Природа оптически тёмных гамма-всплесков презентация

Paradijs et al. 1997), идея, что все гамма-всплески должны сопровождаться ОП;
однако в последующие годы наблюдения показали, что обнаружение ОП происходит всего в 20-30% случаев (напр., Fynbo et al. 2001 and Lazzati et al. 2002);

телескопов быстрого реагирования картина немного изменилась: ~80% всплесков имеют рентгеновский компонент, ~40% из них не имеют ОП (http://www.mpe.mpg.de/~jcg/grbgen.html)

ОП

рентгеновский компонент, но отсутствовал оптический (Fynbo et al. 2001);
затем определение было ограничено по яркости и времени ОП: R > 23m через 12 часов после начала всплеска;

β зависит от показателя p распределения по энергиям излучающих электронов и положения характерной частоты νc.
Рисунок из работы Sari, Piran, Narayan, 1998.

≤ p ≤ 2.5 =>
0.5 ≤ βOX ≤ 1.25
νc > 1018 Гц νc < 1014 Гц
из FX и FO , взятых на 11h после всплеска => βOX
βOX < 0.5 – тёмные всплески

Rol et al. 2005
определение немного модифицировано: FX и FO усредняются по спектральному и временному интервалам

синхротронным излучением, то при определённом спектральном индексе βX спектральный индекс βО будет равен либо βX, либо βX – 0.5. Следовательно, βX – 0.5 < βОX < βX
если βОX < βX – 0.5, то всплеск тёмный.

et al. 2009

% (Fynbo et al. 2009). Это зависит от используемого критерия отбора событий и от происхождения выборки
по всем всплескам, наблюдаемым обсерваторией Swift – 20% (Zheng et al. 2009)
по выборке одного наземного инструмента – до 50% (Greiner et al. 2011)
В любом случае популяция тёмных всплесков составляет более 20% от всех событий

оптическую область
большое красное смещение (z) ответственно за 5-20% тёмных всплесков (Perley et al. 2009, Greiner et al. 2011, Melandri et al. 2011)
Zheng et al. (2009) вычислили βOX для тёмных всплесков с большим z, используя наблюдаемый оптический поток и оптический поток, сдвинутый в систему источника, при этом половина всплесков перестали удовлетворять критерию темноты.

из работы Greiner et al. 2011 и Fynbo et al. 2009

(bulk absorption)
фотометрические наблюдения родительских галактик позволяют моделировать их SED совместно с законами поглощения (чаще всего MW или SMC). Около 25% событий имеют AV > 0.8m, что при z ~ 2 даёт AV > 3 (Perley et al. 2009, Greiner et al. 2011)

рентгеновские данные, степенным законом или степенным законом с изломом (Δβ = 0.5) и фитируя AV и NH
25% тёмных всплесков имеют AV ~0.5 и 10 % имеют AV > 1

Greiner et al. (2011) моделировали спектры 39 всплесков, используя оптические и рентгеновские данные, степенным законом или степенным законом с изломом (Δβ = 0.5) и фитируя AV и NH
25% тёмных всплесков имеют AV ~0.5 и 10 % имеют AV > 1

пылевым щитом

например, GRB 090417B,
Holland et al. 2010

звёзд, расположенных в областях интенсивного звездообразования (Paczynski 1998, Kulkarni et al. 1998)
окружающее вещество будет нагреваться излучением всплеска и высвечивать накопленное тепло в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах на масштабах от нескольких десятков до нескольких сотен дней (напр. Barkov & Bisnovatyi-Kogan 2005);
плотные молекулярные облака с n = 104–106 cm-3 могут полностью поглотить ОП.

различных процессов излучения, что может иметь место, например, во время фазы плато на рентгеновской кривой блеска
(напр., Zhang et al. 2006; GRB 100614 и GRB 100615, D’Elia & Stratta 2011; GRB 090529, Xin et al., in prep.)

расстояние до источника всплеска;
изучение родительских галактики тёмных всплесков помогает определить их природу;
в основном, голубые галактики (В – R = 0.3-0.7) со средней яркостью M ~ -20m (Fruchter et al. 2006), однако встречаются и сильно красные с интенсивным звездообразованием (GRB 070521, Perley et al. 2009)
при отсутствии ОП поиск родительской галактики усложняется, так как в область локализации рентгеновского телескопа может попасть более одного источника

галактики проводились с 2006 по 2010 год в фильтрах BgVRiK’ (+фильтры UVOT/Swift) на телескопах ЗТШ (КрАО), АЗТ-11(Майданак), NOT (La Palma), Keck, Gemini N (Mauna Kea);
определено фотометрическое красное смещение z = 0.35 +/- 0.10;
AV ~ 0.6m;
наиболее вероятная причина темноты – поглощение в плотной среде вокруг источника всплеска;

у оптически ярких всплесков (Melandri et al. 2011)

0.35 = 0.12
(Zheng et al. 2009; Balazs et al. 2009)

из физических критериев темноты, составляет 20-50% от всех всплесков.
Внутренние свойства источников тёмных всплесков (Eiso, Ep, Liso) не отличаются от свойств оптически ярких всплесков.
Основной причиной появления тёмных всплесков является значительное поглощение оптического послесвечения в среде, окружающей источник всплеска, которая отличается от среды, окружающей оптически яркие всплески.
Большое красное смещение (z ≥ 4) имеют ~10% всплесков, при этом измеренные красные смещения есть для ~40% всех всплесков. Большое z не является главной причиной появления тёмных всплесков.
Поиск и исследование родительских галактик тёмных гамма-всплесков позволяет оценить красное смещение источника всплеска, изучить межзвездной среды в родительской галактике.