1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Известия РАН. Серия физическая
  4. T. 85, № 4, 2021

Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 4, стр. 601-604

Предварительные результаты анализа свойств длинных гамма-всплесков с присутствием высокоэнергетической компоненты: неоднородность популяции их источников

И. В. Архангельская *

Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования “Национальный исследовательский ядерный университет “МИФИ”
Москва, Россия

* E-mail: irene.belousova@usa.net

Поступила в редакцию 19.10.2020
После доработки 19.11.2020
Принята к публикации 28.12.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

В настоящее время источники гамма-всплесков зарегистрированы при значительных красных смещениях z, что указывает на их космологическое происхождение, но требует учета коррекции на космологическое растяжение в процессе анализа их распределения по длительности. Введен новый параметр Rt как отношение времени прихода фотона с максимальной энергией к длительности всплеска, при этом космологическое растяжение не требует учета. При его использовании выделяется как минимум 2 группы длинных всплесков Различия в динамике формирования высокоэнергетического γ-излучения для этих групп событий позволяют сделать вывод о неоднородности популяции их источников.

ВВЕДЕНИЕ

Обычно рассматриваются 2 типа гамма-всплесков (gamma-ray bursts, GRBs): короткие и длинные, разделяющиеся по длительности на t90˜ ~ 2 с (см., например, [1]). В 1997 г. была выделена подгруппа всплесков промежуточной (intermediate) длительности [2] при анализе распределений событий по жесткости H32 (вводится как соотношение потока, зарегистрированного в диапазонах 110–325 кэВ и 60–110 кэВ [3]) и длительности t90 на 99% уровне значимости при 0.8 ≤ t90 ≤ 50 с 〈t90〉 ≈ 3 с по данным прибора BATSE (4B current BATSE catalogue [3]) на борту обсерватории им. Комптона (Compton Gamma Ray Observatory – CGRO), работавшей в 1991–2000 гг. [3, 4]. При этом параметры коротких всплесков находились в диапазоне (t90 < 3 с, 〈t90〉 ≈ 0.5 с, H32 > 6.00), а длинных – в области (t90 > 5 с, 〈t90〉 ≈ 30 с, H32 < 1.85). Свойства новой подгруппы в дальнейшем широко обсуждались (см., например, [5, 6]).

В настоящее время источники нескольких сотен всплесков наблюдались при значительных красных смещениях z [7, 8], что свидетельствует об их космологическом происхождении. Соответственно, при анализе распределения гамма-всплесков по длительности необходимо рассматривать коррекцию на ее космологическое растяжение. Результаты изучения распределений по z позволяют сделать вывод о существовании (вне зависимости от возможного выделения событий промежуточной длительности) как минимум 2‑х подгрупп источников длинных всплесков с 〈z1〉 ~ 1.5 и 〈z2〉 ~ 2.6 [9, 10].

Впервые высокоэнергетическое излучение регистрировалось во время GRB 970417a: 18 фотонов с Е ~ 650 ГэВ наблюдались Milagrito в пределах его t90 [11]. Гамма-излучение всплесков с E > > 120 МэВ [12] регистрировалось и в экспериментах на борту космической обсерватории им. Комптона. В основном, не наблюдалось быстрой фазы всплесков с E > 200 МэВ, но для нескольких событий зарегистрировано послесвечение с максимальной энергией пришедших фотонов Eγmax ~18 ГэВ. Наиболее широкий диапазон наблюдаемого γ-излучения в спутниковых экспериментах составлял ~10 кэВ…~20 ГэВ. Было зарегистрировано нескольких десятков всплесков в высокоэнергетических диапазонах вплоть до нескольких ГэВ в космических экспериментах (Fermi/LAT [13, 14] и AGILE/MCAL [15]) и до нескольких ТэВ в наземных [16, 17]. Пока такие события не имеют четких ассоциаций с ранее выделенными группами и для более 50% событий отсутствуют данные о z, поэтому вводится новый параметр Rt, не требующий учета космологического растяжения.

ПАРАМЕТР Rt КАК ОТНОШЕНИЕ ВРЕМЕНИ ПРИХОДА ФОТОНА С МАКСИМАЛЬНОЙ ЭНЕРГИЕЙ К ДЛИТЕЛЬНОСТИ ВСПЛЕСКА

К сожалению, красное смещение неизвестно примерно для половины всплесков, во время которых наблюдалось высокоэнергетическое γ-излучение. Однако, при учете космологического растяжения, длительность большей части событий смещается в интервал 2 < t90 < 30 с – см. рис. 1а, т.е., необходимо введение нового параметра для анализа, который не требует учета космологического растяжения. Используя соотношение длительности излучения в диапазонах высоких и низких энергий, можно разделить всплески на 2 группы – см. рис. 1б. Для событий первой группы длительность высокоэнергетического излучения меньше, чем t90, для второй – больше. Однако более информативным является введение нового параметра Rt как отношения времени прихода фотона с максимальной энергией к длительности всплеска, и он не требует учета космологического растяжения. Распределение гамма-всплесков, зарегистрированных LAT, по Rt и длительности t90 показано на рис. 1в, а на рис. 2 – примеры конкретных событий, иллюстрирующих использование новой характеристики Rt в классификации гамма-всплесков.

Рис. 1.

Распределение гамма-всплесков, зарегистрированных LAT: по длительности t90 и максимальной зарегистрированной энергии Eγmax (черными точками отмечены все всплески, круги показывают всплески с известным красным смещением, а звездочки – длительность этих событий t90_z с учетом космологической коррекции, после чего большая часть таких гамма-всплесков оказывается в интервале 2 < t90 < 30 с (а); по длительности эпизода высокоэнергетического γ-излучения tHE и t90 (б); по Rt и t90 (в).

Рис. 2.

Примеры конкретных событий, иллюстрирующих использование новой характеристики Rt в классификации гамма-всплесков (по левой оси ординат отложена скорость счета в диапазоне низких энергий 7 кэВ–1 МэВ по данным Fermi/GBM, а по правой – энергия зарегистрированных Fermi/LAT гамма-квантов): GRB141222A как всплеск подкласса 1 с Rt = 4 ∙ 10–2 (t90 = 2.8 ± 2.6 ∙ 10–1 с, зарегистрированная LAT максимальная энергия гамма-излучения Eγmax = 20 ГэВ, время прихода фотона с максимальной энергией tγmax ~ 0.1 с относительно триггера, длительность высокоэнергетического γ-излучения tHE ~ 1.0 с [18]) (а); GRB160509A как событие подтипа 2а с Rt = 0.2 (t90 = 3.7 ∙ 102 ± 8.1 ∙ 10–1 с, зарегистрированная LAT максимальная энергия гамма-излучения Eγmax ~ 52 ГэВ, время прихода фотона с максимальной энергией tγmax ~ 77 с относительно триггера, длительность высокоэнергетического γ-излучения tHE ~ ~2.3 ∙ 103 с [19]) (б); GRB131018B как всплеск подгруппы 2б с Rt = 2.3 (t90 = (4.0 ± 1.2) ∙ 101 с, зарегистрированная LAT максимальная энергия гамма-излучения Eγmax = 13 ГэВ, время прихода фотона с максимальной энергией tγmax ~ 90 с относительно триггера, длительность высокоэнергетического γ-излучения tHE ~ ~2.0 ∙ 103 с [20]) (в). Стрелками указано время прихода фотона с максимальной энергией.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Во время некоторых гамма-всплесков наблюдались γ-кванты очень высоких энергий как в космических, так и в наземных экспериментах (до нескольких десятков ГэВ и до нескольких ТэВ соответственно). Большинство источников гамма-всплесков имеют космологическое происхождение и необходимо рассматривать коррекцию на космологическое растяжение длительности событий. Новый параметр Rt вводится как отношение времени прихода фотона с максимальной энергией к длительности всплеска, и он не требует учета космологического растяжения. Как минимум 2 группы длинных всплесков выделяются при его использовании: для 25% фотон с максимальной энергией регистрировался в пределах длительности события t90, но для остальных 75% всплесков такие γ-кванты наблюдались более чем через 10 с после их окончания. Более того, анализ предварительных результатов позволяет сделать вывод о существовании 3 групп длинных всплесков: в 1 подгруппе длительность высокоэнергетического излучения меньше, чем t90, а во 2 – больше, чем t90, причем фотон с максимальной энергией в подгруппе 2а был зарегистрирован в пределах t90, а в подгруппе 2б – существенно позже t90.

Характерная длительность излучения в различных диапазонах определяется конкретными свойствами механизмов его формирования (для гамма-всплесков подробности см., например, [21]) и классификация событий по параметру Rt позволяет сделать вывод о присутствии добавочных процессов с разными параметрами для различных групп при возникновении высокоэнергетического γ-излучения и неоднородности популяции источников длинных всплесков. После дополнительного анализа спектрометрических параметров выделенных подгрупп в диапазонах низких и высоких энергий, а также z будет возможно определить, принадлежит ли одна из популяций к подгруппе всплесков промежуточной длительности или двум ранее выделенным подгруппам на характерных расстояниях 〈z1〉 ~ 1.5 и 〈z2〉 ~ 2.6.

Работа выполнена при поддержке Программы повышения конкурентоспособности НИЯУ МИФИ (договор № 02.a03.21.0005 от 27.08.2013).

Список литературы

  1. Kouveliotou C. // Ann. N.Y. Acad. Sci. 1995. V. 759. P. 411.

  2. Belousova I.V., Mizaki A., Rozental I.L. et al. // Astron. Rep. 1999. V. 43. No. 11. P. 734.

  3. Paciesas W.S., Meegan C.A., Pendleton G.N. // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1999. V. 122. P. 465.

  4. Schneid E.J., Bertsch D.L., Fichtel C.E. et al. // AIP Conf. Proc. 1991. V. 265. P. 8.

  5. Horváth I., Veres P., Balázs L.G. // Balt. Astron. 2009. V. 18. P. 302.

  6. Tarnopolski M. // Astrophys. J. 2019. V. 870. Art. No. 105.

  7. https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/observations/types/grbs/ lat_grbs.

  8. https://swift.gsfc.nasa.gov/archive/grb_table.

  9. Архангельская И.В. // Изв. РАН. Сер. физ. 2015. Т. 79. № 3. С. 449; Arkhangelskaja I.V. // Bull. Russ. Acad. Sci. Phys. 2015. V. 79. No. 3. P. 413.

  10. Arkhangelskaja I.V. // J. Phys. Conf. Ser. 2019. V. 1181. Art. No. 012050.

  11. Atkins R., Benbow W., Berley D. et al. // Astrophys. J. 2000. V. 533. Art. No. L119.

  12. Kaneko Y., González M., Preece R.D. et al. // Astrophys. J. 2008. V. 677. P. 1128.

  13. Atkins R., Benbow W., Berley D. et al. // Astrophys. J. 2007. V. 583. No. 2. P. 824.

  14. Ackermann M. Ajello M., Baldini L. et al. // Astrophys. J. 2014. V. 787. P. 15.

  15. Labanti C., Marisaldi M., Fuschino F. et al. // Nucl. Instrum. Meth. Phys. Res. A. 2009. V. 598. No. 2. P. 470.

  16. Aliu E., AnderhubH., Antonelli L.A. et al. // Astropart. Phys. 2009. V. 30. No. 6. P. 293.

  17. Reimer O. // Bull. Amer. Astron. Soc. 2009. V. 41 P. 508.

  18. https://gcn.gsfc.nasa.gov/other/141222A.gcn3.

  19. https://gcn.gsfc.nasa.gov/other/160509A.gcn3.

  20. https://gcn.gsfc.nasa.gov/other/131018B.gcn3.

  21. Peér A., Long K., Casella P. // Astrophys. J. 2017. V. 846. Art. No. 54.

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Известия РАН. Серия физическая

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал