACS условиях (внутри поля

водилась с помощью простых (стандартных) ана-

зрения SPI, при угле падения к оси телескопа

литических моделей: степенного закона (PL), сте-

≃11◦.7), что также может вести к смещению по- пенного закона с экспоненциальным завалом на

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

849

Таблица 3. Результаты аппроксимации спектра излучения, измеренного телескопом SPI обсерватории INTEGRAL

на разных этапах развития всплеска GRB 181201A

Эпизод

Модель

E₀|kT, кэВ

α^а

F,^б 10-6 эрг см-2 с-1

χ²(N)^в

1.68 ± 0.06

0.51 ± 0.11

1.30(9)

1.80 ± 0.01

3.67 ± 0.15

14.5(9)

CPL

458 ± 51

1.57 ± 0.03

3.11 ± 0.28

1.84(8)

427 ± 53

1.56 ± 0.03

3.15 ± 0.12

1.62(8)

^а Фотонный индекс.

^б Интегральный поток излучения в диапазоне 20-1000 кэВ.

^в Значение χ² наилучшей аппроксимации, нормированное на N (N — число степеней свободы).

Таблица 4. Телескопы, использованные нами в наблюдениях всплеска GRB 181201A

Обсерватрия

Местоположение

Телескоп

Диаметр^а

Поле зрения

AbAO

Абастумани, Грузия

AS-32

0.7

44′.4 × 44′.4

Chilescope

Атакама, Чили

RC-1000

1.0

18′.6 × 18′.6

CrAO

Научный/Крым, Россия

ZTSh

2.6

14′.4 × 14′.4

Gemini

Мауна-Киа, Гавайи

Gemini North

8.1

5′.0 × 5′.0

INASAN

Симеиз/Крым, Россия

Zeiss-1000(I)

1.0

9′.9 × 9′.9

Mondy

Саяны, Россия

AZT-33IK

1.6

6′.7 × 7′.9

SAAO

Сазерлэнд, ЮАР

SALT

9′.7 × 9′.5

40in

1.0

8′.0 × 8′.0

TSHAO

Тянь-Шань, Казахстан

Zeiss-1000(T)

1.0

19′.2 × 19′.2

^а Диаметр (размер) главного зеркала, м.

высоких энергиях (CPL) и так называемой модели

Оптические телескопы и анализ их данных

Бэнда (BM), представляющей собой комбинацию

Телескопы, использовавшиеся для наблюдения

двух плавно переходящих друг в друга степенных

всплеска в оптическом диапазоне, перечислены в

законов и хорошо описывающей типичные спектры

табл. 4. Там же указаны их основные характери-

гамма-всплесков (Бэнд и др., 1993).

стики. Ряд наблюдений всплеска был выполнен по

Параметры наилучшей аппроксимации спек-

нашему запросу телескопом Gemini North, распо-

тра GRB 181201A этими моделями приведены в

ложенным на Гавайях. Это позволило исследовать

табл. 3. Видно, что первый эпизод излучения ха-

GRB 181201A в эпоху, когда его кульминация

рактеризовался степенным спектром (на рисунке

уже ушла в дневную часть суток, что затрудняло

показан штриховой линией) без признаков зава-

наблюдение на небольших телескопах из табл. 4,

ла на высоких энергиях, наоборот, на энергиях

находящихся к тому же на более высоких широтах,

≳300 кэВ спектр поднимается вверх более круто,

а потому смотрящих на источник сквозь б ´ольшую

чем предсказывается степенным законом. Спектр

толщу атмосферы. Журнал проведенных наблюде-

второго эпизода успешно аппроксимируется уско-

ний представлен в табл. 5.

ренно спадающими на высоких энергиях моделями

Полученные в ходе оптических наблюдений дан-

CPL и BM (сплошной линией на рисунке показана

ные были подвергнуты стандартной первичной об-

модель CPL). Это указывает на физически разное

работке, включающую отбраковку дефектных кад-

происхождение излучения всплеска в этих двух

ров, восстановление кадров с помощью матри-

эпизодах.

цы смещения, темнового кадра, плоского поля,

устранение фринжей, при необходимости. Обра-

ботка проводилась с помощью программного па-

ПОСЛЕСВЕЧЕНИЕ ВСПЛЕСКА

кета IRAF¹ . Первичная обработка осуществля-

Послесвечение всплеска GRB 181201A иссле-

довалось нами в оптическом, мягком рентгенов-

¹ IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) — среда для

ском и радиодиапазонах.

обработки и анализа изображений,разработана и поддер-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

850

БЕЛКИН и др.

Таблица 5. Журнал и результаты оптических наблюдений послесвечения GRB 181201A

Дата

Время^а

Зв. величина

Поток

Фильтр

Телескоп

yy-mm-dd

hh:mm:ss

mag

мЯн

2018-12-01

16:55:28

R^б

17.17

± 0.05

0.3850

Zeiss-1000 (I)

2018-12-01

18:34:35

g′в

17.86

± 0.02

0.2606

40in

2018-12-01

18:52:05

17.38

± 0.02

0.3173

40in

2018-12-01

19:02:35

i′в

17.32

± 0.02

0.4286

40in

2018-12-01

19:48:03

r′в

17.63

± 0.03

0.3221

40in

2018-12-02

01:11:25

r^′

18.00

± 0.05

0.2291

RC-1000

2018-12-02

14:47:57

18.39

± 0.02

0.1252

AS-32

2018-12-02

19:09:26

r^′

18.69

± 0.02

0.1213

40in

2018-12-02

19:30:07

i^′

18.54

± 0.07

0.1393

40in

2018-12-02

19:50:44

g^′

19.07

± 0.04

0.0855

40in

2018-12-03

01:32:26

r^′

18.92

± 0.04

0.0982

RC-1000

2018-12-03

11:24:39

18.91

± 0.03

0.0775

AZT-33IK

2018-12-04

12:19:26

19.67

± 0.07

0.0385

Zeiss-1000 (T)

2018-12-05

01:04:38

r^′

19.74

± 0.05

0.0461

RC-1000

2018-12-05

11:26:24

20.03

± 0.09

0.0276

AZT-33IK

2018-12-05

12:17:22

19.82

± 0.07

0.0335

Zeiss-1000 (T)

2018-12-05

18:33:39

r^′

20.02

± 0.04

0.0356

40in

2018-12-06

01:04:09

r^′

20.19

± 0.15

0.0305

RC-1000

2018-12-07

10:57:13

20.23

± 0.05

0.0230

AZT-33IK

2018-12-08

18:34:01

r^′

20.48

± 0.12

0.0233

40in

2018-12-09

14:37:52

20.85

± 0.31

0.0130

AS-32

2018-12-09

16:12:27

20.74

± 0.07

0.0144

ZTSh

2018-12-09

18:23:04

r^′

21.14

± 0.08

0.0127

40in

2018-12-10

00:59:23

r^′

21.10

± 0.10

0.0132

RC-1000

2018-12-10

10:51:34

20.73

± 0.07

0.0145

AZT-33IK

2018-12-10

18:23:56

r^′

21.00

± 0.09

0.0144

40in

2018-12-13

11:07:51

≥21.15^г

≤0.0099^г

AZT-33IK

2018-12-14

12:24:21

≥20.48

≤0.0183

Zeiss-1000 (T)

2018-12-14

15:27:53

21.06 ± 0.39

0.0107

Zeiss-1000 (I)

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 46

№ 12

2020

МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ГАММА-ВСПЛЕСКА GRB 181201A

851

Таблица 5. Окончание

Дата

Время^а

Зв. величина

Поток

Фильтр

Телескоп

yy-mm-dd

hh:mm:ss

mag

мЯн

2018-12-15