Теперь о событии среды, 11 декабря 2002 г. Гамма-всплеск GRB 021211 был зарегистрирован и локализован спутником HETE-2 . Всплеск характеризуется однопиковой кривой блеска с быстрым подъемом и экспоненциальным спадом потока, длительность всплеска свыше 6 секунд, полная экспозиция в диапазоне энергий 8-40 кэВ составляет S ~ 10^-6 эрг/см². Данные о мгновенном боксе ошибок гамма-всплеска с угловым диаметром 28 угловых минут (карту можно посмотреть здесь ) через 22 секунды были в распоряжении многочисленных наземных обсерваторий и групп наблюдателей, которые занимаются проблемой быстрых наблюдений проявлений гамма-всплесков в оптическом диапазоне. Нескольким автоматическим Телескопам "Быстрого Реагирования" (далее ТБР) в течение первых пары минут после всплеска удалось сделать снимки этой области неба и обнаружить неизвестный ранее объект примерно 15-й звездной величины с быстро уменьшающимся блеском (оптический транзиент, ОТ, или ореол). В течение первых 30 минут после всплеска блеск ореола уменьшился до 19 звездной величины (то есть поток излучения упал почти в 100 раз) (см. подробности в срочных электронных циркулярах о наблюдениях гамма-всплесков GCN 1731 и далее ; см. также кадр из мультипликации, полученной на ТБР RAPTOR в Лос-Аламосской Национальной Лаборатории США:

В одной угловой секунде от положения всплеска была обнаружена удаленная галактика, которую 13 декабря наблюдали одним из 4-х телескопов телескопов VLT Южной Европейской Обсерватории в Чили. В спектре этой галактики видны запрещенные эмиссионные линии кислорода, по которым определили красное смещение до нее z=0.80. Зная красное смещение и экспозицию, можно посчитать расстояние до всплеска и полное энерговыделение за время всплеска. В предположении изотропного излучения, E=4пd²_L где d_L -- фотометрическое расстояние. Для красного смещения 0.8 в современной общепринятой модели плоской Вселенной с космологической постоянной W_L=0.3 и постоянной Хаббла H₀=67 км/с/Мрс фотометрическое расстояние до GRB 021211 d_L(0.8)=1.6 x 10²⁸ см, и E_iso~ 2 x 10⁵¹ эрг, что соответствует среднему значению энерговыделения для гамма-всплесков с измеренными красными смещениями.

Уже само по себе быстрое отождествление гамма-всплеска в оптике незаурядно -- предыдущий случай быстрого отождествления был в 1999 г., когда еще во время самого гамма-всплеска GRB 990123 с помощью ТБР ROTSE в том же Лос-Аламосе удалось зарегистрировать яркий оптический ореол с максимумом около 9 звездной величины. С тех пор все попытки найти "мгновенную" оптику были безуспешными, несмотря на появление свыше 10 ТБР-ов -- получались лишь верхние пределы, а слабый оптический ореол (19-20 зв. величины) наблюдался спустя несколько часов после гамма-всплесков обычными наземными телескопами. Более того, в случае GRB 021211 аналогия с GRB 220123 идет дальше. Как и у предшествующего, у нашего гамма-всплеска блеск мгновенного оптического ореола круто уменьшался со временем в первые 10 минут как t^-1.6 (t^-1.6 для GRB 990123 за первые 14 минут), а затем стал более пологим как t^-0.96 ( t^-0.96 для GRB 990123 в последующие 20 часов). Любопытно, что наблюдения, проведенные уже несколько часов спустя дали только верхние пределы -- ореол исчез как не бывало.

Однако этот последний факт легко понятен -- мы имеем дело с эффектом джета в гамма-всплеске, причем в последнем случае эффект проявился раньше, чем в GRB 990123. Напомним, что суть этого эффекта проста. Релятивистская ударная волна движется с большим Лоренц-фактором и излучает в узком конусе из-за релятивистской аберрации. Пока Лоренц-фактор велик и q(Г)< q_j, эффекта джета нет -- наблюдатель не различает сферически-симметричное распространение излучающей области от движения в конусе с углом раствора q_j. Однако по мере торможения ударной волны и уменьшения Лоренц-фактора до значения Г ~ 1/q_j темп уменьшения потока излучения должен ускориться, поскольку наблюдаемый поток пропорционален видимой площади источника, а ее увеличение на поздних стадиях ограничено размером конуса джета и пропорционально Г⁴. Из-за этого на кривой блеска ореола должен наблюдаться ахроматический излом, и это действительно наблюдается почти во всех известных оптических ореолах. В простейшей модели адиабатического расширения ударной волны Г пропорционально t^-3/8 и разница в показателях степени спадания потока от времени должна быть ~Г² ~ t^-3/4, что действительно имеет место у GRB 990123 примерно на 2 день после гамма-всплеска (см. Рис.)

Таким образом, оптические наблюдения доказывают общую природу GRB 990123 и GRB 021211 и подтверждают существующую модель ярких ранних оптических ореолов (ярче 15 зв. величины), предложенную в 1999 г. в работах Питера Месароша и Мартина Риса и Реема Сари и Цви Пирана как раз накануне открытия этого явления у GRB 990123. Согласно этой модели, мгновенные оптические ореолы должны наблюдаться от обратной ударной волны, которая движется внутрь расширяющейся релятивистской оболочки с умеренно-релятивистскими скоростями. Полная энергия в обратной волне сравнима с энергией в прямой (то есть с энергией гамма-всплеска), но температура за фронтом примерно в Г раз меньше. Это приводит к тому, что при равных физических условиях формирования нетеплового (синхротронного в этой модели) излучения в прямой и обратной ударных волнах максимум излучения от обратной ударной волны будет наблюдаться на энергиях в Г² более низких, чем гамма-излучение, т. е. в оптическом и УФ-диапазоне. Уменьшение потока мгновенных оптических ореолов со временем зависит от динамики распространения обратной ударной волны, однако факт совпадения временных наклонов в рассматриваемых гамма-всплесках, по-видимому, указывает на универсальность механизма. То обстоятельство, что максимальный оптический поток от GRB 021211 был примерно в 100 раз меньше, чем от GRB 990123 (при том, что последний находился на красном смещении z=1.6 и был в несколько раз ярче) может объясняться меньшей энергетикой (очевидно, эффекты джета на столь ранних фазах не играют роли).

К.А.Постнов/ГАИШ, Москва

Источник: astronet.ru