ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 11, с. 768-786

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ ВТОРОГО СВЯЗАННОГО СО

СЛИЯНИЕМ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД СОБЫТИЯ LIGO/VIRGO S190425Z

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

²Национальный исследовательский университет “Высшая школа экономики”, Москва, Россия

Поступила в редакцию 16.09.2019 г.; после доработки 10.10.2019 г.; принята к публикации 22.10.2019 г.

Представлены результаты наблюдения антисовпадательной защитой (ACS) гамма-спектрометра SPI

обсерватории INTEGRAL гравитационно-волнового (GW) события S190425z, зарегистрированного

детекторами LIGO/Virgo. С большой вероятностью (>99%) оно было связано со слиянием ней-

тронных звезд в тесной двойной системе. В истории гравитационно-волновых наблюдений это всего

лишь второе событие такого типа (после GW 170817). Детектором SPI-ACS был зарегистрирован

слабый гамма-всплеск GRB 190425, состоящий из двух импульсов, через ∼0.5 и ∼5.9 с после момента

слияния звезд в событии S190425z, имеющих априорную достоверность 3.5 и 4.4σ (вместе — 5.5σ).

Анализ записи скорости счета детектором SPI-ACS в эти дни (всего ∼125 кс наблюдений) показал,

что темп случайного появления двух близких выбросов с характеристиками всплеска GRB 190425

не превышает 6.4 × 10-5 с-1 (т.е. случайно такие события происходят в среднем каждые ∼4.3 ч).

Нельзя не отметить, что профиль гамма-всплеска GRB 190425 имеет много общего с профилем гамма-

всплеска GRB 170817A, сопровождавшего событие GW 170817, что оба слияния нейтронных звезд

были наиболее близкими (≲150 Мпк) из событий, зарегистрированных детекторами LIGO/Virgo, и

что ни в одном из ∼30 событий слияния черных дыр, зарегистрированных к настоящему моменту этими

детекторами, значимых превышений потока гамма-излучения над фоном обнаружено не было. В поле

зрения гамма-телескопов SPI и IBIS-ISGRI на борту обсерватории INTEGRAL вспышки жесткого

излучения зарегистрированы не были. Это, а также отсутствие регистрации гамма-излучения от

GRB 190425 монитором гамма-всплесков GBM обсерватории Fermi, предполагающее его затенение

Землей, позволяет существенно уменьшить область локализации источника гравитационно-волнового

события. Сделаны оценки параметров E_iso и E_p гамма-всплеска GRB 190425 и выполнено их

сравнение с аналогичными параметрами всплеска GRB 170817A.

Ключевые слова: гравитационно-волновые события, слияние двойных нейтронных звезд, короткие

гамма-всплески, килоновые.

DOI: 10.1134/S032001081911007X

ВВЕДЕНИЕ

2016 г. по 25 августа 2017 г.) — 8 событий, а в O3

(начавшемся 1 апреля 2019 г.) к концу сентября

Регистрация гравитационно-волнового сигнала

2019 г. было уже 31 событие. Каталог событий

GW 150914 от слияния двух черных дыр (Аббот

циклов O1-O2 можно найти в работе Аббота и

и др., 2016) положила начало эре гравитационно-

др. (2019), текущий список O3 событий — на сайте

волновой астрономии. За прошедшие четыре года

gracedb.ligo.org/superevents/public/O3.

гравитационно-волновыми детекторами Advanced

Детекторы LIGO/Virgo оптимизированы для

LIGO и включившимся в работу в августе 2017 г.

наблюдения сигналов от компактных двойных си-

детектором Advanced Virgo (далее просто LIGO и

стем, поэтому могут успешно регистрировать не

Virgo) зарегистрировано уже ∼40 подобных собы-

только слияния двойных черных дыр (BBH), но

тий. Быстро растет чувствительность детекторов: в

и систем черная дыра-нейтронная звезда (NSBH)

цикле O1 работы LIGO (в период с 12 сентября

или двойных нейтронных звезд (BNS). Часто-

2015 г. по 19 января 2016 г.) было зарегистриро-

та регистрации разного вида событий зависит от

вано всего 3 события, в цикле O2 (с 23 ноября

просматриваемого объема локальной Вселенной и

от количества систем данного вида в этом объ-

^*Электронный адрес: apozanen@iki.rssi.ru

еме. Сам объем пропорционален кубу расстоя-

768

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

769

ния, с которого можно зарегистрировать сигнал

В оптике ищется оптический транзиент, свя-

с минимальной амплитудой, а расстояние — массе

занный c появлением килоновой или с послесве-

наиболее легкого компонента двойной системы.

чением гамма-всплеска. Непосредственный поиск

Неудивительно, что количество зарегистрирован-

оптических транзиентов в таких больших областях

ных слияний BBH намного превышает количество

локализации является крайне сложной задачей.

слияний NSBH и BNS — на момент сдачи статьи

Тем не менее к ее решению подключаются многие

в печать зарегистрировано 2 надежных (имеющих

обсерватории и сетевые проекты. Используются

вероятность ≳85%) сигнала от NSBH (S190814bv

две тактики: (1) широкоугольными телескопами

и S190910d) и 3 — от BNS (GW 170817, S190425z,

проводится мозаичное сканирование всей обла-

S190901ap), все эти системы находились на замет-

сти локализации, (2) узкоугольными — последо-

но меньших расстояниях, чем зарегистрированные

вательно наблюдаются галактики, расположенные

слияния BBH.

в трехмерном объеме локализации, определяемом

телесным углом и диапазоном возможных рас-

Интенсивный поиск вспышек электромагнит-

стояний до источника. Число галактик в таком

ного излучения во время и после каждого со-

объеме может достигать десятков тысяч, тем не

бытия LIGO/Virgo привел лишь к одной надеж-

менее их последовательный просмотр оказывает-

ной регистрации — гамма-всплеска GRB 170817A

ся более эффективным, чем сканирование всей

(Голдстейн и др., 2017; Савченко и др., 2017в;

области. К сожалению, существующие каталоги

Позаненко и др., 2018), сопровождавшего первое

галактик не являются полными, и ограничиться

событие GW 170817, обнаруженное от слияния

только тактикой 2 при поиске оптического компо-

BNS (Аббот и др., 2017а, 2017б). Это полностью

нента гравитационно-волнового события можно не

согласуется с теоретическими ожиданиями — эф-

всегда.

фективного механизма формирования электромаг-

Учитывая важность своевременной регистра-

нитного импульса при слиянии BBH до настоящего

ции гамма-всплеска, сопутствующего акту слияния

времени предложено не было, да и вероятность

BNS или NSBH, мы в Институте космических

обнаружить излучение от событий NSBH оце-

исследований Российской академии наук (ИКИ

нивается очень низко (например, Постнов и др.,

РАН) инициировали работы по программе поис-

2019). Гамма-всплеск GRB 170817A наблюдался

ка транзиентного жесткого рентгеновского излуче-

с задержкой ∼1.7 с относительно времени T₀ ре-

ния от всех подобных событий, зарегистрирован-

гистрации гравитационно-волнового события, т.е.

ных детекторами LIGO и Virgo. Для поиска ис-

гамма-излучение образовалось уже после слияния

пользовались открытые данные гамма-телескопов

системы нейтронных звезд. Это также совпадает

SPI-ACS и IBIS-ISGRI астрофизической обсер-

с ожиданиями. В направлении прихода всплеска,

ватории INTEGRAL. В случае события S190425z

в галактике NGC 4993 была зарегистрирована

(второго зарегистрированного слияния BNS) такое

килоновая AT2017gfo (Коултер и др., 2017; Эванс

излучение было найдено (Минаев и др., 2019а; Че-

и др., 2017; Троя и др., 2017), наблюдения кото-

ловеков и др., 2019а, см. также Мартин-Карилло и

рой позволили впервые детально исследовать этот

др., 2019; Савченко и др., 2019).

необычный тип сверхновых.

В настоящей работе мы подробно описываем

Поиск электромагнитного излучения от грави-

результаты этих наблюдений, сравниваем найден-

тационно-волновых событий ведется, прежде все-

ный гамма-всплеск GRB 190425 со всплеском

го, в жестком рентгеновском или мягком гамма-

GRB 170817A, сопровождавшим первое событие

диапазоне, а также в оптике. Появление жесткого

слияния BNS, приводим все имеющиеся доводы в

излучения в виде короткого гамма-всплеска из-за

пользу достоверности его регистрации.

слияния BNS (и NSBH) систем было предсказано

Блинниковым и др. (1984) и Пачинским (1991).

Современные мониторы всего неба в жестких рент-

ПРИБОРЫ И МЕТОДЫ

геновских лучах способны успешно регистриро-

вать такие всплески даже на расстояниях в десят-

Как уже было сказано, данное исследование ос-

ки Гпк. Регистрация всплеска крайне важна, т.к.

новано на наблюдениях, проведенных двумя основ-

позволяет заметно уменьшить область локализа-

ными приборами международной астрофизической

ции гравитационно-волнового события, определя-

обсерватории гамма-лучей INTEGRAL (Винклер

емую методом триангуляции сигналов, измеренных

и др., 2003): гамма-телескопом IBIS-ISGRI (Ле-

детекторами L1 и L2 LIGO, расположенными в

бран и др., 2003; Убертини и др., 2003) и гамма-

США, и детектором V1 Virgo, расположенным

спектрометром SPI (Ведренн и др., 2003; Рок и

в Италии. В цикле O3 работы гравитационных

др., 2003). Для получения изображений неба и

антенн минимальная область локализации события

исследования свойств индивидуальных космиче-

составила 23 кв. град., а максимальная — более

ских источников в обоих телескопах используется

24 тыс. кв. град.

принцип кодированной апертуры.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

770

ПОЗАНЕНКО и др.

Гамма-телескоп IBIS предназначен для карто-

спектрометра SPI, имеющей намного б ´ольшую

графирования неба в жестком рентгеновском и

площадь (Рау и др., 2004, 2005)¹ . Защита SPI-

мягком гамма-диапазонах и исследования заре-

ACS является одним из самых чувствительных за

гистрированных источников с грубым энергети-

всю историю наблюдений гамма-всплесков все-

ческим разрешением (E/ΔE ∼ 13 на 100 кэВ).

направленным детектором. Благодаря высокоэл-

Телескоп имеет поле зрения (FWZR) размером

липтичной орбите спутника INTEGRAL (Эйсмонт

30^◦ × 30^◦ при угловом разрешении 12^′ (FWHM).

и др., 2003) с периодом 72 ч (после 2015 г. —

Положение ярких всплесков может определяться

64.8

ч), для него почти не существует зон за-

с точностью ≲2^′. Максимум чувствительности де-

тенения Землей (покрытие ≳80% неба), а ста-

тектора ISGRI телескопа, представляющего собой

бильный фон на масштабах сотен и даже тысяч

массив из 16 384 элементов CdTe, приходится на

секунд позволяет проводить подпороговый поиск

диапазон 18-200 кэВ. Его полная площадь равна

транзиентов разной длительности. Детектор SPI-

2620 см², эффективная площадь для событий в

ACS удачно использовался при поиске гамма-

центре поля зрения ∼1100 см² (половина затеня-

излучения от гравитационно-волнового события

ется непрозрачными элементами маски).

GW 170817 (Савченко и др., 2017в; Позанен-

Гамма-спектрометр SPI предназначен для тон-

ко и др., 2018), подтвердив регистрацию гамма-

кой (E/ΔE ∼ 550 на 1.7 МэВ) гамма-спектроско-

всплеска GRB 170817A монитором Fermi/GBM

пии космического аннигиляционного излучения (из

(Голдстейн и др., 2017). Данное исследование мы

центральных областей Галактики) и излучения в

начнем также с анализа данных детектора SPI-

ядерных гамма-линиях радиоактивной природы (из

ACS.

остатков молодых близких сверхновых). Телескоп

Защита SPI-ACS состоит из 91 сцинтилляци-

имеет максимум чувствительности в диапазоне

онного кристалла Bi₄Ge₃O₁₂ (BGO) общей массой

0.05-8 МэВ, гексагональное поле зрения диа-

512 кг (фон Кинлин и др., 2003а, 2003б; Райд

метром

32^◦ (FWZR), угловое разрешение

и др., 2003). Их суммарная эффективная пло-

(FWHM); геометрическая площадь 19 охлаждае-

щадь для регистрации гамма-всплесков достигает

мых детекторов из сверхчистого Ge ≃ 500 см².

∼0.7 м². На Землю передается общая скорость

Для оперативного выявления гамма-всплесков

счета с разрешением 50 мс, никакой простран-

и других транзиентных событий, попавших в поле

ственной или спектральной информации в теле-

зрения телескопов IBIS и SPI, а также срочного

метрию не поступает. Энергетический диапазон

оповещения о них через электронные циркуля-

известен неточно, т.к. параметры фотоумножителей

ры GCN (Gamma-ray Coordinates Network) бы-

и световой выход кристаллов слегка различаются

ла разработана и успешно используется автома-

и точно неизвестны. Нижний порог можно грубо

тическая программная система IBAS (Мерегетти

оценить как ∼80 кэВ, верхний — как ≳10 МэВ.

и др., 2003). Регистрация всплесков может быть

В силу особенностей геометрии конструкции спек-

осуществлена и независимо, при анализе полу-

трометра SPI, его защита, почти всенаправленная,

ченных или даже архивных данных телескопов.

малочувствительна к всплескам, приходящим под

Таким образом были найдены гамма-всплески, не

малыми углами к оси телескопа.

зарегистрированные по различным причинам си-

стемой IBAS (Гребенев, Человеков, 2007; Минаев

и др., 2012, 2014; Человеков и др., 2019б). Анализ

Методика поиска гамма-всплесков

таких данных может быть проведен с помощью

стандартного пакета программ обработки данных

Данные детектора SPI-ACS представляют со-

обсерватории INTEGRAL — OSA (Курвазье и др.,

бой запись скорости счета фотонов в одном широ-

2003). В данной работе использовалась версия

ком энергетическом канале, однако, аппроксима-

OSA 10.2 пакета.

цию средней скорости счета, оценку и вычитание

фона, поиск гамма-всплесков по этим данным и

анализ их достоверности можно выполнять, ис-

Защита ACS гамма-спектрометра SPI

пользуя разные методики (см., например, Мере-

Хотя отдельные гамма-всплески успешно ре-

гетти и др., 2003; Савченко и др., 2012, 2017а;

гистрируются гамма-спектрометром SPI и гамма-

Минаев и др. 2014; Минаев, Позаненко, 2017).

телескопом IBIS-ISGRI внутри поля зрения (на-

1 У детектора IBIS-ISGRI тоже есть активная антисовпа-

пример, Мерегетти и др., 2003; Фоли и др., 2008,

дательная защита, так называемая VETO System, но ее

2009; Вианелло и др., 2009; Минаев и др., 2014)

данные сгруппированы и передаются на Землю по интер-

и вне его (например, Минаев и др., 2014; Челове-

валам длительностью 8 с, что делает ее мало пригодной

ков и др. 2019б), значительно большее их число

для поиска коротких гамма-всплесков (Убертини и др.,

регистрируются антисовпадательной защитой ACS

2003; Квадрини и др., 2003).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

771

При использовании разных методик возможно по-

25 апреля 2019 г. в 08h18m05m. 017 UTC. C досто-

лучение слегка отличающихся результатов. Как мы

верностью >99% оно было отнесено к событиям,

увидим дальше, важным фактором, влияющим на

вызванным слиянием BNS (Зингер, 2019а), став

результаты, является выбор адекватной временной

вторым обнаруженным актом такого слияния

шкалы для анализа (размера временного бина ис-

за всю историю наблюдений. Темп регистрации

следуемой кривой блеска).

случайных событий этого типа (False Alarm Rate)

При поиске в данных SPI-ACS коротких тран-

был оценен очень низко FAR = 4.5 × 10-13 с-1 или

зиентных вспышек, связанных с гравитационно-

1 событие за 69 834 года² .

волновыми событиями LIGO/Virgo, нами исполь-

В момент регистрации работали только два де-

зовалась следующая методика. Сначала на интер-

тектора гравитационно-волнового интерферомет-

валах времени (Т₀ - 200 с, Т₀ - 30 с) и (Т₀ + 30 с,

ра: LIGO L1 (Ливингстон, США) и Virgo V1 (Ита-

Т₀ + 200 с), равноотстоящих от момента Т₀ прихо-

лия). Соответственно, локализация события была

да гравитационно-волнового сигнала, производи-

намного более неопределенной, чем в случае собы-

лась аппроксимация скорости счета полиномиаль-

тия GW 170817 (Аббот и др., 2017а). Площадь об-

ными моделями 1 и 3-го порядка с использованием

ласти 50%-локализации составила 1378 кв. град.,

данных SPI-ACS исходного разрешения 50 мс.

90% — 7461 кв. град. (Зингер, 2019б). Область

Модель с наилучшей невязкой принималась за мо-

разделена на две близкие по размеру части —

дель фона. Относительно этой модели вычислялась

северную и южную (см. далее рис. 5). Источник

выборочная дисперсия скорости счета. Отметим,

оказался в 4 раза более далеким, чем GW 170817,

что выборочная дисперсия данных SPI-ACS отли-

он находился на расстоянии 156 ± 41 Мпк. Это

чается от пуассоновской в 1.2-1.6 раза (фон Кин-

еще более усложнило поиск его проявлений во всех

лин и др., 2003а; Райд и др., 2003; Рау и др., 2004,

диапазонах электромагнитного спектра. Характе-

2005). Принятая модель фона экстраполировалась

ристики события S190425z приведены в табл. 1.

во временной интервал (Т₀ - 30 с, Т₀ + 30 с), в

Для сравнения там же можно найти подобные

котором проводился поиск значимых превышений

данные по событию GW 170817.

скорости счета над фоном. Использовались вре-

Сразу после сообщения о событии S190425z

менные ряды с разной длительностью шага (би-

и его отождествлении (Зингер, 2019а) оптические,

на) от 0.1 до 10 с (естественно, кратной длине

мягкие рентгеновские и радиотелескопы по всему

бина исходного временного ряда 50 мс). Оценка

миру включились в поиск возможного послесвече-

значимости обнаруженного превышения значения

ния этого объекта или килоновой, которая могла

скорости счета в бине над фоновой скоростью

бы появиться на месте слияния BNS (например,

осуществлялась, исходя из величины выборочной

Аббот и др., 2017б). Некоторые первые резуль-

дисперсии, приведенной к используемому размеру

таты этого исследования представлены в работах

бина. Алгоритм оптимален для поиска импульсного

Коухлина и др. (2019), Хусейнзаде и др. (2019).

сигнала, длительность которого примерно совпа-

Хотя уже ясно, что соответствующего события в

дает с выбранной для поиска длиной бина (от 0.1 с

этих диапазонах быстро обнаружить не удалось,

до 10 с).

нет сомнений, что это лишь первые в потоке работ

Поиск коротких гамма-всплесков в данных

по результатам таких исследований.

спектрометра SPI подробно описан в работе

Минаева и др. (2014), поиск всплесков в данных

телескопа IBIS-ISGRI — в работе Человекова

РЕЗУЛЬТАТЫ

и др.

(2019б). Использование этой методики

Как показывает верхняя панель рис. 1 и как

в настоящей работе применительно к поиску

впервые было сообщено Мартином-Кариллой и

всплеска жесткого рентгеновского и мягкого

др. (2019), Минаевым и др. (2019а), через ∼5.94 с

гамма-излучения, сопутствующего гравитационно-

после момента T₀ события S190425z (Зингер,

волновому сигналу, отличалось лишь выбором

более мелкого шага для анализируемого времен-

2019а) детектор SPI-ACS на борту обсерватории

ного ряда. Был взят тот же набор шагов, что

INTEGRAL зарегистрировал достоверное превы-

использовался при построении кривых блеска по

шение скорости счeта фотонов над фоном. Размер

данным детектора SPI-ACS.

бина в записи скорости счета на этом рисунке равен

0.85

с. Априорная достоверность регистрации

(отношение сигнала к шуму, скорректированное на

СОБЫТИЕ S190425Z

непуассоновость скорости счета детектора SPI-

ACS) S/N ≃ 4.4 стандартных отклонений (табл. 2).

Гравитационно-волновое событие S190425z

было зарегистрировано детекторами LIGO/Virgo

² gracedb.ligo.org/superevents/S190425z

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

772

ПОЗАНЕНКО и др.

Таблица 1. Основные параметры гравитационно-волновых событий GW 170817 и S190425z и сопровождавших их

гамма-всплесков GRB 170817A и GRB 190425

Событие LIGO/Virgo

S190425z

GW 170817

Момент T_0a

2019-04-25 08:18:05

2017-08-17 12:41:04

Расстояние до источника, Мпк

156 ± 41

40 ± 8

Область локализации^б, 90%

7461

Угол к оси детектора SPI-ACS

26^◦-60^◦

105^◦

Гамма-всплеск

GRB 190425

GRB 170817A

Импульс в профиле события

первый + второй

первый

первый + второй

Эксперимент

SPI-ACS

Fermi/GBM^в

Начало события^г, с

0.44

2.0

1.7

Полная длительность^г, с

6.0

0.1

4.1

Интегральное число отсчетов

2300 ± 420

570 ± 120

Значимость (отношение S/N), σ

5.5

4.6

8.7

Вероятность^д

1.9 × 10-8

2.1 × 10-6

1.7 × 10-18

FAR^е, событий/с

6.4 × 10-5

4.2 × 10-4

Совместная вероятность^ж

1.6 × 10-4

4.8 × 10-3

Интегральный поток F^з

8.0 × 10-8 - 2.4 × 10-6

1.7 × 10-8 - 5.2 × 10-7

(2.1 ± 0.3) × 10-7

Энерговыделение E_isoи

2.2 × 10⁴⁷ - 6.7 × 10⁴⁸

3.8 × 10⁴⁵ - 1.2 × 10⁴⁷

(4.7 ± 0.7) × 10⁴⁶

^а Момент регистрации события детекторами LIGO/Virgo, UTC.

^б Площадь области локализации события, кв. град.

^в Согласно Голдстейну и др. (2017), Позаненко и др. (2018).

^г Начало (от момента T0) и полная длительность гамма-всплеска, с.

^д Вероятность случайного выброса в предположении гауссовой статистики для S/N.

^е Частота случайных событий такой временной структуры (по данным всей орбиты).

^ж Вероятность с учетом случайности отождествления с гравитационно-волновым событием и перебора временных рядов с

разным размером бина (Блэкбурн и др., 2015, Tmin = 0.1 с, Tmax = 30 с).

^з Эквивалентный поток излучения в диапазоне 10-1000 кэВ, эрг см-2.

^и Эквивалентная изотропная энергия, излученная во время всплеска, эрг.

Из рисунка хорошо видно, что превышение дей-

вченко и др., 2017в; Позаненко и др., 2018), была

ствительно значимое, — в интервале длительно-

намного меньше выбранного размера бина. Ес-

стью 500 с и центром в T₀ кроме названного нет ни

ли рассмотреть запись скорости счета с мень-

одного выброса даже на 3σ (уровень, показанный

шим бином — 0.15 c, см. нижнюю панель рис. 2,

пунктирной красной линией).

значимый (S/N ≃ 4.3) выброс, соответствующий

GRB 170817A, появляется. При уменьшении раз-

На нижней панели рисунка показана аналогич-

мера бина до 0.1 c его значимость достигает макси-

ная запись скорости счета фотонов вблизи события

мума S/N ≃ 4.6 (табл. 1).

GRB 170817A. Значимых превышений скорости

счета на ней нет. Это связано с тем, что дли-

Поразительно, но на верхней панели рис. 2 в

тельность гамма-всплеска, зарегистрированного в

скорости счета, записанной с шагом 0.15 с вблизи

данных SPI-ACS от этого события (≃0.1 с, Са-

гравитационно-волнового события S190425z, так-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

773

Таблица 2. Сравнение параметров гамма-всплесков, ассоциированных с событиями слияния нейтронных звезд

GW 170817 и S190425z, по данным эксперимента SPI-ACS

Событие

GRB 190425

GRB 170817A

Импульс в профиле события

первый

второй

первый

Начало импульса Tia

0.44

5.54

2.00

Максимум скорости счета T_ma

0.54

5.94

2.05

Бинирование Niб

Длительность ΔTiв

0.25

0.85

0.10

Интегральное число отсчетов C_i в импульсе i

700 ± 200

1600 ± 370

570 ± 120

Значимость (отношение S/N), σ

3.5

4.4

4.6

Вероятность^г

2.3 × 10-4

5.4 × 10-6

2.1 × 10-6

FAR, событий/с^д

1.4 × 10-3

2.7 × 10-5

4.2 × 10-4

Консервативная вероятность^е

3.5 × 10-3

8.5 × 10-4

4.8 × 10-3

^а Начало импульса i и его максимум (от момента T0 GW события), с.

^б Оптимальное бинирование относительно исходного ряда с бином 50 мс.

^в Соответствующая оптимальная длительность бина ΔTi = 0.05 Ni с (характеризует длительность данного импульса).

^г Вероятность в предположении гауссовой статистики для S/N.

^д Частота подобных случайных событий (по данным всей орбиты).

^е Вероятность с учетом случайности ассоциации с GW событием и перебора рядов с разным размером бина (Блэкбурн и др.,

2015, Tmin = 0.1 с, Tmax = 30 с).

же появляется еще один значимый (с S/N ≃ 3.6)

рованных обоими приборами (см. Приложение).

выброс через ∼0.5 с после момента T₀ (Минаев

Подробнее она будет обсуждена ниже.

и др., 2019а). Полная длительность этого выброса

Каждый из импульсов достигает максимальной

достигает ∼0.5 с, хотя максимум излучения содер-

значимости на кривой блеска со своим вполне

жится в очень узком (≃0.15 с) пике. Значимость

определенным размером бина: 0.15 с для первого

второго выброса на этой кривой блеска заметно

и 0.85 с для второго импульса. На кривой блес-

понизилась (до S/N ≃ 3.1 в одном бине), что не

ка с размером бина 0.25 с оба импульса имеют

удивительно при таком мелком разбиении времен-

одинаково высокую значимость S/N ≃ 3.5 и 3.3

ного ряда, так как реальная длительность второго

стандартных отклонения. Совместная вероятность,

выброса достигает ∼1.3 с.

учитывающая наряду со статистической значимо-

Таким образом, в интервале ±30 с вблизи Т₀

стью импульсов вероятность случайной ассоцииа-

для этого события было найдено два значимых

ции с событием S190425z (а также увеличение чис-

превышения уровня фона (рис. 2, верхняя па-

ла испытаний из-за подбора оптимального размера

нель). В дальнейшем мы будем называть их пер-

бина), будет рассчитана ниже именно для такой

вым и вторым импульсами во временном профи-

кривой блеска. В табл. 2 приведены основные

ле этого гамма-всплеска, который таким обра-

параметры обоих импульсов всплеска.

зом в целом имеет длительность ∼6.0 с. Общая

значимость двойного события составляет S/N ≃

Для сравнения там же приведены аналогичные

≃ 5.5 (см. табл. 1). Приведенная в таблице оценка

параметры всплеска GRB 170817A по данным

интегрального потока энергии от такого всплеска

детектора SPI-ACS. По кривой блеска на рис. 2

со средним значением F_m ≃ 4.4 × 10-7 эрг см-2 в

кажется, что этот всплеск содержит лишь один

диапазоне 10-1000 кэВ получена с учетом нор-

довольно узкий импульс. На самом деле, как было

мировки отсчетов детектора SPI-ACS по потокам,

отмечено в работе Позаненко и др. (2018), детек-

измеренным монитором Fermi/GBM у ряда корот-

тор SPI-ACS зарегистрировал лишь его началь-

ких гамма-всплесков, одновременно зарегистри-

ную жесткую часть. Согласно данным монитора

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

774

ПОЗАНЕНКО и др.

S 190425z

-1

GW 170817

-1

-200 -150 -100 -50

100

150

200

Seconds since GW trigger

Рис. 1. Зависимость от времени скорости счета фотонов детектором SPI-ACS непосредственно до и после (±250 с)

гравитационно-волновых событий S190425z (вверху) и GW 170817 (внизу). Длительность бина равна 0.85 c, время

отсчитывается от момента регистрации события детекторами LIGO/Virgo (вертикальная штриховая линия), фон вычтен

согласно модели. Штриховые (красные) линии отмечают диапазон случайных отклонений на уровне 3σ.

Fermi/GBM (Голдстейн и др., 2017), в рентгенов-

и одинаковую двухкомпонентную структуру вре-

ском диапазоне 8-50 кэВ всплеск GRB 170817A

менного профиля.

имел намного более протяженный профиль с пол-

ной длительностью ∼4.1 с. Это хорошо видно

на рис. 3, на котором показаны кривые блеска

Отметим, что никакого продленного излучения,

вблизи этого события, зарегистрированные мони-

которое можно было бы принять за послесвечение,

тором Fermi/GBM (красная и синяя гистограммы),

в кривой блеска, зарегистрированной детектором

в сравнении с кривой блеска, зарегистрирован-

SPI-ACS, нет вплоть до 250 c после момента T₀

ной детектором SPI-ACS (черная гистограмма).

(см. рис. 1). Продленное излучение не было зареги-

В диапазоне 50-300 кэВ этого прибора, близком

стрировано и в кривой блеска GRB 170817A (По-

диапазону SPI-ACS (>80 кэВ), в профиле всплес-

заненко и др., 2018). Не было зарегистрировано и

ка доминирует узкий начальный гамма-импульс,

гамма-излучение, которое можно было бы связать

но также есть указание на присутствие слабо-

с гравитационно-волновым событием, в самом те-

го второго импульса длительностью ∼1 с через

лескопе SPI. Впрочем, регистрация излучения за-

∼5.3 с после момента слияния нейтронных звезд.

Таким образом, гамма-всплески, сопровождавшие

щитой SPI-ACS подразумевает, что гамма-фотоны

оба близких зарегистрированных гравитационно-

пришли под большим углом к оси телескопа и не

волновых события, имеют сравнимую длительность

могли быть зарегистрированы в его поле зрения.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

775

S 190425z

−2

-4

GW 170817

-2

-4 -14-12-10 -8 -6 -4 -2 0

10 12 14

Seconds since GW trigger

Рис. 2. Зависимость от времени скорости счета фотонов детектором SPI-ACS

непосредственно до и после

гравитационно-волновых событий S190425z (вверху) и GW 170817 (внизу), т.е. то же, что на рис. 1, но в более узком

временном интервале (±15 с) и с длительностью бина 0.15 c. Время отсчитывается от момента срабатывания детекторов

LIGO/Virgo (вертикальная штриховая линия), горизонтальные штриховые (красные) линии обозначают уровень 3σ для

случайного выброса.

Оценка достоверности события

ентной вспышки гамма-излучения вскоре после

первого найденного LIGO/Virgo гравитационно-

Для оценки вероятности того, что два импульса

волнового события GW 150914 (Конатон и др.,

на жесткой рентгеновской кривой блеска сразу по-

2016).

сле момента T₀ регистрации события S190425z по-

явились случайно, воспользуемся двухпараметри-

Оценка выполняется в несколько этапов. Сна-

ческой формулой расчета вероятности (Блэкбурн и

чала вычисляется False Alarm Rate (FAR) — опре-

др., 2015, 2019), учитывающей наряду со статисти-

деленная эмпирически частота появления на кри-

ческой достоверностью импульсов вероятность их

вой блеска случайных событий (импульсов) со

случайной ассоциации с событием S190425z, т.е.

значимостью, равной или большей определенно-

их появление через определенный интервал време-

го значения. Затем вычисляется вероятность для

ни после события. Формула учитывает также повы-

такого события произойти не позже времени dT

шение вероятности найти значимый случайный им-

после T₀. Оценка вероятности прямо не зависит

пульс из-за подбора оптимального временного ша-

от шага кривой блеска, на которой происходил

га записи скорости счета — просто за счет увели-

поиск событий (импульсов). Оценим частоту появ-

чения числа испытаний. Впервые эта формула бы-

ления комплекса из двух импульсов с параметрами,

ла применена при оценке значимости зарегистри-

соответствующими гамма-всплеску GRB 190425

рованной монитором Fermi/GBM слабой транзи-

(табл. 1 и 2). Для этого воспользуемся данными

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

776

ПОЗАНЕНКО и др.

0.6

GBM/Fermi

0.3

50-300 keV

-0.3

-2

0.6

GBM/Fermi

0.3

8-50 keV

-4

-0.3

-14-12-10 -8 -6 -4 -2 0

10 12 14

Seconds since GW trigger

Рис. 3. Временной профиль гамма-всплеска GRB 170817A, сопровождавшего гравитационно-волновое событие

GW 170817, по данным детекторов SPI-ACS (черный цвет, ≳80 кэВ, см. нижнюю панель на рис. 2) и Fermi/GBM

в мягком (красный цвет, 8-50 кэВ) и жестком (синий цвет, 50-300 кэВ) диапазонах. Видно, что в мягком диапазоне

всплеск продолжался по крайней мере до ∼6 с после слияния нейтронных звезд.

SPI-ACS, полученными за всю ту орбиту обсер-

Эта оценка отражает вероятность случайного

ватории INTEGRAL, на которой был зарегистри-

появления комплекса из двух импульсов задан-

рован всплеск (rev. 2083). Будем исследовать за-

ной интенсивности на расстоянии 0.44 с после

пись скорости счета с шагом 0.25 с (временной

гравитационно-волнового события S190425z.

ряд состоит из 591 200 бинов). Всего за 125 кc

Такую же оценку можно получить отдельно для

в записи было найдено 8 такого рода комплексов

каждого из зарегистрированных импульсов. Ре-

с расстоянием между началами импульсов менее

зультаты приведены в табл. 2. Отметим, что на кри-

5.5 с, причем для 5 из них короткий импульс пред-

вой блеска с размером бина 0.25 с (всего 591 200

шествовал более длительному, для остальных —

бинов — кривая за всю орбиту) найдено 198 поло-

запаздывал. Таким образом,

жительных и 139 отрицательных выбросов, превы-

шающих уровень S/N = 3.5. Число отрицательных

FAR ≃

= 6.4 × 10-5 с-1.

1.25 × 10⁵ с

выбросов соответствует ожидаемому при гауссо-

вой статистике с P(> 3.5σ) ≃ 2.3 × 10-4, число

Совместная, очень консервативная (завышен-

положительных — на 40% превышает его. Скорее

ная) оценка вероятности появления совпадающего

всего это происходит из-за присутствия в скорости

по времени случайного выброса (Блэкбурн и др.,

счета SPI-ACS заметного числа импульсов боль-

2015; Конатон и др., 2016) записывается в виде

шой интенсивности, связанных с заряженными ча-

P = FAR × ln(1 + T_max/T_min)dT,

стицами. Они дают только положительные выбро-

сы. При этом выбросы малой значимости (S/N ≲

где dT — длительность интервала от T₀ до начала

≲ 3) с гауссовой вероятностью согласуются. Ясно,

первого импульса; T_max — длительность интервала

что в таких условиях для определения вероятности

временного ряда после T₀, на котором происходил

регистрации случайного выброса необходимо ис-

поиск событий; T_min — длительность минимально-

пользовать эмпирические оценки (см. табл. 2).

го измеряемого совпадения. Консервативно, T_max

можно ограничить значением 30 с; T_min — очевид-

На кривой блеска с размером бина 0.85 с (со-

но, является длиной минимального бина временно-

держащей всего 173 900 бина) обнаружены 4 поло-

го ряда, для которого еще проводился поиск им-

жительных (включая второй импульс GRB 190425)

пульсов, в нашем исследовании это 0.1 с (см. также

и 1 отрицательный выброс, имеющие уровень сиг-

Конатон и др., 2016). Подставляя эти значения,

нала к шуму S/N = 4.4 или превышающие его. При

получаем следующую оценку вероятности

гауссовой статистике с вероятностью P (>4.4σ) ≃

(

)

≃ 5.4 × 10-6 мы должны были бы зарегистриро-

P = 6.4 × 10-5 ln

× 0.44 ≃ 1.6 × 10-4.

0.1

вать лишь 1 случайный выброс за 125 кс.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

777

200

S 190425z

100

-100

100

30-100 keV

-50

-10

Seconds since GW trigger

Рис. 4. Зависимость от времени скорости счета фотонов детектором IBIS-ISGRI с -20 c до и +50 c после

гравитационно-волнового события S190425z. Длительность бина равна 0.15 с (вверху) и 0.85 c (внизу), время

отсчитывается от момента срабатывания детекторов LIGO/Virgo, фон вычтен, красная пунктирная линия отмечает

диапазон случайных отклонений на уровне 3σ.

Сравнение с достоверностью GRB 170817А

независимо — его одновременой регистрацией

монитором Fermi/GBM с намного более высокой

Для сравнения c оценкой достоверности всплес-

значимостью S/N ≃ 8.7 (табл. 1).

ка GRB 190425 проведем аналогичный анализ

данных первого зарегистрированного детекто-

ром SPI-ACS гамма-всплеска GRB

170817А,

Наблюдения телескопом IBIS-ISGRI

сопутствующего событию GW 170817 слияния

На рис. 4 показана зависимость от времени

BNS. Напомним, что максимальная значимость

вблизи события S190425z скорости счета фотонов

регистрации этого всплеска составила S/N ≃ 4.6

детектором ISGRI другого телескопа обсерватории

на кривой блеска с размером бина 0.1 с (табл. 1).

INTEGRAL — IBIS. Верхняя и нижняя панели ри-

В записи скорости счета детектора с таким

сунка соответствуют разному выбору длины шага

размером бина за всю соответствующую этому

этих кривых, 0.15 и 0.85 с соответственно. Данные

гамма-всплеску орбиту обсерватории INTEGRAL

взяты в диапазоне энергий 30-100 кэВ. Видно,

(rev.

1851), имевшую длительностью

155

кс

что с момента T₀ - 20 с до T₀ + 50 с никаких

(1549000 бинов), зарегистрировано 65 положи-

значимых вспышек излучения, которые могли бы

тельных выбросов с S/N ≥ 4.6 и 3 отрицательных.

быть интерпретированы как продолжение гамма-

При гауссовой статистике вероятность случайно

всплеска GRB 190425 в жесткий рентгеновский

зарегистрировать такой импульс равна 2.1 × 10-6,

диапазон, в записи скорости счета не обнаружено.

т.е. за 155 кс мы должны были зарегистрировать

Не обнаружено вспышек излучения и на более дол-

положительных выброса. Ложные импульсы,

гой временной шкале, см. Человеков и др. (2019а),

связанные с заряженными частицами, кардинально

Савченко и др. (2019).

ухудшают статистику. Согласно измеренному числу

Конечно, мы не могли ожидать регистрации

ложных всплесков для этого события FAR = 4.2 ×

гамма-всплеска, обнаруженного детектором SPI-

× 10-4 с-1 (табл. 2).

ACS, в поле зрения телескопа. Однако, как недав-

Консервативная оценка вероятности случайного

но было показано Человековым и др. (2019б),

совпадения для этого события, проведенная ме-

телескоп IBIS-ISGRI способен успешно регистри-

тодом двухпараметрического анализа (Блэкбурн и

ровать и всплески, пришедшие сбоку, под больши-

др., 2015; Конатон и др., 2016), дает

ми углами к его оси, поэтому какое-то излучение

(

)

от всплеска GRB 190425 могло бы быть зареги-

P = 4.2 × 10-4 ln

× 2.0 ≃ 4.8 × 10-3.

стрировано. Верхний предел (3σ) на поток любо-

0.1

го возможного избыточного излучения длительно-

Оценка не позволяет исключить случайное про-

стью ∼1 с в диапазоне 10-1000 кэВ равен 2.1 ×

исхождение события. Впрочем, достоверность

× 10-6 эрг см-2 (если использовать данные детек-

гамма-всплеска GRB

170817A подтверждена

тора IBIS-ISGRI в диапазоне энергий 30-100 кэВ)

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

778

ПОЗАНЕНКО и др.

Earth occultation

area for Fermi

FoV of IBIS

INTEGRAL

-30

-60

SPI-ACS/INTEGRAL

optimal detection

-90

120

150

180

210

240

270

300

330

360

RA, deg

Рис. 5. Карта областей наиболее вероятной локализации детекторами LIGO/Virgo гравитационно-волнового события

S190425z (gracedb.ligo.org/superevents/S190425z/view, синий и зеленый цвета соответствуют наибольшей веро-

ятности). На карту нанесены область затенения Землей поля зрения монитора Fermi/GBM в момент UTC 2019-

04-25 08 : 18 : 05, а также область, попадавшая в это время в поле зрения телескопа IBIS-ISGRI обсерватории

INTEGRAL. Источник гамма-всплеска может находиться лишь в незаштрихованной части карты — в северной области

локализацииLIGO/Virgo.Штриховая линияобозначает полосуоптимальнойрегистрациисобытиядетекторомSPI-ACS

обсерватории INTEGRAL (показаны центральные точки полосы, расположенные под углом 90^◦ к оси телескопа).

и 1.2 × 10-6 эрг см-2 (если использовать данные

Fermi/GBM, поток, зарегистрированный SPI-

в диапазоне 100-500 кэВ). Для оценки потока от

ACS (см. табл. 1), был заведомо ниже порога

всплеска, предположительно пришедшего под уг-

детектирования. Полученные 3σ верхние пределы

лом 26^◦-60^◦ к оси телескопа, использовалась нор-

на поток импульсного излучения длительностью

мировка, основанная на нескольких сотнях гамма-

1 с в лучшем случае были сравнимы с пределами,

всплесков, одновременно наблюдавшихся детек-

поставленными телескопом IBIS-ISGRI, а чаще

торами Fermi/GBM и IBIS-ISGRI (Человеков и

заметно его превосходили.

др., 2019б). Полученный предел не противоречит

Согласно проведенному нами анализу пред-

потоку, измеренному от всплеска детектором SPI-

ставительной выборки коротких всплесков, за-

ACS.

регистрированных одновременно детекторами

Fermi/GBM и INTEGRAL/SPI-ACS (см. При-

Регистрация S190425z другими экспериментами

ложение и рис. 7), гамма-всплеск с характери-

стиками рассматриваемого события должен был

Ни в одном из других рентгеновских и гамма-

бы обязательно зарегистрирован Fermi/GBM.

экспериментов, SWIFT/BAT (Сакамото и др.,

Тем не менее этот прибор всплеск в интервале

2019), MAXI/GSC (Шугизаки и др.,

2019),

±30 с от момента T₀ гравитационно-волнового

WIND/KONUS (Свинкин и др.,

2019),

события не зарегистрировал, 3σ предел на поток

AGILE/MCAL (Казентини и др.,

2019),

излучения в диапазоне 10-1000 кэВ в зависимости

Fermi/GBM (Флетчер, 2019), Insight-HXMT/HE

от используемой спектральной модели составил

(Хиао и др.,

2019), всплеск GRB

190425

от

(0.9-8.4) × 10-7 эрг см-2 для очень короткого

события LIGO/Virgo S190425z обнаружен не

(длительностью

∼0.1

с) всплеска,

(0.3-2.5) ×

был. Впрочем, для всех этих приборов, кроме

× 10-6 эрг см-2 для обычного короткого (∼1 с)

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

779

10⁴

10³

GRB170817A

10²

10¹

GRB 190425

10⁰

10⁴⁶

10⁴⁷

10⁴⁸

10⁴⁹

10⁵⁰

10⁵¹

10⁵²

10⁵³

E_iso, erg

Рис. 6. Возможное положение всплеска GRB 190425, сопровождавшего зарегистрированное детекторами LIGO/Virgo

событие слияния нейтронных звезд S190425z, на диаграмме Амати (2002), построенной с учетом лишь коротких

всплесков (Минаев и др., 2019б). Вертикальные штриховые линии обозначают границы 2σ-области неопределенности

значения Eiso всплеска GRB 190425. Они были получены по результатам калибровки SPI-ACS (см. Приложение)

путем пересчета интегрального потока F в Eiso для фотометрического расстояния 156 Мпк (Eiso,min = 2.2 × 10⁴⁷ эрг

и Eiso,max = 6.7 × 10⁴⁸ эрг). Пересечение этих линий с 2σ-областью неопределенности зависимости Ep - Eiso дает

предельновозможныезначенияEp (на уровне2σ): Ep,min = 7 и Ep,max = 400 кэВ. Синие пунктирныелиниидополнительно

ограничивают Ep в предположении, что энергия, излученная во время всплесков GRB 170817A и GRB 190425, была

одинаковой, а различия в их наблюдаемых проявлениях связаны лишь с разной ориентацией оси релятивистского

выброса по отношению к наблюдателю.

всплеска и (0.9-7.7) × 10-6 эрг см-2 для длинного

лишь 56% области начальной локализации источ-

(∼10 с) всплеска (Флетчер, 2019).

ника детекторами LIGO/Virgo.

На рис. 5 представлены уточненная карта об-

ОБСУЖДЕНИЕ

ластей локализации события S190425z детекто-

Мы считаем, что описанное выше превыше-

рами LIGO/Virgo (Зингер, 2019б) и область за-

ние скорости счета детектором SPI-ACS сразу

тенения спутника Fermi Землей (незаштрихова-

после гравитационно-волнового события слияния

на). Действительно, видно, что почти вся север-

нейтронных звезд S190425z было действительно

ная часть области локализации гравитационно-

связано с регистрацией от его источника гамма-

волнового сигнала в момент регистрации гамма-

всплеска. В этой связи уместно отметить следую-

всплеска была закрыта Землей. Кривая оптималь-

щие наблюдательные факты.

ной регистрации всплеска детектором SPI-ACS

(под углом 90^◦ к оси телескопа) показана штри-

Отсутствие регистрации Fermi/GBM

ховой линией. Детектор чувствителен к событиям

Отсутствие регистрации гамма-всплеска GRB

в широкой полосе, отстоящей, по крайней мере,

190425 монитором Fermi/GBM можно объяснить

на ±75^◦ от этой кривой; в эту полосу попадает

затмением его источника Землей. Согласно Флет-

вся зона максимальной вероятности из северной

черу (2019) наблюдения Fermi/GBM покрывали

области локализации события S190425z.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

780

ПОЗАНЕНКО и др.

10^-4

10^-5

GRB 170817A

10^-6

10^-7

GRB 190425

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

Fluence in SPI-ACS (counts)

Рис. 7. Соотношение между интегральным по времени потоком фотонов (в отсчетах), зарегистрированным детектором

SPI-ACS обсерватории INTEGRAL в диапазоне >80 кэВ от коротких (T90 < 6 с) гамма-всплесков, и интегральным

потоком излучения, измеренным от тех же всплесков монитором Fermi/GBM в диапазоне 10-1000 кэВ (в эрг см-2).

Пунктирные линии ограничивают ±2σ область отклонений потока, измереннного монитором Fermi/GBM, от наилучшей

аппроксимации данного соотношения (показана сплошной линией). Пересечение пунктирных линий с вертикальной

штриховой (красной) линией задает диапазон возможных значений потока излучения от всплеска GRB 190425

(сопутствующего гравитационно-волновому событию S190425z) в диапазоне 10-1000 кэВ.

Таким образом, пересечение области затенения

эксперименте SPI-ACS, даны в сравнении в табл. 1

спутника Fermi Землей с областью локализации

и 2.

события детекторами LIGO/Virgo является зо-

Гамма-всплески GRB 190425 и GRB 170817А

ной вероятного нахождения оптического источника

похожи тем, что оба состояли из двух эпизо-

(послесвечения гамма-всплеска или килоновой),

дов — импульсов: первого, короткого (в случае

возможно, сопровождавшего слияние нейтронных

GRB 170817А только он и был зарегистрирован

звезд S190425z. Из этой зоны можно также исклю-

SPI-ACS), и второго, более длительного. В слу-

чить участок в поле зрения телескопа IBIS-ISGRI

чае GRB 170817А второй импульс продолжался

(заштрихованная трапециевидная область с цен-

почти 4 с, в случае GRB 190425 — 1.3 с (с мак-

тром в точке R.A. ≃ 277^◦, Decl. ≃ 30^◦), в котором

симумом через 5.4 с после первого импульса, см.

всплеск был бы заведомо зарегистрирован. Поле

табл. 2). Полная продолжительность обоих гамма-

зрения спектрометра SPI практически совпадает с

всплесков была сравнима и составляла ∼4-6 с.

полем зрения IBIS-ISGRI.

Повторные импульсы наблюдались во временном

профиле у ряда других коротких гамма-всплесков

(Джерелс и др., 2006, и ссылки там), эффективно

Сходство и отличия GRB 190425 и GRB 170817А

увеличивая их длительность.

Характеристики

гамма-всплесков

GRB

Второй импульс всплеска GRB 170817А был

170817А и GRB 190425, зарегистрированных в заметно мягче первого (см. рис.

и подроб-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

781

нее — Позаненко и др., 2018). Второй импульс

2019б), можно поставить пределы, внутри которых

GRB 190425 оставался достаточно жестким,

должно находиться значение энергии E_p(1 + z) для

именно поэтому он и был зарегистрирован детек-

GRB 190425 (рис. 6). Сплошной линией на этом

тором SPI-ACS, нижний порог чувствительности

рисунке показана наилучшая зависимость

которого превышает

∼80

кэВ. Если бы этот

(

)0.38±0.06

E_iso

импульс был столь же мягким, как второй импульс

E_p(1 + z) ≃ 105

кэВ,

всплеска GRB 170817А (kT ∼ 11 кэВ), то SPI-

10⁴⁹ эрг

ACS не смог бы его зарегистрировать. Более

штриховыми (красными) линиями — область ±2σ

того, как было показано Готтлибом и др. (2018),

разброса реальных всплесков относительно этой

Позаненко и др. (2018), второй импульс в профиле

зависимости. Красное смещение источника всплес-

всплеска GRB 170817А, скорее всего, был связан

ка z ≃ 0.0364 ≪ 1, поэтому в дальнейшем факто-

с тепловым нагревом оболочки при выходе джета

ром (1 + z) мы будем пренебрегать.

(излучением кокона). Поскольку расстояние до

источника GRB

190425

(∼156

Мпк) заметно

Энергию E_iso определим, исходя из оценок ми-

превышает расстояние до источника GRB 170817А

нимально/максимально возможного интегрально-

(∼40 Мпк, см. табл. 1), интенсивность тепловой

го по времени потока от всплеска, приведенного

компоненты в спектре излучения GRB

190425

к диапазону Fermi/GBM 10-1000 кэВ. Оценки

должна была бы быть в (156/40)² ∼ 15 раз меньше

были рассчитаны по потоку, измеренному детек-

интенсивности тепловой компоненты в спектре

тором SPI-ACS (в отсчетах, см. табл. 1), с ис-

GRB 170817А, ее не смог бы зарегистрировать

пользованием результатов калибровки соотноше-

ния потоков от ряда коротких гамма-всплесков,

не только SPI-ACS, но даже Fermi/GBM. Не

исключено, что вторые импульсы в этих двух

измеренных монитором Fermi/GBM и одновре-

всплесках имели разное происхождение.

менно детектором SPI-ACS (см. Приложение и

рис. 7). Граничные значения интегрального потока

Учитывая, что в случае GRB 190425 два им-

были затем пересчитаны в E_iso с учетом фото-

пульса отстоят друг от друга на 5.4 с, в нем мог

метрического расстояния до источника 156 Мпк.

быть реализован сценарий двухджетового гамма-

всплеска (Барков, Позаненко, 2011), когда первый

Полученные пределы E_iso,min = 2.2 × 10⁴⁷ эрг и

короткий импульс соответствует джету, образо-

E_iso,max = 6.7 × 10⁴⁸ эрг показаны на рис. 6 вер-

вавшемуся в результате нейтринной аннигиляции

тикальными штриховыми линиями. Их пересечение

(Чен, Белобородов, 2007), а второй, более длитель-

с 2σ-областью разброса всплесков относительно

ный, — появляется в результате аккреции из сфор-

зависимости E_p - E_iso дает предельно возможные

мировавшегося аккреционного диска и эффекта

значения E_p на уровне достоверности 2σ: E_p,min =

Блэнфорда-Знаека (Блэнфорд, Знаек, 1977). В

= 7 и E_p,max = 400 кэВ (соответствуют нижнему и

этом случае угол, под которым наблюдатель видит

верхнему углам зоны пересечения полос неопреде-

джет гамма-всплеска GRB 190425, должен быть

ленности на рис. 6).

меньше угла наблюдения джета в GRB 170817А.

Если предположить, что зависимость E_p -

Таким образом, природа двух наблюдаемых эпи-

- E_iso связана с геометрией наблюдений источника

зодов излучения в кривых блеска GRB 170817А и

гамма-всплесков, а именно, с величиной угла

GRB 190425 может быть различна.

между осью релятивистского выброса (джета) и

направлением на наблюдателя (Эйхлер, Левинсон,

Классификация и спектральные свойства

2004; Левинсон, Эйхлер, 2005; Ито и др., 2015,

2019), то можно получить дополнительные огра-

Нет сомнений, что оба гамма-всплеска при-

ничения на значение E_p.

надлежат к классу всплесков типа I (называе-

Действительно, предположим, что полная энер-

мых также короткими всплесками), источниками

гия, излученная в гамма-диапазоне во время

и прародителями которых являются сливающиеся

всплесков GRB 170817A и GRB 190425, была

нейтронные звезды. Это следует из наблюдений и

приблизительно одинаковой. Тогда угол θ между

анализа данных LIGO/Virgo.

осью джета и направлением на наблюдателя в

Хотя детектор SPI-ACS не имеет спектральных

источнике GRB

190425

должен быть меньше

каналов, некоторые заключения о спектральных

угла θ в источнике GRB 170817A (см. Сонг и

свойствах гамма-излучения всплеска GRB 190425

др., 2019), так как Eiso для GRB

190425

во

можно дать. Так, используя эмпирическую зави-

много раз превышает E_iso для GRB 170817A (см.

симость “энергия максимума E_p в энергетическом

рис. 6). Уменьшение возможных значений угла θ

спектре νF_ν — эквивалентная изотропная излу-

при увеличении E_iso подтверждается и детальными

ченная энергия в гамма-диапазоне E_iso” (Амати,

расчетами в рамках модели джета с гауссовым

2002) для гамма-всплесков типа I (Минаев и др.,

профилем (Жанг, Мезарос, 2002; Троя и др.,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

782

ПОЗАНЕНКО и др.

2018). Консервативно E_p можно ограничить снизу

GRB 170817A с длительностью 0.1 с и зна-

значением E_p,min = 70 кэВ, так как для наличия

чимостью S/N ≃ 4.6σ через ∼2.0 с после

общей положительной корреляции необходимо,

события GW 170817 составляет 4.8 × 10-3.

чтобы E_p ∼ Eαiso, где α > 0 (нижняя пунктирная

синяя линия на рисунке). Верхний предел Е_p,max =

Оба источника зарегистрированных всплес-

= 400

кэВ останется прежним, он ограничен

ков, GRB 170817А и GRB 190425, нахо-

дятся на расстояниях (40 и 156 Мпк со-

неопределенностью наблюдаемой зависимости

E_p - E_iso (верхняя пунктирная линия). Полученные

ответственно), много меньше расстояний до

пределы не противоречат регистрации гамма-

других событий слияния BNS (а также BBH

всплеска GRB 190425 детектором SPI-ACS на

и NSBH), зарегистрированных в циклах на-

энергиях выше 80 кэВ.

блюдений О2 и О3 LIGO и LIGO/Virgo.

Ни в одном из зарегистрированных детекто-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

рами LIGO/Virgo отдельно взятых событий

Сообщение Минаева и др.

(2019а) об об-

слияния BBH или NSBH сколь-нибудь

наружении детектором SPI-ACS обсервато-

значимых признаков присутствия гамма-

рии INTEGRAL возможного всплеска гамма-

излучения выявлено не было (Савченко и др.,

излучения в интервале времени 0.5-6.0 с по-

2016, 2017б, 2018).

сле гравитационно-волнового события S190425z

осталось практически незамеченным. Сказалось

Полученная консервативная оценка изо-

отсутствие регистрации этого всплеска монитором

тропной энергии E_iso, излученной во вре-

Fermi/GBM, а, возможно, также и недостаточно

мя всплеска GRB 190425, ограничена 2σ

серьезная оценка реальности всплеска Мартином-

интервалом от 2.2 × 10⁴⁷ до 6.8 × 10⁴⁸ эрг,

Кариллой и др. (2019) и Савченко и др. (2019), ос-

что минимум в 5 раз превышает оценку

нованная на анализе тех же данных детектора SPI-

E_iso для GRB 170817A. Оценка энергии

ACS. В данной работе подтверждена достаточно

максимума E_p в спектре излучения всплеска

высокая статистическая достоверность всплеска,

GRB 190425 ограничена 2σ интервалом от

объяснено отсутствие его регистрации монитором

70 до 400 кэВ (рис. 6).

Fermi/GBM и приведен ряд дополнительных

аргументов в пользу его существования.

Поскольку E_iso для GRB 190425 во много

раз превышает E_iso для GRB 170817A, угол

1. Гамма-всплеск GRB 190425 зарегистриро-

между направлением на наблюдателя и осью

ван детектором SPI-ACS через 0.44 с после

джета в GRB 190425z должен был быть

обнаружения гравитационно-волнового со-

меньше, чем в GRB 170817A (например,

бытия S190425z. Всплеск состоял из двух

Сонг и др., 2019). Это очевидно в пред-

импульсов (эпизодов) излучения длитель-

положении одинаковой излученной энергии

ностью 0.25 с и 0.85 с (второй импульс

всплесков и подтверждается расчетами в

начался через 5.1 с после первого). Всплеск

рамках модели гауссова профиля джета

имел общую длительность (∼6.0 с) и вре-

(Жанг, Мезарос, 2002; Троя и др., 2018).

менной профиль, во многом аналогичные

Оценка угла к оси джета служит незави-

длительности и профилю гамма-всплеска

симой оценкой угла между направлением

GRB 170817A, сопровождавшего первое

на наблюдателя и орбитальной плоскостью

двойной системы сливающихся нейтронных

зарегистрированное LIGO/Virgo событие

слияния BNS GW 170817.

звезд, плохо определяющегося непосред-

ственно из гравитационно-волновых наблю-

2. Совместная вероятность случайного появ-

дений (в предположении, что ось джета

ления комплекса, состоящего из двух опи-

перпендикулярна орбитальной плоскости

санных выше импульсов, составляет 1.6 ×

системы).

× 10-4. Эта вероятность учитывает наряду

с обычной значимостью S/N ≃ 5.5σ двой-

Отсутствие регистрации гамма-всплеска

ного всплеска возможность его ошибочной

GRB 190425 монитором Fermi/GBM (одним

ассоциации с событием S190425z и уве-

из самых чувствительных всенаправленных

личение числа испытаний при подборе оп-

гамма-всплесковых экспериментов в диапа-

тимально временной шкалы (Блэкбурн и

зоне выше 10 кэВ) может быть объяснено

др., 2015). Для сравнения, вероятность ре-

тем, что его источник в момент всплеска

гистрации детектором SPI-ACS всплеска

находился в тени Земли.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

783

8. В результате наложения области лока-

всплеска GRB 190425, нами была отобрана и

лизации события S190425z детекторами

исследована представительная выборка коротких

LIGO/Virgo и области, затененной для

гамма-всплесков, наблюдавшихся одновременно

Fermi/GBM во время всплеска GRB 190425

детектором SPI-ACS обсерватории INTEGRAL и

Землей, область возможной локализации

монитором Fermi/GBM. В результате было уста-

события существенно уменьшена (по срав-

новлено соответствие между потоками, измерен-

нению c исходной областью локализации

ными этими приборами (в отсчетах и эрг см-2

LIGO/Virgo) и состоит только из северной

соответственно).

ее части (рис. 5).

В выборку из каталога³ всплесков монитора

9. Отсутствие регистрации оптического компо-

Fermi/GBM (Бхат и др., 2016) были отобраны

нента события в виде послесвечения, помимо

события, зарегистрированные с 14 июля 2008 г. по

большого размера области локализации со-

30 июня 2019 г., в интервале T₉₀₄ которых на кри-

бытия (7461 кв. град.), может быть связано с

заметным отклонением оси джета от направ-

вой блеска SPI-ACS, построенной с шагом 50 мс,

ления наблюдателя, что приводит к экспо-

присутствовал хотя бы один выброс над средней

ненциальной подавленности регистрируемо-

скоростью счета, превышающий уровень значимо-

го потока. Значительное расстояние до ис-

сти 3σ. Учитывая происхождение обсуждаемых в

точника (156 Мпк) не позволяет эффектив-

работе всплесков GRB 170817A и GRB 190425 и

но исследовать возможный объем локали-

их реально измеренную длительность, мы оставили

зации источника. Целенаправленные наблю-

в выборке только всплески, для которых опреде-

дения галактик в этом объеме осложняются

ленный по данным монитора GBM интервал T₉₀

неполнотой существующих каталогов галак-

был меньше 6 с.

тик, а обзорные наблюдения не обеспечива-

ют необходимой для регистрации источни-

Для всех отобранных таким образом

278

ка чувствительности. Так, интенсивные на-

всплесков выборки фоновая скорость счета фото-

блюдения, направленные на поиск килоно-

нов детектором SPI-ACS была аппроксимирована

вой (например, телескопами ZTF и Palomar

полиномом третьей степени в интервалах (T₀ -

Gattini-FR было просмотрено ∼20% обла-

- 300 с, T₀ - 50 с) и (T₀ + 200 с, T₀ + 500 с) —

сти локализации события, Коухлин и др.,

в каждом интервале отдельно; момент начала

2019; а телескопами MMT и SOAR — 40%

всплеска T₀ был взят из каталога монитора

возможного объема локализации, Хусейн-

GBM. В качестве фоновой скорости счета B в

заде и др., 2019), не увенчались успехом,

интервале (T₀ - 50 с, T₀ + 200 с) использовалось

возможно, именно по этим причинам.

среднее значение двух модельных скоростей сче-

та на границах этого интервала. Интегральное

Для продолжения поиска оптического ком-

число отсчетов С, зарегистрированных во время

понента события S190425z необходимо

всплеска, вычислялось как суммарное превышение

сконцентрироваться на уточненной в данной

работе области его локализации в северном

скорости счета над B в интервале времени T₁₀₀₅ .

полушарии и более внимательно исследовать

Для дальнейшего анализа были оставлены только

обнаруженные в ней оптические транзиенты.

те всплески, значимость определения C которых

превышала 3 стандартных отклонения.

Работа основана на данных наблюдений, вы-

На рис. 7 интегральные по времени потоки F

полненных международной астрофизической об-

серваторией гамма-лучей INTEGRAL и получен-

(в эрг см-2), зарегистрированные монитором

ных через Российский и Европейский центры на-

Fermi/GBM во время оставшихся всплесков,

учных данных обсерватории. Авторы благодарны

приведены в зависимости от интегрального числа

Российскому Научному Фонду за финансовую под-

отсчетов C, зарегистрированных от этих всплесков

держку (грант 18-12-00522).

детектором SPI-ACS. Эта зависимость может

Приложение

³ Постоянно обновляемый каталог всплесков этого мо-

нитора можно найти по электронному адресу heasarc.

gsfc.nasa.gov/W3Browse/fermi/fermigbrst.html

КАЛИБРОВКА ПОТОКА ОТ КОРОТКИХ

⁴ Интервал времени между моментами накопления монито-

ВСПЛЕСКОВ В ДЕТЕКТОРЕ SPI-ACS

ром GBM 5% и 95% интегрального количества отсчетов

(Кошут и др., 1996).

Чтобы оценить интегральный по времени по-

⁵ Интервал, использованный при построении спектра и вы-

ток излучения, соответствующий отсчетам, заре-

числении энерговыделения в данном всплеске в каталоге

гистрированным детектором SPI-ACS во время

монитора GBM.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

784

ПОЗАНЕНКО и др.

быть аппроксимирована степенной модельной

Блинников и др. (S.I. Blinnikov, I.D. Novikov,

функцией

T.V. Perevodchikova, and A.G. Polnarev), Sov.

(

)1.10±0.06

Astron. Lett. 10, 177 (1984).

Блэкбурн и др. (L. Blackburn, M.S. Briggs,

Fm = 2.19 × 10-6

эрг см-2,

10⁴ отсч.

J. Camp, N. Christensen, V. Connaughton, P. Jenke,

R.A. Remillard, and J. Veitch), Astrophys. J. Suppl.

показанной на рис. 7 сплошной линией. Пунк-

Ser. 217, 8 (2015).

тирными линиями показана ±2σ полоса разброса

Блэкбурн и др. (L. Blackburn, S. Doeleman,

реально измеренных потоков от гамма-всплесков

J. Dexter,J.L. G ´omez, M.D.Johnson, D. C. Palumbo,

выборки относительно этой прямой. Ранее подоб-

J. Weintroub, J.R. Farah, et al.), arXiv190901411B

ная зависимость была построена Вигано, Мере-

(2019).

гетти (2009), но для более ограниченной (по числу

10.

Блэндфорд, Знаек (R.D. Blandford and R.L. Znajek),

Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 179, 433 (1977).

всплесков) и менее однородной (учитывающей как

11.

Бхат и др. (P.N. Bhat, C.A. Meegan, A. von Kienlin,

короткие, так и длинные всплески) выборки.

W.S. Paciesas, M.S. Briggs, J.M. Burgess, E. Burns,

Вертикальной красной штриховой линией пока-

V. Chaplin, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 223, 28

зано возможное положение на этой зависимости

(2016).

всплеска GRB 190425, соответствующего событию

12.

Ведренн и др. (G. Vedrenne, J.-P. Roques,

S190425z, согласно измеренному детектором SPI-

V. Sch ¨onfelder, P. Mandrou, G.G. Lichti,

ACS интегральному числу отсчетов. Пересечение

A. von Kienlin, B. Cordier, S. Schanne, et al.),

этой линии с двумя пунктирными линиями, ограни-

Astron. Astrophys. 411, L63 (2003).

чивающими полосу неопределенности модельной

13.

Вианелло и др. (G. Vianello, D. G ¨otz, and

зависимости F_m(C), задает предельные значения

S. Mereghetti), Astron. Astrophys.

495,

1005

(на уровне достоверности 2σ) интегрального пото-

(2009).

14.

Вигано, Мерегетти (D. Vigano and S. Mereghetti),

ка излучения от этого всплеска в диапазоне 10-

POS 96, id. 49 (2009).

1000 кэВ: F_min ≃ 8.0 × 10-8 эрг см-2, F_max ≃ 2.4 ×

15.

Винклер и др. (C. Winkler, T.J.-L. Courvoisier,

× 10-6 эрг см-2 (см. табл. 1).

G. Di Cocco, N. Gehrels, A. Gimenez, S. Grebenev,

Крестом красного цвета на этом рисунке по-

W. Hermsen, J.M. Mas-Hesse, et al.), Astron.

казано положение гамма-всплеска GRB 170817A,

Astrophys. 411, L1 (2003).

соответствующего событию GW 170817, и ошиб-

16.

Голдстейн и др. (A. Goldstein, P. Veres, E. Burns,

ки измерения потоков от него двумя приборами.

M.S. Briggs, R. Hamburg, D. Kocevski,

Сильное смещение вправо (и вверх) положения

C.A. Wilson-Hodge, R.D. Preece, et al.), Astrophys.

J. 848, L14 (2017).

всплеска относительно линии наилучшей аппрок-

17.

Готтлиб и др. (O. Gottlieb, E. Nakar, T. Piran, and

симации зависимости F_m(C), вероятно, отражает

K. Hotokezaka), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 479,

факт неполной регистрации фотонов всплеска де-

588 (2018).

тектором SPI-ACS из-за уже отмечавшейся мяг-

18.

Гребенев С.А., Человеков И.В., Письма в Аст-

кости его излучения (Позаненко и др., 2018; напом-

рон. журн. 33, 883 (2007)

[S.A. Grebenev and

ним, что SPI-ACS чувствителен выше 80 кэВ).

I.V. Chelovekov, Astron. Lett. 33, 789 (2007)].

19.

Джерелс и др. (N. Gehrels, J.P. Norris,

S.D. Barthelmy, J. Granot, Y. Kaneko,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

C. Kouveliotou, C.B. Markwardt, P. M ´esz ´aros,

1. Аббот и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

et al.), Nature 444, 1044 (2006).

M. R. Abernathy, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams,

20.

Жанг, Мезарос (B. Zhang and P. Meszaros),

T. Adams, et al.), Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016).

Astrophys. J. 571, 876 (2002).

2. Аббот и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

21.

Зингер (L. Singer), GCN Circ. 24168, 1 (2019а).

F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams,

22.

Зингер (L. Singer), GCN Circ. 24228, 1 (2019б).

P. Addesso, et al.), Astrophys. J. 848, L12 (2017а).

23.

Ито и др. (H. Ito, J. Matsumoto, S. Nagataki,

3. Аббот и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

D.C. Warren, and M.V. Barkov), Astrophys. J. 814,

F. Acernese, K. Ackley, C. Adams, T. Adams,

L29 (2015).

P. Addesso, et al.), Astrophys. J. 848, L13 (2017б).

24.

Ито и др. (H. Ito, J. Matsumoto, S. Nagataki,

4. Аббот и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

D.C. Warren, M.V. Barkov, and D. Yonetoku), Nature

S. Abraham, F. Acernese, K. Ackley, C. Adams,

Com. 10, id. 1504 (2019).

R.X. Adhikari, et al.), Phys. Rev. X 9, 031040 (2019)

25.

Казентини и др. (C. Casentini, G. Piano, M. Tavani,

[arXiv:1811.12907 (2018)].

M. Cardillo, A. Ursi, F. Lucarelli, C. Pittori,

5. Амати (L. Amati), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 372,

F. Verrecchia, et al.), GCN Circ. 24180, 1 (2019).

233 (2002).

26.

Квадрини и др. (E. M. Quadrini, A. Bazzano,

6. Барков,

Позаненко (M.V. Barkov and

A. J. Bird, K. Broenstad, F. Di Marco, G. La Rosa,

A.S. Pozanenko), Mon. Not. Roy. Astron. Soc.

M. Michalska, P. Orleanski, et al.), Astron.

417, 2161 (2011).

Astrophys. 411, L153 (2003).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

НАБЛЮДЕНИЕ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

785

27.

фон Кинлин и др. (A. von Kienlin, V. Beckmann,

45.

Позаненко и др. (A.S. Pozanenko, M.V. Barkov,

A. Rau, N. Arend, K. Bennett, B. McBreen,

P.Yu. Minaev, A.A. Volnova, E.D. Mazaeva,

P. Connell, S. Deluit, et al.), Astron. Astrophys. 411,

A.S. Moskvitin, M.A. Krugov, V. A. Samodurov,

L299 (2003а).

V.M. Loznikov, and M. Lyutikov), Astrophys. J. 852,

28.

фон Кинлин и др. (A. von Kienlin, N. Arend,

L30 (2018).

G.G. Lichti, A.W. Strong, and P. Connell), Proc.

46.

Постнов К.А., Куранов А.Г., Симкин И.В., Письма

SPIE

“X-ray and Gamma-Ray Telescopes and

в Астрон. журн. 45, в печати (2019) [K.A. Postnov,

Instruments for Astronomy” (Eds. J.E. Truemper and

et al., Astron. Lett. 45, in press (2019)].

H.D. Tananbaum) 4851, 1336 (2003б).

47.

Райд и др. (F. Ryde, L. Borgonovo, S. Larsson,

29.

Конатон и др. (V. Connaughton, E. Burns,

N. Lund, A. von Kienlin, and G. Lichti), Astron.

A. Goldstein, L. Blackburn, M.S. Briggs,

Astrophys. 411, L331 (2003).

B.-B. Zhang, J. Camp, N. Christensen, et al.),

48.

Рау и др. (A. Rau, A. von Kienlin, K. Hurley, and

Astrophys. J. 826, L6 (2016).

G.G. Lichti), ESA SP 552, 607 (2004).

30.

Коултер и др. (D.A. Coulter, C.D. Kilpatrick,

49.

Рау и др. (A. Rau, A. von Kienlin, K. Hurley, and

M.R. Siebert, R.J. Foley, B.J. Shappee, M.R. Drout,

G.G. Lichti), Astron. Astrophys. 438, 1180 (2005).

J.S. Simon, A.L. Piro, et al.), GCN Circ. 21529, 1

50.

Рок и др. (J.P. Roques, S. Schanne, A. von Kienlin,

(2017).

J. Kn ¨odlseder, R. Briet, L. Bouchet, Ph. Paul,

S. Boggs, et al.), Astron. Astrophys. 411, L91 (2003).

31.

Коухлин и др. (M.W. Coughlin, T. Ahumada,

S. Anand, K. Shreya, K. De, M.J. Hankins,

51.

Савченко и др. (V. Savchenko, A. Neronov, and

T.J.-L. Courvoisier), Astron. Astrophys. 541, A122

M.M. Kasliwal, L.P. Singer, et al.), Astrophys. J. 885,

(2012).

L19 (2019).

32.

Кошут и др. (T.M. Koshut, W.S. Paciesas,

52.

Савченко и др. (V. Savchenko, C. Ferrigno,

S. Mereghetti, L. Natalucci, A. Bazzano, E. Bozzo,

C. Kouveliotou, J. van Paradijs, G.N. Pendleton,

S. Brandt, T.J.-L. Courvoisier, et al.), Astrophys. J.

G. J. Fishman, and C.A. Meegan), Astrophys. J. 463,

820, L36 (2016).

570 (1996).

53.

Савченко и др. (V. Savchenko, A. Bazzano, E. Bozzo,

33.

Курвазье и др. (T.J.-L. Courvoisier, R. Walter,

S. Brandt, J. Chenevez, T.J.-L. Courvoisier, R. Diehl,

V. Beckmann, A.J. Dean, P. Dubath, R. Hudec,

C. Ferrigno, et al.), Astron. Astrophys. 603, A46

P. Kretschmar, S. Mereghetti, et al.), Astron.

(2017а).

Astrophys. 411, L53 (2003).

54.

Савченко и др. (V. Savchenko, C. Ferrigno,

34.

Лебран и др. (F. Lebrun, J.P. Leray, P. Lavocat,

E. Bozzo, A. Bazzano, S. Brandt, J. Chenevez,

J. Cr ´etolle, M. Arqu ´es, C. Blondel, C. Bonnin,

T.J.-L. Courvoisier, R. Diehl, et al.), Astrophys. J.

A. Bou ´ere, et al.), Astron. Astrophys. 411, L141

846, L23 (2017б).

(2003).

55.

Савченко и др. (V. Savchenko, C. Ferrigno,

35.

Левинсон, Эйхлер (A. Levinson and D. Eichler),

E. Kuulkers, A. Bazzano, E. Bozzo, S. Brandt,

Astrophys. J. 629, L13 (2005).

J. Chenevez, T.J.-L. Courvoisier, et al.), Astrophys.

36.

Мартин-Карилло и др. (A. Martin-Carillo,

J. 848, L15 (2017в).

V. Savchenko, C. Ferrigno, J. Rodi, A. Coleiro,

56.

Савченко и др. (V. Savchenko, C. Ferrigno, E. Bozzo,

S. Mereghetti), GCN Circ. 24169, 1 (2019).

E. Kuulkers, C. Sanchez, S. Mereghetti, J. Rodi,

37.

Мерегетти и др. (S. Mereghetti, D. G ¨otz,

A. Bazzano, et al.), GCN Circ. 23517 (2018).

J. Borkowski, R. Walter, and H. Pedersen), Astron.

57.

Савченко и др. (V. Savchenko, C. Ferrigno,

Astrophys. 411, L291 (2003).

A. Martin-Carillo, J. Rodi, A. Coleiro, and

38.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С., Письма в Аст-

S. Mereghetti), GCN Circ. 24178, 1 (2019).

рон. журн.

43,

(2017)

[P.Yu. Minaev and

58.

Сакамото и др. (T. Sakamoto, S.D. Barthelmy,

A.S. Pozanenko, Astron. Lett. 43, 1 (2017)].

A.Y. Lien, D.M. Palmer, A.A. Breeveld,

39.

Минаев П.Ю., Гребенев С.А., Позаненко А.С.,

A.P. Beardmore, D.N. Burrows, S. Campana, et

Мольков С.В., Фредерикс Д.Д., Голенецкий С.В.,

al.), GCN Circ. 24184, 1 (2019).

Письма в Астрон. журн.

38,

687

(2012)

59.

Свинкин и др. (D. Svinkin, S. Golenetskii,

[P.Yu. Minaev et al. Astron. Lett. 38, 613 (2012)].

R. Aptekar, D. Frederiks, M. Ulanov, A. Tsvetkova,

40.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С., Мольков С.В., Гре-

A. Lysenko, A. Kozlova, and T. Cline), GCN Circ.

бенев С.А., Письма в Астрон. журн. 40, 271 (2014)

24417, 1 (2019).

[P.Yu. Minaev et al., Astron. Lett. 40, 235 (2014)].

60.

Сонг и др. (H.-R. Song, S.-K. Ai, M.-H. Wang,

41.

Минаев и др. (P. Minaev, A. Pozanenko, S. Grebenev,

N. Xing, H. Gao, and B. Zhang), Astrophys. J. 881,

and I. Chelovekov), GCN Circ. 24170, 1 (2019а).

L40 (2019).

42.

Минаев и др. (P.Yu. Minaev and A.S. Pozanenko),

61.

Троя и др. (E. Troja, L. Piro, H. van Eerten,

Mon. Not. Roy. Astron. Soc., in press (2019б).

R.T. Wollaeger, M. Im, O.D. Fox, N.R. Butler,

43.

Орли (K. Hurley), Компилятивный (сводный)

S.B. Cenko, et al.), Nature 551, 71 (2017).

каталог

гамма-всплесков

разных миссий

62.

Троя и др. (E. Troja, L. Piro, G. Ryan, H. van Eerten,

www.ssl.berkeley.edu/ipn3/masterli.txt (2010).

R. Ricci, M. H. Wieringa, S. Lotti, T. Sakamoto,

44.

Пачинский (B. Paczynski), Acta Astron. 41 257

S. B. Cenko), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 478, L18

(1991).

(2018).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019

786

ПОЗАНЕНКО и др.

63. Убертини и др. (P. Ubertini, F. Lebrun, G. Di Cocco,

70. Человеков И.В., Гребенев С.А., Позаненко А.С.,

A. Bazzano, A.J. Bird, K. Broenstad, A. Goldwurm,

Минаев П.Ю., Письма в Астрон. журн. 45, 683

G. La Rosa, et al.), Astron. Astrophys. 411, L131

(2019б) [I.V. Chelovekov et al., Astron. Lett. 45, 635

(2003).

(2019б)].

64. Флетчер (C. Fletcher), GCN Circ. 24185, 1 (2019).

71. Чен,

Белобородов

(W.X.

Chen

and

65. Фоли и др. (S. Foley, S. McGlynn, L. Hanlon,

A.M. Beloborodov), Astrophys. J. 657, 383 (2007).

S. McBreen, and B. McBreen), Astron. Astrophys.

484, 143 (2008).

72. Шугизаки и др. (M. Sugizaki, N. Kawai, H. Negoro,

66. Фоли и др. (S. Foley, S. McGlynn, L. Hanlon,

M. Serino, S. Sugita, M. Nakajima, W. Maruyama,

S. McBreen, and B. McBreen), Sixth Huntsville

M. Aoki, et al.), GCN Circ. 24177, 1 (2019).

Symposium “Gamma-Ray Bursts”, AIP Conf. Proc.

73. Эванс и др. (P.A. Evans, S.B. Cenko, J.A. Kennea,

1133, 362 (2009).

S.W.K. Emery, N.P.M. Kuin, O. Korobkin,

67. Хиао и др. (S. Xiao, Q. Luo, C. Cai, Q.B. Yi, C.K. Li,

R.T. Wollaeger, C.L. Fryer, et al.), Science 358,

X.B. Li, G. Li, J.Y. Liao, et al.), GCN Circ. 24213, 1

(2019).

1565 (2017).

68. Хусейнзаде

др.

(G.

Hosseinzadeh,

74. Эйсмонт и др. (N.A. Eismont, A.V. Ditrikh, G. Janin,

P.S. Cowperthwaite, S. Gomez, V.A. Villar,

V.K. Karrask, K. Clausen, A.I. Medvedchikov,

M. Nicholl, R. Margutti, E. Berger, R. Chornock, et

S.V. Kulik, N.A. Vtorushin, and N.I. Yakushin),

al.), Astrophys. J. 880, L4 (2019).

Astron. Astrophys. 411, L37 (2003).

69. Человеков и др. (I. Chelovekov, A. Pozanenko,

75. Эйхлер, Левинсон (D. Eichler and A. Levinson),

P. Minaev, and S. Grebenev), GCN Circ. 24181, 1

(2019а).

Astrophys. J. 614, L13 (2004).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№ 11

2019