SWIFT伽玛暴的谱延迟距离指示器
SWIFT伽玛暴的谱延迟距离指示器 第29卷第1期
2012年2月
贵州大学(自然科学版)
JournalofGuizhouUniversity(NaturalSciences)
Vo1.29No.1
Feb.2012
文章编号1000—5269(2012)01—0030—05
SWIFT伽玛暴的谱延迟距离指示器
张义贞,张志彬
(贵州大学理学院,国家天文台?贵州大学天文联合研究中心,贵州贵阳550025) 摘要:早期研究发现,BASTE长暴的相对谱延迟RSL是一个有用的宇宙距离指示器.本文从
SWIFY卫星数据中,挑选lO个单脉冲长伽玛暴(T9>2.6)作为样本,对样本进行降噪和去除
背景,用交叉相关函数
1,3能道的谱延迟,通过拟合研究各脉冲参数Asymmetry,F,F
t,FWHM,丁和相对谱延迟的关系,发现相对谱延迟和红移具有很好的相关性,这充分
明
SWIFr长暴的相对谱延迟仍然是一个很好的红移指示器.
关键词:伽玛射线暴;宇宙学;能谱延迟
中图分类号:P159.2文献标识码:A
伽玛射线暴(简称伽玛暴或GRB)是一种发生
在宇宙学距离上的射线突然增强的爆发现象.
GRB光变曲线对研究GRB是非常重要的.利用
光变曲线特征建立的经验能量关系可作为红移标
尺,典型的如光度一时延关系和光度一光变关系.
基于GRB的谱特征人们也建立一些红移指示器, 如E—E.关系E一关系以及E一E,关
系.Cheng等人(1995)研究了不同能道间GRB 光子的谱延迟或时间延迟现象.而短暴的时延比 长暴的小20至40倍且关于零点呈对称分布J. 谱延迟和GRB谱参数之问的研究也有很多一. 例如,宽的脉冲常常有大的时延,并且两者存在紧 密的关系,脉冲宽度(脉冲最大值一半的全宽度, 简称FWHM)和时延任何之一都可以用来的估计 GRB的光度和总能量,关于相对谱延迟和相对 脉冲宽度之间的相关性也作过研究j.Zhangllo]
等人(2006)定义时延和宽度的比值(T/FWHM) 为相对谱延迟(RelativeSpectralLag,RSL)或相对 时延,并用BASTE数据得出相对谱延迟和红移很 好的相关性,那么对于SWIFT数据,此相关性是否 也存在呢?本文对此研究:从SWIFT数据中挑选 样本,并对样本去噪和扣除背景,用交叉相关函数 计算相对谱延迟,并进行误差分析.
1数据处理
1.1样本的选取
由于脉冲间的相互叠加,GRB的脉冲通常是 复杂多变的?卜地j.另外,同一个GRB中不同脉冲 的谱参数也存在较大差别13].Leel14]等人(2002) 还发现同一个GRB中不同能道的脉冲数量通常也 不同.为了能够精确测定不同能段脉冲的时延,从 SWIFT数据中只挑选出亮的单脉冲长暴(,? 2.6S)为研究对象,而且选出的脉冲具有较高的信 噪比.这样从中挑选出符合标准的32个单脉冲暴 构成样本1.
1.2噪声与背景处理
为了得到计算时延的真实脉冲信号数据,首先
要对样本1中的每一个源进行去除背景和消噪处
理,同时还要尽量保证脉冲的完整性.因此选择探
测器触发前/2为时间的起点,到触发后5/2
处为时间终点,间隔为3,由于长暴的持续时间
较长且背景在暴前后差别较大,为减少拟合误差,
先用origin软件对上述间隔内的每个脉冲进行平
滑处理,然后采用下面的KRL脉冲模型同时进行
降噪和扣除背景.
收稿日期:201l一10—17
基金项目:国家自然科学基金(编号:10943006);教育部基金项目(210197,20101174);
贵州省自然科学基金(编号20092662,20104014, 20117006,20090130)和中科院西部之光优秀人才项目(201101) 作者简介:张义贞(1988一),女,汉族,河南洛阳人,硕士研究生,研究方向:非线性物理与自组织,Email:zhangyizhen88@163.eom. $通讯作者:张志彬,Email:z_b—zhang@sina.com. 第1期张义贞等:SWIFY伽玛暴的谱延迟距离指示器?31? (+(】一+
at+6+C(1)
其中,第一项为KRL单脉冲函数,对应于脉冲
信号数据;第二项为二次曲线函数,对应于脉冲背
景的大小,以上噪声和背景的处理使用了zhang等
人(2006)的方法.
在分析不同能道间的谱延迟时,既要求脉冲的
光子流量尽量大又要求能量间隔尽量大,故选取第
一
(15—25keY)和第三(50—100keV)能道间的
时延为研究对象,第一能道的脉冲为样本2,第三
能道的脉冲为样本3,第一能道的脉冲用上述方法 处理后得到的纯脉冲为样本4,第三能道的脉冲用 上述方法处理后得到的纯脉冲为样本5.如图1(a, b,分别表示第一和第三能道脉冲曲线的拟合.实 线表示观测到的光变曲线,虚线表示拟合后的光变 曲线).
Trel
,31,(1)
……一...,
(33主要结果
~
.
:dp,FW
.HM!脉冲半宽度,丁-3.1RsL的分布由c所在的位置确定 .0主,本4/1"1-1q~1-/T*.J得到每2一
.差分要,壬...,一爪I粪;-0爪合
,
一
.
堡GRB数13I23个v-~4的里妻曼妻耋 IJJ@LJJI~1去妻罂时间的误差为零,
得半茹到,这个宽和:
,古
磊…0.0…/-PPl~磊若F孵的两点别为-~ …
lJt2则
.,
;蒜0U.U/:IUo..].084u4o-(FWHM)=【(1)+0.2(,2)】(4) :0
一
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…
2
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:0.93649,..40869
?
32?贵州大学(自然科学版)第29卷
05111l O6O9o4B 061021 0710o3 0710l0B
08O430
080804
091020
O6Ol08
060607A
3.40981E一7?6E一8 1.8l03lE一7?4E一8 1.15346E一6?8E一7 1.1144lE一6?1.4E一7 5.48642E一7?4.2E一8 2.68735E一7?4.6E一8 5.1l084E一7?1.45E一7 4.40485E一7?7E一8 5.79961E一8?2.49E一8 1.53O6E一7?2.3E一8 182.21?53.38
83.2?24.61
405.52?167.84 405.524-185.53 56.27?7.86
122.14?46.59
405.52?2O4.15 122.144-37.39 44.02?28.2
138.84-41.32 1.4054-0.141 1.489?0.149
0.601?0.060
1.980?0.198
0.717?0.072 0.331?0.033 —
0.722?0.072 —
0.1044-0.010
1.209?0.12l 0.946?0.095 1.549
0.7o3
0.3463
1.1
0.947
0.767
2.2O45
1.71
2.O3
3.082
46.1
171.5
46.2
l50
>35.7 l6.2
34
34.6
14.3
l02.2
注:GRB06102的红移Z取自L.Christeneta1.(2011)
图232个GRB脉冲的相对谱延迟分布直方图 下rel31
3.2RSL和脉冲参数的关系
l0个GRB脉冲参数非对称性(Asymmetry),半 宽(FWHM),时延(r,),光子峰值计数率(F) 及所对应的时间(t),峰值能量(Ep),峰值流量 (F),与相对谱延迟RSL的关系,如图(3—9). 由表3可以看出:EF.,t,FWHM都与
7__3l呈弱的反相关,Asymmetry,丁3t与7-3I呈强 的正相关.FWHM和Asymmetry都与-31存在线 性关系,说明,也可以作为一个脉冲形状参数, 一
0.2—0.10.O0.1O.2O-3 图3相对谱延迟与非对称性Asymmetry的关系图4相对谱延迟与光子峰值计数
率的关系
840
叫gjZ
若苟ggAs
第1期张义贞等:SWIFT伽玛暴的谱延迟距离指示器?33?
一
O.15一O.10一O.O50.O00.05O.10O.150.2O0.25
下reI3l
图5相对谱延迟与光子峰值计数率对应的时间f的关系图6相对谱延迟与半宽
FWHM的关系
图7相对谱延迟与峰值流量的关系
图9相对谱延迟与能谱延迟r,的关系
Lee等人曾指出GRB的峰值流量通常可以视 为有效的距离指示器,和rI31线性相关,这也 就暗示了.也应该是一个理想的距离标尺.
表3相对谱延迟与脉冲参数的线性相关分析结果 3.3RSL与红移的关系
为了检验RSL与红移的相关程度,用线性模 图8相对谱延迟与峰值能量的关系
型拟合如图10,得到以下关系
logZ=(1.08?0.52)一(11.17?5.36)rre1.3I (6)
其中相关系数为一0.44786(P=0.1943),说 明RSL和红移的相关程度极高,这就意味这RSL 的确可以作为一个很好的距离(红移)指示器.由 上式可知,如果相对谱延迟RSL精确测定了,就可 以相对精确的估计每一个暴的红移,对于假定的宇 宙学参数,还可以估算GRB的宇宙学距离. 图1O相对谱延迟与红移Z的关系
4结论与讨论
通过以上的分析,发现(1)相对谱延迟RSL是 以r=0.07703为中心正态分布的,(2)相对谱 延迟RSL与E,F.,t,F删存在弱的反相关, 与Asymmetry,,存在强的正相关,(3)相对谱延 ?
34?贵州大学(自然科学版)第29卷
迟RSL与红移z存在较好的线性相关,这说明 SWIFT暴的RSL也是一个很好的红移指示器.上 述结论与Zhang等人(2006)利用BASTE数据得到 的结论吻合得很好.
在内激波模型框架下,GRB光变曲线上的多 脉冲结构常被解释为中心发动机抛射的多壳层相 互作用的结果"J,单个脉冲可以理解为仅有两 个壳层发生碰撞而产生,选取单个脉冲不仅使分析
过程简化,而且能够避免邻近脉冲重叠带来的额外
误差,单个脉冲同样也反映了GRB的具体物理过
程和
,另外,在研究RSL的性质时,选取的是
宽的单脉冲暴,这是由于宽的脉冲具有大的时延不
但便于精确测量,而且它们还可能具有相同的物理
爆发机制t8].需要指出的是,本工作中采用的样
本仅由10个单脉冲GRB构成,要想得到更加精确
的红移指示器,需要用更大的样本进行精确校准,
相对谱延迟作为伽玛暴距离指示器对短暴也具有
适用的可能性?,但还需利用更大的具有红移的
短暴样本进行深入研究.
参考文献:
[1]AmatiL,FrnnteraF,TavaniM,eta1.Intrinsicspectraandenerget—
icsofBeppoSAXGamma—RayBurstswithknownredshifts[J]. A&A,2002,390:81.
[2]YonetokuD,MurakamiT,NakamuraT,eta1.Gamma—Ray
BurstFormationRateInferredfromtheSpectralPeakEnergy—Peak
LuminosityRelation[J].ApJ,2004,609:935. [3]GhirlandaGiancarlo,GhiselliniGabriele,LazzatiDavide.TheColli—
marioncorrectedGamma—RayBurstEnergiesCorrelatewiththe PeakEnergyofTheirnuFnuSpectrum[J].ApJ,2004,616:331. [4]ChengLX,MaYQ,ChengKS,eta1.Thetimedelayofgamma —
raybu~tsinthesoftenergyband[J].A&A,1995,300:746. [5]DavidL,BandDL.Gamma—RayBurstSpectralEvolutionthrough Cross—CorrelationsofDiscriminatorLi【ghtCurves[J].ApJ,1997, 486:928.
[6]NorrisJP,MaraniGF,BonnellJT.ConnectionbetweenEnergy
——
dependentLagsandPeakLuminosityinGamma——RayBursts
[J].ApJ,2000,534:248.
[7]SchaeferBE,DengM,BandDL.RedshifisandLuminositiesfor 112Gamma—RayBursts[J].ApJ,2001,563:123.
[8]NorrisJP,BonnellJT,KazanasD,eta1.Long—Lag,Wide—
PulseGamma—RayBursts[J].ApJ,2005,627:324.
[9]Zhao—YangPeng,Rut—JingLu,Yi—PingQin,etal,Relationships
betweenRelativeSpectralLagsandRelativeWidthsofGamma—ray
Bursts[J].CHJAA,2007,3:428—434.
[10]ZhangZB,DengJG,LuRJ,eta1.RelativeSpectralLag:a NewRedshifiIndicatorofGamma—myBursts[J].CHJAA,2006,
6:312.
[11]NorrisJP,NemiroffRJ,BonnellJT,eta1.AttributesofPulses inLongBrightGamma—RayBursts[J].ApJ,1996,459:393.
[12]QuilliganF,McBreenB,HanlonL,eta1.Temporalpropertiesof gammarayburstsassignaturesofjetsfromthecentralengine[J]. A&A,2002,385:377.
[13]HakkilaJ,GiblinTW.QuiescentBurstEvidenceforTwoDis—
tinctGamma—RayBurstEmissionComponents[J].ApJ,2004, 610:361.
[14]LeeA,BloomED,PetrnsianV.PropertiesofGamma—Ray
BurstTimeProfilesUsingPulseDecompositionAnalysis[J]. ApJS,2000,131:1.
[15]LChristensen,JPUFynbo,JXProchaska,etal,AHighSignal —
To—NoiseRatioCompositeSpectrumofGamma—RayBurstAf-
terglows[J].ApJ,2011,727:73.
[16]ReesMJ,M6szdrosP.Unsteadyoutflowmodelsforcosmological gamma—raybursts[J].ApJ,1994,430:L93.
[17]FenimoreEE,EpsteinRI,HoC,eta1.Theintrinsicluminosity
of一rayburstsandtheirhostgalaxies[J].Nature,1993,366:40.
[18]PiranT.Gamma—RayBurstsandtheFireballModel[J].Phys.
Rep.,1999,314:575.
[19]zhangZB.ANewRedshiflIndicatorofGamma—rayBurststomeas—
urethecosmos[J].DataScienceJournal,2006,6:$324-332.
ADistanceIndicatorofSwiftGammaRayBursts
zHANGYi—zhen,ZHANGZhi—bin
(NAOC—
GZUJointAstronomyResearchCenter/DepartmentofPhysicsCollegeofScience,GuizhouUniversity,Guiyang550025,China)
Abstract:Relativespectrallag(RSL)andredshifthaveagoodcorrelationforthesinglelonggamma—raybursts
ofbastedata(Zhangeta1.2006).Thispaperchooses10singlelongr.raybursts(r90>2.6s)oftheswiftsatel—
litedataasasample,denosingandsubtractingbackgroundforthesample,analyzingthedateof1,3energy
bandsusingcross-correlationtechnique,makingpicturetoanalysisthecorrelationbetweenthef.
3landlight—
curveparameters(Asymmetry,F,t,F埘,,Ep,丁
31).ourdiscoveryisthatredshift(Z)arestronglycorrela—
tedwiththeRSL,whichprovesRSLcanbeaverygoodredshiftindicator.
Keywords:Gammaraybursts;cosmology;spectrallag