АНКа Дня: Выпуск N96

---

15.10.2008. Длинный мягкий гамма-всплеск превращается ... превращается всплеск.... в короткий и жесткий!

(из статьи Перес-Рамиреса и др. [D. Perez-Ramirez et al.] arXiv:0810.2107).

Обнаружен короткий жесткий гамма-всплеск на красном смещении 6.7. Для всплесков данного типа - это рекорд. Хотя вначале он был классифицирован как длинный мягкий всплеск. Авторы представляют детальные наблюдения в разных диапазонах спектра. Пока трудно однозначно объяснить образование короткого жесткого всплеска на таких больших красных смещениях и всю совокупность его свойств.

Гамма-всплески принято делить на две большие категории: короткие жесткие и длинные мягкие. Все это космологические источники. Первые чаще связывают со слияниями нейтронных звезд, авторые - со взрывами гиперновых. Основная масса данных указывает на то, что мы чаще видим короткие жесткие всплески на относительно небольших красных смещениях порядка 0.5, а длинные - на z~2 (в среднем).

Иногда с классификацией бывает путаница. Во-первых, ясно, что всплески в середине распределения трудно классифицировать. Во-вторых было несколько случаев, когда длинный всплеск принимали за короткий по следующей причине. Если всплеск находится далеко, а дететор не слишком чувствительный, то можно принять самый пик длинного всплеска за одиночную вспышку, соответствующую короткому. Но в обсуждаемом случае все оказалось хитрее.

13 сентября этого года был обнаружен всплекс, который, естественно, обзначается GRB 080913. Его длительность составила примерно 8 секунд, т.е. его классифицировали как длинный всплеск. Однако вскоре удалось определить красное смещение для этого объекта, благодаря наблюдениям послесвечения в рентгене и оптике. Окончательную точку поставили спектроскопические наблюдения на VLT: z=6.7. Это очень много! Кроме того, что объект просто оказывается очень далеким, кроме того, что вселенной тогда было всего лишь около 0.8 миллиарда лет отроду, такое смщение говорит, что сам всплекс был растянут. Ведь красное смещение испытывают не только фотоны, но вообще любые сигналы. Если бы мы зарегистрировали всплеск, находясь рядом с ним, то его длительность была бы не 8 секунд, а всего лишь одна. И конечно, он был бы жестче. Т.е., правильная классификация - короткий жесткий всплеск. Это и показано на основном рисунке.

Показано положение всплеска на диаграмме длительность-жесткость. Серыми точками показаны другие всплески по данным SWIFT. T₉₀ - время, за которое излучается 90 процентов энергии всплеска. Показатель жесткости (hardness ratio), показанный по вертикальной оси, определяется как отношение потоков в разных энергетических каналах детектора. Чем выше точка смещена по вертикальной оси, тем жестче спектр излучения всплеска. Видно разделение на длинные мягкие (их большинство) и короткие жесткие. Кружок с числом 6.7 отмечает положение всплеска GRB 080913 прямо по данным наблюдений. Тогда он попадает в длинные мягкие. Точка 0.0 отмечает его положение, если бы его измерял наблюдатель близкий к всплеску. Видно, что он был бы жестким коротким. Также отмечены точки для положения всплеска на z=0.5, где в среднем "сидят" наблюдаемые нами короткие жесткие всплески, и 2.0, где "сидят" длинные мягкие.

Изображение области с GRB 080913 в фильтре J. Получено на 3.5-метровом телескопе CAHA 14 сентября 2008 г., через 20.7 часов после всплеска. Кружок показывает положение рентгеновского источника, связанного с всплеском.

Это первый случай достоверного (со спектроскопическим красным смещением) короткого жесткого всплеска на столь большом красном смещении. До этого был GRB 060121 длиной 2 секунды, но красное смещение около 4.6 было установлено лишь фотометрически.

Изображение в рентгеновском диапазоне, полученное XMM-Newton спустя 4.5 дней после всплеска. Положение всплеска отмечено кружком.

Слияние двух нейтронных звезд или нейтронной звезды и черной дыры может объяснить всплеск GRB 080913. 800 миллионов лет, прошедшие в жизни вселенной до момента всплеска, - достаточное время, чтобы массивная двойная система успела проэволюционировать. Правда, GRB 080913 помощнее, чем в среднем короткие жесткие всплески на малых красных смещениях. Авторы полагают, что дело тут может быть в слиянии нейтронной звезды и черной дыры. Хотя все последние расчеты и аналитические оценки показывают, что такое слияние вряд ли заканчивается образованием всплеска. Так что вопросы о механизме и прародителях остаются открытыми.