CC BY
88
УДК 524.7-732
КОРОТКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ В ЭКСПЕРИМЕНТЕ SPI-ACS
INTEGRAL
2010 П. Ю. Минаев1,2*, А. С. Позаненко1, В. М. Лозников1
1Институт Космических Исследований РАН, Москва, Россия ^■Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 16 декабря 2009 г.; принята в печать 19 марта 2010 г.
Исследованы короткие гамма-всплески (T90<2 с), зарегистрированные в эксперименте SPI-ACS обсерватории INTEGRAL. В усредненной кривой блеска как коротких гамма-всплесков, так и неотождествленных коротких событий, обнаружено продленное излучение. Показано, что доля коротких гамма-всплесков от общего количества всех гамма-всплесков эксперимента SPI-ACS может составлять от 30 до 45%. Обнаружено, что доля коротких жестких гамма-всплесков растет с увеличением нижнего энергетического порога срабатываний. Приведены свидетельства в пользу
отсутствия класса сверхкоротких гамма-всплесков. Ключевые слова: гамма-всплески
1. ВВЕДЕНИЕ
Бимодальность в распределении длительностей гамма-всплесков впервые обсуждалась в работе [1]. Впоследствии она была подтверждена на большем статистическом материале по данным эксперимента BATSE [2], где был предложен устойчивый параметр, характеризующий длительности гамма-всплеска T90 (время, за которое скорость счета возрастает на 90% над фоном). Гамма-всплески с Tgo >2 с имеют более мягкий спектр по сравнению с короткими (максимум в энергетическом спектре vFv смещен в область низких частот), обладают спектральной временной задержкой — временной профиль в более мягких энергетических каналах “запаздывает” относительно профиля в жестких каналах. Считается, что длительные гамма-всплески связаны с коллапсом очень массивных звезд [3]. Природа коротких гамма-всплесков до конца не выяснена. Недавние наблюдения показали, что короткие гамма-всплески могут быть связаны со слиянием релятивистских объектов (нейтронных звезд или черных дыр) в компактных двойных системах (см., например, [4,5]). Это подтверждается отсутствием признаков сверхновой в кривых блеска оптического послесвечения коротких гамма-всплесков.
Очевидно, что класс коротких гамма-всплесков сильнее подвержен наблюдательной селекции
E-mail: minaevp@mail.ru
вследствие меньшей длительности и более жесткого энергетического спектра события. Действительно, чем короче гамма-всплеск, тем большей интенсивности он должен быть, чтобы быть зарегистрированным на фиксированном временном интервале, часто превышающем длительность всплеска. Кроме того, эффективность регистрации фотонов уменьшается с увеличением их энергии для большинства детекторов, используемых для регистрации гамма-всплесков.
Одна из проблем отождествления короткого события с гамма-всплеском связана с существованием источников повторного мягкого гамма-излучения (SGR), кривые блеска которых очень похожи на кривые блеска гамма-всплесков [6].
В экспериментах BATSE [7, 8], Konus [9], BeppoSAX [10] в усредненной кривой блеска коротких гамма-всплесков было найдено продленное излучение (возможно, послесвечение) в мягком гамма-диапазоне (более 25—50 кэВ) длительностью более 30 с (Табл. 1). Продленное излучение длительностью в десятки секунд также найдено в кривых блеска некоторых индивидуальных гамма-всплесков в экспериментах Swift, BATSE, HETE-
2, Konus [11]. Наиболее наглядным примером такого гамма-всплеска является GRB060614 [12], где главный коротких эпизод по своим спектральным свойствам аналогичен коротким гамма-всплескам, но формально определенный параметр длительности Tgo составляет 102 с. Природа продленного излучения до сих пор не выяснена.
В работе [13] высказано предположение, что продленное излучение является продолжением активности “центральной машины” гамма-всплеска, а не началом рентгеновского послесвечения, так как оно найдено в жестком энергетическом диапазоне (жестче 80 кэВ).
В работе рассмотрены усредненные кривые блеска коротких гамма-всплесков и различные распределения гамма-всплесков, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTEGRAL, также проведено их сравнение с соответствующими зависимостями для гамма-всплесков, зарегистрированных в других экспериментах.
2. ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Детальное описание эксперимента SPI-ACS INTEGRAL можно найти в работе [14]. Здесь отметим, что нижний энергетический порог регистрации составляет порядка 80 кэВ (Табл. 2), временное разрешение — 50 мс. Таким же по длительности является минимальный интервал при автоматическом поиске гамма-всплесков. Другие интервалы составляют 0.1, 0.2, 0.4, 0.8, 1, 2 и 5 с.
Данная работа является продолжением исследования продленного излучения коротких гамма-всплесков, найденного в [13, 15]. Использован также каталог SPI-ACS INTEGRAL[16]. В нем содержатся данные о 388 событиях, среди которых лишь 179 являются подтвержденными гамма-всплесками. Наибольший вклад (порядка 40%) в группу неподтвержденных коротких событий вносят события длительностью Tgo< 0.05 с (0.05 с — временное разрешение SPI-ACS INTEGRAL). Подробнее эта группа событий описана ниже.
Нами был также использован каталог коротких гамма-всплесков, составленный в работе [ 13], и содержащий данные о 86 коротких подтвержденных гамма-всплесках, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTeGrAl за период 2002—07гг. Он дополняет и расширяет каталог [16] в части коротких всплесков.
Для обработки отобрано 53 кривых блеска, поскольку для остальных событий кривые блеска в полном объеме недоступны. Эти гамма-всплески составляют первую группу исследованных событий. Вторая группа — короткие, не подтвержденные другими космическими обсерваториями, кандидаты в гамма-всплески из каталога [16] длительностью Tg0<2с (105 событий). Третья группа является подмножеством второй группы — это короткие неподтвержденные кандидаты в гамма-всплески из каталога [16] длительностью Tg0<0.05 с (43 события). Четвертая, контрольная группа состоит из событий, связанных с взаимодействием SPI-ACS INTEGRAL с заряженными частицами.
Процедура обработки кривых блеска подробно описана в работе [13]. Здесь отметим лишь основные результаты: в индивидуальных кривых блеска GRB031214 и GRB061221 найдено статистически значимое продленное излучение (вследствие этого данные кривые блеска не были использованы при построении усредненной кривой блеска); в усредненных кривых блеска первой и второй групп (51 и 105 событий соответственно) коротких событий также найдено продленное излучение длительностью порядка 25 с (Рис. 1). Так как продленное излучение найдено в усредненных кривых блеска коротких гамма-всплесков в различных экспериментах (SPI-ACS INTEGRAL, BATSE, Konus, BeppoSAX), то можно предположить, что это реально существующее явление. На имеющемся материале о коротких гамма-всплесках можно делать только статистические заключения, основанные на усреднении различных выборок (подтвержденных и неподтвержденных гамма-всплесков). Мы не можем утверждать, что продленное излучение является свойством каждого короткого гамма-всплеска. Тем не менее, продленное излучение, найденное в усредненной кривой блеска неподтвержденных коротких событий, свидетельствует о том, что часть из них является реальными гамма-всплесками. Для независимой проверки отобраны короткие события, связанные со срабатываниями детекторов от заряженных частиц (Tgo<0.1 с, четвертая группа гамма-всплесков). В усредненной кривой блеска 34 таких событий продленное излучение отсутствует (Рис. 2), поэтому нет оснований отвергать предположение о том, что часть неподтвержденных коротких событий является реальными гамма-всплесками.
3. ОБСУЖДЕНИЕ
3.1. Продленное излучение коротких гамма-всплесков
В усредненной кривой блеска первой группы коротких событий (подтвержденные гамма-всплески) найдено продленное излучение длительностью 25 с и интенсивностью (46 ± 15) отс/с (Рис. 1). Найденное в усредненной кривой блеска неподтвержденных коротких событий (вторая группа) продленное излучение говорит о том, что часть событий этой группы принадлежит классу реальных гамма-всплесков, а не к срабатываниям от заряженных частиц, поэтому общая доля коротких гамма-всплесков значительно больше, чем считалось ранее. Если предположить, что интенсивность продленного излучения одинакова для всех коротких гамма-всплесков, то их количество в группе неподтвержденных событий можно оценить исходя из отношения интенсивностей продленного излучения в усредненных кривых блеска первой и
50
40
-£ 30
§. 20
о
а>
« 10 (Л
-10
-20
-30
-150 -100 -50 0 50 100 150
t, sec
Рис. 1. Усредненная кривая блеска: черные точки — группа 1 (51 короткий подтвержденный гамма-всплеск), открытые серые точки — группа 2 (105 неподтвержденных коротких событий из каталога [16]). Ошибки приведены на уровне 1а. Временное разрешение 20 с. По оси ординат представлено количество отсчетов в секунду в расчете на 1 событие. Значения, соответствующие главному пику (временной интервал 0—5 с) находятся вне рисунка по оси ординат.
Таблица 1. Продленное излучение в усредненной кривой блеска коротких гамма-всплесков
Эксперимент Диапазон Число Длительность
энергий, кэВ исслед. GRBs излучения, с
BATSE 25-110 76 100 [8]
BATSE 50-300 100 100 [7]
Konus 10-750 125 100 [9]
BeppoSAX 40-700 93 30 [10]
INTEGRAL более 80 53 251
INTEGRAL более 80 43 1252
1 - Данная работа, первая группа событий
2 - Данная работа, третья группа событий
второй групп всплесков (для оценки использовался временной интервал 5—25 с относительно главного пика). Таким образом, доля реальных гамма-всплесков в группе неподтвержденных событий формально составляет (84 ± 35)%.
3.2. Распределение ^МЧо^тах
Для исследуемых групп построено распределение logN—logCmax (Рис. 3), где N — количество всплесков с темпом счета в максимуме кривой блеска, превышающим значение Стах. Завал кривой, соответствующий первой группе событий
Таблица 2. Распределение гамма-всплесков по длительности
Эксперимент Диапазон энергий1, кэВ Временное 9 разреш. , мс Доля кгв3,% Общее кол-во КГВ4 1с^(Т90)5, с
кгв ПГВ6 ДГВ7
ЫЬА8/РЬоЬоз-2 6-1000 250 5 ± 3 [25] 3
ВАТ/БмК 15—150 4 10 ±2 [30] 49 -0.31 ± 1.07 0.99 ±0.31 1.88 ± 0.16
ІВІЗ/ІБОШ 15-1000 50 4 ± 3 [31] 2
ИНЕЗБІ 30-1500 8 19 ±2 [20] 81 -0.46 ±0.13 п/ї9 1.26 ±0.09
ВерроБАХ 40-700 1000 19 ± 2[32] 191 0.31 ±0.14 п/ї 1.40 ±0.03
ВАТБЕ/СОИО 50-300 64 25 ± 1 [2] 100 -0.13 ±0.06 п/ї 1.54 ±0.02
Бигаки 50-5000 15.6 20 ± 2[33] 211 -0.23 ±0.20 п/ї 1.32 ±0.05
БРІ-АСБ/ЩТЕОКАЕ 80-10000 50 30-45 145 -0.81 ±0.02 п/ї 1.26 ±0.04
РНЕВиБ/Огапа! 100-1600 250 27 ±4 [34] 47
АРЕХ/РЬоЬоэ-2 120-1400 250 38 ±7 [25] 28
1 - энергетический диапазон, в котором происходит выделение гамма-всплеска. Диапазон энергий может не совпадать с диапазоном, используемым для вычисления параметра Т90. Подробнее см.
описание экспериментов.
2
3
4
минимальный временной интервал для автоматической регистрации гамма-всплеска короткие гамма-всплески
- кол-во коротких гамма-всплесков, использованных для оценки 5 - характерная (наиболее вероятная) длительность
6
7
промежуточная группа гамма-всплесков
- длительные гамма-всплески 8 - алгоритм поиска событий см. в работе [20]
9
- поиск промежуточной группы не проводился
(подтвержденные короткие гамма-всплески из нашего каталога [13]) в области малых значений Стах, вероятно, обусловлен эффектом селекции, который заключается в просчете событий низкой интенсивности. Кривые, соответствующие источникам 2 и 3 групп событий, наиболее близки к однородному распределению источников в евклидовом
пространстве (“закон —3/2”). Поэтому, если предположить, что неподтвержденные короткие гамма-всплески имеют ту же природу, что и подтвержденные, то общее распределение logN—logCmax будет удовлетворять закону —3/2, что подтверждает современные представления о пространственном распределении коротких гамма-всплесков как объектах близкой Вселенной (г < 1 [17]). Действительно, при одном и том же потоке, чем короче
событие, тем с меньшего расстояния его можно зарегистрировать при фиксированном времени регистрации и тем ближе к “закону —3/2” будет наблюдаемое распределение logN—logCmax.
3.3. Распределение гамма-всплесков по длительности
Как сказано во Введении, считается, что распределение гамма-всплесков по длительности является бимодальным. Однако, эксперимент ВАТ/Б’Ш; показал, что бимодальное распределение гамма-всплесков по длительности неудовлетворительно. Как предложено в работе [18], распределение гамма-всплесков по длительности
t, sec
Рис. 2. Усредненная кривая блеска: черные точки — группа 3 (43 неподтвержденных сверхкоротких событий из каталога [16], открытые серые точки — группа 4 (34 неподтвержденных события, связанные со срабатываниями от заряженных частиц). Ошибки приведены на уровне 1а. Временное разрешение 20 с. По оси ординат представлено количество отсчетов в секунду в расчете на 1 событие. Значения, соответствующие главному пику (временной интервал 0—5 c) находятся вне рисунка по оси ординат.
в эксперименте BAT/Swift можно аппроксимировать тремя лог-нормальными распределениями. Добавляется промежуточная (по отношению к коротким и длительным) группа гамма-всплесков. Поиск промежуточной группы гамма-всплесков также проводился в экспериментах BATSE [19] и RHESSI [20]. Природа третьей группы гамма-всплесков не ясна. Возможно, ее появление связано с различными эффектами селекции. Действительно, срабатывание телескопа BAT/Swift предполагает два разных алгоритма, один из них -обнаружение точечного источника на изображении (image triggering), другой — срабатывание при превышении общего темпа счета над фоновым значением (rate triggering). Первый алгоритм зависит от интегрального потока, а второй, в основном, — от максимального потока. Кроме того, определение длительности существеннно зависит от модели фона и энергетического диапазона. Например, длительность T90 одного и того же короткого всплеска, определенная в разных энергетических каналах, заметно различаются (см.
напр. [21]). Выбор модели фона тоже может влиять на определение величины Тд0 одного и того же всплеска (см. напр. вычисление длительности GRB 030325 в работах [16, 22]). И, наконец, распределение длительности может быть смещено вследствие близости интервала дискретизации данных и изучаемой величины Тдо (см. также подпись к Рис. 8).
Распределение гамма-всплесков по длительности и аппроксимация 3 лог-нормальными распределениями в эксперименте BAT/Swift показаны на Рис. 4. Таким образом, доля коротких гамма-всплесков, зарегистрированных в эксперименте BAT/Swift составляет около 10% (Рис. 4, Табл. 2). Данная величина получена как интеграл под кривой лог-нормального распределения короткой моды всплесков и совпадает с долей, официально признанных короткими (см. например [21]). Конечно, определение принадлежности конкретного гамма-всплеска к тому или иному классу требует
О)
о
log С
max
Рис. 3. Распределение ^N—^6^02: сплошная линия — группа 1 (подтвержденных из нашего каталога), штриховая линия — группа 2 (неподтвержденных из каталога [16]), пунктирная линия — группа 3 (неподтвержденных сверхкоротких из каталога [16]). Тонкая штриховая (logN—logCmax ж -3/2) соответствует однородному распределению источников в 3-мерном евклидовом пространстве.
более детального рассмотрения всех его свойств, см., например, [23].
В экспериментах BATSE, BeppoSAX и Suzaku распределение гамма-всплесков по длительности хорошо описывается двумя лог-нормальными распределениями, и доля коротких гамма-всплесков составляет порядка 25, 19 и 20% от всех зарегистрированных событий соответственно (Рис. 5, Табл. 2).
В первом каталоге эксперимента APEX [24] доля коротких гамма-всплесков составляла порядка 10%. После статистического анализа было обнаружено, что доля коротких гамма-всплесков в эксперименте APEX может составлять до 38% [25].
Доля подтвержденных другими космическими обсерваториями коротких гамма-всплесков, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTEGRAL, составляет порядка 16%. Но если относить все неподтвержденные короткие события (вторая группа) к гамма-всплескам, то общая доля коротких гамма-всплесков, зарегистрированных SPI-ACS INTEGRAL, составит примерно 45% (Рис. 6), что является верхним пределом количества
коротких гамма-всплесков эксперимента SPI-ACS INTEGRAL. Нижний предел равен 30% в предположении, что доля реальных гамма-всплесков в группе неподтвержденных событий составляет 84%.
Из Рис. 6 и Табл. 2 следует, что характерная длительность коротких гамма-всплесков в эксперименте SPI-ACS INTEGRAL значительно меньше, чем в других экспериментах, а доля сверхкоротких событий, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTEGRAL, значительно выше, чем ожидается в предположении лог-нормального распределения. Избыток событий длительностью 50 мс может быть связан с количеством коротких событий (Тдо < 50 мс). Возможно, что часть из них имеет другую природу (в том числе события, имитированные заряженными частицами) или относится к другому подклассу гамма-всплесков. По этим причинам при аппроксимации распределения гамма-всплесков по длительности, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTEGRAL, не учитывались события длительностью 50 мс. Определенное как интеграл лог-нормального распределения короткой моды, количество коротких гамма-
0.01 0.10 1.00 10.00 100.00 1000.00 10000.00
Т 90 , sec.
Рис. 4. Распределение гамма-всплесков по длительности в эксперименте Swift. Показана аппроксимация тремя логнормальными распределениями.
0.01 0.10 1.00 10.00 100.00 1000.00
Т 90 , sec.
Рис. 5. Бимодальное распределение гамма-всплесков по длительности в эксперименте BATSE. Показана аппроксимация двумя лог-нормальными распределениями.
0.01 0.10 1.00 10.00 100.00 1000.00
Т 90 , sec.
Рис. 6. Бимодальное распределение гамма-всплесков по длительности в эксперименте SPI-ACS INTEGRAL. Показана аппроксимация двумя лог-нормальными распределениями.
W
CQ
ог
о
-с
о
-С
W
ч—
О
1—
Q)
-Q
Е
з
Lower energy threshold of GRB detectors, keV
Рис. 7. Зависимость доли коротких гамма-всплесков от нижнего энергетического порога срабатываний в различных экспериментах. Открытыми точками показана доля коротких гамма-всплесков в предположении бимодального распределения всплесков по длительности, закрашенными точками — в предположении тримодального распределения для экспериментов ВАТ/Б'ШЙ и КНЕББГ Хорошо видно увеличение доли коротких всплесков с ростом нижней границы энергетического диапазона.
20 40 60 80 100
Energy, keV
Рис. 8. Зависимость характерной длительности гамма-всплесков от нижней границы энергетического диапазона, в котором происходит вычисление параметра Т9о, в различных экспериментах. Квадратами показаны значения ТЮах короткой моды, кружками — ТЮах длинной моды. Штриховой линией показано среднее значение ТЮах короткой моды. Точка, соответствующая Тдоах короткой моды эксперимента SPI-ACS, не используется при данной оценке, так как временное разрешение кривой блеска, составляющее 50 мс, не позволяет точно определить значение ТЮах. Ошибки длительности, приведенные на рисунке, соответствуют одному стандартному отклонению при определении максимумов лог-нормальных распределений при совместной подгонке экспериментальных данных.
всплесков в эксперименте SPI-ACS INTEGRAL длительностью менее 100 мс составляет около 70, что в пределах ошибки совпадает с количеством неподтвержденных коротких гамма-всплесков длительностью 50 мс (67 всплесков), что также подтверждает наше предположение о возможной причине избытка данных событий.
Зависимость доли коротких гамма-всплесков от величины нижнего энергетического порога срабатываний Emin в различных экспериментах показана на Рис. 7. Из него следует, что эта доля растет с увеличением нижнего энергетического порога срабатываний. Данный факт можно объяснить тем, что короткие гамма-всплески имеют более жесткий спектр, чем длительные, и поэтому они эффективней регистрируются в более жестком энергетическом диапазоне. На Рис. 7 также показана доля коротких гамма-всплесков в эксперименте BAT/Swift в предположении бимодального распределения гамма-всплесков по длительности (открытая точка) и доля коротких гамма-всплесков в эксперименте RHESSI с учетом промежуточной группы гамма-всплесков (закрашенная точка). Видно, что данные точки существенно не подчиняются обнаруженной зависимости доли коротких гамма-всплесков от нижнего энергетического порога срабатываний. Это свидетельствует в пользу существования третьей, промежуточной груп-
пы гамма-всплесков в эксперименте ВАТ/Б’^Й и о нецелесообразности введения данной группы в эксперименте РНЕББГ Во всех остальных случаях, где для описания распределения Тдо введение третьей группы не требуется, доля коротких гамма-всплесков подчиняется простой зависимости 22Л\og(Emin). Вопрос о природе промежуточной группы остается открытым.
Как видно из Рис. 4—6 и Табл. 2, характерная продолжительность длительных всплесков уменьшается с увеличением нижней границы энергетического диапазона, в котором происходит вычисление параметра Тдо. Зависимость наиболее вероятной длительности Тдо распределения длинной моды гамма-всплесков от минимальной энергии диапазона регистрации Етп можно описать степенным законом Ттах Е'—^п, с показателем
а = 0.43 ± 0.14 (Рис. 8). Интересно, что данная зависимость в пределах ошибки совпадает с зависимостью длительности отдельных импульсов кривой блеска длительных гамма-всплесков от энергетического диапазона (Треа^ <х Е~°л), найденной в работе [26]. Очевидно, что если кривая блеска состоит из одного единственного импульса, то эти зависимости описывают одно и то же явление. Однако подавляющее большинство длительных всплесков все же состоит из нескольких пульсов. В этом случае совпадение зависимостей длительности всего
всплеска и отдельных импульсов от энергии говорит о том, что с увеличением количества импульсов, составляющих кривую блеска, длительность отдельного импульса уменьшается. Действительно, уменьшение длительности импульса с увеличением количества импульсов, составляющих кривую блеска всплеска, была найдена другим методом в [27]. Физические причины уменьшения длительности всплесков в увеличением границ энергетических диапазонов пока не найдены.
С другой стороны, наиболее вероятное значение Тдо для коротких гамма-всплесков не проявляет значимой зависимости от энергетического диапазона (см. Рис. 8). Возможно, это связано с отсутствием спектрально-временного запаздывания в кривых блеска коротких гамма-всплесков.
3.4. “Сверхкороткие”гамма-всплески
В усредненной кривой блеска третьей группы (неподтвержденные короткие события длительностью Тдо<0.05 с) также найдено продленное излучение на интервале порядка 125 с и суммарной интенсивностью (213 ± 35) отс/с (Рис. 2). Поэтому можно предположить, что природа “сверхкоротких” гамма-всплесков та же, что и “обычных” коротких. Большая интенсивность продленного излучения сверхкоротких гамма-всплесков может быть связана с более близким их расположением, как это уже обсуждалось в разделе 3.2. Возможно, однако, что сверхкороткие гамма-всплески (Тдо<0.1 с) составляют отдельный класс событий [28], наряду с выделяемыми в настоящее время длительными и короткими гамма-всплесками, и что физический механизм их генерации имеет другую природу — они могут быть связаны с испарением гипотетических первичных черных дыр. Сверхкороткие гамма-всплески, по версии Клайна [28], имеют следующие свойства: 1) более жесткий спектр по сравнению с обыч-ными“ короткими гамма-всплесками; 2) угловое распределение на небесной сфере неоднородно. Эти события концентрируются в направлении (l ~ ~ 120°, b ~ 0°), т.е. примерно на антицентр Галактики; 3) они являются близкими (расстояние до них порядка 300 пк) объектами Галактики.
Проверить эти утверждения по данным SPI-ACS нельзя, однако можно сопоставить продленное излучение с гамма-всплесками от первичных черных дыр. Теоретическая кривая блеска, соответствующая испарению первичной черной дыры, состоит из очень короткого эпизода, длительность которого составляет доли секунды, см., например, [28, 29]. Продленное излучение у таких событий не должно наблюдаться в гамма-диапазоне. То есть продленное излучение, обнаруженное для группы всплесков с Тдо<0.1 с, не
совместимо с гипотезой о их возникновении при испарении первичных черных дыр.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В работе исследованы короткие гамма-всплески, зарегистрированные с помощью спектрометра SPI обсерватории INTEGRAL за период 2002—07гг. В усредненных кривых блеска трех групп событий найдено значимое продленное излучение длительностью 25 с и более. Продленное излучение, найденное в усредненной кривой блеска коротких событий, не подтвержденных другими обсерваториями, может служить доказательством того, что часть событий в этой выборке является реальными гамма-всплесками. Таким образом, доля коротких гамма-всплесков, зарегистрированных с помощью SPI-ACS INTEGRAL, значительно больше, чем считалось до сих пор и может составлять от 30 до 45% от всех гамма-всплесков, зарегистрированных в этом эксперименте.
Доля коротких, более жестких, гамма-всплесков растет с увеличением нижнего энергетического порога срабатывания детекторов (Табл. 2).
При исследовании распределения длительностей и продленного излучения коротких гамма-всплесков SPI-ACS INTEGRAL не получено убедительных свидетельств в пользу существования отдельного класса сверхкоротких гамма-всплесков.
БЛАГОДАРНОСТИ
В заключение мы хотели выразить благодарности С.А. Гребеневу, С.В. Молькову и И.В Челове-кову за обсуждение работы, а также В.В. Соколову и Н.Ф. Войханской за замечания, устранение которых способствовало улучшению статьи. Работа поддержана программой РАН “ Происхождение, строение и эволюция объектов Вселенной.”
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. E. P. Mazets, S. V Golenetskii, V. N. Il’inskii, et al., Astrophys. and Space Sci. 80, 3 (1981).
2. C. Kouveliotou, C. A. Meegan, G. J. Fishman, et al., Astrophys. J.. 413, L101 (1993).
3. B. Paczynski, Astrophys. J. 494, L45 (1998).
4. S. I. Blinnikov, I. D. Novikov, T. V. Perevodchikova, et al., Pis’ma Astronom. Zh. 10,422(1984).
5. E. Berger, P. A. Price, S. B. Cenko, et al., Nature 438, 988 (2005).
6. E. P. Mazets, R. L. Aptekar, and T. L. Cline, Astrophys. J. 680, 545 (2008).
7. V Connaughton, Astrophys. J. 567, 1028 (2002).
8. D. Lazzati, E. Ramirez-Ruiz, and G. Ghisellini, Astronom. and Astrophys. 379, L39 (2001).
9. D. D. Frederiks, R. L. Aptekar, S. V. Golenetskii, et al., in Third Rome Workshop on Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era, Ed. by M. Feroci, F. Frontera, N. Masetti, and L. Piro (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004), 197.
10. E. Montanari, F. Frontera, C. Guidorzi, et al., Astrophys. J. 625, L17 (2005).
11. J. P. Norris and J. T. Bonnell, Astrophys. J. 643, 266 (2006).
12. N. Gehrels, J. P Norris, V. Mangano, et al., Nature 444, 1044 (2006).
13. P. Minaev, A. Pozanenko, and V Loznikov, Pis’ma Astronom. Zh. 10 (2010).
14. A. v. Kienlin, N. Arend, G. Lichti, et al., Proc. of the SPIE, 4851, 1336(2003).
15. P Minaev, A. Pozanenko, and V Loznikov, AIP Conference Proceedings 1133, 418 (2009).
16. A. Rau, A. von Kienlin, K. Hurley, et al., Astrophys. J. 438, 1175 (2005).
17. N. Gehrels, AlP Conference Proceedings 1000, 3 (2008).
18. I. Horvath, L. Balazs, and P. Veres, AIP Conference Proceedings 1133, 412 (2009).
19. I. Horvath, Astrophys. J. 508, 757 (1998).
20. J. Ripa, A. Meszaros, C. Wigger, et al., Astronom. and Astrophys. 498, 399 (2009).
21. N. Gehrels, E. Ramirez-Ruiz, and D. B. Fox, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 47, 567 (2009).
22. F. Ryde, L. Borgonovo, S. Larssonm et al., Astronom. and Astrophys. 411, L331 (2003).
23. T. Q. Donaghy, D. Q. Lamb, T. Sakamoto, et al., arXiv:astro-ph/0605570
24. I. Mitrofanov, A. Pozanenko, J.-L. Atteia, et al., in Gamma Ray Bursts: Observations, Analyses, and Theories, Ed. by C. Ho, R. Epstein, and E. Fenimore (Cambridge University Press, Cambridge, U.K., 1992), 203.
25. A. S. Kozyrev, I. G. Mitrofanov, A. B. Sanin, et al., Astron. Lett. 30,435(2004).
26. E. E. Fenimore, J. J. M. in’t Zand, J. P. Norris, et al., Astrophys. J. 448, L101 (1995).
27. I. Mitrofanov, A. Pozanenko, M Briggs, et al., Astrophys. J. 504,925(1998).
28. D. B. Cline, B. Czerny, C. Matthey, et al., Astrophys. J. 633, L73 (2005).
29. V. Petkov, E. Bugaev, and P Klimai, Pis’ma Astronom. Zh. 34, 563 (2008).
30. http://swift.gsfc.nasa.gov/docs/swift/
31. G. Vianello, D. Gotz, and S. Mereghetti, Astronom. and Astrophys. 495, 1005 (2009).
32. F. Frontera, C. Guidorzi, E. Montanari, et al., Astrophys. J. Suppl. 180, 192, (2009).
33. http://www.astro.isas.jaxa.jp/suzaku/HXD-WAM/WAM-GRB/
34. C. Barat, частное сообщение (2007).
SHORT GAMMA-RAY BURSTS OF SPI-ACS INTEGRAL EXPERIMENT
P.Yu. Minaev, A.S. Pozanenko, V.M. Loznikov
We analyze short-duration gamma-ray bursts (Tgo\2 s) recorded in the SPI-ACS experiment of the INTEGRAL observatory. We found an extended emission in the averaged light curve of both short-duration gamma-ray bursts and unidentified short-duration events. We show that the fraction of short-duration gamma-ray bursts among all the gamma-ray bursts recorded in the SPI-ACS experiment may be as high as 30 to 45%. We find the fraction of short gamma-ray bursts to augment while increasing the lower energy threshold. We report evidence for the absence of the class of very short gamma-ray bursts.
Keywords: gamma-ray burst: general
