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星海微萤

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日志

 
 

伽马射线暴 GRB 101225A(Costa 2011,Campana 等人 2011,Thone 等人 2011)(中)  

2011-12-12 21:01:01|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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它为什么不会是别的天体?

“当所有别的可能性都排除之后,留下来的无论是什么,不管如何地不可能,都必定是真实的。”(阿瑟·柯南·道尔爵士)

长持续伽马射线暴

GRB 101225A 是以图像触发被发现的。检查暴发报警望远镜的光变曲线表明,没有出现明显的峰,而是一种平直的发射 [10] 。这一事件也被全天 X 射线图像监视器(MAXI)上搭载的气体狭缝照相机(GSC)在 210 千电子伏能带检测到 [58] 。这次暴发时间极长,而且由暴发报警望远镜采集的X射线谱是软的。这些特有的特征与 GRB 060218 [13] GRB 100316D [59] 的特征类似。还有紫外和光学望远镜的流量很亮,类似于 GRB 060218 中看到但在 GRB 100316D 中未看到的激波爆发发射。此外,与 GRB 060218 GRB 100316D 不同,GRB 101225A 并未展现出超新星(SN)的迹象。这可能不是一个不可逾越的问题,过去也曾观测到过另外两次低能量而且近距离(z < 0.13)的没有超新星的伽马射线暴 [60-62] 。其中之一,GRB 060614,相对来说持续时间也较长(T90 = 102 [63]),而另一次(GRB 060505)可能是短伽马射线暴。GRB 060614 有一次十分尖而硬的 X 射线发射(峰值能量 Ep > 100 千电子伏)被暴发报警望远镜检测到,而且它有明亮的 X 射线余辉。此外,GRB 060614 也有快速的紫外发射,但它的发射下降是无色差的 [64]

所有这些伽马射线暴在 X 射线望远镜中都非常明亮,这使得我们能把我们银河系的吸收模式(量值固定)与宿主星系内的吸收区分开来,给出伽马射线暴的红移 [65](也见坎帕那等人将于 2012 年发表的正在撰写中的论文)。GRB 100316D 的红移推测是 0.014 < z < 0.2890 置信水平 [66]),与观测值 z = 0.059 [59] 相符。我们把相同的方法用于 GRB 060614 ,给出 0.12 < z < 0.20(测量得到的 z = 0.125),而用于 GRB060218 则给出 0.01 < z < 0.08(测量得到的 z = 0.033)。

用银河系加寄主星系内在的吸收幂律再加黑体模型拟合 GRB 101225A X 射线望远镜 X 射线谱,以约化 χ2 = 1.07505 自由度 [67])得出的红移测定值为 z = 0.07+0.13-0.0490 置信水平)。加上这些数据,光学和紫外数据也如上面所描述的,并保持银河系的柱密度固定在测量值,如此得到的拟合结果是非常不可接受的(χ2red = 2.01847 自由度)。采用幂律指数差值为 0.5 的弯折幂律(代替幂律)进行拟合,就如有时根据伽马射线暴余辉理论拟合这么大能量范围时所作的,结果也拟合得不能接受(χ2red = 1.45842 自由度)。这清楚地表明,与伽马射线暴的谱相反,它的 X 射线谱总被描述为单一的幂律。

此外,低红移解还面临一个问题,即这个星系在光学波段非常微弱。在加那利群岛大望远镜(GTC)的数据中发现了一个待定的寄主星系,它具有 g'AB ~ 27.2 r'AB ~ 26.9 [11] 。在红移 z = 0.07 处,任何寄主星系在瞬态下都必将非常暗弱(Mg ~ -9 ,即比如半人马 ω 那样的一个大的球状星团还暗)。为了使寄主星系和超新星更明亮,人们可以考虑把这个天体移动到更远处,但由于在 UVW2 波段能检测到,因此仍然在 z < ~ 1.1 之内。然而在这种情况下,伽马射线暴的能量将变得更大得多,而且这将强烈地背离阿玛蒂(Amati)关系 [68] 。为了要在阿玛蒂关系的 3σ 范围内最佳拟合,允许的最大红移为 z ~ 0.3。这将使距离模数改变仅仅 3.5 星等,仍然留下了一个极其暗弱的宿主星系(另见下文)。

鉴于所有这些困难,我们认为 GRB 101225A 极不可能是这样性质的伽马射线暴。

短持续伽马射线暴

一次短持续伽马射线暴有可能与 GRB 101225A 很相像,如果我们观测的时候正处所谓延展发射阶段的话 [63] 。这种解释所存在的问题是没有观测到硬 X 射线的尖峰伴随这一事件。即使由于某些原因这一尖峰被忽视了,在若干短伽马射线暴中观测到的延展发射与 GRB 101225A 中观测到的相比也太短(持续了仅 100 1,000 [69]),而且在短伽马射线暴中从来没有检测到过长持续的明亮紫外发射。因此我们排除了这种可能性。

亮超新星

核心坍缩超新星与伽马射线暴之间已被发现存在某些关联 [70] 。鉴于这些超新星最大亮度很大,GRB 101225A 和明亮超新星之间的关联显然因光学光变曲线中缺少隆起而被排除。采用超新星模板光曲线并移动若干红移(包括热校正),我们可以排除这些数据是一颗 z < ~ 0.8 的类似 SN 1998bw SN 2006aj 的超新星给出的。

暗超新星

另一种可能性是极其低光度的伽马射线暴,这种伽马射线暴可以伴随着超暗弱的核心坍缩超新星发生 [71,72] 。确实,索恩等人 [11] 提出了这种可能性,用来解释 GRB 101225A 的独特之处。他们用 SN 1998bw 的模板光谱拟合它的晚期谱能量分布,得出了与一颗 ~ 10 倍暗的超新星的很好的符合。这一结果是通过同时改变超新星的红移(得出了 z = 0.33+0.07-0.04)和伸缩因子(这是对所有其他红移固定为已知值的超新星确定的)得到的。我们还注意到,使用的所有其他模板(除了两个之外)也给出了统计学上可以接受的拟合,所跨的红移范围介于 0.20.5

 

伽马射线暴 GRB 101225A(Costa 2011,Campana 等人 2011,Thone 等人 2011)(中) - wangjj586 - 星海微萤

 

补充图 3  R I 波段晚期光变曲线。R 波段(红色圆点)和 I 波段(橙色圆点)的曲线均自触发后 100 小时开始。红色虚线表示对 R 波段数据指数为 -0.8 的幂律的最佳拟合;橙色虚线表示对 I 数据的最佳拟合(指数 -0.4)。R 波段的斜率远比 I 波段陡,表明了一种与颜色有关的特性。

 

我们拟合了 R I 波段的晚期的光变曲线(> 100小时,即 ~ 4 天)(不包括 ~ 180天时的非常晚的检测结果)。在这两个光变曲线中,虽然都能识别出一个小的隆起,但是采用简单的幂律拟合均给出了对数据的很好的统计描述。我们在 R 波段得到约化 χ2red = 1.09 自由度,见补充图 3),而在 I 波段,我们得到约化 χ2red = 0.95 自由度)。因此,隆起的存在从统计的角度看是不合理的。还要注意,这样的隆起如果真的存在的话,那么两个波段的峰竟然出现在不同的时间:在 R 波段为 22±6 天(90 置信水平),而在 I 波段为 ~ 48 天。这是由于这样一个事实,即在 I 波段,在 ~ 20 天左右没有可以利用的数据,而在 R 波段,则在 ~ 40 天左右没有可以利用的数据。这一事实还证明,所看到的隆起都只是统计起伏。

耀变体和活动星系核

耀变体在所有波长均展示出显著的变化。然而,这种变化还伴随着射电发射,而在本例中没有射电发射。在触发后 4 天,在5 吉赫处,以 60 微央斯基的 3σ 上限并未展示出无线电发射 [73] ;在触发后 12 天,在 4.5 7.9 吉赫处,以 42 微央斯基和 30 微央斯基,也未展示出无线电发射 [74] 。这就排除了耀变体这一选项。

被中等质量黑洞潮汐瓦解

这里使用的模型 [21] 是自相似的, 并且可以通过比例关系 M­'* = f 2M* M­'NS = f MNS D = f D r­'p = f 1.8 rp 给出相同的结果。这在原则上可以允许事件发生在本星系群中的一个超大质量黑洞上(需要有一颗恒星落向它)或一个中等质量黑洞(IMBH~ 1,000 M)上,对于后者需要有一个像月球那样的天体(~ 1025 克)落向它。一个大质量黑洞是与一个明亮的星系相联系的(根据核球光度与黑洞质量的相关性 [75]),这就排除了非常暗弱的宁静的对应体。此外,所有观测到的事件的特征是时标要更长得多(数年 [76,77]),包括最近的例子“雨燕”J164449.3+373451 [6,20]

GRB 101225A 的位置有点接近仙女星系(M31)。如果 GRB 101225A 属于这个星系,那么它将是在它的晕中,距离至少 ~ 115 千秒差距。在遥远的本星系群中,它也有可能与矮椭球星系仙女 XVIII~ 1.4 兆秒差距)成协,离它的中心 ~ 12 千秒差距 [54] 。根据在 M31 外侧或者在仙女 XVIII 的外沿存在一个中等质量黑洞、并有一颗月球那样的天体落向它的概率,中等质量黑洞的可能性可以排除。

如果这个天体确实是河外的, 那么发射的能量就非常大。  假定红移 z = 0.3 , 那么在高能区发射的总能量 > 1051 尔格 [11] 。这是非常大的数值,很可能进一步排除了这是一次河外的潮汐事件。

X 射线双星暂现

物质向一个双星系统中的致密天体吸积可能是解释 GRB 101225A 另一种选择。在此框架内光度是受到限制的,以满足吸积率低于爱丁顿速率的要求。假设一个黑洞质量为 10 M ,我们得出距离为 D < ~ 75 千秒差距。这意味着这个双星系统必定是银河系起源的。有大量的暂现 X 射线双星。在 75 千秒差距处,由加那利群岛大望远镜作的晚期检测得出绝对星等 MR ~ 7.5 。这就排除了一切巨星和超巨星的伴星(由 X 射线柱密度测量的吸收很低,因此它不会改变这一结论)。这颗假定的伴星应该比光谱型 K2V 冷。这显然指向一个小质量 X 射线双星LMXRB)系统。 经典的小质量 X 射线双星暂现的爆发具有长的多的时标 [78] 。光度相对较低的暂现(称为暗暂现 [79])达到的时标较短,这种暂现与毫秒 X 射线脉冲星的吸积有联系。过去误认为伽马射线暴的双星涉及所谓的突发源(一些源的发现要归功于 I X 射线暴活动,但没有或只有非常弱的持久发射 [80])。爆发期间的 X 射线谱通常的特征是有一幂律组成部分,但是在此例中并不存在。

把这一伽马射线暴的峰值降低到 1037 尔格·秒-1 ,则最大距离变为 ~ 5 千秒差距,并且容许伴星比光谱型 M5V 更冷。这也将给这个系统的轨道周期加上强有力的限制,以确保洛希瓣相接触(周期应该短于几个小时)。在这类轨道周期很短的双星中,由于来自主星的光照,伴星总是比标准的主序星明亮。只有极致密的双星才不会展现出这种效应(Porb < ~ 1 小时)。 5 千秒差距远处,“XMM 牛顿”的上限意味着极限光度为 ~ 3×1031 尔格·秒-1 。所有中子星暂现的宁静光度都大于此值 [81] ,在 ~ 20 颗之中,只有一颗例外,即待定的极致密双星 H1905+00 [82,83]

黑洞双星所具有的 X 射线暂现有时低于“XMM 牛顿”的极限,但在本例中,具有如此大的质量比和很小的轨道周期的一个双星系统的形成并不那么简单。而且,X 射线谱的分解除了吸积盘外还需要有一种“表面”的组成成分。

X 射线光度与光学光度之比为 ~ 104 ,这比在小质量 X 射线双星系统中 [84] 观测到的大了约两个数量级。这在我们的模型中已用小的盘加以考虑,而在小质量 X 射线双星系统中,盘完全由截断半径一直展开到致密天体。

我们还注意到,在前两圈轨道期间“雨燕”的观测结果在每一圈轨道结束处流量呈现出下降,这可能意味着周期为 ~ 2,5003,000 秒。这一轻微下降的存在没有被随后的观测结果证实。此外,我们仔细地分析了这些被看作是轻微下降的期间以及在第一圈轨道期间这些下降之外的时间的 X 射线谱。小质量 X 射线双星系统中轻微的吸收下降是由于吸积盘变厚的外沿区域中的遮掩作用造成的 [85] 。对于在所认为的下降期间及其外获取的谱所作的仔细的谱分析(以及对卫星姿态的细心核查)没有显示出吸收柱密度有任何变化,排除了这方面的可能性(见上文)。

除了所有这些困难以外,还有 GRB 101225A 的位置在银河系中。所有 X 射线双星都向银心和核球集中。在《小质量 X 射线双星星表》 [86] 中,小质量 X 射线双星的数量,在与 GRB 101225A 的位置相差银纬 30° 以内,在 185 个双星系统中占了 5 个。

鉴于所有这些制约,我们认为 X 射线双星的选项显得过于勉强。

磁星

磁星是具有强磁场(通常 B > ~ 1013 高斯)的年轻(~ 106 年)孤立中子星,它们通过损失磁能而不是靠自转减速提供能量 [87] 。磁星的发射通常伴随有反复的短时(< 1 秒)高能耀发,它在 GRB 101225A 中任何水平都没有观测到。在爆发期间观测到的脉冲表明自转周期介于 2–12 秒之间。始终能观测到明亮的宁静 X 射线对应体,LX > ~ 1035 尔格·秒-1 ,由热中子星冷却和伴随巨大磁场的非热发射所造成。这些特性没有一个是 GRB 101225A 也具有的。

“雨燕”J195509.6+261406

一种可能有联系的系统是“雨燕”J195509.6+261406 ,它是由“雨燕”卫星作为 GRB 070610 发现的。曾观测到这个天体的 X 射线和光学耀发,但没有检测到脉冲。鉴于其光变具有耀发性质以及相对于伽马射线暴来说独特的余辉,有人提出这个源可能与磁星有联系 [88-90] 。在主事件发生后进行了 ~ 2 年的“钱德拉”观测,没有检测到这个处在宁静状态中的源 [81] 0.310 千电子伏无吸收流量极限是 ~ 10-15 尔格·秒-1·厘米-2 。光学和红外波段也得出很严格的上限,为 H > 23R > 26.0 i' > 24.5 [90,88] 。考虑到这一观测框架,雷(Rea)等人 [81] 根据 X 射线流量过低,对磁星的解释提出了质疑。他们的结论是这个源必定位于银晕中,与磁星的情景只有最低限度的一致。显然,鉴于我们银河系中磁星的稀缺,这一选择是相当不太可能的。雷等人 [81] 改而对“雨燕”J195509.6+261406 提出了 X 射线双星起源,尽管仍然无法解释它的非常不寻常的耀发特性。

这里我们注意到,如果小天体的抗张强度很强的话,比 GRB 101225A 更高能和短暂的事件也可以出现在中子星对小天体的潮汐俘获中。在这种情况下,如果这个天体直接被中子星吸积,就可以观测到单一、明亮和短暂的事件(正如过去提出的用于解释短伽马射线暴的那样 [9,91,92] )。否则,如果小天体仍然瓦解成若干碎片,成为一个吸积盘的一部分,那么就能观测到类似 GRB 101225A 的情形,且其上出现反复的耀发。因此,一种可能的情况是,“雨燕”J195509.6+261406 不是磁星,而是 X 射线双星,但出现了类似 GRB 101225A 的潮汐瓦解事件。

新星

最近“费米”卫星检测到了“类新星”系统天鹅 V407 [93] ,因此在原则上人们可以检测到与一些类新星系统成协的 X 射线耀。不过,这种可能性是很容易用这样一个事实排除,即新星在最大光度时在光学波段极其明亮。例如,快速演化中的新星,时标为 12 天,极大时的绝对星等为 ~ 9 [94] ,对于本星系群中的新星,对应于 V ~ 1115 。这些明朗的对应体没有观测到有与 GRB 101225A 在时间和空间上重合的。即使假设已经错过了极大,在15 天后,本星系群中的新星视星等还是应该比 V ~ 18 更亮 [95] 。这种情况也可以用光学观测结果排除。平均来说,再发新星极大时比经典新星暗 23 星等 [96] 。目前的光学观测结果排除了这种可能性

耀星

恒星活动可以产生脉冲状快速上升(数秒钟至数分钟)的 X 射线耀斑,这种耀斑可以持续几分钟、几个小时或几天。这些耀斑可以比在太阳上观测到的强数个数量极。已经观察到极明亮耀斑的年轻恒星如:剑鱼 AB [97] 、猎犬 RS 型星 [98,99] 和大陵五型星 [100] 。通常情况下,这些耀斑与伽马射线暴即时的发射相比是十分软的,但在少数情况下已检测到高达 50 千电子伏和更高能的发射(如大陵五 [101] 、白羊 UX [98] 和飞马 I I [99])。对于其中最强大的事件,观测到的能量开支范围为 10361037 尔格,峰值光度为几个 1032 尔格·秒-1 。一些不太强大的耀斑(但仍比太阳的耀斑强大)通常在鲸鱼 UV 型耀星中观测到,其能量开支为 10301034 尔格,而峰值光度为 10281030 尔格·秒-1 [102,103] 。尽管如此,它们的 X 射线光度与热光度之比还是像上述类型的耀星一样高。为了核查这两种类型的耀星之中是否可能有一种就是发生“雨燕”观测到的事件的天体,我们把这些恒星中观测到最强大耀发时的峰值光度除以“雨燕”的 X 射线望远镜观测到的峰值流量,并得出这些恒星可能曾位于的最大距离(如果我们使用“雨燕”的爆发报警望远镜的即时峰值流量,甚至可以得出更严格的值)。我们对猎犬 RS 型星得出了 < ~ 50 秒差距的最大距离,而对于鲸鱼 UV 型星则为 < ~ 10 秒差距。在这样的距离处,这些恒星的 R 视星等,猎犬 RS 79,而鲸鱼 UV 1018(两个星等中较暗的是宁静时的)。“雨燕”的紫外和光学望远镜以及一些光学望远镜(包括哈勃太空望远镜)在耀发和宁静时检测到的光学对应体的暗弱程度,强烈地反对耀星与 GRB 101225A 之间存在联系。

 

 

NATURE 480, 72, 1 December 2011

通信

不寻常的伽马射线暴 GRB 101225A:红移 0.33 处一颗氦星与中子星的合并

The unusual γ-ray burst GRB 101225A from a helium star/neutron star merger at redshift 0.33

索恩等人(C. C. Th?ne1,2, A. de Ugarte Postigo3, C. L. Fryer4, K. L. Page5, J. Gorosabel1, M. A. Aloy6, D. A. Perley7, C. Kouveliotou8, H. T. Janka9, P. Mimica6, J. L. Racusin10, H. Krimm10,11,12, J. Cummings10, S. R. Oates13, S. T. Holland10,11,12, M. H. Siegel14, M. De Pasquale13, E. Sonbas10,11,15, M. Im16, W.-K. Park16, D. A. Kann17, S. Guziy1,18 , L. Hernández García1, A. Llorente19, K. Bundy7, C. Choi16, H. Jeong20, H. Korhonen21,22, P. Kubànek1,23, J. Lim24, A. Moskvitin25, T. Munoz-Darias26, S. Pak20 & I. Parrish7

1 1IAA – CSIC, Glorieta de la Astronomía s/n, 18008 Granada, Spain.

2 Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute, Blegdamsvej 17, 2100 Copenhagen, Denmark.

3 Dark Cosmology Centre, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Juliane Maries Vej 30, 2100 Copenhagen, Denmark.

4 Los Alamos National Laboratory, MS D409, CCS-2, Los Alamos, New Mexico 87545, USA.

5 Department of Physics and Astronomy, University of Leicester, University Road, Leicester LE1 7RH, UK.

6 Departamento de Astronomia y Astrofisica, Universidad de Valencia, 46100 Burjassot, Spain.

7 Astronomy Department, UC Berkeley, 601 Campbell Hall, Berkeley, California 94720, USA.

8 Science and Technology Office, ZP12, NASA/Marshall Space Flight Center, Huntsville, Alabama 35812, USA.

9 Max-Planck-Institut für Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Strasse 1, 85748 Garching, Germany.

10 NASA, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland 20771, USA.

11 Universities Space Research Association, 10211 Wincopin Circle, Suite 500, Columbia, Maryland 21044-3432, USA.

12 Center for Research and Exploration in Space Science and Technology (CRESST), 10211 Wincopin Circle, Suite 500, Columbia, Maryland 21044-3432, USA.

13 Mullard Space Science Laboratory, Holmbury St Mary, Dorking, Surrey RH5 6NT, UK.

14 Department of Astronomy and Astrophysics, Pennsylvania State University, 104 Davey Laboratory, University Park, Pennsylvania 16802, USA.

15 University of Adiyaman, Department of Physics, 02040 Ad?yaman, Turkey.

16 Center for the Exploration of the Origin of the Universe, Department of Physics and Astronomy, Seoul National University, 56-1 San, Shillim-dong, Kwanak-gu, Seoul, South Korea.

17 Thüringer Landessternwarte Tautenburg, Sternwarte 5, 07778 Tautenburg, Germany.

18 Nikolaev National University, Nikolska 24, Nikolaev, 54030, Ukraine.

19 Herschel Science Operations Centre, INSA, ESAC, Villafranca del Castillo,POBox 50727, I-28080 Madrid, Spain.

20 School of Space Research, Kyung Hee University, 1 Seocheon-dong, Giheung-gu, Yongin-si, Gyeonggi-do 446-701, South Korea.

21 Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku, Vaisalantie 20, 21500 Piikkio, Finland.

22 Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Juliane Maries Vej 30, 2100 Copenhagen, Denmark.

23 Institute of Physics, Na Slovance 2, 180 00, Prague 8, Czech Republic.

24 Department of Astronomy and Space Science, Kyung Hee University, 1 Seocheon-dong, Giheung-gu, Yongin-si, Gyeonggi-do 446-701, Korea.

25 Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences, Nizhnij Arkhyz 369167, Russia.

26 INAF – Osservatorio Astronomico di Brera, Via E. Bianchi 46, 23807 Merate, Italy.

2011 4 10 日收到,10 3 日接受

 

γ 射线暴GRB)是大质量星死亡最剧烈的例子,常伴随有超新星的爆发 [1] 。它们释放出极端相对论性的喷流,因喷流与周围的介质相互作用,它们通过同步辐射产生非热发射 [2] 。在这里,我们报告对不寻常的 GRB 101225A 的观测结果。它的 γ 射线发射持续的时间异常地长,并且有明亮的 X 射线暂现跟随,其中有一个很热的热动组成成分和不寻常的光学对应体。在前 10 天,光学发射的演化如同一个不断膨胀的处在冷却中的黑体,然后又呈现出另一个组成成分,这一成分与一颗暗弱的超新星相一致。我们用 γ 射线暴超新星模板拟合谱能量分布和光变曲线,估计其红移为 z = 0.33 。深空光学观测可显露出一个暗淡的、尚未能分辨成延展的源的寄主星系。我们提出的前身星是一颗氦星与一颗中子星的合并,它经历了一个共同包层阶段,驱除了它的氢包层。由此产生的爆发生成了类似 γ 射线暴的喷流,由于与先前喷出的高密度物质相互作用而热动化,从而形成了观测到的黑体,直到最后,来自超新星的发射占了主导地位。另一种解释是一个小天体落向银河系内的一颗中子星 [3]

2010 12 25 日世界时 18:37:45 ,搭载在“雨燕”卫星上的暴发报警望远镜(BAT)(敏感能带为 15–350 千电子伏)检测到 GRB 101225A ,这是“雨燕”曾经观测到的最长的 γ 射线暴之一 [4](见《补充材料》);这次 γ 射线暴的 T90 > 2,000 秒(T90 90% γ 射线能量释放所花的时间 [5])。两天内能检测到明亮的 X 射线余辉,从事件发生后 0.38 小时到两个月,可以观测到紫外、光学和红外波段的对应体(见《补充材料》)。在射电频率 [6,7] 没有检测到对应体。

GRB 101225A 最令人吃惊的特征是它的余辉的谱能量分布(SED)。X 射线的谱能量分布能用一个吸收的幂律分布与一个黑体分布的组合非常好地拟合。紫外、光学和近红外(UVOIR)的谱能量分布(见图 1)可以用一个正在冷却和膨胀的黑体模型拟合,直到暴发后 10 天(见《补充材料》),然后我们观测到一种额外的谱成分,并伴随以变得平直的光变曲线(图 2)。这样的特征不同于正常的 γ 射线暴,正常的 γ 射线暴的谱能量分布遵循幂律分布,它是由喷流冲击星际介质时的激波产生的同步加速辐射生成的[例如,见张(Zhang)和梅扎罗斯(Mészáros2004 年的论文 [2] ]。

在暴发后两个晚上获取的光学光谱没有出现任何谱线(见《补充材料》)。我们用一颗伴随 GRB 980425 [8] Ic 型超新星 SN 1998bw 作模板拟合谱能量分布和光变曲线,并得到红移 z = 0.33(见《补充材料》)。在这一距离处,这颗超新星的峰值绝对星等只有 MV,abs = -16.7 星等,这使得它成为一颗伴随有长 γ 射线暴的最暗弱的超新星 [9,10] 。相反,在 z = 0.33 处的 γ 射线各向同性等值能量释放量则 > 1.4×1051 尔格,在其他的 γ 射线暴中是常见的,但比大多数伴随有超新星的低红移 γ 射线暴更明亮 [11] 。我们用加那利群岛大望远镜(GTC)上的 OSIRIS 仪器在 g' r' 两个波段在暴发后 6 个月时检测到一个可能的寄主星系, 绝对星等只有 Mg,abs = -13.7 星等, 比任何其他的 γ 射线暴寄主暗了 ~ 2 星等 [12] 。虽然这个星系蓝色的颜色符合一个正在形成恒星的星系的颜色要求,但是我们的观测结果并不允许我们把它分辨成一个延展的源。

 

 

伽马射线暴 GRB 101225A(Costa 2011,Campana 等人 2011,Thone 等人 2011)(中) - wangjj586 - 星海微萤

 

 图 1   紫外、光学和红外(UVOIR)谱能量分布的时序演化。 用“雨燕”上搭载的紫外和光学望远镜(UVOT)以及若干地面上的装置检测到了紫外、光学和红外的对应体,从 γ 射线暴后 0.38 小时到近 2 个月。本图画出了于 0.07 天时开始到 40 天时为止的光学观测结果所得出的谱能量分布的演化,在图中所示的所有各个观测时间,均有足够多的数据供模拟谱能量分布的形状。实心的圆斑是检测结果;三角形是上限;误差棒是 1σ 数值。2.0 天的平滑模型顶部附加的橙色曲线表示的是我们用加那利群岛大望远镜(GTC)上 OSIRIS 仪器获取的作了流量校准后的光谱。图中所示的谱能量分布演化需要有两种不同的组成成分,一个成分是简单的膨胀和冷却中的黑体,直到 ~ 10 天时为止,而对于最后的四个观测时间,则还得有一个组成成分,是一颗超新星。实线表示的是黑体和超新星两种成分组合在一起的演化,而从 5 天时开始画出的虚线则是仅仅黑体一种成分的演化。紫外、光学和红外的黑体从 43,000 开的初始温度(0.07 天)演化到 5,000 开(18 天),而半径以同样的时标从 2×1014 厘米增加到 7×1014 厘米。我们使用 40 天时的谱能量分布,以伴随 GRB 980425 的宽线 Ic 型超新星 1998bw 作为模板,拟合超新星成分。我们重新分析了 XRF 060218 [13] SN 2008D [22] 的紫外、光学和红外数据,对于前 34 天,得出了类似的热动成分,但超新星成分开始得早(见《补充材料》 )。

 

z = 0.33 处,按照小时序演化,在 0.07 天时,X 射线的黑体半径为 ~ 2×1011 厘米(~ 3 倍太阳半径),而温度则为 ~ 1 千电子伏(107 开)。这样的一个热动成分,被认为是从恒星中冲出来的激波,对 XRF 060218 [13] XRF 100316D SN 2010dh [14] 以及 GRB 090618 [15] 、所有伴随有 Ic 型超新星的 γ 射线暴 [14,16,17,18] ,也都观测到过,温度相差不大,但半径更大。紫外、光学和红外的黑体在差不多的时候以半径 2×1014 厘米(~ 13 天文单位)和温度 8.5×104 开为起点,在随后的 10 天内发生明显的演化,达到半径 7×1014 厘米和温度 5,000 开。两种黑体成分的演化意味着它们必定起源于不同的过程和区域(见《补充材料》)。

一种很能吸引人的模型是一颗氦星与一颗中子星在公共同包层阶段合并在了一起,这个模型在过去曾经作为 γ 射线暴的可能的前身星提出过 [19–21]。在这种情景中,一个由两颗大质量星组成的双星系统在质量较大的子星坍缩为中子星的时候幸存了下来。当伴星离开主序并且膨胀时,它吞没了中子星,进入到共同包层阶段,并抛掉氢包层,而氦核心部分则作为残骸沿着螺旋线落入中子星所在的中心。当氦星到达这个中心时,角动量使它形成一个围绕合并后的残留天体转动的盘,从而形成类似 γ 射线暴的喷流。这个残留天体也许是一颗磁星,它的长时间的活动可以解释这一 γ 射线暴的持续时间为什么非常长。

 

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 图 2  GRB 101225A X 波段以及紫外、光学和红外波段光变曲线。aX 射线光变曲线;b,紫外到红外波段光变曲线(颜色对应于波长;见图中标注)。实心圆斑表示检测结果;大符号表示我们的观测结果,小符号表示文献中的数值;三角形表示上限;误差棒为 1σ 。实线是黑体和超新星成分的组合光变曲线,排除了寄主星系的影响。虚线和点线分别表示黑体成分和超新星的演化。X 射线与光学和紫外波段的观测几乎同时开始。X 射线到达峰值流量 4.34×109 尔格·厘米2·秒1 X 射线在一开始到 21,000 秒为止斜率为 t1.108±0.011 的很轻微的衰减之后,展现出了斜率为 t5.95±0.20 的强衰减,与同步发射不一致。这一紫外、光学和红外波段光变曲线在开始段有一个平缓的最大值,各个波段达到这个峰值的时刻是不一样的,这是因为黑体发射的最大值依次通过这个谱造成的。在暴发后 10 天左右呈现的第二个组成成分是一颗潜在的超新星的影响,用伴随有 γ 射线暴的 SN 1998bw 作为模板进行模拟,时间延伸到 1.25 倍,光度减小到 1/12(在静止参考架中)。这颗超新星的绝对光度是 MV,abs = 16.7 星等,是伴随有 γ 射线暴的超新星中最暗的。在 ~ 180 天,我们检测到非常暗淡的寄主星系,星等为 g' = 27.36±0.27 r' = 26.90±0.14 Mg,abs = -13.70.001 L*,其中 L* 是特征光度)。c,在 40 天时观测到的 GRB 101225A 天区的彩色图像(在 b 中用灰色竖条标明),余辉位置用方框标出。

 

这种极端相对论性而且准直得很好的喷流与先前抛出的共同包层物质的相互作用可以解释 X 射线以及紫外、光学和红外发射这些组成成分。据估计,这样的螺旋运动转了 5 圈,或者说 1.5 年,物质就能以逃逸速度喷射出去,在合并时,外围的喷出物位于几倍的 1014 厘米处,这与紫外、光学和红外黑体的半径一致。我们假设,喷出物形成一个宽阔的圆环,具有一个沿着系统旋转轴的狭窄、低密度的漏斗,允许喷流中产生的 γ 辐射通过。喷流的大部分撞击共同包层喷出物的内边界,只有一小部分通过漏斗传播。喷流与共同包层壳层的内边界相互作用生成的激波产生 X 射线发射。当喷流通过漏斗时,由于增加了重子负载并与漏斗壁发生剪切而减速,使得正常的余辉特征被抑制。当现在的轻度相对论性、质量负荷加重了的喷流冲破共同包层喷出物时,它产生了前 10 天的紫外、光学和红外发射。当超新星激波膨胀超越共同包层壳层时,我们观察到光变曲线中在 ~ 30 天时的一个小隆起。这一氦星和中子星合并的情景,自然地假定只有相对来说少量的放射性镍产生,以致成为一颗弱超新星(对于各种过程的详细描述,见《补充材料》)。

    类似的情景可以解释先前检测到的另一次事件 XRF 060218 [13] ,它在 X 射线和光学波段均呈现出有一个热动组成成分(见《补充材料》),尽管这次事件具有不同的前身星系统,产生了一颗更明亮的超新星和一次较微弱的 γ 射线暴。另外,存在一类 γ 射线暴,它们在 X 射线波段显示出一种热动组成成分,但有一个具有幂律谱能量分布的经典的余辉,例如像 GRB 090618 [15] 。最后,SN2008DNGC 2770 中的一颗 Ib 型超新星 [22] ,显示有 X 射线发射,在光学发射中有早期的热动组成成分(见《补充材料》),这被归因于激波的突破,与超新星发射本身无关。因此,GRB 101225A 连同 XRF 060218 可能是新定义的一类“黑体起主导作用的”、伴随有超新星的长持续 γ 射线暴,它们发生于密度非常高的环境中,而这种环境是它们自己的前身星系统造成的;这一高密度环境被坍缩星的高能输出热动化。在这种情景中非相对论性、未准直的发射使得检测更高红移处的这类事件变得更困难。这使得 GRB 101225A 成为一次幸运的情况下,可以让我们由一类新的大质量星的死亡得出关于前身星系统以及这个系统所处的环境的结论,对于这类新的大质量星的死亡,在此以前只在理论上提出过存在的可能性。

 

补充材料

1发报警望远镜数据分析和拟合

GRB 101225A 是由“雨燕”卫星 [23] 上搭载的暴发报警望远镜在 2010 12 25 日检测到的,图像触发 [24] 时的世界时 T0 = 18:37:45 。当这个源进入暴发报警望远镜的视场时,这次暴发已经发生,当时由于“雨燕”受到轨道的限制 [25,26] ,它离开了视场。因此,我们只能给出总暴能流和 T90 持续时间的下限。在观测所涵盖的时段内的总暴能流加起来达到 (5.6±0.7)×106 尔格·厘米2(这意味着在 z = 0.33 的情况下以 γ 射线释放的总能量为 Eγ,iso > 1.4×1051 尔格),这是总的伽玛射线发射的一个下限。在以前 TT0 = 4950 秒时对这个天区的观测没有检测到任何发射,因此我们取 T90 持续时间的下限 > 2000 秒。这是对于一次 γ 射线暴观测到过的最长持续时间之一,与“雨燕”观测到的最长的 γ 射线暴 GRB 090417B [27] 可以相比。暴发报警望远镜获得的光变曲线如补充图 1 所示。暴发报警望远镜在 15150 千电子伏范围内观测到的峰值流量出现在时段 TT0 = 1372 秒到 TT0 = 1672 秒时段内,为 (3.25±0.47)×109 尔格·厘米2 。没有任何其他 γ 射线仪器检测到 GRB 101225A,虽然搭载在国际空间站上的 MAXI 仪器(210 千电子伏)报告在 TT0 = 1002 秒时在与暴发报警望远镜检测到的重合的位置检测到微弱的流量 [28]

T0 TT0 = 963 秒和从 TT0 = 1372 秒到 TT0 = 1672 秒的时间平均的光谱用简单的幂律模型最佳拟合,光子指数分别为 Γ = 1.9±0.4 1.9±0.2 。这些拟合所取的每一时段 15150 千电子伏波段的总暴能流为 (1.7±0.4)×106 (9.0±0.2)× 107 尔格·厘米2 。列出的所有误差均是 90 置信水平。由于这一事件的低信噪比很低,因此暴发报警望远镜获取的光谱使用截断幂律或黑体拟合的模型参数化几乎同样地好, Epeak 使用截断模型,制约很差,为 38±20 千电子伏。黑体拟合给出温度 kT = 10.1±1.1 千电子伏。误差是 68 置信水平。

 

 

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  补充图 1      15150 千电子伏波段暴发报警望远镜 γ 射线光变曲线。使用固定的幂律指数 Γ = 1.87 由拟合暴发中最强的部分得到流量的总和。这一暴发在暴发报警望远镜开始获得数据之前,~ TT 0 = ?100 秒时就已经开始,并且很可能继续到从 TT0 = 1091 秒到 TT0 = 1372 秒源不在暴发报警望远镜视场中时。爆发前最后的上限是 TT0 = 4950 秒时的 2.65×109 尔格·厘米2·秒1 。误差棒为 90 % 置信水平。

 

我们还检查了暴发报警望远镜的数据,搜索触发后的持久性发射。为此,我们使用作为暴发报警望远镜的硬 X 射线暂现监测一部分生成的每日天空图像拼接图,它们涵盖 1550 千电子伏的单一能带。我们发现,在 2010 12 25 日(修正儒略日 55555),也就是触发的那一天,有 5.3σ 的超出量(0.0048±0.0009 次计数·厘米2·秒1),并在后来的 10 天内(直至修正儒略日 55565)计数率有正的超出(≥ 1σ 0.0011 次计数·厘米2·秒1)。我们确定这样一系列超出的计数率将是偶然发生的概率。 为了这样做, 我们检查了暴发报警望远镜暂现监测中追踪的 106 个“空白天空”点的光变曲线。 这些点都是随机选择的,在天空中离任何已知的 X 射线源至少 10 角分。 来自这些点的任何正的流量都被认为是偶然起伏。 在这 106 条光变曲线(> 200,000 个数据点)中, 我们发现只有一组连续六天显示正的超出,而且没有一组超过六天的。 10 天流量都超出的机会的概率小于1 /200,000,因此所观测到的长期发射很可能是真实的。

2X射线望远镜数据分析和拟合

“雨燕”的 X 射线望远镜数据用 3.7 版本的 X 射线望远镜数据归算软件(2010 9 28 日作为 HEASoft 6.10 的一部分发布)进行处理,对于随后的光谱分析则使用了相应的校准文件。X 射线望远镜检测到这个天体是从触发后 1,400 秒到 105 秒。触发后的前 7,300 秒的数据用开窗计时(WT)模式采集,然后用光子计数(PC)模式采集其余的观测数据。X 射线的峰值流量是 4.3×10-9 尔格·厘米-2·秒-1,观测到的总暴能流是 8.2×10-6 尔格·厘米-2 ,而无吸收暴能流则是 1.1×10-5 尔格·厘米-2 。在 z = 0.33 时,这对应于总的 X 射线能量释放量 3.6×1051 尔格。光谱是对一幅幅的数据快照提取的(一幅快照大致对应于一圈轨道,这是由于受到每圈轨道中这个天体的可观性的制约),并进一步把最初的一幅快照(触发后 1,4001,800 秒)按时间划分为 100 秒的小段。

 

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  补充图 2      X 射线谱的拟合。aX 射线望远镜在第一幅快照期间获取的 X 射线谱。实线是谱的拟合,虚线表示幂律成分所起的作用,点线表示黑体成分所起的作用。b观测数据与拟合模型的比值。

 

我们使用版本 12.6.0 XSPEC ,试验了对 X 射线数据的各种拟合,结果是吸收幂律加黑体成分给出了对数据的良好拟合(见补充图 2)。对于拟合,我们使用图宾根—博尔德(Tübingen-Boulder)吸收模型,其中采用威尔姆斯(Wilms)丰度 [29] 和弗纳(Verner)吸收截面 [30] 。如补充图 3 所示,第一幅快照的数据中几乎没有什么谱的演化。取全部前 367 秒的数据,最佳拟合是一个光子指数 Γ = 1.83+0.13-0.10 的幂律、一个温度为 0.96±0.13 千电子伏(1.11×107 开)的黑体和 (2.2±0.3)×1021 厘米-2 的总吸收柱,这一拟合的 χ2 420.7 ,自由度为 379 。  这个方向的银河系柱密度是 7.9×1020 厘米-2

 

补充表 1      第一幅快照的 X 射线数据不同模型拟合结果。 PL 是纯幂律模型,PL+BB 是一个简单的PL 与一个具有某一温度的黑体,而 PL+diskBB则包含了具有各种不同温度的黑体发射,PL+compt 则除了幂律以外还包含了一个康普顿化成分。Γ 是幂律的光子指数,kT是黑体温度,NH 是总柱密度,包括了银河系吸收。最后一栏给出了不同拟合的 χ2 以及与简单吸收纯幂律模型相比较的 F 检验值。

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黑体的纳入在 > 99.9999% 的水平上是显著的,黑体对总发射所起的作用为 20% 左右(见补充图 3)。第二幅快照的数据(也是用开窗计时模式)又是用黑体加幂律拟合更好,其中 Γ = 2.18+0.12-0.09 ,黑体 kT = 0.99+0.15-0.17 千电子伏,NH = (2.7±0.2)×1021 厘米-2 χ2 = 378 ,自由度为 421 。这一黑体的显著水平为 99.987% 。对于第二幅快照之后的 X 射线数据,不再需要黑体成分,简单的吸收幂律就给出了可以接受的拟合,这很可能是由于后来的信噪比越来越低的原因。

 

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补充图 3      X 射线数据第一幅快照的拟合结果。各幅小图自上而下为:a,第一幅快照期间的计数率;b,光子指数 Γ c,以千电子伏计的黑体温度;  d,黑体占总发射量的百分比;e,  z = 0.33 时发射黑体的半径;  fX 射线总吸收柱密度(视线方向银河系柱密度为 7.9×1020 厘米?2)。

 

超出银河系柱密度的 NH 的检测可以用于限定红移,因为柱密度和红移存在耦合。我们固定银河系吸收为 7.93×1020 厘米-2 ,拟合第一圈轨道获取的谱。除了如上所述的吸收幂律加黑体成分之外,我们还允许第三种成分,听任柱密度和红移自由变化(与上文所述的拟合相反,上文中的红移固定为 0.3)。由此得出的等置信度线绘于补充图 4 中。红移的 99% 置信度的上限是 0.5 ,红移的 90% 置信度上限是 0.35 ,这与我们由紫外、光学和红外谱能量分布拟合得出的结果一致。

 

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  补充图 4      红移与吸收柱密度等置信度线。拟合依据第一幅快照中的数据。画出了 12 3σ 等置信度线、90% 99% 置信区间。

 

我们还检查了 X 射线数据中可能存在的周期性。为此,光变曲线被以 18 毫秒的区间提取,这是开窗计时模式可以利用的最佳时间分辨率。使用 Kronos powspec 工具,以 0.005 28 赫兹之间的频率(0.04 200 秒之间的周期),在第一幅快照或是第二幅快照的数据中,均没有识别出任何明显的周期信号。在第一幅开窗计时快照期间任何呈现出周期信号的流量变化 3σ 极限为 6.3 %

 


(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)
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