[论文解读] Radio Monitoring and High Resolution Observations of the Soft Gamma Ray Repeater 1806-20. by Vasisht et al. Postscript file, 13 pages

Gautam Vasisht, D. A. Frail+1 more|arXiv (Cornell University)|Dec 1, 1994

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用 15

一句话总结

本研究对软伽马射线重复暴源 SGR 1806−20 及其周围星云 G 10.0−0.3 进行了高分辨率甚长基线阵列（VLA）射电观测与监测。尽管经历了多次伽马射线爆发，但在五个月内未检测到任何射电变异性，其中心核心呈现出一种紧凑的一侧射电结构，与标准脉冲星风星云模型及吸积双星模型均不一致，挑战了现有 SGR 成因理论，并设定了粒子与光子辐射功率比 β < 10⁶ 的上限。

ABSTRACT

We report the results of radio flux-monitoring and high resolution observations at 3.6 cm with the VLA, of the central condensation in G10.0-0.3, the radio nebula surrounding the soft gamma ray repeater (SGR) 1806-20. The quiescent X-ray source AX1805.7-2025 is coincident with the radio core suggesting that G10.0-0.3 is a plerionic supernova remnant. The monitoring experiment was performed in 10 epochs spread over five months, starting just before the latest reactivation of SGR 1806-20 in gamma-rays. There is no apparent increase in the radio flux density from the central region of G10.0-0.3 on timescales of days to months following the gamma-ray bursts. At a resolution of 1 arcsec the peak region of G10.0-0.3 is seen to consist of a compact source with diffuse, one-sided emission, reminiscent of core-jet geometry seen in AGNs and some accreting Galactic binaries. By analogy with these latter sources, we argue that the SGR 1806-20 is coincident with the core component. If so, this is the first arcsecond localization of a high energy transient. The lack of radio variability and the low brightness temperature of the central component distinguish SGR 1806-20 from other accreting binaries. The structure of the high resolution radio image also does not particularly resemble that seen in the vicinity of young pulsars. Thus there is no compelling observational evidence for either of the two models discussed for SGRs, the pulsar model or the accreting binary model.

研究动机与目标

• 确定 SGR 1806−20 的近期伽马射线爆发是否在其相关星云 G 10.0−0.3 中引发可检测的射电耀斑。
• 以角秒级分辨率定位 SGR 1806−20 的射电对应体，以检验其作为脉冲星或吸积双星系统的性质。
• 评估伽马射线爆发是否通过约束粒子与光子辐射功率比（β）来驱动星云辐射。
• 研究中心射电核心的形态及其对星云驱动物理机制的启示。

提出的方法

• 在五个月内以 D-配置对 VLA 进行了 10 个观测周期的 3.6 厘米射电监测，始于 1993 年伽马射线重新激活之前。
• 以 1 角秒分辨率进行高分辨率成像，以在星云 G 10.0−0.3 内精确定位中心射电核心。
• 使用 AIPS 软件进行校准与数据处理，将所有观测周期合并为一张深度图像用于分析。
• 应用标准同步辐射模型（Pacholczyk 1970）估算星云特征中粒子与磁场的最小能量（E_min）。
• 假设星云的谱指数 α ≈ −0.6，并以 2 角秒特征作为能量注入 timescale 的代理。
• 通过假设爆发后无射电流量增加，计算粒子与光子辐射功率比 β 的上限。

实验结果

研究问题

• RQ1 SGR 1806−20 的伽马射线活动是否在其相关星云 G 10.0−0.3 中产生可检测的射电耀斑？
• RQ2 G 10.0−0.3 的中心射电核心是否与脉冲星驱动的星云或吸积双星系统一致？
• RQ3 观测到的射电形态，特别是单侧发射，能否由运动中中子星产生的激波前缘（bow shock）解释？
• RQ4 基于缺乏射电变异性，爆发中粒子辐射功率与光子辐射功率比 β 的上限是多少？
• RQ5 在大尺度（角分量）和小尺度（角秒级）上均观测到的东-西不对称性，是否意味着长期、持续的能量注入？

主要发现

• 在伽马射线爆发后数天至数月的时间尺度上，未在 G 10.0−0.3 中心区域检测到射电流量密度的显著增加。
• 在 1 角秒分辨率下，中心射电核心呈现出紧凑的一侧结构，类似于活动星系核（AGNs）和吸积双星中常见的喷流-核心形态。
• 中心组分具有低亮度温度且无变异性，与典型吸积双星系统明显不同。
• 东-西不对称性在角分量和角秒级尺度上均被观测到，表明存在长期、可能持续的能量注入过程。
• 基于缺乏射电变异性，推导出粒子辐射功率与光子辐射功率比 β 的上限为 β < 10⁶，且该结果与距离无关。
• 观测到的形态与运动脉冲星产生的激波前缘不一致，因为 SGR 的偏移位置与不对称性方向不一致。