ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 5, с. 333-339

ИЗУЧЕНИЕ ЗАВИСИМОСТИ ФОРМЫ ПЛАТО СВЕРХНОВЫХ ТИПА II

ОТ МЕТАЛЛИЧНОСТИ

¹Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия

²Институт теоретической и экспериментальной физики им. А.И. Алиханова, Москва, Россия

³Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

⁴Центр фундаментальных и прикладных исследований Всероссийского научно-исследовательского

института автоматики им. Н.Л. Духова, Москва, Россия

Поступила в редакцию 21.04.2020 г.

После доработки 28.04.2020 г.; принята к публикации 28.04.2020 г.

Рассмотрен эффект изменения темпа падения блеска в полосе U для сверхновых типа II-P (SN IIP) в

зависимости от металличности Z. На основе этого эффекта предлагается новый метод определения

фотометрического красного смещения по форме кривой блеска SN IIP в полосе U. С помощью

программы STELLA в разных полосах построены модельные кривые блеска для разных красных

смещений z = 0.0, 0.1, 0.3 с уменьшением металличности в моделях от Z ∼ 10-3 до ∼10-6. Показано,

что при самых низких значениях металличности поток в полосе U выходит на плато. Рассмотрено

влияние и других параметров: массы предсверхновой и массы радиоактивного никеля-56.

Ключевые слова: сверхновые, кривые блеска, фотометрическое красное смещение.

DOI: 10.31857/S0320010820050046

ВВЕДЕНИЕ

Одним из первых успешных расчетов эффекта

линейного спада потока в полосе U было примене-

Наблюдения классических сверхновых второ-

ние для SN IIP кода EDDINGTON (Истман и др.,

го типа с плато — SN IIP — показывают, что в

1994). Код STELLA (Блинников, Сорокина, 2000;

полосах V , R, I потоки действительно остаются

постоянными в течение двух-трех месяцев, т.е. об-

Блинников и др., 2006), который не использует се-

разуют “плато”, давшее название этому типу. В

рое приближение, а опирается на многогрупповой

перенос излучения, позволяет реалистично описать

то же время потоки в полосе U круто линейно

спадают (см., например, Леонард и др., 2002; Хикен

наблюдаемый эффект.

и др., 2017). Менее крутой спад наблюдается в

В зависимости от параметров предсверхновой

фильтре B.

наклон линейного спада в полосе U может менять-

Такое поведение кривых в разных фильтрах

ся. В работе (Бакланов и др., 2005) было замечено,

нельзя описать при использовании “серого” при-

как металличность оболочки предсверхновой вли-

ближения в расчетах, используемого, например, в

яет на форму кривой, а именно, чем меньше метал-

открытом коде SNEC (Морозова и др., 2015), в

личность, тем медленнее спад. В настоящей работе

котором при получении кривых блеска в разных по-

подробно рассмотрено влияние этого параметра

лосах применяется предположение о чернотельном

с целью практического применения полученных

излучении фотосферой (с болометрическими кор-

знаний к сверхновым с низкой металличностью в

ректировками). Полученная таким образом кривая

оболочках. С другой стороны, красное смещение z

блеска для полосы U не воспроизводит наблю-

тоже влияет на наклон кривой блеска в наблю-

дения, так как здесь требуется учет повышенного

даемых полосах фильтров, так как при достаточ-

поглощения металлами в ультрафиолетовом диапа-

но большом z, например, наблюдаемая полоса V

зоне холодными надфотосферными слоями выбро-

будет соответствовать полосе U в системе покоя

са сверхновой.

сверхновой, и вместо плато в фильтре V будет

линейный спад. Следовательно, можно связать ме-

^*Электронный адрес: angold107@gmail.com

талличность и красное смещение между собой: ес-

^**Электронный адрес: Sergei.Blinnikov@itep.ru

ли металличность известна из других наблюдений,

333

334

ГОЛЬДШТЕЙН, БЛИННИКОВ

Таблица 1. Основные параметры

№

Модель

M,M_⊙

M_Ni, M_⊙

Число зон

M15_Ni004

4 × 10-3

0.04

100

M15_Ni004Z4e-4

4 × 10-4

0.04

100

M15_Ni004Z4e-5

4 × 10-5

0.04

100

M15_Ni004Z4e-6

4 × 10-6

0.04

100

M15_Ni1e-8Z4e-6

4 × 10-6

10-8

100

M25_Z4e-3nc

4 × 10-3

10-8

100

M25_Z4e-4nc

4 × 10-4

10-8

100

M25_Z4e-5nc

4 × 10-5

10-8

100

M25_Z4e-6nc

4 × 10-6

10-8

100

M25_Z4e-3nc3

4 × 10-3

10-8

300

M25_Z4e-4nc3

4 × 10-4

10-8

300

M25_Z4e-5nc3

4 × 10-5

10-8

300

M25_Z4e-6nc3

4 × 10-6

10-8

300

M25_Z4e-3nc3t

4 × 10-3

10-8

300

M25_Z4e-4nc3t

4 × 10-4

10-8

300

M25_Z4e-5nc3t

4 × 10-5

10-8

300

M25_Z4e-6nc3t

4 × 10-6

10-8

300

то можно оценить z. И наоборот, если известно

абсолютная светимость ниже, чем у SN Ia. Но

красное смещение галактики, в которой вспыхнула

поскольку это самый многочисленный класс сверх-

сверхновая, то можно оценить металличность ее

новых, а мощности телескопов нарастают, задача

оболочки.

независимого определения красных смещений до

этих объектов становится все более актуальной. В

Красные смещения галактик и сверхновых из-

настоящей заметке мы демонстрируем, что эффект

мерять гораздо труднее, чем их фотометрические

изменения наклона кривой блеска несомненно име-

потоки. Поэтому для галактик уже давно предло-

ет место. Более количественный анализ и калиб-

жены методы измерения так называемых фотомет-

ровки кривых для космологических приложений

рических красных смещений (Ку, 1985; Падманаб-

будут проведены в последующих публикациях.

хан и др., 2005). Известны попытки определения

красного смещения по сверхновым, однако они

касаются только типа Ia. Например, можно ис-

ПОСТРОЕНИЕ МОДЕЛИ

пользовать полосы g^′, r^′, i^′ и z^′, и через подобран-

В коде STELLA по заданным параметрам стро-

ные коэффициенты определять красное смещение

ится модель предсверхновой. В нем используется

по потокам в момент максимума в этих полосах

уравнение гидростатического равновесия с пред-

(Ванг, 2007; Ванг и др., 2015). В работе (Паланк-

положением о слабой зависимости температуры от

Делабруй и др., 2018) с помощью кода SALT2 были

плотности T ∝ ρ^α. Для полностью ионизованного

построены кривые блеска для SN Ia в этих же по-

газа и однородного химического состава это гидро-

лосах. Для разных наборов параметров сверхновой

статическое состояние близко к политропе с индек-

были определены границы для красного смеще-

сом 1/α ≈ 0.3, что удовлетворительно описывает

ния. По примерным параметрам изучаемой кривой

эволюционные модели, например, из статьи (Тол-

строились кривые блеска с заданным шагом по z, и

стов и др., 2016). Подобный подход используется

она сравнивалась с ними методом χ².

во многих работах (см., например, Утробин, 2007).

Кроме того, можно использовать знание о том,

Отклонение от политропной модели увеличивается

что космологическое красное смещение влияет на

во внешних слоях из-за рекомбинации и неод-

весь спектр, а поглощение по большей части на си-

нородного химического состава. В центре модели

нюю часть спектра, и сравнить показатели блеска,

ограничивается точечное тяжелое ядро размером

как в (Кесслер и др., 2010).

0.1

R_⊙. Все элементы, кроме⁵⁶Ni, за фронтом

Сверхновые типа II используются для космо-

ударной волны считаются перемешанными равно-

логии не так активно, как SN Ia, потому что их

мерно. Так как распределение и количество⁵⁶Ni,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№5

ИЗУЧЕНИЕ ЗАВИСИМОСТИ ФОРМЫ ПЛАТО

335

−19

M15_Ni004

M25_Z4e-3nc3

M15_Ni004Z4e-4

M25_Z4e-4nc3

-18

M15_Ni004Z4e-5

M25_Z4e-5nc3

M15_Ni004Z4e-6

M25_Z4e-6nc3

-17

-16

-15

-14

-13

-12

100

120

100

120

Время после взрыва, дни

Рис. 1. Кривые блеска моделей № 1-4 в полосе U.

Рис.

3. Кривые блеска моделей № 10-13 в полосе U.

M25_Z4e-3nc

M25_Z4e-3nc3t

M25_Z4e-4nc

M25_Z4e-4nc3t

M25_Z4e-5nc

M25_Z4e-5nc3t

M25_Z4e-6nc

M25_Z4e-6nc3t

100

120

100

120

Время после взрыва, дни

Рис. 2. Кривые блеска моделей № 6-9 в полосе U.

Рис.

4. Кривые блеска моделей № 14-17 в полосе U.

выработанного в ходе взрыва, значительно вли-

следующих моделях (“nc3”) использовались те же

яет на светимость, то его распределение задано

параметры, но было увеличено число зон для боль-

как экспоненциально уменьшающееся к внешним

шей точности. В частности, немного сгладились

слоям.

колебания в районе 20-50 дней у модели № 13

С помощью программы STELLA были постро-

(рис. 3) В моделях с суффиксом “c3t” (см. рис. 3, 4

ены несколько моделей, они перечислены в табл. 1.

и 10) была сдвинута наружу граница приближений

В первом семействе моделей (№ 1-4) взяты стан-

внутреннего и внешнего слоев. Благодаря этому

дартные параметры сверхновой с разными метал-

кривые стали более гладкими.

личностями (рис. 1). Заметим, что при понижении

В разных фотометрических системах для филь-

металличности спад становится менее резким.

тра полосы U (рис. 6) кривые выглядят схожим

Затем был рассмотрен другой набор параметров

образом, и зависимость наклона от металличности

с приставкой в названии “nc” (рис. 2). Кроме уве-

подтверждается. В полосах R, I и V при разных

личения общей массы и практического обнуления

металличностях Z наклон практически не изме-

массы никеля-56, была искусственно уменьшена

няется и этот эффект незаметен, поэтому их не

в 10 раз относительная масса ядра с тяжелыми

стоит рассматривать. Например, на моделях № 1,

элементами. Таким образом, мы можем в чистом

4 (рис. 9) наблюдается изменение наклона при раз-

виде исследовать влияние металличности в обо-

ных металличностях в полосе U, но в полосе V он

лочке на кривую блеска. По сравнению с пер-

остается примерно таким же. Тот же самый эффект

вым семейством зависимость от Z в этом набо-

сохраняется и для моделей № 14 и 17 (рис. 10). В

ре моделей гораздо сильнее, а при Z = 4 × 10-6

фильтре B можно наблюдать этот эффект, но он не

плато в полосе U имеет крайне малый наклон. В

так сильно проявляется, как в U.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

336

ГОЛЬДШТЕЙН, БЛИННИКОВ

z = 0.0

-19

U M25_Z4e-3nc3t

U M25_Z4e-6nc3t

(a)

(b)

-18

B M25_Z4e-3nc3t

-18

B M25_Z4e-6nc3t

V M25_Z4e-3nc3t

V M25_Z4e-6nc3t

-17

R M25_Z4e-3nc3t

-17

R M25_Z4e-6nc3t

I M25_Z4e-3nc3t

I M25_Z4e-6nc3t

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

100

125

150

175

100

125

150

175

Время после взрыва, дни

z = 0.1

U M25_Z4e-3nc3t

U M25_Z4e-6nc3t

(c)

(d)

B M25_Z4e-3nc3t

B M25_Z4e-6nc3t

V M25_Z4e-3nc3t

V M25_Z4e-6nc3t

R M25_Z4e-3nc3t

R M25_Z4e-6nc3t

I M25_Z4e-3nc3t

I M25_Z4e-6nc3t

100

125

150

175

200

100

125

150

175

200

Время после взрыва, дни

z = 0.3

U M25_Z4e-3nc3t

U M25_Z4e-6nc3t

(e)

(f)

B M25_Z4e-3nc3t

B M25_Z4e-6nc3t

V M25_Z4e-3nc3t

V M25_Z4e-6nc3t

R M25_Z4e-3nc3t

R M25_Z4e-6nc3t

I M25_Z4e-3nc3t

I M25_Z4e-6nc3t

100

150

200

250

100

150

200

250

Время после взрыва, дни

Рис. 5. Кривые блеска для крайних значений металличности и разных красных смещений: (a) M25_Z4e-3nc3t с z = 0,

(b) M25_Z4e-6nc3t с z = 0, (c) M25_Z4e-3nc3t с z = 0.1, (d) M25_Z4e-6nc3t с z = 0.1, (e) M25_Z4e-3nc3t с z = 0.3,

(f) M25_Z4e-6nc3t с z = 0.3.

В полосах R, I и V этот эффект не проявляется

можно попробовать найти применение этой зави-

при разных металличностях Z, т.е. сохраняется

симости. На рис. 5 построены кривые блеска в

форма плато (см., например, рис. 5). Из рис. 10

разных полосах для моделей № 14 и 17 с разными

следует, что изменение Z очень слабо влияет на вид

красными смещениями: z = 0, 0.1, 0.3. При росте z

плато в фильтре V . В фильтре B эффект не такой

кривые в полосах U и B имеют более быстрый спад

сильный, как в U.

за счет красного смещения. Заметим, что при Z =

Из графиков следует, что при одних и тех же

= 10-6 и z = 0.3 форма кривых сходна с моделью

условиях уменьшение металличности приводит ко

все более медленному спаду в полосе U, а значит с Z = 10-3 и z = 0, поэтому, зная наклон, мы

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

ИЗУЧЕНИЕ ЗАВИСИМОСТИ ФОРМЫ ПЛАТО

337

M25_Z4e-3nc3t

−17

M25_Z4e-4nc3t

-17

M25_Z4e-4nc3t

M25_Z4e-5nc3t

M25_Z4e-6nc3t

-16

-15

-14

-13

−12

-12

100

120

140

160

100

120

140

160

M25_Z4e-3nc3t

KaitU

SwiftU

−17

M25_Z4e-4nc3t

-17

M25_Z4e-4nc3t

M25_Z4e-5nc3t

M25_Z4e-6nc3t

-16

-15

-14

-13

-12

100

120

140

160

100

120

140

160

Время после взрыва, дни

Рис. 6. Кривые блеска моделей № 6-9 в разных фотометрических системах для фильтров полосы U.

не можем однозначно определить металличность.

настоящей работе, они принимали значения (Z =

Однако при известном красном смещении это ста-

= 0.04, 0.02, 0.008, 0.002). В их моделях наклон в

новится возможным. Так же можно, наоборот, из

полосе U примерно одинаков и лишь немного мень-

наклона и металличности узнать красное смеще-

ше у модели с Z = 0.002. При такой ничтожной

ние z. Это открывает простой способ для оценки

разнице невозможно установить четкую зависи-

металличности или красного смещения малометал-

мость, поэтому этот метод не может быть применим

личных сверхновых.

к моделям со средней или большой металлично-

стью. Кроме того, Дессарт и др. (2013) рассматри-

В работе (Толстов и др., 2016) рассматривался

вали модели с разными кинетическими энергиями

вид кривой при низкой или нулевой металличности,

(E_kin = 0.6, 1.3, 2.9) при солнечной металличности

где нас интересует модель с нулевой металлично-

исодинаковыми прочимипараметрами. Внихтоже

стью и массой 25 M_⊙ и M_Ni = 0, 10-3, 10-1 M_⊙. В

изменяется наклон, поэтому, возможно, в даль-

ней при первом и втором значениях массы никеля-

нейшем стоит проверить ее влияние и на низких

56 плато держится на одном уровне, как в наших

металличностях.

моделях M25_Z4e-3nc3 и M25_Z4e-6nc3. В той

В недавней работе Поташова и Юдина (2020)

же статье говорится о возможности определять па-

исследовали влияние металличности на важный

раметры по длине плато, однако поймать вспышку

эффект нестационарности при формировании

сверхновой до начала плато зачастую не удается.

спектральных линий в SN IIP, открытый Утроби-

В нашей работе рассматривается именно наклон,

ным и Чугаем (2002, 2005).

поэтому время первого измерения не играет такой

Как известно, например, из работ (Имшенник,

большой роли.

Надёжин, 1988; Утробин, 2007), интересующий

Известна еще статья (Дессарт и др., 2013), в

нас участок кривой наступает после прохождения

которой рассматривались разные металличности

различных стадий взрыва сверхновой (см. рис. 6

для SN IIP, но в более узком диапазоне, чем в

в статье Утробина, 2007): после момента t₁ при

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

338

ГОЛЬДШТЕЙН, БЛИННИКОВ

-19

M25_Z4e-3nc3t

U M15_Ni004

-18

V M15_Ni004

U M15_Ni004Z4e-6

-17

V M15_Ni004Z4e-6

-16

-15

-14

-13

-12

-11

−10

100

120

Время после взрыва, дни

100

120

140

Время после взрыва, дни

Рис. 9. Кривые блеска моделей № 1 и № 4 в полосах U

иV.

Рис. 7. Скорость на уровне фотосферы для модели

№ 14 (с металличностью 10-3).

-19

U M25_Z4e-3nc3t

V M25_Z4e-3nc3t

-18

U M25_Z4e-6nc3t

M25_Z4e-6nc3t

V M25_Z4e-6nc3t

-17

-16

-15

-14

-13

-12

100

120

Время после взрыва, дни

Рис. 10. Кривые блеска моделей № 14 и № 17 в

100

120

140

полосах U и V .

Время после взрыва, дни

Рис. 8. Скорость на уровне фотосферы для модели

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

№ 17 (с металличностью 10-6).

В данной работе было рассмотрено изменение

формы кривой в полосе U в зависимости от низ-

выходе ударной волны (shock breakout) начинается

ких значений металличности при равных прочих

адиабатическое расширение (от t₁ до точки t₂, в

параметрах. Показано, что кривая блеска при этом

которой происходит замедление скорости падения

изменяется схожим образом, поэтому, анализируя

блеска и начинается плато). Именно здесь на фазе

наклон после пика, можно найти красное смеще-

волны охлаждения и рекомбинации от точки t₂ до

ние, зная металличность, или металличность, зная

конца плато t₃ и находится участок кривой блеска,

красное смещение. Этот метод не зависит от даты

изучаемый в настоящей работе.

начала наблюдений, чем может быть очень удобен

ввиду сложности обнаружения малометалличных

Из рис. 7, 8 следует, что скорость на уровне

сверхновых из-за их низкой светимости (Толстов

фотосферы довольно типична для SN IIP, и малая

и др., 2016). Кроме того, это правило сохраняется

металличность на нее не влияет.

в разных фотометрических системах для фильтров,

Физические причины зависимости скорости

близких к полосе U.

спада плато от разных металличностей достаточно

У звезд околосолнечной металличности про-

сложны и требуют тщательного рассмотрения. Это

исходит малое изменение наклона в полосе U.

планируется сделать в дальнейшей работе.

В этом случае, сравнивая наклоны в полосах U,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

ИЗУЧЕНИЕ ЗАВИСИМОСТИ ФОРМЫ ПЛАТО

339

B, V , R, I, можно оценивать фотометрическое

[P.V. Baklanov, S.I. Blinnikov, N.N. Pavlyuk, Astron.

красное смещение. Прежде всего, по длинноволно-

Lett. 31, 429 (2005)].

вым фильтрам нужно убедиться, что сверхновая не

Блинников и др. (S.I. Blinnikov, F.K. R ¨opke,

принадлежит классу SN IIL. У таких сверхновых,

E.I. Sorokina,M. Gieseler,M. Reinecke,C. Travaglio,

W. Hillebrandt, and M. Stritzinge), Astron.

наблюдаемых локально, т.е. при малых красных

Astrophys. 453, 229 (2006).

смещениях, наблюдается линейный спад в поло-

се V . Как можно отличить их от далеких SNII-

Блинников, Сорокина (S.I. Blinnikov and

P, т.е. от спада потока, вызванного тем, что при

E.I. Sorokina), Astron. Astrophys. 356, L30 (2000).

большом красном смещении z в наблюдаемую по-

Бозе и др. (S. Bose, S. Dong, C.S. Kochanek,

лосу V попадают потоки из полос B и U системы

A. Pastorello, B. Katz, D. Bersier, J.E. Andrews,

покоя? Для этого необходимо смотреть потоки в

J.L. Prieto, et al.), Astrophys. J. 862, 107 (2018).

полосах R, I и ближнем ИК-диапазоне. У SN IIP

Ванг (Y. Wang), Astrophys. J. Lett. 654, L123 (2007).

они будут выходить на горизонтальное плато, а

Ванг и др. (Y. Wang, E. Gjergo, and S. Kuhlmann),

у хорошо наблюдаемых SN IIL имеют такой же

MNRAS 451, 1955 (2015).

линейный спад, как и V (Фаран и др., 2014; Бозе

Дессарт и др. (L. Dessart, D.J. Hillier, R. Waldman,

и др., 2018). Если длинноволновые потоки выходят

and E. Livne), MNRAS 433, 1745 (2013).

на плато, тогда спад в фильтре V будет обуслов-

Имшенник В.С., Надёжин Д.К., Успехи физ. наук

лен красным смещением и после соответствующей

156, 561 (1988).

калибровки можно измерять z. Поскольку такие

Истман и др. (R.G. Eastman, S.E. Woosley,

телескопы, как LSST будут открывать примерно

T.A. Weaver, and P.A. Pinto), Astrophys. J. 430, 300

(1994).

столько же SN IIP, сколько SN Ia (Коллаборация

LSST, 2009), можно будет в массовом порядке

10.

Кесслер и др. (R. Kessler, et al.), Astrophys. J. 717,

сравнивать получаемые фотометрические красные

40 (2010).

смещения SN IIP с красными смещениями ма-

11.

Коллаборация LSST, LSST Science Collaboration

247 colleagues. LSST Science Book, Version 2.0.

теринских галактик. Еще следует иметь в виду,

arXiv e-prints arXiv:0912.0201 (2009).

что другие параметры, такие как радиус, масса

и энергия взрыва тоже могут влиять на форму

12.

Ку (D.C. Koo), Astron. J. 90, 418 (1985).

кривой, поэтому применять данный метод следует

13.

Леонард и др. (D.C. Leonard, A.V. Filippenko, W. Li,

тогда, когда основные характеристики наверняка

et al.), Publ. Astron. Soc. Pacific 114, 35 (2002).

определены.

14.

Морозова и др. (V. Morozova, et al.), Astrophys. J.

814, 83 (2015).

Несмотря на то что рассматриваемые значения

15.

Нордландер и др. (T. Nordlander, M.S. Bessell,

Z очень низки, звезды с подобной металличностью

действительно существуют в ближайших окрестно-

G.S. Da Costa, et al.), MNRAS 488, L109 (2019).

стях. Например, в недавней работе (Нордландер и

16.

Падманабхан и др. (N. Padmanabhan, T. Bu-davari,

D.J. Schlegel, et al.), MNRAS 359, 237 (2005).

др., 2019) в нашей Галактике была открыта звезда

17.

Паланк-Делабруй и др. (N. Palanque-Delabrouille,

с Z ≈ 10-8 ([Fe/H] = -6.2), поэтому рассмотре-

V. Ruhlmann-Kleider, S. Pascal, J. Rich, J. Guy,

ние моделей с такими низкими металличностями

G. Bazin, P. Astier, C. Balland, et al.), Astron.

не является безосновательным. Конечно, в наших

Astrophys. 514, A63 (2010).

окрестностях нет массивных звезд со столь низки-

18.

Поташов, Юдин (M. Potashov and A. Yudin),

ми Z, которые могли бы взорваться как коллап-

MNRAS 491, 2674 (2020).

сирующие сверхновые, но зато таких массивных

19.

Толстов и др. (A. Tolstov, K. Nomoto, N. Tominaga,

звезд было очень много в первом поколении и их

M.N. Ishigaki, S. Blinnikov, and T. Suzuki),

взрывы в ближайшем будущем будут наблюдаться

Astrophys. J. 821, 124 (2016).

на строящихся наземных и космических телеско-

пах.

20.

Утробин В.П. (V.P. Utrobin), Astron. Astrophys. 461,

233 (2007).

А.А. Гольдштейн благодарит П.В. Бакланова и

21.

Утробин В.П., Чугай Н.Н., Письма в Астрон. журн.

М.Ш. Поташова за помощь при подготовке этой

28, 440 (2002) [V.P. Utrobin, N.N. Chugai, Astron.

Lett. 28, 386 (2002)].

статьи, а также М.В. Костину за полезные обсуж-

22.

Утробин, Чугай (V.P. Utrobin and N.N. Chugai),

дения. С.И. Блинников благодарит РНФ за под-

Astron. Astrophys. 441, 271 (2005).

держку работы по развитию кода STELLA (грант

19-12-00229).

23.

Фаран и др. (T. Faran, D. Poznanski, A.V. Filippenko,

et al.), MNRAS 445, 554 (2014).

24.

Хикен и др. (M. Hicken, A.S. Friedman, S. Blondin,

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

P. Challis, P. Berlind, M. Calkins, G. Esquerdo,

Th. Matheson, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 233,

1. Бакланов П.В., Блинников С.И., Павлюк

6 (2017).

Н.Н., Письма в Астрон. журн. 31, 483 (2005)

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020