ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 9, с. 611-623

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА ИЛИ

КОРОТКИЙ ГАММА-ВСПЛЕСК?

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 19.08.2020 г.

После доработки 28.08.2020 г.; принята к публикации 22.09.2020 г.

Проведен детальный анализ данных эксперимента GBM/Fermi с целью классификации всплеска

гамма-излучения GRB 200415A. Показано, что, с одной стороны, это событие проявляет типичные

для гамма-всплесков (GRB) типа I (коротких) свойства: длительность, переменность и характер

спектральной эволюции. С другой стороны, локализация источника события на небесной сфере,

полученная методом триангуляции, указывает на близкую (D_L = 3.5 Мпк) галактику NGC 253

(Скульптор) как возможную родительскую галактику этого всплеска. Это вносит существенные

ограничения на энерговыделение события (E_iso ∼ 10⁴⁶ эрг) и дает альтернативную интерпретацию

GRB 200415A как гигантскую вспышку источника мягкого повторного гамма-излучения (SGR). В

пользу этой интерпретации говорит нетипично жесткая для гамма-всплесков форма энергетического

спектра. Кроме того, по положению всплеска на диаграммах E_p,i-E_iso (положение максимума в

энергетическом спектре νF_ν в системе источника в зависимости от изотропного эквивалента полной

энергии, выделившейся в гамма-диапазоне) и T90,i-EH (длительность в системе источника в зависи-

мости от комбинации параметров EH = Ep,i,2E-0.4iso,51) GRB 200415A однозначно классифицируется

как гигантская вспышка магнетара при условии его ассоциации с галактикой NGC 253. На этих

диаграммах известные гигантские вспышки в Галактике и кандидаты в гигантские вспышки в близких

галактиках образуют хорошо выделяемую группу, в которую попадает источник GRB 200415A.

Ключевые слова: гамма-транзиенты, гамма-всплески, GRB, магнетары, SGR, GRB 200415A,

NGC 253, Скульптор.

DOI: 10.31857/S0320010820090041

ВВЕДЕНИЕ

классификации, особенно в области перекрытия

распределений (см., например, Минаев и др.,

Два различных типа космических гамма-

2010б; Минаев, Позаненко, 2017). Корректная

всплесков (GRB) были впервые обнаружены в

классификация имеет ключевое значение для

серии экспериментов КОНУС (Мазец и др., 1981)

исследования источников гамма-всплесков.

и затем подтверждены на большем статистическом

материале в эксперименте BATSE/CGRO (Ку-

Гамма-всплески типа I связаны со слиянием

велиоту и др., 1993). Всплески типа I (короткие)

системы двух нейтронных звезд (Блинников и др.,

характеризуются меньшей длительностью (в ос-

1984; Пачинский, 1986; Межарос, Рис, 1992),

новном, менее 2 с), более жестким энергетическим

что недавно было подтверждено гравитационно-

спектром (большей долей высокоэнергетичного

волновыми детекторами LIGO/Virgo для события

излучения) и менее выраженной спектральной

GRB 170817A (Эбботт и др., 2017а,б; Позаненко

эволюцией (задержкой низкоэнергетичного из-

и др., 2018) и для события GRB 190425A (Эбботт

лучения) по сравнению со всплесками типа II

и др., 2020; Позаненко и др., 2020а). Некоторые

(Кувелиоту и др., 1993; Норрис и др., 2005; Минаев

всплески типа I сопровождаются дополнительным

и др., 2010а, 2012, 2014). При этом распределения

компонентом с длительностью в десятки секунд и

этих двух типов гамма-всплесков по длительности

более мягким энергетическим спектром (по срав-

и спектральной жесткости, традиционно использу-

нению с основным эпизодом излучения) — про-

емые для классификации всплесков, значительно

дленным излучением (extended emission), природа

перекрываются, сохраняя актуальность проблемы

которого до сих пор не выяснена (Коннатон, 2002;

^*Электронный адрес: minaevp@mail.ru

Герелс и др., 2006; Россвог, 2007; Метцгер и др.,

611

612

МИНАЕВ, ПОЗАНЕНКО

2008; Минаев и др., 2010а,б; Норрис и др., 2010;

НАБЛЮДЕНИЯ GRB 200415A

Барков, Позаненко, 2011).

Яркий всплеск гамма-излучения GRB 200415A

длительностью около

0.2

с и жестким энерге-

Гамма-всплески типа II ассоциируются с кол-

тическим спектром, характерными для гамма-

лапсом ядра массивной звезды (Вусли, 1993; Па-

всплесков типа I, был зарегистрирован 15 апреля

чинский, 1998; Межарос, 2006), часть из них также

2020 г. в 08 : 48 : 06.56 UT рядом космических

сопровождается вспышкой яркой сверхновой ти-

гамма-экспериментов: GBM/Fermi (Биссалди и

па Ic (Галама и др., 1998; Пачинский, 1998; Кано

и др., 2017; Вольнова и др., 2017).

др., 2020), LAT/Fermi (Омодей и др., 2020а),

Konus-Wind (Фредерикс и др.,

2020), SPI-

Короткое и жесткое гамма-излучение также

ACS/INTEGRAL (Позаненко и др., 2020б), ASIM

характерно для источников мягкого повторного

(Марисалди и др., 2020), Mars-Odyssey/HEND

гамма-излучения (SGR) во время гигантских

(Свинкин и др., 2020б), BAT/Swift (Свинкин и др.,

вспышек (см., например, Мазец и др.,

1979;

2020б).

Томпсон, Дункан, 2001; Фредерикс и др., 2007а;

Одновременная регистрация большим количе-

Мазец и др., 2008). Кривая блеска гигантской

ством экспериментов позволила построить доста-

вспышки состоит из короткого (доли секунды),

точно точную карту локализации источника на

жесткого и яркого основного эпизодов, за ко-

небесной сфере с помощью метода триангуляции

торыми следует длительное (сотни секунд) и

IPN (Свинкин и др., 2020а,б). С помощью экс-

значительно более слабое продленное излучение,

периментов GBM и LAT, размещенных на борту

характеризующееся сильной переменностью, в том

обсерватории Fermi, независимо построены кар-

числе квазипериодичностью (Ферочи и др., 1999;

ты локализации источника, которые согласуются

Израел и др., 2005). Большинство источников мяг-

с картой локализации IPN, но при этом не так

кого повторного гамма-излучения располагаются

точны (Омодей и др., 2020б; Биссалди и др., 2020;

в Галактике, однако основной короткий эпизод

Кунцвайлер и др., 2020). Площадь области лока-

гигантской вспышки можно зарегистрировать

лизации IPN составляет менее 300 кв. угл. мин с

также из ближайших к нам галактик, причем его

максимальным поперечником 27 угл. мин.

наблюдаемые свойства будут во многом анало-

Внутри области локализации находится близ-

гичны свойствам космических гамма-всплесков

кая (D_L = 3.5 Мпк) галактика Скульптор (NGC

типа I, внося дополнительные сложности при

253), которая может быть родительской галактикой

классификации транзиентных гамма-источников

источника этого всплеска. В этом случае данное

(см., например, Позаненко и др., 2005; Попов,

событие можно интерпретировать как гигантскую

Штерн, 2006; Крайдер, 2006; Мазец и др., 2008).

вспышку источника SGR, ориентируясь, в первую

Источники мягкого повторного гамма-излучения,

очередь, на полную энергетику события, недоста-

вероятно, связаны с магнетарами — сильно за-

точную для космических гамма-всплесков (E_iso ∼

магниченными одиночными нейтронными звездами

∼ 10⁴⁶ эрг, Биссалди и др., 2020; Свинкин и др.,

(B∼ 10¹⁴ Гс), природа их гигантских вспышек

2020а).

остается невыясненной (Дункан, Томпсон, 1992;

Поиск компонентов излучения этого события в

Томпсон, Дункан, 1995; Кувелиоту и др., 1999).

оптическом диапазоне был проведен только груп-

Всплеск гамма-излучения GRB 200415A был

пой МАСТЕР спустя сутки после всплеска внут-

изначально классифицирован как гамма-всплеск

ри области локализации IPN, однако достоверных

типа I (Биссалди и др., 2020), однако область ло-

кандидатов обнаружено не было, верхний предел

кализации его источника на небесной сфере, полу-

на оптический источник — 18.9 зв. вел. (Липунов и

ченная с помощью метода триангуляции, содержит

др., 2020а,б).

в себе близкую галактику Скульптор (NGC 253),

что указывает на возможную связь этого события

АНАЛИЗ ДАННЫХ GBM/FERMI

с гигантской вспышкой SGR в этой галактике

(Свинкин и др., 2020б). В работе мы проводим

Источником исходных данных эксперимента

детальный спектрально-временной анализ этого

GBM/Fermi в работе является общедоступный

события в гамма-диапазоне по данным экспери-

FTP-архив (ftp://legacy.gsfc.nasa.gov/fermi/data/).

мента GBM/Fermi с целью определения природы

В этих данных обнаружен провал во временном

его источника, в том числе используя новый метод

интервале 0.0047-0.0063 с относительно триггера,

классификации гамма-всплесков, основанный на

который, вероятно, связан с переполнением теле-

корреляции полной энергии (E_iso) и спектральной

метрии. В качестве нуля на временной шкале ис-

жесткости (E_p,i) всплесков, впервые предложен-

пользуется момент срабатывания триггера прибора

ный в работе (Минаев, Позаненко, 2020).

GBM/Fermi: 15 апреля 2020 г., 08 : 48 : 06.56 UT.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№9

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

613

100

0.004

0.002

0.004

Seconds since trigger

0.05

0.10

0.15

0.20

Seconds since trigger

Рис. 1. Кривая блеска GRB 200415A в энергетическом диапазоне 7-4000 кэВ по данным GBM/Fermi с временным

разрешением 1 мс, штриховой линией показан уровень фона. На врезке — кривая блеска основного эпизода с

разрешением 50 мкс. По горизонтальной оси — время относительно триггера GBM/Fermi в секундах, по вертикальной —

количество отсчетов в бине. Провал в кривой блеска в интервале 0.0047-0.0063 с связан с отсутствием данных.

Структура кривой блеска

зода (момент времени T ∼ -0.0045 с) и составляет

∼50 мкс.

Анализ кривых блеска проведен по пособы-

Подобное поведение кривой блеска основно-

тийным (TTE) данным наиболее освещенных де-

го эпизода является характерным для гамма-

текторов NaI_00-NaI_03, NaI_05, BGO_00 экс-

всплесков типа I. О наличии/отсутствии тонкой

перимента GBM/Fermi. Кривая блеска в энерге-

временной структуры кривых блеска подтвержден-

тическом диапазоне 7-4000 кэВ представлена на

ных гигантских вспышек (GF) магнетаров (SGR)

рис. 1. Она состоит из двух эпизодов излучения —

на данный момент известно не так много, посколь-

короткого яркого основного эпизода длительно-

ку: 1) во время вспышек Галактических источников

стью около 5 мс и значительно более слабого, мед-

все космические эксперименты в момент основного

ленно затухающего хвоста длительностью около

эпизода “зашкаливают”; 2) вспышки кандидатов в

15 мс. Параметр длительности T₉₀ — промежуток

гигантские вспышки SGR из соседних галактик не

времени, за который детектор регистрирует 90%

обладают достаточной для подобных исследований

от полного числа отсчетов (см., например, Кошут

статистикой отсчетов; 3) имеются ограничения в

и др., 1996), для GRB 200415A составляет T₉₀ =

режимах работы некоторых гамма-экспериментов

= 0.124 ± 0.005 с, что характерно как для гамма-

на коротких временных шкалах (например, для

всплесков типа I (коротких), так и для основного

эксперимента Конус-Винд — это 2 мс, для SPI-

эпизода гигантских вспышек источников SGR.

ACS/INTEGRAL — 50 мс).

Кривая блеска основного эпизода, показанная

Как было отмечено во Введении, события GF

на врезке рис. 1 с временным разрешением 50 мкс,

SGR также характеризуются длительным (до

в свою очередь, имеет сложную форму и состоит из

нескольких сотен секунд) продленным излучением,

характеризующимся сильной переменностью, в

нескольких импульсов излучения. Минимальный

масштаб переменности, определенный как мини-

том числе квазипериодичностью. Относительный

мальный временной интервал, в течение которого

вклад продленного излучения в общую энергетику

энергетический поток от источника меняется более

явления варьируется в широких пределах: от 1 до

чем на три стандартных отклонения, наблюдается

30% (Мазец и др., 2008). В данных GBM/Fermi

на фазе роста начального импульса основного эпи-

для события GRB 200415A мы не обнаружили

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

614

МИНАЕВ, ПОЗАНЕНКО

100

900-

3000

900-3000

100

400-90

0-900

100

200

-40

0-400

-20

0-200

100

7-7

7-70

-0.006-0.004 -0.002

0.002

0.004

0.006

-0.05

0.05

0.15

0.20

0.25

Seconds since trigger

Рис. 2. Многоканальная кривая блеска GRB 200415A по данным GBM/Fermi. Слева — кривая блеска основного

эпизода с временным разрешением 0.2 мс, справа — кривая блеска всего события с временным разрешением 2 мс,

штриховой линией показан уровень фона. По горизонтальной оси — время относительно триггера GBM/Fermi в

секундах, по вертикальной — количество отсчетов в бине. Границы энергетических каналов указаны на легенде.

Отсутствие сигнала в интервале 0.0047-0.0063 с связано с отсутствием данных.

значимого продленного излучения как в широком

ет” мягкое, и определяется либо с помощью кросс-

энергетическом диапазоне 7-4000 кэВ, так и в

корреляционного анализа кривых блеска (см., на-

более узких энергетических каналах. При наиболее

пример, Минаев и др., 2014), либо как смещение

консервативной оценке верхнего предела на поток

положения максимума кривой блеска (см., на-

от продленного излучения на шкале 50 с в диа-

пример, Хаккила, Прис, 2011). Именно положи-

пазоне 7-4000 кэВ вклад продленного излучения

тельной задержкой характеризуются элементар-

для GRB 200415A составляет не более 25%. Таким

ные структуры (импульсы) кривой блеска гамма-

образом, отсутствие детектирования продленного

всплесков, в то время как отрицательная задержка,

излучения не позволяет отвергнуть гипотезу о

наблюдающаяся в некоторых случаях, может быть

связи GRB 200415A с событиями класса GF SGR.

следствием эффекта суперпозиции и возникать

при анализе всплесков со сложной, многоимпульс-

ной структурой кривой блеска, поскольку отдель-

Спектральная задержка

ные импульсы обладают уникальными свойствами

(Минаев и др., 2014).

Известно, что космические гамма-всплески ха-

рактеризуются спектральной эволюцией, которая

В данной работе для исследования спек-

может проявляться как относительное смещение

тральной задержки мы использовали кросс-

(задержка) профилей кривых блеска в различ-

корреляционный метод, предложенный и описан-

ных диапазонах энергии. Задержка считается по-

ный в работе (Минаев и др., 2014). Для этого

ложительной, если жесткое излучение “опережа-

сформированы кривые блеска в пяти различных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

615

0.2

-0.5

-1.0

-1.5

-0.2

-2.0

-0.4

-2.5

-5-5 ms

-4.5- -3.5 ms

100

1000

100

1000

Energy, keV

Рис. 3. Спектральная эволюция GRB 200415A по данным GBM/Fermi. Слева — для основного эпизода (временной

интервал -5-5 мс относительно триггера), справа — для начального импульса основного эпизода (временной интервал

-4.5- -3.5 мс относительно триггера), красная прямая — аппроксимация зависимости логарифмической функцией. По

горизонтальной оси — энергия в единицах кэВ, по вертикальной — величина спектральной задержки в единицах мс

относительно канала 70-200 кэВ.

энергетических каналах: 7-70 кэВ, 70-200 кэВ,

в жестком канале 900-3000 кэВ — вблизи нуля,

200-400 кэВ, 400-900 кэВ и 900-3000 кэВ. В

при этом максимумы соответствуют различным

качестве опорного канала, относительно которого

импульсам кривой блеска.

проводилась кросс-корреляция остальных кана-

Результаты кросс-корреляционного анализа

лов, выбран 70-200 кэВ. На рис. 2 представлены

для начального импульса основного эпизода

многоканальные кривые блеска основного эпизода

представлены на правой части рис. 3 и имеют

с временным разрешением 0.2 мс (слева) и полного

совершенно иной характер — монотонный рост

события с разрешением 2 мс (справа). Присутствие

спектральной задержки с ростом энергии, кото-

провала во временном интервале 0.0047-0.0063 с

рый можно описать логарифмической функцией

исключает кросс-корреляционный анализ для

lag ∝Alog(E) с индексом задержки A = (2.4 ±

всего события, но позволяет провести анализ

± 0.9) × 10-4. За изменением положения этого

основного эпизода, а также хорошо выделенного

импульса, находящегося вблизи отметки -0.004 с,

начального импульса, находящегося вблизи отмет-

можно проследить и на рис. 2. С одной стороны,

ки -0.004 с.

такое поведение характерно для индивидуальных

импульсов кривых блеска гамма-всплесков, как

Результаты кросс-корреляционного анализа

было показано в работе Минаева и др. (2014),

для основного эпизода представлены на левой ча-

что может указывать на связь этого события с

сти рис. 3. Основной эпизод демонстрирует резкий

космическими гамма-всплесками. С другой сто-

рост отрицательной задержки, начиная с энергии

роны, кросс-корреляционный анализ гигантских

400 кэВ: временной профиль в самом жестком диа-

вспышек магнетаров до сих пор не выполнен по

пазоне 900-3000 кэВ запаздывает относительно

тем же причинам, что и оценка минимального мас-

самого мягкого профиля на 1.7 ± 0.7 мс. Подобное

штаба переменности (переполнение детекторов, см.

поведение кривой спектральной задержки можно

предыдущий раздел).

объяснить эффектом суперпозиции. На рис.

видно, что основной эпизод состоит из большого

числа перекрывающихся импульсов, в энергетиче-

Спектральный анализ

ском диапазоне 7-70 кэВ максимум кривой блеска

Для построения и аппроксимации энергети-

находится вблизи отметки -0.003 с, в то время как ческих спектров в данной работе использовался

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

616

МИНАЕВ, ПОЗАНЕНКО

Таблица 1. Результаты спектрального анализа по данным GBM/Fermi с использованием степенной модели

с экспоненциальным завалом (CPL)

-5

Поток², 10

Интервал¹, мс

E_p, кэВ

HR₂₁₃

HR₃₂₄

эрг см-2 с-1

(-6, 150)

0.05 ± 0.05

976 ± 44

5.51 ± 0.22

5.8 ± 0.5

1.10 ± 0.04

(-6, 0)

-0.33 ± 0.06

1208+117-102

38.9 ± 2.8

3.5 ± 0.4

0.90 ± 0.06

(0, 150)

0.21 ± 0.07

929 ± 47

4.4 ± 0.2

7.2 ± 0.8

1.21 ± 0.05

(-6, - 4)

0.4 ± 0.4

430+204-70

3.4 ± 0.8

5.5 ± 2.9

0.49 ± 0.14

(-4, - 2)

-0.35 ± 0.09

885+123-103

42.4 ± 4.1

3.2 ± 0.5

0.73 ± 0.07

(-2, - 0)

-0.3 ± 0.1

1800+250-210

75.2 ± 9.0

4.0 ± 0.8

1.12 ± 0.12

(0, 2)

0.25 ± 0.25

1690+316-212

55.2 ± 8.0

8.9 ± 4.1

1.9 ± 0.3

(2, 4)

0.26 ± 0.27

1003+189-142

20.0 ± 3.5

7.9 ± 3.6

1.35 ± 0.24

(8, 14)

0.63+0.48-0.38

1138+226-147

14.6 ± 1.9

14.1 ± 7.7

2.1 ± 0.4

(14, 22)

1.0 ± 0.3

965+100-84

11.3 ± 1.2

24 ± 15

2.3 ± 0.4

(22, 36)

0.3 ± 0.2

877+121-101

5.2 ± 0.6

8.0 ± 2.9

1.24 ± 0.15

(36, 50)

0.42 ± 0.23

885+109-91

5.8 ± 0.7

9.8 ± 3.8

1.37 ± 0.17

(50, 70)

0.66 ± 0.32

734+99-79

3.9 ± 0.4

12.3 ± 4.7

1.31 ± 0.15

(70, 100)

0.49 ± 0.28

480+70-54

1.43 ± 0.16

7.6 ± 2.5

0.64 ± 0.08

(100, 150)

0.47 ± 0.33

377+70-50

0.57 ± 0.07

6.1 ± 2.0

0.41 ± 0.08

¹ Временной интервал относительно триггера GBM/Fermi.

² Энергетический поток в диапазоне 1 кэВ-10 МэВ.

³ Отношение потока фотонов в диапазонах 50-300 кэВ и 15-50 кэВ.

⁴ Отношение потока фотонов в диапазонах 300-900 кэВ и 50-300 кэВ.

программный пакет RMfit v4.3.2, специально

в принадлежности данного события к классу ко-

разработанный для анализа данных GBM обсер-

ротких гамма-всплесков. Действительно, подобное

ватории Fermi (http://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data

значение спектрального индекса наблюдалось у ги-

гантских вспышек SGR (см., например, Фредерикс

/analysis/rmfit/). Методика спектрального анализа

и др., 2007б).

аналогична предложенной в работе (Грубер и др.,

2014). Энергетические спектры анализировались

В предположении нахождения источника собы-

по данным детекторов NaI_00, NaI_01, NaI_05,

тия в галактике NGC 253 (D_L = 3.5 Мпк), изо-

BGO_00 эксперимента GBM/Fermi. Энергетиче-

тропный эквивалент полной энергии, излученной в

ский спектр всех исследованных компонентов GRB

гамма-диапазоне, составит E_iso = (1.26 ± 0.05) ×

200415A неудовлетворительно описывается как

× 10⁴⁶ эрг, что почти в 4 раза меньше значе-

простой степенной моделью (PL), так и тепловой

ния для наиболее тусклого из зарегистрированных

моделью (kT), оптимальная модель — степенная

на данный момент гамма-всплесков типа I GRB

с экспоненциальным завалом (CPL). Результаты

170817A, и типично для гигантских вспышек SGR.

спектрального анализа с использованием этой

С другой стороны, аномально низкое значение E_iso

модели представлены в табл. 1.

для GRB 170817A связано с наблюдением под

Энергетический спектр всего события (вре-

большим углом к оси джета, составляющим, по

менной интервал -0.006-0.15 с) имеет факти-

разным оценкам, около 25 градусов (см., например,

чески экспоненциальную форму (F (E) ∝ E^α ×_[

Мули и др., 2018; Хаджела и др., 2019). Тогда для

]

GRB 200415A, если он является гамма-всплеском

×exp -(α+2)E

, α ≃ 0) с положением экспонен-

типа I, и предположении одинаковых условий из-

циального завала E_p ≃ 1 МэВ (табл. 1). Данное

лучения (энерговыделение, угол раствора джета и

значение спектрального индекса крайне нетипично

т.п.) можно оценить нижний предел на угол между

для коротких гамма-всплесков, для которых более

наблюдателем и осью джета как ∼25 градусов.

характерно значение α ≃ -0.7 (см., например,

Однако в случае GRB 170817A после основного

Берджес и др., 2019). Это дает повод усомниться

короткого импульса был зарегистрирован тепловой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№9

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

617

−6-0 ms

0-150 ms

BGO_00

NAI_00

10⁶

NAI_00

NAI_01

10⁶

NAI_05

10⁴

10²

10⁰

-2

-5

−4

−10

-6

100

1000

10000

100

1000

10 000

Energy, keV

Рис. 4. Энергетический спектр νFν GRB 200415A по данным GBM/Fermi. Слева — для основного эпизода (временной

интервал -6-0 мс относительно триггера), справа — для хвоста (временной интервал 0-150 мс относительно триггера).

На верхних панелях — энергетический спектр, построенный по данным детекторов NaI_00, NaI_01, NaI_05, BGO_00

эксперимента GBM/Fermi. Гладкой кривой показана аппроксимация спектра степенной моделью с экспоненциальным

завалом (CPL). На нижних панелях — отклонение спектральной модели от экспериментальных данных, выраженное в

единицах стандартных отклонений.

эпизод длительностью около 2 с, связанный с про-

Кроме того, проведен анализ спектральной эво-

гревом оболочки при выходе джета на поверхность

люции события. Для этого кривая блеска была раз-

(Позаненко и др., 2018; Готлиб и др., 2018), что не

бита на 12 бинов с примерно равным отношением

наблюдается в случае GRB 200415A.

сигнал/шум в каждом бине, в которых проведена

аппроксимация энергетического спектра тремя мо-

Значение спектральной жесткости, вычислен-

делями (PL, kT, CPL). Оптимальная модель во всех

ной как отношение полного потока в диапазоне 50-

бинах — степенная с завалом (CPL). Результаты

300 кэВ к потоку в диапазоне 15-50 кэВ, выра-

представлены в табл. 1 и на рис. 5. Прослежи-

женных в фотонах и вычисленных в рамках опти-

вается эволюция спектра от мягкого излучения к

мальной модели энергетического спектра, состав-

жесткому внутри основного эпизода излучения, до-

ляет HR₂₁ = 5.8 ± 0.5 и наряду с полученной ранее

длительностью T₉₀ = 0.124 ± 0.005 с характеризу-

стигая в максимуме значения E_p = 1.80+0.25-0.21 МэВ с

ет GRB 200415A как одного из самых жестких и

показателем степени α = -0.3 ± 0.1. Подобное по-

коротких всплесков в эксперименте GBM/Fermi

ведение связано, по-видимому, с эффектом супер-

(см., например, Бхат и др., 2016), также подтвер-

позиции: кривая блеска основного эпизода состоит

ждая его пекулярность.

из нескольких импульсов различной спектральной

жесткости (см. раздел Спектральная задержка).

Спектральный анализ двух компонентов GRB

После прохождения максимума в кривой блес-

200415A, выявленных при анализе кривых блес-

ка энергетический спектр начинает эволюциони-

ка, — основного эпизода (временной интервал

ровать от жесткого излучения к мягкому (второй

-0.006-0.0 с) и хвоста (временной интервал 0.0-

компонент кривой блеска — хвост), что проявля-

0.15 с), подтверждает их различную природу: хотя

ется в сдвиге положения завала в спектре вниз

положение экспоненциального завала в спектрах

до значения E_p ∼ 400 кэВ при почти неизменном

отличается незначительно (E_p ≃ 1 МэВ), значения

значении степенного индекса α ∼ 0.5.

степенных индексов отличаются очень существен-

но: α = -0.33 ± 0.06 для основного эпизода и α =

Таким образом, результаты спектрального ана-

= 0.21 ± 0.07 для хвоста (см. табл. 1 и рис. 4).

лиза GRB 200415A подтверждают сложную струк-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

619

10 000

z = 0.63

D_L = 3.5 Mpc

z = 0.07

1000

100

10⁴⁴

10⁴⁶

10⁴⁸

10⁵⁰

10⁵²

10⁵⁴

E_iso (erg)

Рис. 6. Корреляция Ep,i-Eiso для гамма-всплесков типа I (синие квадраты), типа II (красные кружки) и гигантских

вспышек SGR (розовые незаполненные квадраты) с соответствующими результатами аппроксимации, в том числе 2σcor

областями корреляции, показанных соответствующими цветами. Траектория (зависимость от красного смещения) для

GRB 200415A показана гладкой черной кривой. Незаполненные черные кружки соответствуют положению всплеска в

предположенииассоциациис галактикой NGC 253 (DL = 3.5 Мпк) и точкам пересечениятраектории с верхней границей

2σcor области корреляции (z = 0.07) и линией тренда корреляции (z = 0.63) для всплесков типа I.

туру этого события и указывают на его связь с

200415A на диаграмме E_p,i-E_iso в зависимости

событиями класса гигантских вспышек SGR.

от красного смещения его источника, т.е. выяс-

нить, пересекает ли траектория области корреля-

ции для обоих типов гамма-всплесков, или пересе-

Корреляция E_p,i-E_iso

кает лишь область всплесков типа I. В последнем

случае положение точек пересечения траектории с

В работе (Минаев, Позаненко, 2020) было по-

казано, что корреляция между изотропным экви-

областью корреляции для гамма-всплесков типа I

валентом полной энергии, излученной в гамма-

позволит оценить расстояние до источника.

диапазоне, E_iso и положением максимума в энер-

Для решения данной задачи мы использова-

гетическом спектре νF_ν в системе источника, E_p

ли выборку из 320 гамма-всплесков с известным

(формула (1)), может быть эффективно использо-

красным смещением, а также результаты анализа

вана для классификации гамма-всплесков. Этому

корреляции E_p,i-E_iso для этой выборки, опубли-

способствует тот наблюдательный факт, что данная

кованные в работе (Минаев, Позаненко, 2020).

корреляция для различных типов гамма-всплесков

Кроме того, мы включили в анализ шесть извест-

описывается степенным законом с единым пока-

ных гигантских вспышек магнетаров по данным из

зателем степени a ≃ 0.4, при этом область кор-

работы (Мазец и др., 2008). Соответствующая диа-

реляции гамма-всплесков типа I находится выше

грамма E_p,i-E_iso представлена на рис. 6. Из рис. 6

области корреляции всплесков типа II:

следует, что гигантские вспышки SGR расположе-

)

ны на диаграмме обособленно — в левом верхнем

( E_p,i

( E_iso

= alg

+ b.

(1)

углу как тусклые, но спектрально жесткие собы-

100 кэВ

10⁵¹ эрг

тия. Таким образом, корреляцию E_p,i-E_iso можно

С одной стороны, параметры E_iso и E_p,i мож-

использовать не только для классификации гамма-

но вычислить только при известном расстоянии

всплесков, но и для отделения гамма-всплесков

до источника, которое в случае GRB 200415A

типа I от гигантских вспышек источников SGR.

не было определено (если не считать возможную

Отдельного внимания заслуживает тот факт, что

ассоциацию с галактикой NGC 253). С другой сто-

рассмотренные гигантские вспышки сами подчиня-

роны, можно проанализировать положение GRB

ются корреляции E_p,i-E_iso: коэффициент корре-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

620

МИНАЕВ, ПОЗАНЕНКО

1000

D_L = 3.5 Mpc

100

z = 0.042

z = 0.37

z = 4.4

0.1

0.01

0.1

100

1000

10 000

T90, i (s)

Рис. 7. Диаграмма T90,i-EH для гамма-всплесков типа I (синие квадраты), типа II (красные кружки) и гигантских

вспышек SGR (розовые незаполненные квадраты) с соответствующими результатами кластерного анализа, 1σcor и 2σcor

области кластера показаны жирными сплошными и тонкими штриховыми кривыми соответствующихцветов. Траектория

(зависимость от красного смещения) для GRB 200415A показана гладкой черной кривой. Незаполненные черные кружки

соответствуют положению всплеска в предположении ассоциации с галактикой NGC 253 (DL = 3.5 Мпк), точкам

пересечения — траектории с границами 2σcor области кластера всплесков типа I (z = 0.042 и z = 4.4) и ближайшей к

центру кластера всплесков типа I точки траектории (z = 0.37).

ляции Спирмена и соответствующее ему значение

галактике и является гамма-всплеском типа I, то

вероятности случайности корреляции составляют

можно оценить нижний предел (z = 0.07) и наи-

ρ = 0.94 и P_ρ = 4.8 × 10-3, а при включении в

более вероятное значение красного смещения (z =

выборку GRB 200415A — ρ = 0.93 и P_ρ = 2.5 ×

= 0.634) как точки пересечения траектории с верх-

ней границей 2σ области корреляции и аппрок-

× 10-3. При аппроксимации корреляции получаем

симационной кривой корреляции для всплесков

значения параметров a = 0.29 ± 0.05, b = 2.4 ± 0.3,

типа I соответственно.

т.е. показатель степени для гигантских вспышек

SGR в пределах 2σ совпадает с показателем для

гамма-всплесков, вероятно, указывая на аналогич-

Диаграмма T90,i-EH

ный механизм излучения. Существование и воз-

можные механизмы возникновения корреляции для

Для решения задачи классификации гамма-

гигантских вспышек магнетаров также обсужда-

всплесков в работе (Минаев, Позаненко, 2020)

ются в работах (Женг и др., 2020; Чанд и др.,

был предложен еще один метод, использующий

2020; Янг и др., 2020). Результаты аппроксимации

помимо особенностей корреляции E_p,i-E_iso би-

представлены на рис. 6.

модальность распределения гамма-всплесков по

Траектория GRB 200415A, построенная по ин-

длительности в системе отсчета источника T90,i.

тегральному спектру события в интервале -0.006-

Для этой цели был введен параметр EH (формула

0.15 с, на диаграмме пересекает лишь область ги-

(2)), характеризующий положение гамма-всплеска

гантских вспышек SGR и гамма-всплесков типа I,

на диаграмме E_p,i-E_iso:

исключая связь этого события с гамма-всплесками

типа II. Если предположить, что источник всплеска

(E_p,i/100 кэВ)

EH =

(2)

действительно находится в галактике NGC 253, то

(E_iso/10⁵¹ эрг)0.4

положение этого события на диаграмме позволяет

однозначно классифицировать его как гигантскую

На рис. 7 представлена диаграмма T90,i-EH

вспышку магнетара. С другой стороны, если ис-

для 320 гамма-всплесков из работы (Минаев, По-

точник события находится в другой, более далекой

заненко, 2020) и шесть гигантских вспышек SGR

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

621

из работы (Мазец и др., 2008). Гамма-всплески

тусклого и длительного хвоста длительностью око-

типа I по сравнению с гамма-всплесками типа II

ло 15 мс. Основной эпизод также имеет сложную

обладают большей жесткостью спектра E_p,i при

форму и состоит из нескольких импульсов. Подоб-

меньшем значении полной энергии E_iso и, как

ное поведение кривой блеска является характер-

следствие, большим значением параметра EH, и

ным для гамма-всплесков типа I, при этом тон-

при этом имеют меньшую длительность T90,i. Ги-

кая структура кривых блеска известных гигантских

гантские вспышки SGR имеют ту же длительность,

вспышек достаточно слабо изучена. Длительное

что и гамма-всплески типа I, но гораздо меньшую

(сотни секунд) продленное излучение, характер-

энергетику при сходной жесткости спектра, что

ное для гигантских вспышек магнетаров, для GRB

проявляется в крайне высоких значениях парамет-

200415A не обнаружено. Однако полученный верх-

ра EH. Таким образом,диаграмму T90,i-EH также

ний предел на относительный поток от продленного

можно использовать не только для классификации

излучения не исключает ассоциации всплеска с

гамма-всплесков, но и для отделения гигантских

гигантской вспышкой магнетара. Таким образом,

вспышек SGR от гамма-всплесков типа I.

особенности кривой блеска не позволяют сделать

Для трех выборок событий (гамма-всплески ти-

однозначный вывод о природе GRB 200415A.

па I и II, гигантские вспышки SGR) проведена ап-

С помощью кросс-корреляционного анализа

проксимация соответствующих кластеров на диа-

исследована спектральная эволюция основного

грамме тремя гауссианами с помощью expectation-

эпизода GRB200415A и его хорошо изолиро-

maximization (EM) алгоритма — итеративного ме-

ванного начального импульса. Показано, что

тода нахождения оценок максимального правдопо-

зависимость спектральной задержки от энергии

добия параметров вероятностных моделей, зави-

для начального импульса подчиняется логариф-

сящих от нескольких скрытых переменных. На E-

мическому закону с положительным индексом за-

шаге (expectation) вычисляется ожидаемое значе-

держки (жесткое излучение регистрируется раньше

ние функции правдоподобия, при этом скрытые пе-

мягкого). В то же время данная зависимость для

ременные рассматриваются как наблюдаемые. На

комплекса импульсов основного эпизода имеет

M-шаге (maximization) вычисляется оценка мак-

более сложный вид, что может объясняться эф-

симального правдоподобия, таким образом, увели-

фектом суперпозиции (нагромождения импульсов).

чивается ожидаемое правдоподобие, вычисляемое

Выявленные особенности спектральной эволюции

на E-шаге. Затем это значение используется для

являются типичными для гамма-всплесков, одна-

E-шага на следующей итерации. Соответствующие

ко, как и в случае с тонкой структурой кривой

1σ и 2σ области изображены на рис. 7.

блеска, для гигантских вспышек магнетаров они

Траектория GRB

200415A на диаграмме

слабо изучены, что также не позволяет сделать

T90,i-EH в зависимости от красного смещения

однозначный вывод о природе GRB 200415A.

источника пересекает области гигантских вспышек

Спектральный анализ, проведенный как для

SGR и гамма-всплесков типа I. В предположении

временного интервала, охватывающего весь

нахождения источника в галактике NGC 253 собы-

всплеск, так и для отдельных его компонентов,

тие однозначно классифицируется как гигантская

продемонстрировал особенности, не характер-

вспышка SGR. В противном случае, предполагая,

ные для гамма-всплесков. Хотя энергетические

что GRB 200415A представляет собой гамма-

спектры всех исследованных компонентов хорошо

всплеск типа I, можно оценить нижний (z =

описываются степенной моделью с экспоненци-

= 0.042) и верхний (z = 4.4) пределы на красное

альным завалом (CPL), показатель степени имеет

смещение как точки пересечения его траектории

пекулярное, близкое к нулю значение для инте-

с 2σ областью кластера гамма-всплесков типа I,

грального спектра, и положительное (α = 0.21 ±

а также наиболее вероятное значение (z = 0.37) в

± 0.07) — для второго компонента излучения. При

ближайшей к центру кластера точке траектории.

этом некоторые известные гигантские вспышки

магнетаров обладали похожими особенностями.

Таким образом, результаты спектрального анализа

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

действительно указывают на связь GRB 200415A

Работа посвящена выяснению природы источ-

с гигантскими вспышками SGR.

ника всплеска гамма-излучения GRB 200415A.

Также, если бы GRB 200415A был коротким

Для выполнения этой задачи проведен анализ этого

гамма-всплеском (Тип I) в галактике NGC 253,

события в гамма-диапазоне по данным экспери-

то можно было бы ожидать регистрации тепловой

мента GBM/Fermi.

компоненты, аналогично регистрации ее в слу-

Анализ кривой блеска выявил наличие двух

чае GRB 170817A, где источник был расположен

компонентов излучения: яркого и короткого основ-

на расстоянии 40 Мпк. Это является еще од-

ного эпизода длительностью около 5 мс и более

ним свидетельством в пользу классификации GRB

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

622

МИНАЕВ, ПОЗАНЕНКО

200415A как гигантской вспышки от SGR (при

Герелс и др. (N. Gehrels, J.P. Norris, S.D. Barthelmy,

условии его ассоциации с галактикой NGC 253).

Granot, Y. Kaneko, C. Kouveliotou,

C.B. Markwardt, P. Meszaros, et al.), Nature

Исследовано положение GRB 200415A на диа-

444, 1044 (2006).

граммах E_p,i-E_iso и T90,i-EH, и показано, что

10.

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

если источник всплеска действительно находит-

K. Hotokezaka), MNRAS 479, 588 (2018).

ся в галактике NGC 253, на которую указывает

11.

Грубер и др. (D. Gruber, A. Goldstein, V. Weller von

IPN-локализация источника на небесной сфере, то

Ahlefeld, N. Bhat, E. Bissaldi, M.S. Briggs, D. Byrne,

он однозначно классифицируется как гигантская

W.H. Cleveland, et al.), The Astrophysical Journal

вспышка SGR, обладая типичными для гамма-

Supplement Series 211, 12 (2014).

всплесков типа I длительностью (T90,i = 0.12 с) и

12.

Дункан, Томпсон (R.C. Duncan and C. Thompson),

положением максимума спектра (E_p,i ∼ 1 МэВ), но

Astrophys. J. Lett. 392, L9ЦL13 (1992).

при этом очень низкой полной энергией, излучен-

13.

Женг и др. (H.M. Zhang, R.Y. Liu, S.Q. Zhong, and

ной в гамма-диапазоне (E_iso ∼ 10⁴⁶ эрг).

X.Y. Wang), arXiv:2008.05097 (2020).

14.

Израел и др. (G.L. Israel, T. Belloni, L. Stella,

Таким образом, мы классифицируем этот

Y. Rephaeli, D.E. Gruber, P. Casella, S. Dall’Osso,

всплеск как гигантскую вспышку магнетара из

N. Rea, M. Persic, and R.E. Rothschild), Astrophys.

галактики NGC 253. На возможность наблюдения

J. Lett. 628, L53-L56 (2005).

такой вспышки из галактики NGC

253

ранее

15.

Кано и др. (Z. Cano, S.-Q. Wang, Z.-G. Dai, and

указывалось в работе Попова и Штерна (2006).

X.-F. Wu), Adv. Astron., ID 8929054 (2017).

Известные гигантские вспышки SGR образу-

16.

Коннатон (V. Connaughton), Astrophys. J. 567, 1028

ют хорошо выделяемую группу на диаграммах

(2002).

E_p,i-E_iso и T90,i-EH, аналогично группам длин-

17.

Кошут и др. (T. Koshut, W. Paciesas, C. Kouveliotou,

ных и коротких гамма-всплесков. Это позволя-

J. van Paradijs, G.N. Pendleton, G.J. Fishman, and

C.A. Meegan), Astrophys. J. 463, 570 (1996).

ет не только классифицировать источники гамма-

18.

Крайдер (A. Crider), AIP Conf. Proceed. 836, 64

всплесков и выделять события класса гигантских

(2006).

вспышек SGR, но и предположить одинаковый

19.

Кувелиоту и др. (C. Kouveliotou, C.A. Meegan,

механизм излучения гигантских вспышек от SGR и

G.J. Fishman, N.P. Bhat, M.S. Briggs, T.M. Koshut,

космических гамма-всплесков.

W.S. Paciesas, and G.N. Pendleton), Astrophys. J.

Авторы выражают благодарность анонимным

413, L101 (1993).

рецензентам за полезные замечания и предложе-

20.

Кувелиоту и др. (C. Kouveliotou, T. Strohmayer,

ния, способствующие улучшению статьи. Работа

K. Hurley, J. van Paradijs, M.H. Finger, S. Dieters,

выполнена при поддержке гранта РНФ 18-12-

P. Woods, C. Thompson, and R.C. Duncan),

00522.

Astrophys. J. 510, L115-L118 (1999).

21.

Кунцвайлер и др. (F. Kunzweiler, B. Biltzinger,

F. Berlato, J. Burgess, and J. Greiner), GRB

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Coordinates Network Rep. 27580, 1 (2020).

1. Барков,

Позаненко (M.V. Barkov and

22.

Липунов и др. (V. Lipunov, E. Gorbovskoy,

A.S. Pozanenko), MNRAS 417, 2161 (2011).

V. Kornilov, N. Tyurina, P. Balanutsa, A. Kuznetsov,

2. Берджес и др. (J.M. Burgess, J. Greiner, D. Begue,

F. Balakin, V. Vladimirov, et al.), GRB Coordinates

and F. Berlato), MNRAS 490, 927 (2019).

Network Rep. 27590, 1 (2020а).

3. Биссалди и др. (E. Bissaldi, M. Briggs, E. Burns,

23.

Липунов и др. (V. Lipunov, N. Tyurina,

O.J. Roberts, and P. Veres), GRB Coordinates

E. Gorbovskoy, V. Kornilov, P. Balanutsa,

Network Rep. 27587, 1 (2020).

A. Kuznetsov, F. Balakin, V. Vladimirov, et al.),

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

GRB Coordinates Network Rep. 27599, 1 (2020б).

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

24.

Мазец и др. (E.P. Mazets, S.V. Golentskii,

Astron. Lett. 10, 177 (1984).

V.N. Ilinskii, R.L. Aptekar, and Iu.A. Guryan),

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

Nature 282, 587 (1979).

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

25.

Мазец и др. (E.P. Mazets, S.V. Golenetskii,

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

V.N. Ilinskii, V.N. Panov, R.L. Aptekar, I.A. Gurian,

(2016).

M.P. Proskura, I.A. Sokolov, Z.I. Sokolova, and

6. Вольнова и др. (A.A. Volnova, M.V. Pruzhinskaya,

I.V. Kharitonova), Astrophys. Space Sci.

80,

A.S. Pozanenko, S.I. Blinnikov, P.Yu. Minaev,

(1981).

O.A. Burkhonov, A.M. Chernenko, Sh.A. Ehgam-

26.

Мазец и др. (E.P. Mazets, R.L. Aptekar, T.L. Cline,

berdiev, et al.), MNRAS 467, 3500 (2017).

D.D. Frederiks, J.O. Goldsten, S.V. Golenetskii,

7. Вусли (S.E. Woosley), Astrophys. J. 405, 273 (1993).

K. Hurley, A. von Kienlin, and V.D. Pal’shin),

8. Галама и др. (T.J. Galama, P.M. Vreeswijk,

Astrophys. J. 680, 545 (2008).

J. van Paradijs, C. Kouveliotou, T. Augusteijn,

27.

Марисалди и др. (M. Marisaldi, A. Mezentsev,

O.R. Hainaut, F. Patat, H. Boehnhardt, et al.), Nature

N. Ostgaard, V. Reglero, and T. Neubert), GRB

395, 670 (1998).

Coordinates Network Rep. 27622, 1 (2020).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

GRB 200415A: ГИГАНТСКАЯ ВСПЫШКА МАГНЕТАРА

623

28.

Метцгер и др. (B.D. Metzger, E. Quataert, and

48.

Попов, Штерн (S.B. Popov and B.E. Stern),

T.A. Thompson), MNRAS 385, 1455 (2008).

MNRAS 365, 885 (2006).

29.

Межарос, Рис (P. Meszaros and M.J. Rees),

49.

Россвог (S. Rosswog), MNRAS 376, L48 (2007).

Astrophys. J. 397, 570 (1992).

50.

Свинкин и др. (D. Svinkin, K. Hurley, D. Frederiks,

30.

Межарос (P. Meszaros), Rep. Progress Phys. 69,

I.G. Mitrofanov, D.V. Golovin, A.S. Kozyrev,

2259 (2006).

M.L. Litvak, A.B. Sanin, et al.), GRB Coordinates

31.

Минаев П., Позаненко А., Лозников В., Письма

Network Rep. 27585, 1 (2020а).

в Астроном. журн. 36, 744 (2010а) [P. Minaev,

51.

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

A. Pozanenko, and V. Loznikov, Astron. Lett. 36, 707

R. Aptekar, D. Frederiks, A. Ridnaia, T. Cline,

(2010a)].

K. Hurley, I.G. Mitrofanov, et al.), GRB Coordinates

32.

Минаев и др. (P. Minaev, A. Pozanenko, and

Network Rep. 27595, 1 (2020б).

V. Loznikov), Astrophys. Bull. 65, 343 (2010б).

33.

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

52.

Томпсон, Дункан (C. Thompson and R.C. Duncan),

A.S. Pozanenko, S.V. Molkov, D.D. Frederiks,

MNRAS 275, 255 (1995).

and S.V. Golenetskii), Astron. Lett. 38, 613 (2012).

53.

Томпсон, Дункан (C. Thompson and R.C. Duncan),

34.

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

Astrophys. J. 561, 980 (2001).

S.V. Molkov, and S.A. Grebenev), Astron. Lett. 40,

54.

Ферочи и др. (M. Feroci, F. Frontera, E. Costa,

235 (2014).

L. Amati, M. Tavani, M. Rapisarda, and

35.

Минаев, Позаненко (P. Minaev and A. Pozanenko),

M. Orlandini), Astrophys. J. Lett. 515, L9-L12

Astron. Lett. 43, 1 (2017).

(1999).

36.

Минаев, Позаненко (P. Minaev and A. Pozanenko),

55.

Фредерикс и др. (D.D. Frederiks, S.V. Golenetskii,

MNRAS 492, 1919 (2020).

V.D. Palshin, R.L. Aptekar, V.N. Ilyinskii, F.P. Oleinik,

37.

Мули и др., (K.P. Mooley, A.I. Deller, O. Gottlieb,

E.P. Mazets, and T.L. Cline), Astron. Lett. 33, 1

E. Nakar, G. Hallinan, S. Bourke, D.A. Frail,

(2007а).

A. Horesh, A. Corsi, and K. Hotokezaka),Nature 561,

355 (2018).

56.

Фредерикс и др. (D.D. Frederiks, V.D. Palshin,

38.

Норрис и др. (J.P. Norris, J.T. Bonnell, D. Kazanas,

R.L. Aptekar, S.V. Golenetskii, T.L. Cline, and

J.D. Scargle, J. Hakkila, and T.W. Giblin), Astrophys.

E.P. Mazets), Astron. Lett. 33, 19 (2007б).

J. 627, 324 (2005).

57.

Фредерикс и др. (D. Frederiks, S. Golenetskii,

39.

Норрис и др. (J.P. Norris, N. Gehrels, and

R. Aptekar, A. Lysenko, A. Ridnaia, D. Svinkin,

J.D. Scargle), Astrophys. J. 717, 411 (2010).

A. Tsvetkova, M. Ulanov, and T. Cline), GRB

40.

Омодей и др. (N. Omodei, M. Axelsson, F. Piron,

Coordinates Network Rep. 27596, 1 (2020).

F. Longo, D. Kocevski, E. Bissaldi and A. Berretta),

58.

Хаджела и др. (A. Hajela, R. Margutti,

GRB Coordinates Network Rep. 27586, 1 (2020а).

K.D. Alexander, A. Kathirgamaraju, A. Baldeschi,

41.

Омодей и др. (N. Omodei, F. Piron, M. Axelsson,

C. Guidorzi, D. Giannios, W. Fong, et al.), Astrophys.

F. Longo, D. Kocevski, E. Bissaldi, and A. Berretta),

J. 886, L17 (2019).

GRB Coordinates Network Rep. 27597, 1 (2020б).

59.

Хаккила, Прис (J. Hakkila and R. Preece),

42.

Пачинский (B. Paczynski), Astrophys. J. 308, L43

Astrophys. J. 740, id. 104 (2011).

(1986).

60.

Чанд и др. (V. Chand, J.C. Joshi, R. Gupta,

43.

Пачинский (B. Paczynski), Astrophys. J. Lett. 494,

Y.H. Yang, Dimple, V. Sharma, J. Yang,

L45 (1998).

M. Chakraborty, J.H. Zou, et al.), arXiv:2008.10822

44.

Позаненко и др. (A. Pozanenko, V. Loznikov, and

R. Preece), Proceedings of the XLth Rencontres de

(2020).

Moriond (Ed. J. Dumarchez,d Jean Tran Thanh, 253,

61.

Эбботт и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

2005).

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

45.

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

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

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

62.

Эбботт и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

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

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

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

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

L30 (2018).

63.

Эбботт и др. (B.P. Abbott, R. Abbott, T.D. Abbott,

46.

Позаненко и др. (A. Pozanenko, P. Minaev,

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

S. Grebenev, and I. Chelovekov), Astron. Lett.

R.X. Adhikari, et al.), Astrophys. J. l 892, L3 (2020).

45, 710 (2020а).

64.

Янг и др. (J. Yang, V. Chand, B.B. Zhang, Y.H. Yang,

47.

Позаненко и др. (A. Pozanenko, P. Minaev,

J.H. Zou, Y.S. Yang, X.H. Zhao, L. Shao, S.L. Xiong,

I. Chelovekov, and S. Grebenev), GRB Coordinates

et al.), Astrophys. J. 899, 106 (2020).

Network Rep. 27627, 1 (2020б).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020