ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 12, с. 823-865

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ: МНОГОВОЛНОВЫЕ

ИССЛЕДОВАНИЯ И МОДЕЛИ

¹Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

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

³Институт астрономии РАН, Москва, Россия

⁴RIKEN, Wako, Saitama 351-0198, Japan

⁵Физический институт им. П. Н. Лебедева, Москва, Россия

Поступила в редакцию 08.11.2021

После доработки 15.11.2021; принята к публикации 15.11.2021

Представлены краткая история и современное состояние исследований космических гамма-

всплесков. В том числе — наблюдения различных фаз гамма-всплесков: активной фазы, послесве-

чения, сверхновой/килоновой и родительской галактики. Приведен обзор известных феноменологиче-

ских зависимостей и теоретических моделей гамма-всплесков. Обсуждаются задачи, решение которых

необходимо для успешного изучения феномена космических гамма-всплесков.

Ключевые слова: гамма-всплески, послесвечения, сверхновые, килоновые, гравитационно-волновые

события, релятивистские джеты

DOI: 10.31857/S0320010821120032

1. ВВЕДЕНИЕ

оптическом диапазоне. Это позволило расширить

модель ударных волн на оптический диапазон,

Космические гамма-всплески все еще остают-

показать, что комптонизация оптических фотонов

ся загадкой XXI в. Детектируемые сначала толь-

может отвечать за жесткое гамма-излучение в ак-

ко в гамма-диапазоне, долгое время они остава-

тивной фазе. Но до сих пор регистрация оптическо-

лись именно гамма-всплесками. Оптический ком-

го компонента гамма-всплесков в активной фазе

понент был открыт лишь в 1997 г. после реги-

остается технически сложной задачей. Дальней-

страции GRB 970228 в виде затухающего после-

шие наблюдения оптических проявлений гамма-

свечения; затем на месте источника послесвечения

всплесков привели к оценке расстояний для боль-

была обнаружена родительская галактика. Вскоре

шого количества источников и расширили мор-

после этого был зарегистрирован GRB 970508,

фологию явления. Наиболее далекий от нас ис-

где послесвечение было обнаружено в течение

точник гамма-всплеска находится на расстоянии,

нескольких часов после самого гамма-всплеска.

эквивалентном красному смещению z = 9.2, эта

Это позволило провести спектроскопические на-

оценка была получена благодаря фотометрическим

блюдения и оценить космологическое красное сме-

наблюдениям в оптическом и инфракрасном диапа-

щение источника z = 0.835. После регистрации

зонах. Были найдены особенности в кривой блеска

GRB 980425 с его локализацией был ассоциирован

послесвечения, в частности, излом в ее степенном

независимый кандидат в сверхновые типа Ic. Эта

падении (джет-брейк), который косвенно подтвер-

сверхновая под названием SN 1998bw является

дил модель джета и позволил объяснить чрезвы-

первой, ассоциированной с источниками гамма-

чайно высокое наблюдаемое энерговыделение ис-

всплесков. Таким образом, была подтверждена

точника в электромагнитном диапазоне, составля-

гипотеза, что некоторые гамма-всплески связаны

ющее более 10⁵⁴ эрг. Отдельной страницей истории

со сверхновыми. Следующим важным шагом на

стало открытие и регистрация в 2017 г. электро-

пути исследования оптических компонентов гамма-

магнитных компонентов гравитационно-волнового

всплесков явилась первая синхронная регистрация

GRB 990123 в активной фазе и в гамма-, и в

события LIGO/Virgo GW170817 в результате сли-

яния двойной системы нейтронных звезд. В гамма-

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

диапазоне был зарегистрирован короткий всплеск

823

824

ПОЗАНЕНКО и др.

GRB 170817A, а в оптическом диапазоне — ки-

области локализации на небесной сфере уже бо-

лоновая AT2017gfo. Эти наблюдения подтвердили,

лее десятка источников гамма-всплесков. Область

что источниками, по крайней мере, части клас-

локализации источника определялась для событий,

са коротких гамма-всплесков, являются тесные

зарегистрированных более чем одним КА, методом

двойные нейтронные звезды. В обзоре мы крат-

анализа кривых блеска и определения задержки

ко приводим основные вехи исследования гамма-

между регистрацией кривых блеска различными

всплесков, обсуждаем современное состояние и

КА и построения кольца на сфере, т.е. местом

методы исследований явления с использовани-

возможного расположения источника, а ширина

ем собственных оригинальных данных. Приведена

кольца определялась ошибкой определения време-

статистика регистраций гамма-всплесков в раз-

ни задержки при кросс-корреляционном анализе.

личных диапазонах электромагнитного излучения

И хотя область локализации была огромна, ни

от радио до сверхвысоких энергий (ТэВ). В обзоре

одно из колец не пересекало ни Землю, ни Солнце.

уделено значительное внимание наиболее изучен-

Одновременно начались поиски источников гамма-

ным гамма- (10 кэВ — 10 МэВ) и оптическому

всплесков. На их роль претендовали пучки реля-

диапазонам, до сих пор обеспечивающим наиболь-

тивистских электронов, излучающих в магнитном

ший вклад в исследования, а также феноменологии

поле Солнечной системы, столкновение кометы с

явления. Обсуждается связь гамма-всплесков с

нейтронной звездой, космологические источники, а

гравитационно-волновыми событиями, регистри-

нейтронные звезды в целом рассматривались как

руемыми детекторами LIGO/Virgo/KAGRA. При-

наиболее вероятные источники гамма-всплесков

ведены основные физические модели излучения

(Херлей, 1989). Гипотезы требовали подтвержде-

космических гамма-всплесков.

ния, а для этого необходимо было накапливать ста-

тистику регистраций и искать компоненты гамма-

всплесков в других диапазонах электромагнитно-

2. КРАТКАЯ ИСТОРИЯ

го излучения (оптический, рентгеновский). Если с

первым дело продвигалось успешно, то с отож-

Прошло немало времени с момента открытия

дествлением источников в других диапазонах дело

космических гамма-всплесков, но они раз за разом

не ладилось.

преподносят сюрпризы. Последним из сюрпризов,

впрочем, предсказанным заранее, стало обнаруже-

Ряд новых космических аппаратов был осна-

ние короткого гамма-всплеска, сопровождавшего

щен гамма-детекторами для регистрации гамма-

гравитационно-волновое событие после слияния

всплесков. Такие исследования начались в ФТИ

двух нейтронных звезд, зарегистрированного на-

им. Иоффе успешной серией экспериментов Конус

земными интерферометрами LIGO и Virgo в 2017 г.

(Аптекарь и др., 1995), советско-французскими

Однако, по порядку.

экспериментами cерии SIGNE на КА Прогноз 2,

Первый в истории космический гамма-всплеск

6, 7, 9 и КА Венера-11, 12 (Барат и др., 1981),

был зарегистрирован 2 июля 1967 г. в 14:19 (UTC)

Pioneer Venus Orbiter (1978-1992) (Эванс и др.,

всемирного координированного времени сразу дву-

1979), APEX на КА Фобос-1, 2 (Митрофанов и др.,

мя космическими аппаратами Vela 4 и Vela 3.

1992) и многими другими экспериментами. Базой

Однако публикация об открытии появилась лишь

для исследования становятся каталоги и наибо-

в 1973 г. (Клебесадел и др., 1973). И дело не в

лее мощные, статистически обеспеченные события

том, что серия космических аппаратов (КА) Vela

гамма-всплесков. Большие надежды возлагались

разрабатывалась в Лос-Аламосской националь-

на эксперимент BATSE космической обсервато-

ной лаборатории для вполне конкретных целей

рии им. Комптона, и они оправдались создани-

контроля за испытанием ядерного оружия в атмо-

ем беспрецедентного по объему каталога гамма-

сфере Земли и в тени Луны, не видимой с Земли

всплесков за полное время работы эксперимента с

(КА серии Vela располагались на высокоэллип-

1991 по 2000 г. (Пацисас и др., 1999). В каталогах,

тических орбитах). Материалы об этих внезем-

публиковавшихся по мере работы эксперимента и

ных коротких вспышках гамма-излучения не были

долгое время служивших базой для всех иссле-

секретными (Боннелл, Клебесадел, 1996). Дело в

дователей гамма-всплесков, в общей сложности

том, что эти события не были предметом интереса

насчитывается боле 2700 событий. Каталог содер-

лаборатории в Лос-Аламосе. Только при смене

жит координаты локализаций источников гамма-

начальства лаборатории и передаче дел новому

всплесков с медианной точностью около 5 градусов

руководству возник вопрос, что делать с данными

(радиус), включая статистическую и систематиче-

о непонятном явлении? Тогда же было решено

скую ошибки, спектральные данные, характерные

опубликовать данные наблюдений и результаты ис-

параметры длительности. В отличие от многих дру-

следований (Клебесадел и др., 1973). Эта история

гих экспериментов, исходные данные BATSE были

изложена после личных рассказов Рея Клебесаде-

открыты всем желающим. Основными результа-

ла. К тому времени были определены возможные

тами эксперимента BATSE стали подтверждение

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 12

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

825

изотропии распределения источников на небесной

обсерватория Swift (2004 — н.в.) позволила полу-

сфере, отклонение кривой пространственного рас-

чить беспрецедентную точность и скорость лока-

лизации источников гамма-всплесков в гамма-, а

пределения log N-log S от закона -3/2 и под-

затем в рентгеновском и оптическом диапазонах,

тверждение бимодальности распределения пара-

что, в свою очередь, дало возможность наземным

метра длительности событий. Впервые указание

обсерваториям оперативно определять красное

на бимодальное распределение длительностей бы-

смещение источников гамма-всплесков с помощью

ло получено на основе каталогов экспериментов

спектроскопических наблюдений, а также прово-

Конус (Венера-11, 12, Мазец, Голенецкий, 1981).

дить наблюдения послесвечений на самых ранних

Эксперимент BATSE формализовал определение

его этапах. Именно благодаря обсерватории Swift,

параметра длительности и показал, что разделение

совместно с наземными наблюдениями, определено

двух групп всплесков по параметру T₉₀ соответ-

наибольшее количество значений красного сме-

ствует примерно 2 с (Коувелиоту и др., 1993). Это

щения для гамма-всплесков. Обсерватория Fermi

поддержало гипотезу о двух различных популяциях

(2008 — н.в.) дополняет данные обсерватории

гамма-всплесков. Совместный анализ индикатора

Swift наблюдениями гамма-всплесков в жестком

пространственного распределения и превосходная

диапазоне до 30 МэВ (эксперимент GBM) и до

изотропия источников на небесной сфере привели

нескольких десятков ГэВ (телескоп LAT). Было

ученых к предположению о космологической при-

показано, что значительная доля гамма-всплесков

роде гамма-всплесков. Однако для подтвержде-

действительно обладает очень жестким излучением

ния требовалось отождествить источник гамма-

с энергией до десятков ГэВ. Массовая регистрация

всплеска в оптическом диапазоне и определить его

гамма-всплесков телескопом LAT подтвердила

космологическое красное смещение. Это удалось

пионерские работы эксперимента EGRET/CGRO

сделать во время миссии космической обсервато-

(Дингус,

1995) о наличии такого излучения у

рии BeppoSAX (1996-2003).

гамма-всплесков. Чуть позже наземные черенков-

Основными результатами миссии BeppoSAX,

ские телескопы MAGIC и H.E.S.S. обнаружили

совместно с наземными обсерваториями, стали об-

у нескольких гамма-всплесков излучение почти

наружение родительской галактики GRB 970228

до 1 ТэВ (Акциари и др., 2019; Абдалла и др.,

и определение красного смещения z = 0.835 для

2019). Все это ставит новые вопросы о механизме

GRB 970505. Это подтвердило космологическую

излучения гамма-всплесков в активной фазе и фазе

природу гамма-всплесков, к которой в конце 90-х

послесвечения.

годов уже склонялось подавляющее большинство

Немаловажную роль играет и сеть межпла-

ученых.

нетных детекторов космического гамма-излучения

Современное состояние исследований во мно-

(IPN), в которую в настоящее время входят, кроме

гом определилось космическими обсерваториями

околоземных космических обсерваторий, косми-

нового поколения и технологическим прогрес-

ческие аппараты на орбите Марса (HEND) и в

сом, обеспечившим быструю передачу коорди-

точке L1 (Konus-Wind); сеть IPN позволяет прово-

нат области локализации наземным телескопам.

дить локализацию гамма-всплесков с точностью,

Обсерватория INTEGRAL (2002 — н.в.) на вы-

достаточной для проведения поиска оптическо-

сокоэллиптической орбите позволила проводить

го компонента наземными телескопами, а также

вносит неоценимый вклад в наблюдение уникаль-

наблюдения гамма-всплесков практически без

ных гамма-всплесков, по тем или иным причинам

экранирования Землей существенной области

не попавших в апертуру рентгеновских и гамма-

неба, регистрация нескольких гамма-всплесков

телескопов.

в активной фазе 3 соосными апертурными де-

текторами от рентгеновского до жесткого гамма-

Наконец, новой эпохой для гамма-всплесков

диапазона позволила расширить наблюдения

(и для многоканальных наблюдений) стала много-

активной фазы всплеска начиная от 3 кэВ до

волновая регистрация короткого гамма-всплеска

10 МэВ, и, наконец, всенаправленный детектор

GRB 170817A и килоновой (Абботт и др., 2017а)

SPI-ACS обладает наилучшей чувствительностью

от слияния двойной системы нейтронных звезд,

в диапазоне энергий свыше 80 кэВ, сравнимой с

обнаруженного примерно за

1.8

с до гамма-

чувствительностью детекторов BGO эксперимента

всплеска наземными детекторами гравитационно-

волнового излучения LIGO/Virgo как собы-

GBM/Fermi. Кроме того, SPI-ACS позволил

тие GW170817 (Абботт и др., 2017б). Гамма-

получить однородную выборку гамма-всплесков на

всплеск был зарегистрирован двумя наиболее

более стабильном фоне, чем у околоземных детек-

чувствительными космическим экспериментами

торов, и исследовать гамма-излучение от гамма-

всплесков на больших временных масштабах,

в гамма-диапазоне GBM/Fermi (Голдштейн и

вплоть до нескольких часов. Специализированная

др., 2017) и SPI-ACS/INTEGRAL (Савченко и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

826

ПОЗАНЕНКО и др.

др., 2017), найдена и впервые детально исследо-

Одной из замечательных особенностей гамма-

вана в оптическом и ИК диапазоне килоновая,

всплесков является быстрая переменность. Мил-

образовавшаяся после слияния. Вторая и на

лисекундная переменность давно регистрируется

сегодняшний день последняя регистрация слияния

для мощных, хорошо статистически обеспеченных

нейтронных звезд GW190425 (Абботт и др.,

кривых блеска (например, для GRB 881024, Мит-

2020) также сопровождалась коротким гамма-

рофанов и др., 1990; Аттея и др., 1991). В то

всплеском, обнаруженным только экспериментом

же время статистические исследования суммарно-

го спектра мощности большого количества кривых

SPI-ACS/INTEGRAL (Позаненко и др., 2019).

блеска гамма-всплесков эксперимента BATSE по-

Гамма-вслеск не был подтвержден экспериментом

казали, что характерная переменность ансамбля

GBM/Fermi из-за затенения источника Землей.

наблюдается до минимальных масштабов 0.01 с

Оптический компонент не был найден, наиболее

(Позаненко, Лозников, 2000, 2002), что подтвер-

вероятно, из-за огромной площади начальной

ждается исследованием индивидуальных кривых

локализации гравитационно-волнового события

блеска эксперимента Swift/BAT (Тарнопольский,

GW 190425 (более 1000 кв. градусов). Эти две

Марченко, 2021).

регистрации гамма-всплесков, с одной стороны,

подтвердили гипотезу о происхождении коротких

В то время, как периодической составляющей

гамма-всплесков в результате слияния нейтронных

ни в каких кривых блеска найдено не было, в

звезд (Блинников и др., 1984; Ли, Пачински, 1998),

некоторых кривых блеска наблюдается квазипери-

одическое поведение (см., например, Тарнополь-

а с другой —поставили массу новых вопросов

о природе и свойствах килоновых и механизме

ский, Марченко, 2021). В целом спектр мощности

излучения вне конуса релятивистского выброса

описывается степенной функцией с показателем

(джета), обеспечивающего направленное излуче-

степени от -1.3 до -2.0 (Белобородов и др., 2000;

ния гамма-всплесков.

Позаненко, Лозников, 2000, 2002; Тарнопольский,

Марченко, 2021). Достоверно выяснено, что кри-

В настоящее время (октябрь 2021), начиная с

вые блеска гамма-всплесков состоят из отдель-

1997 г., статистика насчитывает около 2300 со-

ных импульсов, которые, по-видимому, и являются

бытий, зарегистрированных и локализованных в

базовыми элементами кривой блеска (см. ниже),

гамма-диапазоне с точностью не хуже 10 угловых

причем длительность импульсов не меняется от на-

минут, из них 1510 — в рентгеновском диапазоне,

чала к концу активной фазы излучения (Позаненко

879 — в виде оптического или ИК-компонента, и

и др., 1998; Митрофанов и др., 1998). В целом

около 560 гамма-всплесков, для которых удалось

физическая природа апериодического поведения

определить красное смещение. Авторы обзора от-

кривых блеска все еще не выяснена.

крыли около 10 послесвечений, определили крас-

ное смещение для 5 гамма-всплесков и первы-

ми обнаружили 4 сверхновые, ассоциированные с

3.2. Длительность и жесткость

гамма-всплесками.

Наиболее очевидной характеристикой гамма-

всплеска, получаемой из кривой блеска, является

длительность. Однако измерение длительности для

3. НАБЛЮДЕНИЯ В ГАММА-ДИАПАЗОНЕ

гамма-всплесков является непростой задачей. Во-

3.1. Особенности кривых блеска

первых, их кривые блеска уникальны и состоят из

эпизодов излучения различной формы, длительно-

В жестком рентгеновском и гамма-диапазоне

сти и интенсивности. Во-вторых, детекторы гамма-

(10 кэВ-10 МэВ) космические гамма-всплески

излучения (в основном, сцинтилляционного типа)

наблюдаются как кратковременные вспышки,

помимо излучения гамма-всплесков регистриру-

одним из основных источников информации о

ют значительное фоновое излучение от фотонов

их природе являются кривые блеска. В гамма-

и заряженных частиц, в результате чего слабо-

диапазоне кривые блеска гамма-всплесков крайне

интенсивные эпизоды излучения гамма-всплеска

разнообразны (некоторые примеры представлены

могут быть “потеряны”. Все эти факторы лишают

на рис. 1). Несмотря на то что на данный момент

возможности четко определить моменты начала и

окончания гамма-всплеска.

зарегистрировано более 13 000 гамма-всплесков¹,

до сих пор достоверно не обнаружено ни одного

За прошедшие с момента открытия гамма-

всплесков несколько десятилетий были предло-

случая, когда кривые блеска двух различных

жены различные методы определения длитель-

гамма-всплесков совпадают (см., например, Хер-

ности гамма-всплесков. Началось все с попыток

лей и др., 2019).

определить полную длительность гамма-всплеска

без четкого критерия вычисления (серия экспери-

¹По данным http://www.ssl.berkeley.edu/ipn3/

chronological.txt

ментов КОНУС в 1978-1983 гг., см., например,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

827

Мазец и др., 1981). Количественный подход был

настоящее время наблюдается в большинстве экс-

впервые применен в 1993 г. в виде параметров T₉₀ и

периментов (см., например, Минаев и др., 2010).

T₅₀ (Коувелиоту и др., 1993). Для их вычисления

В качестве примера на рис. 2 представлено рас-

используется интегральная кривая блеска: T₉₀

пределение гамма-всплесков по длительности в

(T₅₀) определяется как временной интервал, в

эксперименте SPI-ACS/INTEGRAL. В экспери-

течение которого интегральный поток от гамма-

менте BATSE/CGRO впервые была обнаружена

всплеска возрастает от 5% (25%) до 95% (75%).

также и менее выраженная бимодальность гамма-

Подобный подход позволяет минимизировать

всплесков по спектральной жесткости: короткие

влияние фонового сигнала на величину параметров

события оказались в среднем более жесткими (Ко-

длительности (Кошут и др., 1996). Предлагались

увелиоту и др., 1993). Эти особенности указывали

также и другие методы вычисления длительности,

на присутствие двух различных классов гамма-

но они не получили широкого распространения.

всплесков (короткие/жесткие и длинные/мягкие

Например, в работе (Буренин, 2000) был введен

всплески), предположительно связанных с различ-

параметр T1/3, вычисляемый по дифференциаль-

ными прародителями.

ной кривой блеска как длительность на уровне 1/3

Минимум распределения по длительности в

потока от максимума. Однако этот и подобные ему

эксперименте BATSE/CGRO приходился на

критерии (например, FWHM — длительность на

значение длительности T₉₀ ≃ 2 с, которое ста-

уровне 1/2 от максимума) не являются достаточно

ли использовать для классификации всплесков

устойчивыми, в первую очередь, из-за того, что

(всплески короче

с считались короткими).

уровень потока в максимуме кривой блеска зависит

Однако положение минимума распределения ока-

от временного разрешения кривой блеска. На дан-

залось зависимым от энергетического диапазона

ный момент параметр T₉₀ является общепринятым,

детектора: распределение, построенное по данным

хотя и не лишен недостатков (см. далее).

детекторов, имеющих более высокий энергети-

ческий порог чувствительности, было смещено в

Еще одной характеристикой гамма-всплесков

сторону меньших длительностей (см., например,

является спектральная жесткость (hardness ratio),

которая определяется как отношение потока, за-

Минаев, Позаненко, 2010). Подобную картину

регистрированного в жестком энергетическом ка-

можно объяснить спектральными особенностями

нале, к потоку в более мягком канале. Напри-

гамма-всплесков: длительность отдельных эпи-

зодов излучения гамма-всплесков действительно

мер, в эксперименте BASTE/CGRO для подсчета

уменьшается с ростом энергии фотонов: T ∼ E-0.4

жесткости обычно использовались значения ин-

струментальных потоков, выраженных в отсче-

(Фенимор и др., 1995). Также было обнаружено,

тах, в энергетических каналах (100, 300) кэВ и

что доля коротких гамма-всплесков увеличивается

с ростом нижнего порога чувствительности детек-

(50, 100) кэВ (Коувелиоту и др., 1993). Однако

тора: доля коротких гамма-всплесков в экспери-

спектральная жесткость, вычисленная как отно-

шение инструментальных потоков, является инди-

менте BATSE/CGRO составляет 25%, а в более

кативной характеристикой, поскольку зависит от

“мягком” эксперименте BAT/Swift — всего около

свойств детектора гамма-излучения. Корректным

10% (Минаев, Позаненко, 2010). Это, вероятно,

подходом для подсчета спектральной жесткости

связано с более жестким энергетическим спектром

является спектральный анализ, с помощью кото-

коротких всплесков.

рого восстанавливается исходный энергетический

Таким образом, распределение всплесков по

спектр гамма-всплеска. В этом случае спектраль-

длительности не является надежным инструментом

ная жесткость определяется как отношение по-

для классификации гамма-всплесков, поскольку

токов в двух различных энергетических каналах,

существенно зависит от характеристик прибора.

выраженных, например, в количестве падающих

Более того, наблюдаемая длительность зависит от

на единицу площади в единицу времени фотонов

расстояния до источника гамма-всплеска: T₉₀ =

в требуемом диапазоне энергий (см., например,

= T90,i(1 + z), где T90,i — длительность в системе

Минаев, Позаненко, 2017).

отсчета источника, а z — космологическое красное

смещение источника. Некоторые из более эффек-

тивных методов классификации гамма-всплесков

3.3. Традиционные методы классификации

будут рассмотрены далее.

По данным серии экспериментов КОНУС была

впервые обнаружена бимодальность распределе-

3.4. Импульсы как элементарные структуры

ния гамма-всплесков по длительности (Мазец и

кривой блеска активной фазы

др., 1981), которая позже подтвердилась в экс-

перименте BATSE/CGRO на большем статисти-

Как уже упоминалось, кривые блеска гамма-

ческом материале (Коувелиоту и др., 1993), а в

всплесков уникальны (рис. 1), однако как минимум

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

828

ПОЗАНЕНКО и др.

30 000

GRB 031214

GRB 041212

60 000

25 000

50 000

40 000

20 000

30 000

15 000

20 000

10 000

5000

Seconds

15000

GRB 100701

GRB 160625B

25 000

12 000

20 000

15 000

9000

10 000

6000

5000

Seconds

Рис. 1.

Кривые блеска

гамма-всплесков

GRB 031214, GRB 041212, GRB 100701 и GRB 160625B по данным

эксперимента SPI-ACS/INTEGRAL (по материалам работы Минаевa, Позаненко, 2017).

(

)

)1/2

одна общая черта их объединяет. Кривые блес-

⁽τ₁

λ = exp

t - t_s > 0.

ка представляют собой комбинацию элементарных

τ₂

структур — импульсов, которые имеют определен-

ную, так называемую FRED-форму (от англ. Fast

На рис. 3 в качестве примера представлена

Rise — Exponential Decay), обсуждаемую, напри-

кривая блеска гамма-всплеска GRB 050525A, со-

мер, в работах (Норрис и др., 2005; Хаккила,

стоящая из трех импульсов, каждый из которых

Приис, 2011). Она представляет собой быстрый

был аппроксимирован рассмотренной экспоненци-

экспоненциальный рост и более медленный экспо-

альной моделью.

ненциальный спад наблюдаемого потока и описы-

Количество импульсов и их параметры уникаль-

вается формулой (1), где А — амплитуда импульса,

ны для каждого гамма-всплеска — одни события

t_s — время начала импульса, τ₁ и τ₂ — параметры,

характеризуются одним-двумя хорошо изолиро-

ванными импульсами, в то время как другие со-

определяющие длительность и форму импульса.

стоят из большого числа значительно перекрываю-

Параметр τ₁ определяет форму импульса на стадии

щихся импульсов. В последнем случае параметры

роста (промежуток времени t_s < t < t_peak), а τ₂ —

индивидуальных импульсов часто определить не

форму импульса на стадии падения (промежуток

удается. Статистические закономерности в различ-

времени t_peak < t).

ных свойствах отдельных импульсов исследова-

(

)

лись, например, в работах (Хаккила и др., 2008;

τ₁

t-t_s

Хаккила, Приис, 2011; Минаев и др., 2014), где

I(t) = Aλ exp

(1)

t-t_s

τ₂

было, в частности, обнаружено, что импульсы всех

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

830

ПОЗАНЕНКО и др.

гамма-всплесков (как коротких, так и длинных)

экспоненциальный завал (см., например, Грубер и

подчиняются единым зависимостям, и их свойства

др., 2014). Излом (завал) спектра характеризуется

носят универсальный характер.

параметром E_p, который соответствует положению

максимума (либо экстремума в случае модели

Бэнда со степенным индексом β > -2) в энер-

3.5. Спектральная задержка (лаг)

гетическом спектре νF_ν . Типичное (медианное)

Одной из особенностей импульсов гамма-

значение для гамма-всплесков E_p ∼ 200 кэВ (см.,

всплесков является зависимость положения мак-

например, Пулаккил и др., 2021). Параметр E_p,

симума кривой блеска на временной оси от

как следствие, также отражает жесткость энерге-

исследуемого энергетического диапазона. Для

тического спектра — чем больше его значение, тем

исследования данного явления в большинстве слу-

больше доля высокоэнергетичного излучения.

чаев применяется кросс-корреляционный метод

анализа кривых блеска в различных энергетиче-

Гамма-всплески характеризуются множеством

ских каналах, с помощью которого вычисляется

корреляций между различными наблюдаемыми па-

спектрально-временная задержка (лаг). Лаг счи-

раметрами. Одни из наиболее известных связыва-

тается положительным, если временной профиль

ют энергетический поток со спектральной жест-

в более мягких энергетических каналах запазды-

костью. В эпоху, когда расстояния до источников

вает относительно профиля в жестких каналах.

гамма-всплесков еще не измерялись, были обна-

Для коротких гамма-всплесков характерно малое

ружены корреляции между спектральной жестко-

положительное значение лага, а в части всплес-

стью, выраженной в виде параметра E_p, с на-

ков лаг отсутствует в пределах статистической

блюдаемым пиковым (корреляция E_p-f_p), а также

ошибки (Норрис, Боннел, 2006; Жанг и др., 2006).

полным (корреляция E_p-F_tot) потоками (Митро-

Для длинных гамма-всплесков характерны более

фанов и др., 1992; Маллоззи др., 1995; Дезалей и

значимые положительные значения спектрально-

др., 1997; Лойд и др., 2000). Позже, когда началась

временной задержки, причем для них была также

эпоха оптических наблюдений гамма-всплесков с

обнаружена эмпирическая зависимость величины

успешными измерениями красного смещения их

лага от интенсивности (Норрис и др., 1996, 2000;

источников, подтвердились аналогичные корреля-

Хаккила и др, 2008; Укватта и др., 2012).

ции между спектральной жесткостью в системе от-

В работах (Хаккила и др., 2008; Хаккила, При-

счета источника всплеска (Ep,i = E_p(1 + z)) с пи-

ис, 2011; Минаев и др., 2014) обнаружено, что ве-

ковой светимостью (корреляция Ep,i - L_iso), а так-

личина лага коррелирует с длительностью импуль-

же с полной энергией всплеска в гамма-диапазоне

са, и эта корреляция носит универсальный харак-

(корреляция Ep,i-E_iso), известные как соотноше-

тер для обоих типов гамма-всплесков. Это озна-

чает, что, несмотря на различия во многих наблю-

ния Йонетоку и Амати, соответственно (Йонетоку

даемых свойствах коротких и длинных всплесков,

и др., 2004; Амати и др., 2002). E_iso представляет

физический механизм их излучения может быть

собой полную энергию, излученную в диапазоне (1,

един. В работах (Минаев и др., 2012, 2014) также

10000) кэВ в предположении изотропного распре-

показано, что для всплесков с простой времен-

деления излучения:

ной структурой и для отдельных импульсов мно-

4πD^2LF

гоимпульсных событий зависимость спектрально-

E_iso =

временной задержки от энергии описывается ло-

1+z

гарифмической функцией lag ∝ A log(E), причем

где F — полный наблюдаемый поток в диапазоне

параметр А (индекс задержки) всегда имеет поло-

(1, 10 000) кэВ, D_L — фотометрическое расстояние

жительное значение. Отрицательное или нулевое

до источника (пиковая светимость L_iso вычисля-

значения, наблюдающиеся в ряде случаев, мож-

ется аналогично). Наблюдаемый во многих слу-

но объяснить эффектом суперпозиции — наложе-

чаях излом в кривой блеска оптического и рент-

ния отдельных импульсов, составляющих гамма-

геновского послесвечения гамма-всплесков (так

всплеск, друг на друга.

называемый jet-break) послужил доказательством

неизотропного характера излучения центральной

3.6. Корреляции между энергетическими

машины всплеска — существования джета. Поло-

параметрами

жение излома на оси времени позволяет в ряде

случаев перейти от изотропных параметров энерге-

Энергетические спектры гамма-всплесков в

тики E_iso и L_iso к коллимированным эквивалентам

гамма-диапазоне, как правило, нетепловые и

чаще всего описываются эмпирической моделью

E_γ = E_iso(1 - cos θ_jet) и L_γ = L_iso(1 - cos θ_jet), где

Бэнда, предложенной в работе (Бэнд и др., 1993),

θ_jet — угол раствора конуса джета. Впоследствии

представляющей собой степенную модель с изло-

была обнаружена корреляция между полной энер-

мом. В ряде случаев вместо излома наблюдается

гией джета и спектральной жесткостью (Ep,i-E_γ ),

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

831

10 000

1000

Тип I (короткие)

GRB

100

0.1

Тип II (длинные)

GRB

0.01

10⁴⁵

10⁴⁷

10⁴⁹

10⁵¹

10⁵³

10⁵⁵

E_iso (erg)

Рис. 4. Диаграмма Ep,i-Eiso для гамма-всплесков типа I (черные квадраты), типа II (серые кружки) с соответствующими

результатами аппроксимации (сплошные линии), а также 2σ областями корреляции (штриховые линии). По материалам

работ Минаева, Позаненко (2020, 2021).

также известная как соотношение Гирлянды (Жир-

Ep,i, опубликованной в работах (Минаев, Позанен-

лянда и др., 2004).

ко, 2020, 2021). Там же было обнаружено, что кор-

реляция для обоих типов гамма-всплесков описы-

вается степенным законом с единым показателем

3.7. Корреляция Ep,i-E_iso и диаграмма T90,i-EH,

степени α = -0.4, и высказано предположение,

использование их для классификации

что это может свидетельствовать об аналогичных

свойствах структуры выброса и механизма излу-

Рассмотрим корреляцию Ep,i-E_iso (Амати)

чения. Обнаруженная особенность может быть

подробнее. Ее природа до сих пор не выяснена.

также использована для классификации гамма-

Одно из возможных объяснений подразумевает

всплесков, поскольку область корреляции гамма-

эффекты угла зрения: чем меньше угол между

всплесков типа I (коротких) находится выше

линией источник-наблюдатель и осью джета,

области корреляции всплесков типа II (длинных)

тем более ярким и спектрально жестким будет

(Минаев, Позаненко, 2020а,б). В работе (Минаев,

гамма-всплеск. В рамках этого предположения

Позаненко, 2020а) введен параметр EH (фор-

мула (2)), характеризующий положение гамма-

корреляция будет иметь вид Ep,i ∼ E1/3iso в случае

всплеска на диаграмме Ep,i-E_iso. Гамма-всплески

неизотропного выброса — джета (Эйхлер, Левин-

типа I, по сравнению с гамма-всплесками типа

сон, 2004; Левинсон, Эйхлер, 2005; Позаненко и

II, обладают большей жесткостью спектра Ep,i

др., 2018). Таким образом, наблюдаемое поведение

при меньшем значении полной энергии E_iso, и, как

корреляции может прояснить некоторые свойства

следствие, большим значением параметра EH.

механизма излучения и структуры выброса. На

рис.

представлена корреляция Ep,i-E_iso для

(E_p,i/100 keV)

EH =

(2)

одной из наиболее полных на сегодняшний день

(E_iso/10⁵¹ erg)0.4

выборок из

317

гамма-всплесков с известным

красным смещением и определенным параметром

Наиболее эффективный метод классификации

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

832

ПОЗАНЕНКО и др.

100

Тип I (короткие)

GRB

Тип II (длинные)

GRB

0.1

0.01

0.1

100

1000

10 000

T90, i, s

Рис. 5. Диаграмма T90,i-EH для гамма-всплесков типа I (черные квадраты), типа II (серые кружки) с соответствующими

результатами кластерного анализа (1σ и 2σ области кластеров показаны жирными сплошными и тонкими штриховыми

кривыми). По материалам работ Минаева, Позаненко (2020а, 2021).

гамма-всплесков предполагает совместный анализ

гамма-квантов в диапазоне E > 650 ГэВ было

параметра EH и параметра длительности T90,i,

зарегистрировано в эксперименте Milagrito во

измеренного в системе отсчета источника (Мина-

время всплеска GRB 970417A (Аткинс и др.,

ев, Позаненко, 2020а). На рис. 5 представлена

2003). Также можно отметить гамма-всплеск

диаграмма T90,i-EH для 317 гамма-всплесков из

GRB 190114C, который был зарегистрирован в

работ (Минаев, Позаненко, 2020а, 2021), кото-

наземном эксперименте MAGIC в диапазоне выше

рая обеспечивает наилучшее разделение на груп-

0.3-1 ТэВ (Акциари и др., 2019). По данным

пы длинных/мягких и коротких/жестких всплес-

MAGIC было показано наличие существенного

ков (наименьшую область пересечения) среди из-

межгалактического поглощения (EBL), которое

вестных систем классификации. Более того, с по-

привело к значительному искажению формы

мощью данной диаграммы можно выделять ги-

энергетического спектра и ослаблению потока

гантские вспышки источников мягкого повторного

в диапазоне 0.3-1 ТэВ более чем на порядок

гамма-излучения (SGR) на фоне коротких гамма-

(красное смещение источника гамма-всплеска z =

всплесков (Минаев, Позаненко, 2020б).

= 0.43). В настоящее время высокоэнергетическая

компонента гамма-всплесков регистрируется в

3.8. Высокоэнергетическое излучение

спутниковых экспериментах AGILE и Fermi/LAT.

Например, в эксперименте AGILE для гамма-

Гамма-излучение с энергией E > 20 МэВ

всплеска GRB 080514B было зарегистрировано

впервые было зарегистрировано в эксперименте

излучение с энергией до 300 МэВ, которое продол-

EGRET/CGRO для 28 гамма-всплесков в пе-

жалось более 13 с, в то время как гамма-излучение

риод 1991-2000 гг. (Канеко и др., 2008). Среди

низкой энергии длилось только 7 с (Гийлиани и др.,

них можно, например, выделить гамма-всплеск

GRB 940217, жесткое излучение которого дли-

2008). Эксперимент Fermi/LAT зарегистрировал

лось ∼1.5 ч после всплеска и включало в себя

на данный момент около 200 гамма-всплесков в

18 фотонов с энергией порядка 1 ГэВ. Несколько

диапазоне выше 30 МэВ (Ажелло и др., 2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

833

Высокоэнергетическое излучение наблюдается

меньшую интенсивность и длительность по от-

как во время коротких, так и во время длин-

ношению к нему. В работе (Кошут и др., 1995)

ных гамма-всплесков (к примеру, GRB 090510 и

на свойства предвсплеска накладывается допол-

GRB 090926), причем в большинстве случаев его

нительное условие — промежуток времени меж-

длительность существенно (в десятки раз) превы-

ду предвсплеском и основным эпизодом гамма-

шает длительность низкоэнергетического гамма-

всплеска должен превышать длительность T₉₀ ос-

излучения и обычно имеет степенной характер па-

новного эпизода. Кривые блеска гамма-всплесков,

дения энергетического потока со временем (Ажел-

как правило, имеют сложную структуру и состоят

ло и др., 2019). Это позволяет сделать предпо-

из нескольких импульсов и эпизодов (комплексов

ложение о высокоэнергетической компоненте как

импульсов) излучения, в том числе хорошо раз-

жестком послесвечении гамма-всплесков и о воз-

деленных по времени, причем их интенсивность,

можной связи с продленным излучением в суб-

длительность, а также временной интервал между

МэВном диапазоне, также в некоторых случаях

ними, не зависят от их относительного местополо-

имеющим степенной характер кривой блеска (Ми-

жения в кривой блеска гамма-всплеска. Поэтому

нельзя исключать и того, что предвсплески явля-

наев, Позаненко, 2017). При этом высокоэнер-

ются на самом деле лишь отдельными эпизодами

гетическое излучение проявляет себя как допол-

нительный компонент в энергетическом спектре,

активной фазы гамма-всплеска и не связаны с

описывающийся степенной моделью с показателем

иным механизмом и/или источником излучения.

Γ ∼ -2. Вследствие этого гамма-всплески, обна-

Вероятность этого может быть велика, например,

руженные в эксперименте Fermi/LAT в диапазоне

для предвсплесков, обнаруженных в работе (Троя

выше 30 МэВ, не представляют собой подвыборку

и др., 2010), где использовался наиболее мягкий

ярчайших событий (Ажелло и др., 2019), как следо-

критерий их отбора. Поэтому положительные ре-

вало бы ожидать в случае, если излучение высокой

зультаты поиска предвсплесков требуют дополни-

энергии связано лишь с компонентой, соответству-

тельных проверок, которые были, в частности, осу-

ющей импульсам активной фазы всплеска в суб-

ществлены в работе (Минаев, Позаненко, 2017),

МэВном диапазоне. Тем не менее в некоторых

где проводился анализ кривых блеска 519 коротких

случаях временной профиль всплеска на высоких

гамма-всплесков, зарегистрированных в экспери-

энергиях действительно повторяет профиль на низ-

менте SPI-ACS/INTEGRAL. В единичных случа-

ких энергиях, что предполагает единую природу из-

ях найдены и детально исследованы кандидаты в

лучения и отсутствие дополнительной компоненты

предвсплески по данным различных эксперимен-

на высоких энергиях. Таким образом, наблюдается

тов. Кривая блеска наиболее достоверного из них,

бимодальность поведения гамма-всплесков на вы-

обнаруженного для GRB 130310A, представлена

соких энергиях.

на рис. 6. Однако, как показано в работе (Минаев,

Природа дополнительной высокоэнергетиче-

Позаненко, 2017), этот гамма-всплеск может на

ской компоненты и условия ее возникновения не

самом деле принадлежать классу длинных гамма-

выяснены, что делает ее исследования актуальной

всплесков. Как следствие, убедительные свиде-

и важной задачей науки о гамма-всплесках.

тельства в пользу существования предвсплесков

Открытым является вопрос о максимально воз-

коротких гамма-всплесков в работе (Минаев, По-

можной энергии фотонов, излучаемых в гамма-

заненко, 2017) не найдены, и показано, что доля ко-

ротких гамма-всплесков, имеющих предвсплески,

всплесках. На данный момент, наиболее энерге-

тичные фотоны зарегистрированы с помощью экс-

составляет менее 0.4% от всех коротких всплесков.

перимента MAGIC с энергией до 1 ТэВ (Акциари и

При этом предвсплески длинных всплесков могут

др., 2019).

быть объяснены в рамках основных моделей их

источников и связаны с выходом ударной волны на

поверхность звезды-прародителя гамма-всплеска

3.9. Предвсплески

(Макфадин, Вусли, 1999). Предвсплески коротких

всплесков в рамках основных моделей не пред-

Еще в эпоху космической обсерватории CGRO

сказываются, что также ставит под сомнение их

в кривых блеска некоторых гамма-всплесков бы-

существование. Есть предположение, что они могут

ла обнаружена активность до начала основно-

быть связаны с пересоединением силовых линий

го эпизода — предвсплески (precursors) (Кошут и

магнитного поля нейтронных звезд непосредствен-

др., 1995; Лаззати, 2005; Троя и др., 2010; Жанг

но перед слиянием (см., например, Троя и др.,

и др., 2018). Однако четкого понимания приро-

2010).

ды предвсплесков до сих пор нет, как и еди-

ного определения самого термина и соответству-

3.10. Продленное излучение

ющих критериев поиска. В работе (Троя и др.,

2010) предвсплеском считается эпизод активности

Помимо активности до начала основного эпизо-

всплеска, предшествующий основному, имеющий

да, гамма-всплески также характеризуются и ак-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

834

ПОЗАНЕНКО и др.

3000

GBM/Fermi

2000

1000

100

20 000

SPI-ACS/INTEGRAL

10 000

1500

1000

500

Время относительно максимума, с

Рис. 6. Кривая блеска гамма-всплеска GRB 130310A по данным SPI-ACS/INTEGRAL (внизу) и GBM/Fermi в

энергетическом диапазоне (0.1, 10) МэВ (вверху). По горизонтальной оси — время относительно максимума в секундах.

По вертикальной оси — количество отсчетов за 0.05 с. Стрелкой отмечен кандидат в предвсплеск. По материалам работы

Минаев, Позаненко (2017).

тивностью после него. Этот дополнительный ком-

Среди них можно выделить три: высокоэнергети-

понент получил название продленное излучение

ческая часть послесвечения (Минаев, Позаненко,

(extended emission) и был обнаружен в ряде экс-

2017), активность сформировавшегося в процес-

периментов как в индивидуальных кривых блеска

се взрыва магнетара (Мецгер и др., 2008), двух-

(Буренин, 2000; Норрис, Боннел, 2006; Минаев,

джетовая модель центральной машины (Барков,

Позаненко, 2010; Мозгунов и др., 2021), так и в

Позаненко, 2011). Указанные модели не исключа-

усредненной кривой блеска ансамбля всплесков

ют друг друга, поэтому возможно существование

(Лаззати и др., 2001; Коннатон, 2002; Фредерикс

нескольких типов продленного излучения корот-

и др., 2004; Монтанари и др., 2005; Минаев, По-

ких гамма-всплесков (Минаев, Позаненко, 2017).

заненко, 2010; Мозгунов и др., 2021). Продленное

Действительно, для длинных гамма-всплесков бы-

излучение коротких гамма-всплесков, как прави-

ло обнаружено два типа продленного излучения

ло, представляет собой слабый и тусклый хвост

(Мозгунов и др., 2021). Один из них представляет

длительностью несколько десятков секунд и имеет

собой дополнительный компонент кривой блеска,

более мягкий энергетический спектр (выше доля

характеризующийся степенным падением потока с

показателем степени γ ≃ -1, что типично для ком-

малоэнергетичных фотонов) по сравнению с основ-

понента послесвечения гамма-всплесков. Второй

ным эпизодом, чьи свойства типичны для обыч-

тип представляет собой степенное падение потока

ных коротких гамма-всплесков. Один из наибо-

основной фазы (обычно гамма-всплески характе-

лее характерных и известных примеров — гамма-

ризуются экспоненциальным падением). Вероят-

всплеск GRB 060614 (Джерелс и др., 2006).

но, продленное излучение в данном случае пред-

Предложено несколько теоретических моделей

ставляет собой нагромождение экспоненциальных

продленного излучения коротких гамма-всплесков. хвостов большого числа импульсов, из которых

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

835

100 000

GRB 031214

10 000

1000

100

Продленное излучение

0.1

100

Секунды от начала всплеска

100 000

GRB 130427A

10 000

1000

100

Продленное излучение

0.1

100

1000

Секунды от начала всплеска

Рис. 7. Криваяблеска гамма-всплесков GRB 031214(вверху) и GRB 130427A (внизу)по даннымSPI-ACS/INTEGRAL.

По горизонтальной оси — время от начала всплеска в секундах. По вертикальной оси — количество отсчетов за 0.05 с.

Компонент продленного излучения показан штриховыми овальными контурами. По материалам работ Минаева и др.

(2010), Мозгунова и др. (2021).

состоит активная фаза всплеска. На рис. 7 пред-

эпизод основной фазы, начинающийся через 120 с

ставлены кривые блеска короткого GRB 031214

относительно начала гамма-всплеска (рис. 7).

и длинного GRB 130427A гамма-всплесков, про-

дленное излучение которых было обнаружено в

4. ОПТИЧЕСКИЕ КОМПОНЕНТЫ

работах (Минаев и др., 2010; Мозгунов и др., 2021),

ГАММА-ВСПЛЕСКОВ

соответственно. В обоих случаях продленное из-

лучение представляет собой отдельный компонент

Оптические проявления космических гамма-

кривой блеска длительностью около 500 с для

всплесков условно можно разбить на четыре фазы,

GRB 031214 и 5000 с для GRB 130427A, при-

каждая из которых явно выделяется на кривой

чем для GRB 130427A на компонент продленного

блеска и определяется разными процессами и

излучения накладывается также отдельно стоящий

механизмами излучения (рис. 8).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

836

ПОЗАНЕНКО и др.

10⁰

Активная фаза

Послесвечение

10¹

Сверхновая

10²

Родит. галактика

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10⁸

10⁹

10⁵

10⁴

10³

10²

10¹

10⁰

10¹

10²

Время относительно начала всплеска (сут)

Рис. 8. Схематическое изображение стадий эволюции оптического компонента гамма-всплеска. Энергетический поток

по оси ординат отложен условно, время появления компонента сверхновой (или килоновой) может варьироваться на

порядок в зависимости от типа (сверхновая или килоновая) и красного смещения источника.

Сначала наблюдается излучение активной фазы

так много успешных наблюдений в рентгеновском

(одновременно с гамма-излучением и определяю-

и оптическом диапазонах, и они совершенно отсут-

щееся, в основном, работой центральной машины

ствуют в радио.

всплеска), затем в кривой блеска начинает домини-

Действительно, гамма-детекторы позволяют

ровать послесвечение, образующееся при взаимо-

охватывать своим полем зрения большие площади

действии выброшенного джетом вещества с окру-

на небе для успешного мониторинга и регистрации

жающей средой и характеризующееся монотонным

гамма-транзиента с первых моментов события.

степенным падением блеска. Затем, на масштабах

Оптические инструменты обладают существенны-

десятка дней, монотонное падение блеска может

ми ограничениями по размеру поля зрения и, со-

смениться даже поярчанием, связанным с домини-

ответственно, проценту охватываемого неба, а при

рованием сверхновой. Заключительной фазой кри-

увеличении поля зрения происходит значительное

вой блеска является выход на уровень постоянного

уменьшение чувствительности инструмента.

излучения родительской галактики источника.

Наблюдения излучения активной фазы гамма-

всплеска в рентгеновском, оптическом и радио-

диапазонах сопровождаются рядом трудностей. (1)

4.1. Излучение в активной фазе

Апертурные телескопы имеют малое поле зрения,

Активной фазой гамма-всплеска называют на-

потому вероятность того, что область наблюдения

блюдаемый период работы центральной машины,

одновременно будет покрыта телескопами рентге-

ответственной за выброс всей энергии всплеска

новского, оптического и радиодиапазона, чрезвы-

и сопровождаемой тем самым гамма-излучением,

чайно мала даже для случая соосного располо-

которое и дало название явлению. В англоязыч-

жения телескопов. (2) После регистрации гамма-

ной литературе принят термин “prompt emission”.

всплеска орбитальным телескопом требуется неко-

Естественно ожидать, что работа центральной ма-

торое, впрочем, небольшое время для определе-

шины также может сопровождаться оптическим

ния координат источника, время для их передачи

излучением. Однако за более чем 50-летнюю исто-

наземным приемным станциям и затем — телеско-

рию изучения гамма-всплесков насчитывается не

пам, время для наведения телескопа на источник.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

837

Суммарно это время составляет не менее 30 с.

(Акерлоф и др., 1999а,б). Робот-телескоп начал

Кроме того, естественным ограничением являет-

наземные оптические наблюдения всплеска уже

ся (3) короткое время работы самой центральной

через

22.18

с после его регистрации экспери-

машины и еще меньшее время, соответствующее

ментом BATSE (гамма-всплеск был также за-

длительности наблюдаемого излучения. Таким об-

регистрирован телескопами COMPTEL/CGRO,

разом, активную фазу можно наблюдать у длинных

WFC/BeppoSAX). Длительность всплеска в

гамма всплесков с длительностью более 30 с, и

гамма-диапазоне составила около 100 с, так что

невозможно — для менее длительных, в том числе

телескопу ROTSE-I удалось зарегистрировать

и для класса коротких гамма-всплесков с длитель-

синхронное оптическое излучение, сопровождав-

ностью менее 2 с.

шее гамма-всплеск. В пике своей яркости оно

До сих пор основным методом работы оптиче-

достигло 9-й звездной величины.

ских телескопов в исследовании гамма-всплесков

является алертный метод, когда роботизированный

телескоп принимает координаты зарегистрирован-

4.2. Послесвечение

ного гамма-всплеска от космической обсерватории

и, прерывая текущие программы наблюдений, пе-

Впервые оптическое послесвечение гамма-

ренаводится на вновь открытый объект.

всплеска было зарегистрировано для события

Современные технологии и роботизированные

GRB 970228, благодаря более точной локализации

телескопы позволяют сократить время передачи

всплеска, полученной по рентгеновским данным

координат и время наведения инструмента, но тех-

обсерватории BeppoSAX (Гварнери и др., 1997;

нологический предел уменьшения времени преодо-

Гроот и др., 1997). С 2004 г. с началом работы

леть невозможно.

космической обсерватории Swift рентгеновское

По такой схеме функционировали и продолжа-

послесвечение, а следовательно, и локализация

ют работать многие телескопы и сети, это, на-

с точностью до нескольких угловых секунд есть

у ∼70% всех всплесков, а оптический компонент

пример, ROTSE², LOTIS (Вилльямс и др., 2008),

найден для ∼40 %⁶.

KAIT³, BOOTES (Кастро-Тирадо и др., 2012),

MASTER (Липунов и др., 2010), NUTTelA (Грос-

За почти 25 лет наблюдений оптических по-

сан, Максут, 2020).

слесвечений статистика полученных кривых блеска

говорит о том, что все они имеют примерно похо-

Ключом к решению проблемы может стать идея

постоянного мониторинга неба в поисках оптиче-

жую форму степенного падения со временем, на

которую в ряде случаев накладываются дополни-

ских транзиентов (Пачински, 2001) или, по крайней

тельные вспышки, квазипеременная структура, из-

мере, синхронного мониторинга одной и той же

ломы и значительные повышения блеска, связан-

части неба орбитальными и наземными телеско-

ные с проявлением сверхновых (см. раздел 3.3) или

пами (Позаненко и др., 2003). Для совмещения

килоновых (см. раздел 3.4). В среднем на началь-

большого поля зрения и хорошей проницаемо-

ном этапе наблюдений послесвечение имеет блеск

сти можно использовать комбинацию из масси-

12-18 звездных величин и спадает по степенному

ва малых широкоугольных камер, обеспечиваю-

щих покрытие неба, и большого исследователь-

закону F ∼ t^-α с показателем степени α ∼ 1-3

ского телескопа, перенаводящегося при поступ-

(рис. 9, Канн и др., 2010). Время наблюдения по-

лении алерта (Бескин и др., 2005). Такие те-

слесвечения ограничено его яркостью и проница-

лескопы действительно были сконструированы и

ющей способностью используемых инструментов.

В среднем послесвечения наблюдаются 2-10 дней,

построены, это проекты WFOC/Favor (Карпов и

в случае очень ярких объектов могут наблюдаться

др., 2004), RAPTOR (Вестранд и др., 2002), Pi

и до нескольких месяцев (напр., GRB 030329,

of the sky⁴, Mini-MegaTORTORA (Карпов и др.,

GRB 130427A, GRB 171205A).

2013), GWAC⁵. Часть из них использует массив

Гипотезы, объясняющие форму кривых блеска

из нескольких телескопов малой апертуры, поз-

оптических послесвечений, высказывались еще за

воляющий покрывать совместным полем зрения

5 лет до открытия первого оптического компо-

значительную часть неба.

нента (Месзарос, Рис, 1992; Нараян и др., 1992;

Первым существенным успехом эксперимента

Рис, Месзарос, 1994; Бисноватый-Коган, Тимо-

ROTSE-I стала регистрация синхронного оптиче-

хин, 1997). Полученные позже оптические наблю-

ского излучения от гамма-всплеска GRB 990123

дения помогли подтвердить эти гипотезы и разра-

ботать математическую модель формирования из-

²http://www.rotse.net

лучения послесвечения (Сари, Пиран, 1997; Кохен

³https://w.astro.berkeley.edu/bait/kait.html

⁴https://www.pi.fuw.edu.pl

и др., 1998). В реальных астрофизических условиях

⁵https://www.svom.eu/en/portfolio/

gwac-ground-wide-angle-telescope/

⁶https://www.mpe.mpg.de/~jcg/grbgen.html

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

838

ПОЗАНЕНКО и др.

080319B

061007

990123

050904

030329

081203A

090902B

050603

090926A

070125

071122

080129

060729

080913

070802

10³

10²

10¹

10⁰

10¹

10²

t (days after burst in the observer frame)

Рис. 9. Представлены кривые блеска послесвечения длинных гамма-всплесков в оптическом диапазоне (Канн и др.,

2010). Отмечены некоторые индивидуальные гамма-всплески. Прослеживаются характерные этапы — активная фаза,

начало послесвечения, степенная зависимость потока от времени, джет-брейк, а также огромный динамический диапазон

наблюдаемых послесвечений в одно и то же время после всплеска, например, на момент 0.1 день после регистрации

гамма-всплеска в гамма-диапазоне разброс блеска послесвечения составляет 11 звездных величин. Можно также

увидеть недостаточное покрытие наблюдениями активной фазы гамма-всплеска (т.е. начального периода излучения).

ультрарелятивистское движение вещества, выбро-

са в энергию нетепловых частиц, которая потом

шенного центральной машиной, при столкновении

трансформируется в синхротронное излучение. Это

с межзвездной средой будет порождать ударные

же объясняет тот факт, что кривые блеска после-

волны, как внешние, распространяющиеся в среде

свечений имеют ахроматический характер падения

по ходу движения релятивистского выброса, так и

со временем.

внутренние, отраженные от среды или налетающие

В рамках описанного механизма также просто

друг на друга оболочки, имеющие разную скорость.

объясняется присутствие в большой части случаев

Присутствие магнитных полей в ударной волне

излома на кривой блеска, связанного с коллими-

приводит к эффективному высвечиванию энергии

рованностью выброса (в англоязычной литературе

синхротронным излучением нетепловых частиц вы-

повсеместно используется термин “джет-брейк” —

броса. В случае ультрарелятивистских ударных

“jet-break”). Это можно описать как смену “ре-

волн существует автомодельное решение, в ко-

жимов” темпа спадания блеска. Пока скорость

тором эволюция физических параметров ударной

излучающей области велика, Лоренц-фактор

волны описывается степенным от времени законом

Γ > 1/Δθ, из-за эффекта релятивистской абер-

(Блэндфорд, МакКи, 1976). На ударных фронтах

рации излучения наблюдатель не может отличить

происходит переход кинетической энергии выбро-

ситуацию от сферически-симметричной. Однако по

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 12

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

839

GRB/SN

GRB/SN Golden Sample

191019A

211023A

181201A

200219C

201015A

190829A

Time since trigger, days (rest frame)

Рис. 10. График задержки положения максимума кривой блеска сверхновой после начала всплеска в зависимости от

абсолютной звездной величины максимума в системе покоя источника. По оси Х — время между максимумом кривой

блеска сверхновой и регистрацией всплеска в гамма-диапазоне, по оси Y — абсолютная звездная величина максимума.

Время приведено в системе покоя источника, абсолютная звездная величина приведена в фильтре V также в системе

покоя источника. Приведены только те сверхновые, для которых есть возможность определить эти параметры. Цифрами

обозначены недавние гамма-всплески, для которых удалось обнаружить сверхновые и определить их параметры.

Определение звездной величины в фильтре V в системе отсчета источника возможно лишь приблизительно: для тех

случаев, когда имеется многоцветная кривая блеска, или же наблюдения в каком-либо фильтре в системе наблюдателя

примерно соответствуют центру максимума пропускания фильтра V в системе покоя источника. Подробнее см. (Белкин

и др., 2020).

мере торможения ударной волны в момент Γ_jb =

со сверхновыми типа Ic, представляющими из се-

= 1/Δθ_jb в область причинной связности попадают

бя коллапс ядра массивной звезды, с которого

внешние границы джета, и уменьшение потока при

предварительно была сброшена вся водородно-

прочих равных условиях начинает происходить

гелиевая оболочка. Наблюдательно это проявляет-

быстрее, чем в сферически-симметричном случае,

ся в виде уплощения или даже подъема потока на

поскольку видимый размер излучающей области

кривой блеска на фоне монотонного падения блес-

перестает расти по мере торможения. Если аппрок-

ка от послесвечения, а в спектрах в этот момент по-

симировать кривую блеска степенным законом с

являются широкие линии, характерные для сверх-

изломом (см., например, Буерман и др., 1999) и

новых типа Ic со скоростью движения оболочки

порядка десятков тысяч километров в секунду.

найти момент, соответствующий джет-брейку, то

можно оценить угол раствора конуса выброса,

Гипотезу о существовании подобных сверхновым

который обычно составляет порядка нескольких

быстро движущихся фотосфер у гамма-всплесков

градусов. Джет-брейк также происходит ахрома-

высказал Пачинский в 1986 г., задолго от откры-

тично на кривых блеска оптического излучения.

тия первого оптического компонента (Пачински,

1986). Первым наблюдательным проявлением свя-

зи гамма-всплесков и сверхновых стало событие

4.3. Связь гамма-всплесков со сверхновыми

GRB 980425, для которого было обнаружено оп-

тическое послесвечение, а через несколько дней

В последнее десятилетие интенсивное изуче-

в той же области неба была обнаружена сверх-

ние кривых блеска послесвечений длинных гамма-

новая SN 1998bw, классифицированная как Ic.

всплесков позволило прочно установить их связь

Близкое расположение источника на z = 0.0085,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

840

ПОЗАНЕНКО и др.

(а)

GRB 030329/SN 2003dh

(б)

15.5

April 3.10

April 8.13

April 10.01

April 17.01

April 22.00

16.0

May 1.02

16.5

i 4

17.0

B + 2

17.5

SN 1998bw after 33 d

u + 4

4000

6000

8000

10 000

10⁰

10¹

10²

10³

Observed wavelength (Å)

T T₀, days

Рис. 11. (a, левый рисунок) Пример спектроскопического проявления признака сверхновой в послесвечении гамма-

всплеска GRB 030329. Спектр, снятый 4 апреля, имеет обычный для гамма-всплесков степенной вид, а 10 апреля уже

явно видны широкие линии поглощения, характерные для образующейся движущейся фотосферы сверхновой. Черной

пунктирной линией показан для сравнения спектр сверхновой SN 1998bw в той же фазе, что и спектр, снятый 1 мая

(см. Хьорт и др., 2003). (б, правый рисунок) Пример проявления признака сверхновой в кривой блеска гамма-всплеска

GRB 130702A. Хорошо видно, как идущее в начале послесвечения ахроматичное степенное падение блеска постепенно

сменяется ахроматичным ростом, характерным для кривых блеска сверхновых, который впоследствии выходит на

уровень родительской галактики (см. Вольнова и др., 2017).

что соответствует примерно 37 Мпк, позволило

линия FeII), характерных для сверхновых типа Ic

получить детальную многоцветную кривую блеска

(рис. 11a). Ширина линий при моделировании их

сверхновой (Галама и др., 1998; Ивамото и др.,

профиля соответствует скорости движения фото-

1998; Кулкарни и др., 1998). Следующим событи-

сферы порядка 20 000-30 000 км/с (см., напри-

ем, подтверждающим эту связь, стал очень яркий

мер, Вольнова и др., 2017). В фотометрическом

всплеск GRB 030329, произошедший на расстоя-

плане сверхновая может проявиться как повы-

нии z = 0.1685 и ассоциированный со сверхновой

шение блеска на 10-20-й день после всплеска,

SN 2003dh, которая также относилась к типу Ic

в зависимости от расстояния до источника. На

(Хьорт и др., 2003; Станек и др., 2003; Маттесон

обычное для всплесков ахроматичное степенное

и др., 2003). Энерговыделение в обоих событиях

падение блеска накладывается хроматический рост

по оценкам превосходило 10⁵² эрг, что превышало

излучения (синяя часть спектра растет быстрее

энергетику всех известных сверхновых, отчего был

красной), идущего от формирующейся фотосферы

введен термин гиперновая, предложенный Пачин-

сверхновой. После максимума, выглядящего на

ским в 1998 г. (Пачински, 1998).

кривой блеска как горб или плато (в зависимости

С наблюдательной точки зрения сверхновая

от яркости компонента сверхновой), следует экс-

проявляется в виде изменений в спектре после-

поненциальное падение, характерное для распада

свечения всплеска и одновременно в увеличении

синтезировавшихся элементов, в основном, Ni⁵⁶,

потока. На спектральных снимках это выглядит как

которое постепенно выходит на уровень блеска

быстрое, за несколько дней, появление широких

родительской галактики (рис. 11б). Однако есть

линий (ИК-триплет CaII, OI на λ = 7774

A, линии

и примеры, когда на фоне необычно яркого по-

поглощения CaII H&K, и постепенно растущая

слесвечения фотометрический вклад от сверхновой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

841

был практически не заметен на кривой блеска, на-

для которого параметры известны заранее. В изу-

пример, в таких ярких событиях, как GRB 030329

чении сверхновых, связанных с гамма-всплесками,

(Липкин и др., 2004) или GRB 130427A (Перли и

таким шаблоном стала кривая блеска источника

др., 2014). На середину 2021 г. открыто 27 сверх-

SN 1998bw. Близость источника и относительно

новых, подтвержденных спектроскопическими на-

малая яркость оптического послесвечения позво-

блюдениями, и более 50 сверхновых в виде фо-

лили построить детальную многоцветную кривую

тометрического признака на кривых блеска. Для

сверхновой (Клочиатти и др., 2011), а также опре-

проверки того, что поярчание связано действитель-

делить ее основные параметры (массу предсверх-

но со сверхновой, а не с другими немонотонно-

новой, массу выброса и остатка, энергию взрыва

стями в кривой блеска (см., например, Мазаева и

и массу образованного Ni⁵⁶) с помощью модели

др., 2018), можно использовать график задержки

сферически симметричного взрыва, гидродинами-

положения максимума кривой блеска сверхновой

ческого переноса излучения и вклада от радиоак-

после начала всплеска в зависимости от абсо-

тивного распада никеля в “хвосте” (Накамура и

лютной звездной величины максимума в системе

др., 2000). Если предположить, что все сверхновые,

покоя источника (Белкин и др., 2020). На рис. 10

связанные с гамма-всплесками, образуются вслед-

представлены актуальные данные описанных выше

ствие одних и тех же физических процессов, то

параметров для известных сверхновых.

форма их кривых блеска должна быть одинаковой,

Так же можно отметить, что все длинные гамма-

с естественным масштабированием по времени, за-

всплески с красным смещением z < 0.4 имеют ас-

висящим от красного смещения источника. В таком

социацию со сверхновой, а самый далекий всплеск

случае, если вписать такую шаблонную кривую

GRB 021211 с признаком сверхновой имеет z ∼ 1

блеска в изучаемую кривую, масштабирование по

(Делла Валле и др., 2004).

потоку и даст оценку коэффициента, во сколько

раз параметры изучаемой сверхновой отличаются

Для того чтобы оценить физические параметры

от шаблона (см., например, Ферреро и др., 2006).

сверхновой, кроме фотосферной скорости, получа-

емой из моделирования линий в спектре, необхо-

Другим методом, основанным на кривой блеска

димо вычленить вклад ее блеска в общее излуче-

SN 1998bw как на шаблоне, является полуэмпи-

ние от источника (послесвечение + сверхновая +

рический метод, предложенный в работе (Кано,

+ родительская галактика), построить отдельно ее

2013). В данном методе наблюдаемая боломет-

кривую блеска и подобрать модель, которая бы

рическая кривая блеска сверхновой SN 1998bw

при заданных массе, радиусе, химсоставе звезды

принимается за шаблон, после чего аппроксими-

и энергии взрыва позволяла бы наилучшим обра-

руется аналитической моделью, построенной на

зом описать наблюдательные данные. Для получе-

простых предположениях: сферически симметрич-

ния чистой кривой блеска компонента сверхновой

ный взрыв, равномерное расширение выброса, весь

необходимо учесть вклад от родительской галакти-

образующийся Ni⁵⁶ сосредоточен в центре и не

ки и послесвечения гамма-всплеска. Если галак-

перемешивается с оставшейся оболочкой, наблю-

тика вносит постоянный вклад в поток, который

дается фотосфера, излучение является доминирую-

легко учесть, то блеск послесвечения спадает по

щим механизмом уноса энергии, начальный радиус

степенному закону, и его необходимо моделировать

предсверхновой стремится к нулю (Арнетт, 1982).

отдельно. Однако вклад сверхновой и послесвече-

Из наилучшей модели определяются параметры

ния в оптическом диапазоне бывает трудно разде-

взрыва звезды. Предполагается, что болометриче-

лить из-за большой яркости первой и малой ярко-

ские кривые блеска других сверхновых Ic, ассоци-

сти второго. Свойство ахроматизма послесвечения

ируемых с гамма-всплесками, имеют ту же форму,

позволяет использовать для моделирования закона

изменяясь лишь по двум параметрам: s растяже-

падения блеска послесвечения кривую блеска его

ние/сжатие времени за счет красного смещения и

рентгеновского компонента, которая будет иметь ту

k масштабирование по светимости. Вписывая ана-

же форму, что и кривая в оптическом диапазоне, от-

литическую болометрическую модель SN 1998bw в

личаясь лишь нормировкой. Определив темп паде-

другие наблюдаемые кривые сверхновых Ic, можно

ния блеска по рентгеновским данным, а нормиров-

определить факторы масштабирования, а из них —

ку по ранним наблюдениям послесвечения, можно

энергию взрыва, массу выброса и отдельно обра-

построить модель кривой блеска послесвечения и

вычесть ее из общей кривой блеска, наравне с

зовавшегося Ni⁵⁶, и энергетику взрыва (Кано и др.,

вкладом родительской галактики.

2014).

Получившаяся кривая блеска сверхновой мо-

Еще одним, физически обоснованным, но и

жет быть промоделирована несколькими способа-

наиболее трудоемким, является метод численно-

ми для оценки физических параметров взрыва, его

го моделирования кривых блеска с помощью ра-

начальных условий и остатка. Первым и самым

диационных гидродинамических кодов. Например,

простым является сравнение с неким шаблоном,

код многогрупповой радиационной гидродинамики

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

842

ПОЗАНЕНКО и др.

STELLA (Блинников и др., 1998, 2006) успеш-

11 ч (Абботт и др., 2017а). Близкое располо-

но применяется для изучения физики всех типов

жение источника и совместная работа множества

сверхновых, не имеющих проявлений в гамма-

обсерваторий и институтов по всему миру позволи-

диапазоне. В работе (Вольнова и др., 2017) код

ли получить чрезвычайно детальную многоцветную

STELLA успешно применяется для моделирования

кривую блеска оптического компонента события,

сверхновой SN 2013dx типа Ic, ассоциированной

которая подтвердила наличие компонента килоно-

с гамма-всплеском GRB 130702A, и результаты

вой и рождения элементов тяжелее железа (Галл и

моделирования совпали в пределах погрешностей с

др., 2017; Виллар и др., 2017; Кружевский и др.,

результатами других работ, использующих полуэм-

2018). Кривая блеска килоновой AT2017gfo пока-

пирический метод и метод шаблона (Д’Элия и др.,

зывает более быстрое падение яркости, чем сверх-

2015; Той и др., 2016).

новая. Свечение килоновой питается распадом тя-

желых элементов, синтезированных в результате

r-процесса (захват нейтронов легкими элемента-

4.4. Короткие всплески и килоновые

ми). Цвет килоновой эволюционирует от синего к

красному, что говорит о быстром охлаждении всей

Еще в самом начале изучения гамма-всплесков

системы. В случае гамма-всплеска GRB 170817A

одними из первых возможных источников, ответ-

компонент килоновой значительно преобладал над

ственных за их появление, были названы слия-

компонентом послесвечения: моделирование гео-

ния двойных систем нейтронных звезд или систем

метрии системы показало, что ось конуса джета,

нейтронная звезда-черная дыра: энергии, которая,

ответственного за гамма-излучение и послесвече-

как предполагалось, выделяется в таких слияниях,

ние, отстоит от направления на наблюдателя на

должно хватить для того, чтобы разжечь гамма-

35-55 градусов, что делает компонент послесвече-

всплески с наблюдаемыми параметрами (Эйхлер и

ния практически не детектируемым на фоне яркой

др., 1989; Пачински, 1990; Месзарос, Рис, 1992).

килоновой (наши оценки показали, что это отноше-

В 1998 г. на заре изучения оптических компонентов

ние составляет более чем 130 раз (Позаненко и др.,

гамма-всплесков, было теоретически предсказано,

2018а)).

что в мощных взрывах, сопутствующих таким явле-

ниям и названных килоновыми (так как их средняя

светимость по величине находится между свети-

4.5. Родительские галактики гамма-всплесков

мостью новых и сверхновых), должны рождаться

химические элементы тяжелее железа (Ли, Пачин-

Первая родительская галактика гамма-всплеска

ски, 1998). Сейчас эти события считаются праро-

была открыта в наблюдениях локализации ис-

дителями класса коротких гамма-всплесков, одна-

точника GRB 970228 после того, как его оп-

ко долгое время подтверждения этому были лишь

тическое послесвечение потухло (Фрухтер и др.,

косвенными из-за сложности наблюдений их опти-

1999). Обнаружение галактики на месте источника

ческих компонентов. Теоретически предсказанная

всплеска явилось очевидным подтверждением

килоновая наблюдалась лишь для нескольких со-

космологической природы этих явлений. Начиная

бытий (в том числе GRB 130603B, GRB 050709,

с 1997 г., было открыто и в той или иной степени

GRB 060614, GRB 150101B), однако во всех

исследовано около

250

родительских галактик

случаях информация о килоновых основывалась

всплесков, и лишь в 1/5 случаев изображение

на весьма скудных фотометрических наблюдениях,

галактики было получено с достаточным разреше-

состоящих из одной-двух фотометрических точек

нием, чтобы определить место всплеска относи-

на кривой блеска.

тельно ее структуры (Ванг и др., 2020)⁸. Ключевым

Все изменилось после открытия гравитационно-

параметром для оценки многих физических свойств

волновыми детекторами LIGO/Virgo⁷ слияния си-

гамма-всплесков является расстояние до источни-

стемы из двух компактных объектов GW 170817.

ка, и зачастую изучение родительской галактики

Наблюдения в гравитационно-волновом диапазоне

может быть единственным способом его оценить.

показали, что два слившихся объекта были ней-

Красное смещение открытых на середину 2021 г.

тронными звездами, а произошло это в близкой

родительских галактик варьируется в пределах от

к нам галактике NGC 4993 на z = 0.009787, что

z = 0.0085 (GRB 980425 (Тинней и др., 1998))

соответствует ∼40 Мпк (Абботт и др., 2017б). Од-

до z ∼ 6 (z = 5.913 для GRB 130606A, z = 6.295

новременно космическими обсерваториями Fermi и

для GRB 050904, и z = 6.327 для GRB 140515A

INTEGRAL был зарегистрирован короткий гамма-

(МакГюре и др., 2016)) с медианным значением

всплеск с длительностью ∼2 с, который сопровож-

примерно 2.5.

дался оптическим компонентом, найденным через

⁸См. базу данных GHostS — GRB Host Studies;

⁷https://www.ligo.org

http://www.grbhosts.org/Default.aspx

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

843

Два разных типа гамма-всплесков отмечают

Левескью, 2018). Однако спектроскопия стано-

своим появлением и разные наборы родительских

вится менее эффективной для объектов на крас-

галактик. Популяция родительских галактик длин-

ных смещениях z > 1, так как большинство ярких

ных всплесков (коллапсаров) представлена в по-

особенностей спектра начинает смещаться в ИК

давляющем большинстве молодыми маломассив-

область, где свои ограничения начинает наклады-

ными компактными галактиками с низкой ярко-

вать аппаратура. На сегодняшний день существует

стью и интенсивным звездообразованием, причем

лишь несколько спектроскопических исследований

в тех случаях, где положение всплеска в галактике

родительских галактик гамма-всплесков на z > 1

возможно отследить, оно совпадает с областями

(см., например, Крухлер и др., 2015; Пираномонте

звездообразования (Блум и др., 2002; Свенссон и

и др., 2015).

др., 2010; Жапели и др., 2018). В большинстве

Вторая же тактика менее информативна, зато

случаев металличность таких галактик значительно

более широко доступна и основана на многоцвет-

ниже солнечной (Саваглио и др., 2009), что, по

ной широкополосной фотометрии. Сами открытия

недавним исследованиям (Моджаз и др., 2020), ве-

родительских галактик основаны на фотометриче-

роятно, является ключевым условием для форми-

ских наблюдениях, и здесь эффективны инструмен-

рования гамма-всплесков в целом. Родительские

ты класса 1-3 м, которые могут открывать галак-

галактики коротких гамма-всплесков включают в

себя галактики как ранних, так и поздних типов,

тики с блеском 22-24 величины. Блеск галакти-

а медианное расстояние от всплеска до центра

ки, измеренный в нескольких широких фильтрах

галактики в 5 раз больше, чем для длинных всплес-

и выстроенный по шкале длин волн, представляет

ков, что хорошо согласуется с распределением си-

собой как бы силуэт спектра галактики, в котором

стем двойных нейтронных звезд в галактиках (Фонг

отражаются только ярко выраженные особенно-

сти, такие как изломы, завалы или очень яркие

и др., 2010). При всем разнообразии типов роди-

эмиссионные линии, повышающие поток в одном

тельских галактик, встречающихся в этой группе,

фильтре на значимую величину по сравнению с

все их объединяет низкий темп звездообразования,

ошибками измерения. Еще в 1962 г. Баум (Баум,

менее 1 массы Солнца в год, а у 1/3 выбор-

1962) использовал многоцветную фотометрию для

ки — менее 1 массы Солнца в 100 лет. Однако

оценки красных смещений эллиптических галактик

численность коротких гамма-всплесков невелика

в скоплениях, основываясь на положении излома

(∼25% от всего количества), а их родительских

на 4000˚A и лаймановского и бальмеровского скач-

галактик — еще меньше, так что увеличение их

ков. Современные реализации этого метода стро-

статистики является важной задачей современной

науки о гамма-всплесках.

ятся по единообразному алгоритму (Болзонелла и

др., 2000; Арноутс и др., 1999; Илберт и др., 2006):

Существует две основных тактики изучения от-

звездные величины в каждом фильтре конвертиру-

крытых родительских галактик, основанные на яр-

ются в поток на центральной длине волны фильтра,

кости галактики и доступных инструментах.

а затем на получившееся широкополосное рас-

пределение энергии накладываются синтетические

Первой и самой эффективной и информативной

спектры из численных библиотек, построенных на

является спектроскопия, однако она имеет свои

основе теории звездной и галактической эволюции

естественные ограничения, связанные с яркостью

галактики. Поток от объекта должен быть до-

(см., например, Фиоч, Рокка-Волмеранж, 1997).

статочным для получения хорошо разрешенных

Синтетические спектры двигаются вдоль красного

эмиссионных линий со значимым отношением сиг-

смещения, а также к ним можно применить до-

нала к шуму. Спектроскопия позволяет довольно

полнительное поглощение пылью и нормировать

точно определить расстояние до галактики, изме-

по потоку. Наилучший модельный спектр позво-

ляет оценить красное смещение галактики, а так-

ряя красное смещение ее линий (z), физические

свойства галактики можно оценить, сравнивая ее

же физические параметры, на основе которых он

спектр со спектрами близких, хорошо изученных

был рассчитан: морфологический тип галактики,

галактик, а отношение потоков в линиях тяжелых

возраст, масса, среднее поглощение и закон его

элементов к потокам в линиях водорода позво-

распределения, темп звездообразования. Фотомет-

ляет оценить металличность галактики, являющу-

рический метод не позволяет определить метал-

юся ключевым параметром в моделях образова-

личность, да и оценки расстояния зачастую имеют

ния гамма-всплесков (см., например, Маннучи и

большую погрешность, однако фотометрия более

др., 2010). Если галактика достаточно близкая и

доступна для небольших инструментов и позволяет

разрешается на отдельные части, то спектроско-

измерять поток от очень далеких галактик с крас-

пия позволяет исследовать ее структуру и оценить

ными смещениями z ∼ 6-9, оптическое излучение

распределение металличности, поглощения и тем-

которых сильно смещено в ИК-область (МакГюре

па звездообразования в разных ее частях (Торп,

и др., 2016; Хримес и др., 2019).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

844

ПОЗАНЕНКО и др.

Существует несколько работ по систематиче-

Gamma-Ray Burst Host Galaxy Legacy Survey)

скому исследованию большого количества роди-

(Перли и др., 2016а,б). Он насчитывает 119 га-

тельских галактик гамма-всплесков, однако все

лактик с красными смещениями 0.03 < z < 6.29,

они направлены на изучение разных параметров

спектроскопические и фотометрические данные о

и используют разные выборки источников. Про-

которых собирались несколькими крупными ин-

блема построения унифицированной базы данных

струментами, такими как Keck I, Gemini North

свойств родительских галактики всплесков остает-

и South, GTC, VLT, GROND, а также косми-

ся нерешенной до сих пор, однако стоит отметить

ческими телескопами Хаббл и Спитцер. Большая

основные статистические результаты и работы, в

выборка галактик с известным красным смещени-

которых они были получены.

ем позволила оценить эволюцию темпа образова-

В работах (Вергани и др., 2015; Жапели и др.,

ния длинных гамма-всплесков по мере эволюции

2016; Палмерио и др., 2019) была исследована

Вселенной: оказалось, что на красных смещениях

2 < z < 6 их темп был на порядок величины выше,

выборка из 58 родительских галактик длинных

чем в период от z ∼ 2 до наших дней, что повто-

гамма-всплесков, открытых обсерваторией Swift

ряет форму эволюции темпа звездообразования с

(Салватерра и др., 2012), с z < 2, для которых были

изменением красного смещения. Это согласуется

получены спектроскопические и фотометрические

с тем, что источниками длинных гамма-всплесков

данные, а также изображения с Космического те-

являются коллапсирующие массивные звезды.

лескопа им. Хаббла. Все 58 галактик оказались ма-

ломассивными галактиками с интенсивным звез-

Фотометрический способ, связанный с моде-

дообразованием и малой металличностью, а также

лированием широкополосного спектрального рас-

была найдена эволюция параметров с красным

пределения галактики синтетическими спектрами,

смещением между подвыборками с z < 1 и 1 <

позволяет оценить общее среднее поглощение в

z < 2: с увеличением z медианная масса галак-

галактике (так называемое bulk extinction), что

бывает крайне важным при исследовании и моде-

тик увеличивается от 〈log(M_∗/M_⊙)〉 = 9.0+0.1-0.2 до

лировании кривых блеска послесвечений и сверх-

9.4+0.1-0.2, медианный темп звездообразования вы-

новых, связанных с гамма-всплесками (см. раздел

рос более чем на порядок, от 〈SF R〉 = 1.3+0.9-0.7

3.3) (Белкин и др., 2020; Вольнова и др., 2017).

до 24+24-14M_⊙ yr-1, а вот медианная металличность

В случае же так называемых темных всплесков,

оптическое послесвечение которых полностью от-

осталась неизменной на уровне 〈12 + log (O/H)〉 ∼

сутствует, исследование родительской галактики

∼ 8.45+0.1-0.1.⁹ Также было отмечено, что эволюция

является единственным способом оценить рассто-

звездной массы галактик оказалась слабее, чем

яние до всплеска и определить какие-либо свой-

предполагалось, что также поддерживает гипотезу

ства его источника и окружения (Вольнова и др.,

о границе металличности, необходимой для об-

2014). Именно изучение выборки родительских га-

разования длинных гамма-всплесков (Бьорссон и

лактик темных гамма-всплесков позволило опре-

др., 2019). Похожие результаты были получены

делить, что в 90% случаев причиной отсутствия

в спектроскопических исследованиях параметров

послесвечения является значительное поглощение

96 родительских галактик с красным смещением

в родительской галактике, а в 10% — ее красное

0.1 < z < 3.6, данные для которых собрал спек-

смещение z > 4 (Хримес и др., 2019).

трометр X-Shooter телескопа VLT (Крухлер и др.,

2015). Тенденция предпочтения длинными гамма-

всплесками галактик с низкой металличностью

5. МОДЕЛИ

выявилась и в обзоре TOUGH (The Optically

Весь массив наблюдательных данных, разде-

Unbiased GRB Host survey) (Хьорт и др., 2012;

ляющий гамма-всплески на два класса корот-

Шульце и др., 2015), где авторы исследовали функ-

ких/жестких и длинных/мягких, показывает, что

цию светимости 69 родительских галактик длинных

невозможно построить единую универсальную мо-

и коротких гамма-всплесков и обнаружили, что для

дель центрального источника. Соответственно, мы

родительских галактик коротких гамма-всплесков

обсудим модели, способные объяснить каждый

она не зависит от металличности, в отличие от

класс гамма-всплесков по отдельности. Вслед за

длинных, родительские галактики которых суще-

центральным источником будут рассмотрены и мо-

ственно сдвинуты в область более низкой метал-

дели излучения, как основного всплеска, так и

личности.

послесвечения.

Самым большим и полным на сегодняшний день

обзором родительских галактик длинных гамма-

всплесков является проект SHOALS (The Swift

5.1. Модели центральной машины

⁹Отметим, что солнечная металличность в этих единицах

В начале необходимо сформулировать тре-

примерно равна 8.69.

бования к центральному источнику для каждого

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

845

Neutron Star

Black Hole

M_preSN [M₍]

Рис. 12. Гравитационная масса остатка (нейтронная звезда — зеленый и черная дыра — черный) в зависимости от массы

прародителя сверхновой (см. Вусли и др., 2020, рис. 4).

типа гамма-всплесков. Это наиболее мощные

больше энергии покоя электрона. Столкновение

источники энерговыделения в электромагнитном

двух фотонов с энергией e₁e₂ > m2ec⁴ открывает

канале во Вселенной после Большого взрыва.

канал рождения электрон-позитронных пар γγ →

Соответственно, для объяснения наблюдаемых

→ e⁺e^-. Сечение этогопроцесса вблизи пика мож-

болометрических потоков от длинных/мягких

но оценить как σ_T /5 (Агаронян, 2004), здесь σ_T —

всплесков на уровне E_iso ∼ 10⁵⁴ эрг¹⁰, с учетом

сечение. Соответственно, в нерелятивистском слу-

эффективности конверсии энергии, выделенной в

чае, для фотонов с энергией, превышающей поро-

центральном источнике, в излучение на уровне

говую, оптическая толща может быть оценена как

ξ ∼0.1 и малости угла раскрытия джета с телесным

σ_T L_γ

углом Ω ∼ 10-3, выделяемая энергия центральным

τ_γγ ∼

f_γ ∼ 10¹²Lγ,51δt-1-2,

(3)

20πδtm_ec⁴

источником оказывается порядка E_tot = E_isoΩ/ξ ∼

∼ 10⁵² эрг. Эта величина на порядок выше энергии

здесь мы используем следующее правило A_x =

взрыва обычных сверхновых. Учитывая среднюю

= A/10^x, в единицах сгс. Настолько большая

длительность гамма-всплеска ∼30 с, получается,

оптическая толща должна приводить к фор-

что центральный источник должен иметь мощность

мированию равновесных спектров. Наблюдают-

ся же существенно неравновесные спектры с

на уровне L_tot ∼ 3 × 10⁵⁰ эрг/с. Полученное энер-

энергичными фотонами до сотни ГэВ во время

гетическое ограничение подтверждается связью

всплесков со взрывами сверхновых звезд аномаль-

основного импульса (Акерманн и др., 2010, 2014).

ной мощности — гиперновыми. Энергия взрыва

Это противоречие, так называемая

“проблема

компактности” источника, решается наличием

последних оказывается ∼10⁵² эрг, что близко к

релятивистского движения источника, в случае

величине E_tot.

гамма-всплесков минимальная величина Лоренц-

В случае коротких/жестких событий E_iso ∼

фактора оказывается Γ >

γγ

∼ 100 (Рудерман,

∼ 10⁵³ эрг, что соответствует E_tot ∼ 10⁵¹ эрг и при

1975; Постнов, 1999; Зоу и др., 2011).

характерной длительности 1 с L_tot ∼ 10⁵¹ эрг/с.

Ситуацию осложняет еще и факт быстрой пе-

4.1.1. Прародители гамма-всплесков. В насто-

ременности гамма-всплесков. Характерное время

ящий момент наиболее перспективным источни-

переменности может быть очень малым δt ∼ 10 мс,

ком длинных гамма-всплесков считается сценарий

что накладывает ограничение на размер излучаю-

с коллапсом железного ядра массивной звезды.

щей области δl < δtcΓ ∼ 3 × 10⁸Γ см, здесь Γ —

Обычные сверхновые звезды взрываются по ана-

Лоренц-фактор излучающей области.

логичному сценарию, по-видимому, основным от-

личием является быстрое вращение коллапсирую-

Как было показано выше, спектры всплесков

имеют большое количество фотонов с энергией

щей звезды.

По современным данным нет четкого различия

¹⁰Эта величина сравнима с энергией покоя Солнца M⊙c² =

в массе гелиевого ядра, которое приводит к фор-

= 2 × 10⁵⁴ эрг.

мированию нейтронной звезды или черной дыры

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

846

ПОЗАНЕНКО и др.

10¹³

10¹⁴

1.5

10¹⁴

Рис. 13. Результат моделирования в рамках 2D ОТО МГД быстровращающейся замагниченной нейтронной звезды,

цветом показана амплитуда B^φ и контурами показано полоидальное магнитное поле (см. Комиссаров, Барков, 2007,

рис. 8).

(см. детали в Вусли и др., 2020; Сухболд и др.,

звезды с черной дырой так же будет приводить

2016). Небольшое увеличение массы гелиевого яд-

к формированию коротких гамма-всплесков, на

ра предсверхновой может привести к формирова-

этот процесс оказывают влияние отношения масс

нию черной дыры, а дальнейшее увеличение мас-

компактных звезд и уравнение состояния черной

сы ядра может приводить опять к формированию

дыры (напр. Постнов, Куранов, Симкин, 2020).

нейтронной звезды (рис. 12), и так далее. Данный

процесс зависит от химического состава звезды,

5.2. Механизмы энерговыделения

двойственности, скорости вращения и начального

Колоссальность выделяемой энергии и крат-

магнитного поля.

кость подобных событий не позволяют иметь низ-

Детектирование гравитационно-волнового сиг-

кую эффективность как центрального источника,

нала одновременно с коротким гамма-всплеском в

так и процессов переработки выделяемой энергии

2017 г. (Абботт и др., 2017; Позаненко и др., 2018a)

в излучение. В недавнем обзоре (Нагатаки, 2018)

установило надежную связь между прародителями

делается детальный разбор центральных источни-

коротких гамма-всплесков и слияниями двойных

ков гамма-всплесков. Электромагнитные механиз-

нейтронных звезд. Возможно, слияние нейтронной

мы ускорения и формирования струйных выбросов

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

847

(джетов) описаны в работе (Бескин, 2010). Ниже

Тепловую энергию протонейтронной звезды

мы приведем основные свойства и особенности

можно оценить как E_th ∼ GM2NS /2R_NS ∼ 10⁵³ эрг,

механизмов энерговыделения во всплесках.

что при нейтринной светимости L_ν ∼ 10⁵² эрг/с

В настоящее время рассматриваются два основ-

дает время остывания около 10 с. Позже, через

ных центральных источника энергии: 1) Быстрое

10-30

с, когда нейтронная звезда остынет, и

вращение нейтронной звезды (Бисноватый-Коган,

интенсивность нейтринного ветра упадет, маг-

1970; Лебланк, Вильсон, 1970); 2) Дисковая ак-

нитные силовые линии открываются только на

креция на черную дыру (Блинников и др., 1984;

световом цилиндре, где твердотельная скорость

Вусли, 1993). В первом случае энергия враще-

вращения достигает скорости света R_lc = c/Ω.

ния, за счет сильного магнитного поля, передается

Соответственно, становится применима дипольная

истекающему веществу, которое формирует реля-

формула

тивистский джет (Усов, 1992). Во втором случае

⁽ΩR_NS )⁴ B²R2NSc

энергия, выделяемая диском при аккреции на чер-

Ė_rot ≈

≈

(6)

ную дыру, может уноситься за счет аннигиляции

нейтрино и антинейтрино с рождением электрон-

≈ 2 × 10⁴⁹B²¹⁵R6NS,6P-4-3 эрг/c.

позитронных пар ν ν → e^-e⁺ (Эйкхлер и др., 1989;

Попхам и др., 1999) или за счет быстрого вра-

Как видно из уравнения (6), по сравнению с урав-

щения крупномасштабного магнитного поля (ме-

нением (5) удовлетворить требованиям на мощ-

ханизм Блэндфорда-Знаека (Блендфорд, Знаек,

ность центральной машины может только джет,

1977) или Блэндфорда-Пэйна (Блэндфорд, Пейн,

запускаемый молодой горячей нейтронной звез-

1982).

дой. Последний вывод подтверждают результаты

численного моделирования (Комиссаров, Барков,

4.2.1. Модели длинных гамма-всплесков. Быст-

2007; Бромберг, Чеховской, 2016), пример образо-

ровращающийся Магнетар. В этой модели

вания джета представлен на рис. 14.

прародителем гамма-всплеска является массивная

В общем, сценарий получается следующий.

быстровращающаяся звезда. В результате коллап-

са железного ядра образуется быстровращающая-

• Происходит коллапс железного быстровра-

ся протонейтронная звезда. Магнитное поле за счет

щающегося ядра массивной звезды, и фор-

дифференциального вращения может усилиться

мируется горячая протонейтронная звезда.

до величины порядка

10¹⁵

Гс, соответственно,

От поверхности нейтронной звезды отходит

запускается мощный

магнитнодоминированный

ударная волна отскока, которая останавли-

джет, который формируется вдоль оси вращения

вается на радиусе около 200 км от нее.

вследствие анизотропии магнитного давления.

Быстровращающийся магнетар является кон-

• Вследствие быстрого дифференциального

цептуально одним из самых простых источников

вращения генерируется сильное магнитное

энергии. Кинетическая энергия вращения нейтрон-

поле, достигающее во внешних слоях ней-

ной звезды составляет

тронной звезды величины порядка 10¹⁵ Гс.

I_NS

E_rot =

Ω² = 2 × 10⁵²P-2-3 эрг,

(4)

• Выходящее наружу магнитное поле из-за

быстрого вращения нейтронной звезды на-

здесь применена связь угловой скорости и периода

кручивается, и усиливается его тороидаль-

ная компонента. Последнее приводит к ани-

Ω = 2π/P.

зотропии магнитного давления и всплытию

Темп выделения энергии сильно зависит от

поля в полярных областях. Формируется

степени загрузки магнитосферы/ветра веществом.

магнитная башня (Узденский, Макфадейн,

В начальный момент интенсивный ветер, вызван-

2007).

ный нейтринным нагревом (Мецгер и др., 2007;

Вебер, Леверетт, 1967), эффективно раскрывает

• Магнитная башня быстро растет и разго-

силовые линии магнитного поля (рис. 13) и темп

няется, превращаясь в струйный выброс —

энерговыделения становится близким к моно-

джет. Головная ударная волна от джета

польному режиму (Комиссаров, Барков,

2007;

распространяется наружу со скоростью

Букантини и др., 2006).

∼0.2 c через коллапсирующую оболочку

)₂

предсверхновой звезды.

⁽ΩR_NS

Ė_rot ≈²

B²R2NSc ≈

(5)

• Распространяясь через оболочку, джет разо-

гревает ее, и в оболочку впрыскивается зна-

≈ 10⁵¹B²¹⁵R4NS,6P-2-3 эрг/c.

чительная часть энергии вращения самой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

848

ПОЗАНЕНКО и др.

4000

2000

4000

2000

4000

2000

4000

0.2

0.4

Рис. 14. Левая панель: log₁₀ ρ, измереннаяв г см-3. Правая панель: Радиальная скорость, v^r/c. Длина единицыво всех

фигурах в этой статье равна L = GM/c² ≃ 2 км. Динамический диапазон цветовых графиков не всегда отражает полный

диапазон изменения представленной величины, он выбран для создания более показательных изображений в t ≃ 200 мс

(см. Комиссаров, Барков, 2007, рис. 2).

нейтронной звезды (10⁵² эрг). Это может

(Вусли и др., 2007). При наличии быстрого вра-

превратить процесс коллапса в гиперновую.

щения и достаточного магнитного поля возмож-

но образование очень длинного гамма-всплеска с

• По мере охлаждения нейтронной звезды ко-

длительностью >10³ с (Комиссаров, Барков, 2010;

личество вещества, впрыскиваемого в джет,

Барков, 2010; Барков и др., 2014).

существенно уменьшается, и джет становит-

ся сильно магнитно доминированным, по-

В случае когда железное ядро быстровращаю-

следнее позволяет ему разгоняться до уль-

щейся звезды коллапсирует в нейтронную звезду,

трарелятивистских скоростей (Γ_j > 100, Ко-

она может сколлапсировать через примерно 1 с и

миссаров и др., 2009).

образовать черную дыру (Секигучи, Шибата, 2011;

Цедра-Дуран и др., 2013). Однако быстрое враще-

• На поздних стадиях мощность энерговы-

ние звезды-прародителя предотвращает оставшу-

юся часть звезды от падения прямо в черную дыру,

деления определяется дипольной формулой

(6), что может обеспечить активность цен-

что приводит к формированию массивного аккре-

ционного диска с гигантским темпом аккреции на

трального источника на временной шкале

уровне 0.1M_⊙/с (Макфадейн, Висли,1999; Барков,

E_rot

τ_SD ≈

∼ 10³B-215 P-2-3 c.

(7)

Комиссаров, 2010), который охлаждается за счет

Ė_rot

нейтрино. Это позволяет превратить неудавшуюся

сверхновую в успешный взрыв звезды, так как диск

Таким образом, если нейтронная звезда во

может выделить огромное количество энергии. Пу-

время активности нейтринного джета тормо-

ти “использования” этой энергии следующие: с

зится до P-3 ∼ 3 мс или более, то возмож-

помощью нейтринного нагрева или замагничен-

но формирование фазы плато на временах

ного ветра от диска. По-видимому, такой ветер

10⁴-10⁵ с.

не будет релятивистским из-за высокой нагрузки

его веществом у основания. Однако в полярной

4.2.2. Модель коллапсара. В случае, если звез-

области как раз над черной дырой ветер с меньшей

да — прародитель имеет массу >260M_⊙, то обра-

вероятностью будет сильно загружен веществом от

зуются e⁺e^-, что существенно делает уравнение

диска и может стать релятивистски-горячим из-за

состояния более мягким и ведет к коллапсу в

нагрева, обеспеченного аннигиляцией нейтрино и

черную дыру без образования нейтронной звезды

антинейтрино, испускаемых из диска. Это создает

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

849

возможность запуска ультрарелятивистского дже-

др., 2006). В работе (Хевел, Юн, 2007) делается

та гамма-всплеска в рамках модели коллапсара.

вывод, что вращение ядра может быть достаточ-

но быстрым, чтобы удовлетворить модели кол-

Оказывается, что такое быстрое вращение не

лапсара с нейтринным механизмом джетов гамма-

может быть общим результатом, следующим из

всплесков только тогда, когда его компаньон также

звездной эволюции. Хотя молодые массивные

является компактной звездой, а именно нейтронной

звезды при рождении часто вращаются достаточно

звездой или черной дырой. Сейчас известны три

быстро, ожидается, что их ядра должны сильно

примера таких систем: Лебедь Х-3, IC 10 X-1, и

затормозиться во время фазы красного гиганта

NGC 300 X-1 и, возможно, в будущем SS433. С

и во время фазы с интенсивной потерей массы,

учетом наблюдаемого темпа рождения таких си-

что характерно для массивных звезд, когда они

стем, в работе (Хевел, Юн, 2007) предсказывается,

находятся на стадии звезд Вольфа-Райе (Хегер

что в галактике типа Млечного Пути один гамма-

и др., 2005). В самом деле, этот теоретический

результат хорошо согласуется с наблюдаемой

всплеск должен происходить каждые 2000 лет.

скоростью вращения молодых пульсаров.

4.2.3. Нейтринный нагрев. Аккреционный диск

Таким образом, чтобы сохранить скорость

при коллапсе массивной звезды будет оптически

вращения, требуемую в моделях коллапсаров,

толстым для фотонов τ_γ ∼ n_eσ_T r_g ∼ 10¹⁷ и будет

эволюции прародителей длинных гамма-всплесков

разогреваться до температуры в несколько МэВ,

должны идти по довольно экзотическому пути.

когда начнется нейтринное охлаждение, а диск

Позднее было предположено, что сочетание низкой

будет относительно толстым H/R ∼ 0.7 (Чен, Бе-

металличности, которая отражает содержание

лобородов, 2007). Излученные диском нейтрино и

тяжелых элементов в веществе звезды, и чрезвы-

антинейтрино будут аннигилировать с образовани-

чайно быстрой начальной скорости вращения на

ем электрон-позитронных пар. Этот процесс пере-

отметке 50% от критической скорости, может при-

распределяет тепловую энергию из плотного диска

вести к такому результату (Юн, Ланген, 2005; Вус-

в относительно разреженные полярные области, из

ли, Хегер, 2006; Юн и др., 2006). С одной стороны,

которых уже формируются релятивистские джеты.

скорость потери массы значительно уменьшается с

уменьшением металличности, что приводит к зна-

Энергетический бюджет дисковой аккреции

чительному сокращению потери углового момента.

зависит от скорости вращения черной дыры, и его

С другой стороны, меридиональная циркуляция,

можно оценить по порядку величины как E_disk ≈

вызванная быстрым вращением, становится очень

≈ 0.1M_dc² ∼ 2 × 10⁵³Md,0 эрг. Эффективность

эффективной, что может привести к химически-

конверсии аккрецируемой энергии в нейтринное

однородной звезде, что препятствует расширению

излучение оказывается достаточно высокой L_ν ≈

оболочки и, следовательно, торможению звезд-

≈ L_ν ≈ 0.3 Ėdisc (Чен, Белобородов, 2007). Ней-

ного ядра при взаимодействии с этой оболочкой.

тринный нагрев, следуя работе (Зоу и др, 2011;

Кроме того, звезда остается компактной во время

Комиссаров, Барков, 2010; Попхам и др., 1999;

коллапса. Таким образом, джет гамма-всплеска

Биркл и др., 2007), можно оценить как L_νν ∝

может выйти из звезды за время, сопоставимое

∝N˙_νN˙_νσ_ννϵ_ν, поток нейтрино и антинейтрино

с наблюдаемой длительностью длинных гамма-

всплесков.

пропорциональны F^± ∝

∝ T^4eff, средняя энер-

гия нейтрино ϵ_ν ∼ ϵ_ν ∝ T_eff , число нейтрино про-

Следующий сценарий включает наличие мас-

сивной тесной двойной системы, где быстрое вра-

порционально

∝ M˙3/4, а сечение

ν ∼Nν ∝

eff

щение звездного ядра поддерживается за счет при-

M 1/2_{.Собираявсе}

взаимодействия σ_νν ∝ ϵ2ν ∝

ливного взаимодействия между спутниками (Туту-

зависимости и нормируя на массу черной дыры,

ков, Черепащук, 2003, 2004; Иззард и др, 2004;

M 9/4M-3/2

получаем L_νν ∝

. В дисках звездной

Подсядловский и др., 2004; Бисноватый-Коган,

массы M_BH ∼ 10M_⊙, при низких аккреционных

Тутуков, 2004; Хевел, Юн, 2007; Барков, Комис-

темпах (<0.05M_⊙/c) диск холодный, и нейтрино не

саров, 2010). В этом случае предсверхновая яв-

рождаются в больших количествах, а при больших

ляется компактной гелиевой звездой, по существу

темпах аккреции

(>1M_⊙/c) диск оказывается

звездой Вольфа-Райе, так как протяженная обо-

оптически толстым уже и для нейтрино, работают

лочка рассеивается в окружающем пространстве

только поверхностные слои, нейтринный нагрев

во время фазы с общей оболочкой. Вращения звезд

перестает зависеть от аккреционного темпа. Со-

в таких системах синхронизируются с орбитальным

гласно расчетам (Попхам и др., 1999), для черной

движением за очень короткое время (см., например,

дыры с параметром вращения a = 0.5, скорость

Хевел, Юн, 2007). Сжатие CO-ядра в течение

выделения энергии за счет аннигиляции нейтрино

звездной эволюции приводит к его дополнительной

раскрутке, но из-за связи ядра и оболочки только

падает с L_νν = 4 × 10⁴⁸ эрг/с при

= 0.1M_⊙ до

часть углового момента сохраняется в ядре (Юн и

L_νν = 6 × 10⁴⁴ эрг/с при

= 0.01M_⊙. В случае

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

850

ПОЗАНЕНКО и др.

10⁵³

10⁵²

10⁵¹

10⁵⁰

10⁴⁹

ing

10⁴⁸

10⁴⁷

10⁴⁶

10⁴⁵

10⁴⁴

0.01

0.1

M [M₍/s]

Ėν¯

Рис. 15. Темп нейтринного нагрева

ν как функция

M для невращающейся черной дыры (a = 0) и для вращающейся

черной дыры (a = 0.95) с массой M = 3M. Результаты численной модели хорошо аппроксимируются простой аналити-

ческой моделью Lν ν ∝

M 9/4M-3/2

, которая показана на рисунке линиями (см. Зоу и др., 2011, рис. 4).

аккреционного темпа

= 0.1M_⊙ нейтринный

темп аккреции в сценарии с возвратом оболочки

нагрев с величины L_νν = 2 × 10⁵¹ эрг/с при a =

∼10-2-10-3M_⊙ с-1, который является слишком

= 0.95 падает до L_νν = 3 × 10⁴⁸ эрг/с при a = 0.

низким для нейтринного механизма и, таким об-

разом, такое объяснение означает необходимость

Темп энерговыделения, таким образом, сильно

зависит от темпа аккреции вещества, и чтобы

магнитного происхождения основного импульса

(Макфадин и др., 2001).

удовлетворять наблюдательным ограничениям на

энергетику гамма-всплесков, темп аккреции дол-

4.2.4. Магнитный механизм. Большое количе-

жен быть выше ≃0.05M_⊙ с-1, график зависимости

ство групп изучало потенциал магнитного меха-

показан на рис. 15 (более подробную информацию

низма в модели коллапсара (обзор можно найти

можно найти в работе Зоу и др., 2011).

в Лютиков, Блэндфорд, 2003; Бескин, 2010а,б).

Одной из проблем нейтринного гамма-всплеска

Основной вывод из этих исследований состоит

является яркий предвсплеск, наблюдаемый до при-

в том, что аккреционный диск может запустить

хода основного импульса гамма-излучения в ряде

магнитный джет, если магнитное поле в прароди-

гамма-всплесков (Бурлон и др., 2008). Соглас-

теле оказывается достаточно сильным. Это поле

но анализу (Ванг, Месзарос, 2007), такой пред-

в дальнейшем усиливается в диске, частично из-

всплеск и основной эпизод можно отнести к од-

за простого перераспределения магнитного пото-

ному событию только тогда, когда предвсплеск

ка (Бисноватый-Коган, Рузмайкин, 1974, 1976) и

и основной импульс разделяет несколько секунд.

частично из-за магнито-ротационной неустойчи-

Однако в некоторых всплесках задержка может

вости, до тех пор, пока магнитное давление не

составлять до нескольких сотен секунд, и в таких

станет очень большим и не вытолкнет поверхност-

случаях гораздо более вероятно, что предвсплеск и

ные слои диска. Взрывы звезд и релятивистские

основной всплеск соответствуют двум различным

сильно замагниченные джеты, возникающие при

событиям в жизни центральной машины. В ра-

интенсивной аккреции на черную дыру, наблюдае-

боте (Ванг, Месзарос, 2007) авторы предположи-

мые в современных численных экспериментах, тре-

ли, что предвсплеск происходит во время взрыва

буют более глубокого анализа магнитной модели.

сверхновой из-за джета, питаемого вращающей-

Очевидно, что такой результат не может быть об-

ся замагниченной нейтронной звездой, а основ-

щим свойством всех сверхновых с коллапсом ядра.

ной всплеск образуется во время фазы обратного

Действительно, только очень малая доля сверх-

обрушения оболочки (fallback), когда нейтронная

новых SNe Ic, вероятно, сопровождается гамма-

звезда коллапсирует в черную дыру. Типичный

всплесками (Пиран, 2004; Вусли, Блум, 2006).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 12

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

851

Энергия вращения керровской черной дыры

длинных гамма-всплесков требует Ψh,27 ≃ 1. Это

значение сравнимо с максимальным поверхност-

E_rot = M_hc²f₁(a) ≃

(8)

ным потоком, наблюдаемым у магнитных звезд,

)

⁽M_h

Ap-звезд, белых магнитных карликов и магнитаров

≃ 1.8 × 10⁵⁴f₁(a)

erg,

M_⊙

(см., например, Феррарио, Викрамашинге, 2005).

Таким образом, исходное магнитное поле звезды-

где

прародителя вполне может оказаться магнитным

]1/2

[(

√

)

полем центральной машины гамма-всплеска.

f₁(a) = 1 - 1/2

1-a²

² +a²

Оценки (8), (10) показывают, что только тормо-

M_h — это масса черной дыры, а a ∈ [0,1) — это

жение вращающихся черных дыр может объяснить

безразмерный параметр вращения. Для M_bh =

энергетику гамма-всплесков, и именно поэтому

= 2M_⊙ и a = 0.9 это дает колоссальное количество

этот механизм часто упоминается в литературе по

энергии E_rot ≈ 5 × 10⁵³ эрг, которая в пятьдесят

этим событиям. Однако есть еще одна проблема,

раз больше, чем вращательная энергия милли-

которую следует принять во внимание. Уравнение

секундной нейтронной звезды, и намного больше

(9) получено в пределе, когда инерция магнито-

той, что требуется для формирования гамма-

сферной плазмы и, в значительной степени, ее

всплеска и сопутствующей этому гиперновой.

гравитационное притяжение к черной дыре игно-

Даже для относительно медленно вращающейся

рируются. Напротив, массовая плотность плазмы

черной дыры с a = 0.1 эта энергия оказывается

в коллапсирующей звезде может быть доволь-

значительной — порядка 2 × 10⁵¹ эрг. Более того,

но высокой и должна приниматься во внимание.

поскольку во всех вариантах модели коллапсара

Действительно, высокая массовая нагрузка линий

ось вращения черной дыры выровнена с осью

магнитного поля подразумевает низкую альфве-

вращения аккреционного диска, этот запас энергии

новскую скорость, и магнитогидродинамические

непрерывно пополняется посредством аккреции.

волны, генерируемые в эргосфере черной дыры,

Таким образом, с точки зрения доступности

могут оказаться в ловушке аккреционного потока.

энергии модель черной дыры выглядит очень

В таком случае можно ожидать, что механизм

перспективной.

Блэндфорда-Знаека будет выключен. Это пред-

Скорость высвобождения энергии обычно оце-

полагает следующее условие для активации меха-

нивается с использованием формулы для мощности

низма Блэндфорда-Знаека (Комиссаров, Барков,

механизма Блэндфорда-Знаека для случая моно-

2009): скорость Альфвена должна превышать ло-

польной магнитосферы

кальную скорость свободного падения в эргосфере

)₂

v_a > v_f . Это условие можно записать как

⁽Ω_hΨ_h

Ė_BZ =1

(9)

8π

Ψ_h

κ=

√

(11)

где Ω_h — угловая скорость черной дыры, и Ψ_h =

4πr_g

= 2πBr2g — магнитный поток, пронизывающий од-

ну полусферу горизонта черной дыры. Эта формула

Численный эксперимент позволяет дать ограниче-

довольно точна не только для медленно вращаю-

ние на κ_c ≥ 0.2, при достижении которого механизм

щихся черных дыр, рассмотренных в (Блэндфорд,

Блэндфорда-Знаека запускается (Барков, Комис-

Знаек, 1977), но также и для быстро вращающихся

саров, 2010).

(Комиссаров, 2001). В контексте проблемы кол-

Следуя работе (Комиссаров, Барков, 2010), да-

лапсара это дает следующую оценку

вайте оценим эффективность механизма Блэнд-

Ė_BZ = 1.4 × 10⁵¹f₂(a)Ψ2h,27 ×

(10)

форда-Знаека на основе радиационно не эффек-

)-2

⁽M_h

тивной аккреции (Нараян, Йи, 1994). Радиальную

эрг с-1,

скорость можно оценить как

M_⊙

где

3α

v_in ≃

v_k, c2s ≃

v2k, H ≃ Rc_s/v_k,

(12)

(

√

)-2

f₂(a) = a²

1-a²

где v_in — скорость аккреции, c_s — скорость зву-

√

и Ψh,27 = Ψ_h/10²⁷ Гс см². Видно, что мощность ме-

ка, v_k =

GM/R — кеплеровская скорость, H —

ханизма Блэндфорда-Знаека довольно чувстви-

вертикальная толщина диска, и α — эффективный

тельна к массе черной дыры и магнитному по-

параметр вязкости, модель α-диска (Шакура, Сю-

току. Так как масса черной дыры, вероятно, бу-

няев, 1973). Плотность диска и давление можно

дет ≥3M_⊙, наблюдаемая энергетика гиперновых и

оценить, объединив приведенные выше уравнения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

852

ПОЗАНЕНКО и др.

2000

1500

1000

500

1000

500

1000

Рис. 16. Модель коллапсара с начальным магнитным полем вблизи критической величины (уравнение (11)) через 18.3с

после начала звездного коллапса. Цветом показана плотность массы покоя барионного вещества log₁₀ ρ, в единицах

CGS, контуры показывают линии магнитного поля, а стрелки показывают поле скорости (см. Барков, Комиссаров, 2010,

рис. 8). Видно формирование одностороннего джета.

с выражением для темпа аккреции массы:

≃

может привести к значительному изменению силы и

≃ 2πRHρv_in. Можно получить

полярности магнитного поля, накопленного черной

√

1/2

дырой, и уменьшению светимости Бландфорда-

^M (GM)

P ≃

(13)

Знайека (Барков, Бушев, 2011), этот эффект мож-

12πα R5/2

но учесть в параметре β.

Полоидальное магнитное поле можно оценить

как B² = 8πP/β, где β — параметр магнетизации.

Применяя это выражение на радиусе условно

Мощность механизма Блендфорда-Знайека

устойчивой орбиты R_mb = f₁(a)r_g, где f₁(a) = 2 -

можно оценить с помощью монопольного реше-

ния для магнитосфер вращающихся черных дыр

- a + 2(1 - a)1/2 и r_g = GM_h/c² — керровский

уравнение (9). Внутри условно устойчивой орбиты

гравитационный радиус, находим

вещество быстро устремляется к горизонту черной

B_mb ≃ 3 × 10¹³f-5/41β1/21 M˙1/20 Гс.

(14)

дыры (Барков, Хангулян, 2012), соответствен-

но, магнитный поток можно оценить как Ψ =

Если в диске создается магнитное поле, то оно

может изменить полярность в масштабе ≃H. Это

= 2πR2mbB_mb (Рейнолдс и др., 2006). Комбинируя

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

853

этот результат с уравнениями (14), (9), находим

Происхождение такого поля не совсем ясно.

√

Наиболее очевидными источниками являются ди-

3/2

14 f₁

f²²

0.05

намо в аккреционном диске (см., например, Бран-

L_BZ ≃

Mc² ≃

Mc²,

(15)

αβ

α-1β₁

денбург и др., 1995), динамо в конвективном яд-

ре прародителя (Шарбонне, МакГрегор, 2001) или

интересно отметить, что для 0.5 < a < 1 выраже-

реликтовое поле, унаследованное прародителем из

ние f3/21f²² слабо зависит от a и равно 1/4. Та-

межзвездной среды (ISM) во время образования

ким образом, мощность механизма Блэндфорда-

звезды (см., например, Брайтвайт, Спруит, 2004).

Знаека определяется магнитным потоком, аккуму-

Современное состояние теории звездного и диско-

лированным на горизонте, а при снижении темпа

вого динамо на самом деле не позволяет сделать

надежные выводы. Однако появляются наблюда-

аккреции линейно зависит от него.

тельные данные, показывающие, что в горячих

L_BZ ≈ 10⁵¹α-1-1β-11 M˙-2 эрг/с,

(16)

звездах магнитное поле должно быть реликтовым

(Бычков и др., 2009).

Напомним, что у нейтринного нагрева зависимость

от темпа аккреции гораздо круче.

4.2.5. Модели коротких гамма-всплесков. Об-

наружение электромагнитного сигнала, одновре-

Сильное магнитное поле, которое требуется для

менного с гравитационными волнами, подтвержда-

запуска механизма Блэндфорда-Знаека, должно

ет правильность сценария, предложенного для ко-

приводить к твердотельному вращению звезды.

ротких гамма-всплесков еще в 80-х годах про-

Оказывается, что скорость вращения черной ды-

шлого века, когда предполагалось слияние тесной

ры в этой модели довольно скромная. В наибо-

двойной системы, состоящей из пары нейтронных

лее оптимистичном случае для двойных систем

звезд или нейтронной звезды и черной дыры (Блин-

с наименьшим возможным орбитальным разделе-

ников и др., 1984; Пачинский, 1986; Эйхлер и др.,

нием получается, что параметр вращения черной

1989), в результате которого формируется жесткий

дыры a ≃ 0.4 в момент образования аккрецион-

электромагнитный сигнал.

ного диска и a ≃ 0.8 к концу коллапса звезды

(Барков, Комиссаров, 2010). Темп дисковой ак-

Одним из результатов такого слияния мо-

креции в этом сценарии также довольно низкий,

жет оказаться быстро вращающаяся массивная

≤ 0.03M_⊙ с-1, намного ниже по сравнению с

нейтронная звезда с сильным магнитным полем

= (0.1-1)M_⊙ с-1, возникающим в стандартной

(Бисноватый-Коган, 1970; ЛеБланк, Вилсон, 1970;

Усов, 1992; Моисеенко и др., 2006; Мецгер и др.,

коллапсарной модели с сильным дифференциаль-

2008; Липунов, Горбовской, 2008). Этот сценарий,

ным вращением прародителя (Макфадин, Вусли,

в контексте коротких гамма-всплесков, имеет ряд

1999). Это делает механизм нейтрино менее при-

проблем: 1) не понятно, как обеспечить краткость

влекательным по сравнению с магнитными меха-

первичного импульса на уровне

0.1-1

с при

низмами, в целом, и механизмом Блэндфорда-

времени торможения 10-100 с (см. уравнения (4)

Знаека, в частности. На самом деле, очень быстрое

и (5)); 2) современные 3D ОТО МГД расчеты по-

снижение эффективности нейтринного механизма

казывают коллапс массивной нейтронной звезды в

ниже

≤ 0.02-0.05M_⊙ с-1 (Попхам и др., 1999;

черную дыру за доли секунды (см., например, Руиз

Заламия, Белобородов, 2011) делает объяснение

и др., 2016; Радиче и др., 2016; Байотти, Реззолла,

гамма-всплесков с длительностью ≥100/с доволь-

2017, и многие другие). Поэтому в дальнейшем

но проблематичным даже в рамках стандартной

мы сконцентрируемся на модели, приводящей к

модели коллапсара из-за низкой скорости аккре-

коллапсу очень массивной нейтронной звезды в

ции вещества, ожидаемой на таком масштабе вре-

черную дыру.

мени.

Качественно эволюция слияния нейтронных

Однако механизм Блэндфорда-Знаека может

звезд следует четко определенному пути (Радиче

иметь свои трудности. Действительно, необходимо,

и др., 2018), хотя многие детали, такие как эф-

чтобы черная дыра накапливала очень сильное

фекты различных уравнений состояний, различные

упорядоченное магнитное поле, чтобы объяснить

отношения масс, начальные спины и эволюция

его активацию вскоре после образования аккреци-

магнитного поля, остаются нерешенными. Актив-

онного диска. Например, чтобы обеспечить мощ-

ная стадия слияния длится ∼10-100 миллисекунд,

ность 10⁵⁰ эрг с-1 для черной дыры с массой

после чего нейтронные звезды схлопываются в

10M_⊙ и a = 0.6, необходимо накопить магнитный

черную дыру, которая довольно быстро вращается

поток порядка Ψ = 8 × 10²⁷ Гс см². Магнитный по-

с параметром Керра a ∼ 0.7 (Руиз и др., 2016;

ток для активации механизма Блэндфорда-Знаека

Радиче и др., 2016). Масса образовавшейся черной

еще выше.

дыры несколько меньше суммы масс начальных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

854

ПОЗАНЕНКО и др.

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

lg₁₀t

Рис. 17. Темп аккреции (в единицах M⊙ с-1) для звезды Вольфа-Райе с твердотельным вращением. Сплошные линии

показывают общую скорость аккреции, в то время как пунктирные линии показывают скорости аккреции через диск

для различных скоростей вращения прародителя. Более высокие значения as соответствуют более раннему образованию

аккреционного диска и более высоким темпам накопления вещества на диске (см. Барков, Комиссаров, 2010, рис. 5).

объектов за счет испускания нейтрино, гравитаци-

(Барков, Позаненко, 2011). В случае слияния двух

онных волн, выброса хвоста из-за приливного раз-

нейтронных звезд масса аккреционного тора может

рушения и ветра от аккреционного диска. Поэтому

быть относительно невелика (<10-2M_⊙), чтобы

массу черной дыры можно оценить как M_BH ≈

нейтринный механизм нагрева мог быть эффектив-

≈ 2.5M_⊙. Количество выброшенного материала

ным на временных масштабах в несколько секунд.

особенно не определено, но оно имеет огром-

ное значение для получения электромагнитного

В то же время магнитное поле усиливается внут-

сигнала. Ожидается, что сначала выбрасывается

ри диска до ∼10¹⁵ Гс (Резолла и др., 2011) из-за

приливной хвост 0.03-0.1M_⊙ со скоростью исте-

развития магнитно-вращательной неустойчивости

чения v_ex ≈ 0.1-0.3 c (Радиче и др., 2018). Этот

(Велихов, 1959; Чандрасекар, 1960; Балбус, Хав-

материал, вероятно, является местом нуклеосин-

ли, 1998). По мере аккреции вещества на черную

теза r-процесса, и его можно рассматривать как

дыру в ней накапливается магнитный поток, что

килоновую — оптическое излучение максимальной

приводит к задержке формирования джета. В то

яркости ∼10⁴¹ эрг с-1, длящееся несколько недель

же время барионы могут соскользнуть в черную

(Робертс и др., 2011; Баусвейн и др., 2013; Касен

дыру по линиям магнитного поля, оставляя по-

и др., 2013; Барнес, Касен, 2013; Гроссман и др.,

лярные области с низкой плотностью. Это созда-

2014; Ванажо и др., 2014; Барнес и др., 2016; Ву и

ет благоприятные условия для работы механиз-

др., 2017; Ковпертвайте и др., 2019).

ма Блэндфорда-Знаека (Блэндфорд, Знаек, 1997;

Во-вторых, во время слияния вокруг черной

Комиссаров, Барков, 2009).

дыры образуется аккреционный тор ∼0.1M_⊙ с вяз-

Механизм Блэндфорда-Знаека формирует маг-

ким временем 0.1 с (Ковпертвайте и др., 2019).

нитно доминированное истечение из эргосферы

Сильно разные массы сливающихся нейтронных

звезд хороши для образования массивного диска,

черной дыры, поддерживаемое аккреционным дис-

который может увеличить мощность джета и спо-

ком. Причем внешняя среда коллимирует и со-

собствовать его удержанию. В течение нескольких

здает собственно джет (коллимированный отток).

секунд диск вязко растекается и формирует мощ-

Именно тяжелый барионный ветер от диска обес-

ный ветер, вызванный нейтринным нагревом, ко-

печивает необходимое коллимирующее окруже-

торый на внутренней границе (предположительно,

ние. Важно отметить, что дисковый ветер име-

близкой к самой внутренней стабильной орбите)

ет лишь ограниченную пространственную протя-

аккрецируется на черную дыру. Интересно, что в

женность — распространяясь со скоростью ∼0.1 c

случае слияния черной дыры и нейтрнонной звезды

примерно за несколько секунд, он достигает лишь

механизм нагрева нейтрино (Эйхлер и др.,1989;

нескольких ×10⁹ см. Вне ветра окружающая среда

Биркл и др., 2007; Заламиа, Белобородов, 2011)

коротких гамма-всплесков должна быть очень раз-

может быть основным источником энергии джета

реженной.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 12

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

855

lg (g/cm³)

3.2

10⁵³

10⁵²

2.8

10⁵¹

10⁵⁰

8.8

10⁴⁹

10⁴⁸

100

t_obs (s)

Рис. 18. На левой панели представлены прозрачные изоповерхности Лоренц-фактора, и цветом показана плотность в

момент времени t = 13 с. На правой панели представлены наблюдаемые изотропные эквивалентные кривые блеска.

Пиковая энергия и светимость имеют тенденцию быть выше для меньших углов к направлению на наблюдателя потому,

что области около центральной оси имеют более высокие Лоренц-факторы и температуры (см. Ито и др., 2015, рис. 2

и 3).

Джет гамма-всплеска распространяется через

продленного излучения до сих пор достоверно не

плотный ветер с умеренно релятивистской скоро-

ясна. Это может быть проявлением рентгенов-

стью. В то же время джет умеренно диссипативный.

ского послесвечения или проявлением длительной

За несколько секунд передний фронт электромаг-

активности центрального источника. Похоже, что

нитного джета достигает края ветра. Во время

продленное излучение с широким динамическим

прорыва (выхода за зону ветра) головная часть

диапазоном является общим свойством коротких

джета расширяется с высокорелятивистскими ско-

всплесков. Одной из самых перспективных моде-

ростями в направлении распространения джета и

лей является двух-джетовая модель (Барков, По-

умеренно релятивистскими — по сторонам. Вне-

заненко, 2011), в которой предполагается крат-

запное расширение приводит к просветлению дже-

ковременный джет, питаемый от нагрева за счет

та, и гамма-излучение выходит наружу, формируя

νν аннигиляции, и долгоживущий электромагнит-

гамма-всплеск (Позаненко и др., 2018а).

ный джет со значительно более узким углом рас-

Близость источника GW170817 (40 Мпк) поз-

крытия, черпающий энергию за счет механизма

волила увидеть ранее невозможные для наблю-

Бландфорда-Знаека. В рамках этой модели уда-

ется объяснить короткий импульс — нахождением

дения детали, такие как формирование позднего

наблюдателя в конусе излучения нейтринного дже-

послесвечения от рентгеновского диапазона вплоть

та, наличие яркого продленного излучения, если

до радио (Троя и др., 2020). Наиболее вероят-

наблюдатель находится вблизи оси джета, а также

ным источником поярчания с пиком на 160-й день

слабого продленного излучения, когда наблюда-

является взаимодействие сферизованной ударной

тель находится вне конуса излучения магнитного

волны и медленной компоненты джета с межзвезд-

джета. Это может объяснить короткие всплески

ным веществом (Маргутти и др., 2018). Также

как с продленным излучением, так и без него в

был предложен сценарий, объясняющий задержку

пределах одного класса прародителей.

1.8 с между гравитационно-волновым импульсом и

гамма-всплеском GRB 170817 за счет обдирания

при слиянии двух нейтронных звезд (Юдин и др.,

5.3. Модели излучения

2019), но он требует дальнейших исследований.

В работе (Барков и др., 2018) было предсказано,

4.3.1. Основной импульс. Наблюдения показы-

что торможение релятивистского джета за счет

вают, что фотосферное излучение играет важную

взаимодействия с межзвездной средой может при-

роль в основной фазе гамма-всплесков. Поскольку

вести к поярчанию послесвечения на временах в

фотоны под фотосферой имеют тенденцию тер-

несколько тысяч дней после слияния нейтронных

мализоваться из-за взаимодействия с веществом,

звезд. Недавно было объявлено, что кривая блеска

наиболее прямым признаком существования фо-

в рентгеновском диапазоне показывает признаки

тосферного излучения является обнаружение теп-

такого поярчания (Хайела и др., 2020).

ловой (чернотельной) компоненты в спектре. О

Важным свойством коротких гамма-всплесков

таких деталях редко, но сообщается в литературе

является продленное излучение. Причем природа

(Рид, 2004; Постнов и др., 2004; Рид и др., 2010;

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

856

ПОЗАНЕНКО и др.

10⁵⁴

Yonetoku

Relation

10⁵³

10⁵²

10⁵¹

10⁵⁰

t_dur = 20 s

10⁴⁹

t_dur = 40 s

t_dur = 60 s

10⁴⁸

ALL(t_dur = 110 s)

10⁴⁷

10³

10⁴

10⁵

10⁶

E_p (eV)

Рис. 19. Связь междуспектральнойэнергиейпика Ep и яркостью пика Lp. Серыеметки — наблюдения,цветом показаны

джеты разной мощности 10⁴⁹, 10⁵⁰, 10⁵¹ эрг/с, а форма соответствует разным моментам усреднения, показанных для

углов зрения 0 ≤ θ ≤ 11^◦ (см. Ито и др., 2019, рис. 3).

Жирлянда и др., 2013). Кроме того, стоит также

механизма излучения. Трехмерное гидродинамиче-

отметить, что значительная часть гамма-всплесков

ское моделирование и последующие расчеты пе-

должна иметь фотосферную природу происхож-

реноса фотосферного излучения в релятивистском

дения в том смысле, что модели синхротронного

джете показывают (Ито и др., 2019), что попереч-

излучения испытывают трудности с воспроизведе-

ная структура джета, формируемая при распро-

нием их спектров (Приис и др., 1998; Акселссон,

странении через оболочку звезды, приводит к силь-

Боргоново, 2015), наблюдаемые спектры слишком

ной зависимости диаграммы направленности излу-

жесткие, чтобы быть объясненными синхротрон-

чения от угла относительно оси джета. Поскольку

ным излучением в принципе. С теоретической точ-

область вблизи оси джета имеет самый большой

ки зрения, чтобы правильно оценить фотосферное

Лоренц-фактор и температуру, можно ожидать бо-

излучение, необходимо учитывать перенос излуче-

лее высокой светимости и энергии спектрального

ния внутри релятивистского джета (Белобородов,

пика при меньших углах. Эта зависимость обес-

2011). Недавно были проведены расчеты, в кото-

печивает корреляцию между E_p и L_p (рис. 19),

которая охватывает несколько порядков величины.

рых исследовалось фотосферное излучение кол-

Хотя распределения E_p и L_p смещаются в сто-

лапсарного джета на основе трехмерного (3D) гид-

родинамического моделирования и расчета перено-

рону более высоких значений по мере увеличения

са излучения после процесса (Ито и др., 2015). К

не зависимо от мощности джета. Таким образом,

примеру, оказалось что прецессионная активность

современные фотосферные модели успешно вос-

в основании джета может оставлять четкий отпеча-

производят отношение Йонетоку.

ток на кривой блеска (рис. 18). Получаемый спектр

имеет нетепловую форму, мягкий конец спектра

4.3.2. Послесвечение. После того, как основная

фаза жесткого излучения затухает, иногда наблю-

формируется наложением чернотельных спектров с

дается широкополосное послесвечение (обычно от

разной температурой от различных частей джета, а

радио до ТэВ гамма-излучения). Наблюдение по-

жесткий степенной хвост формируется комптони-

слесвечений дает обширную информацию о пра-

зацией теплового излучения.

родителях гамма-всплесков, их окружении, мик-

Остается нерешенным вопрос о происхождении

рофизике ускорения частиц и т.д. (Варрен и др.,

тесной корреляции между энергией спектрального

2018, 2021). Достаточно сказать, что правильная

пика E_p и пиковой светимостью L_p, обнаруженной

интерпретация наблюдений послесвечения имеет

в наблюдениях. Это соотношение, известное как

решающее значение для понимания происходящих

соотношение Йонетоку (Йонетоку и др., 2004), яв-

в них физических процессов.

ляется наиболее тесной корреляцией, обнаружен-

В рамках стандартной модели послесвечения

ной в свойствах основной фазы излучения гамма-

(Месзарос и др., 1994; Пиран и др., 1998) проис-

всплесков, что обеспечивает лучшую диагностику

ходит синхротронное излучение на внешней удар-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 12

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

857

t_obs = 300 s

SSC

Synch.

decay

IC CMB

IC ISRF

t_obs = 10 h

SSC

Synch.

decay

t_obs = 15 d

Synch.

SSC

lg₁₀E [MeV]

Рис. 20. Эволюция спектра излучения внешней ударной волны от времени. Пунктирные линии показывают излучение,

обусловленное синхротронным процессом, тонкие сплошные линии показывают излучение SSC, а пунктирная линия —

распад пионов (см. Варрен и др., 2017, рис. 5).

ной волне. Однако рождение фотонов в суб-ТэВ

Compton) источник, излучающий синхротрон,

диапазоне через синхротронный механизм пробле-

производит высокоэнергетическое излучение за

матично. При любом разумном Лоренц-факторе

счет обратного рассеяния синхротронных фотонов

излучающей области наблюдаемая энергия фо-

на тех же электронах. Таким образом, ожидается,

тонов требует превышения предела на энергию

что от послесвечения гамма-всплесков будет

излучающих частиц, когда скорость их ускоре-

приходить излучение с энергиями ГэВ и ТэВ как на

ния компенсируется скоростью радиационных по-

ранних, так и на поздних стадиях (см., например,

терь (Агаронян, 2004). Таким образом, наиболее

Деришев, Пиран, 2016). Для типичных параметров

естественным механизмом излучения является об-

раннего послесвечения, по крайней мере, несколь-

ратный комптоновский механизм (IC). Остальные

ко процентов полной мощности должны переда-

механизмы излучения, такие как фото-мезонный,

ваться ТэВ-фотонам, и этот компонент может даже

протон-протонный, оказываются не эффективны-

быть доминирующим (Деришев и др., 2001). И

ми и далее здесь рассматриваться не будут.

до недавнего времени многочисленные попытки

В рамках SSC модели (synchrotron self обнаружить ТэВ-излучение гамма-всплесков с

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

858

ПОЗАНЕНКО и др.

помощью черенковских телескопов были неудачны

открыто электромагнитное излучение при слиянии

(Хойшен и др., 2017). Поразительный контраст

нейтронной звезды и черной дыры? Ситуация с

между теоретическими предсказаниями (рис. 20)

поиском электромагнитных компонент, сопровож-

и реальными наблюдениями до сих пор оставался

дающих события LIGO/Virgo/KAGRA, анало-

загадкой, подразумевая, что либо физика излучаю-

гична наблюдениям гамма-всплесков в середине

щей зоны в послесвечении гамма-всплеска плохо

90-х годов прошлого века. Поиск оптического

изучена (и что ТэВ-излучение не генерируется

компонента был безуспешным до тех пор, пока об-

по той или иной причине), либо ТэВ-излучение

ласть локализации источника не была уменьшена

существенно поглощается, что приводит к трудно-

с десятков градусов до нескольких угловых минут

стям обнаружения сверхжесткого сигнала (Вурм,

с помощью апертурных рентгеновских и гамма-

Белобородов,

2017). Недавнее детектирование

телескопов.

телескопом MAGIC (Акциари и др., 2019) решает

Можно ли использовать гамма-всплески, одни

загадку: послесвечение гамма-всплеска действи-

из самых удаленных источников, для построения

тельно вызывает излучение в ТэВ-диапазоне, но

шкалы расстояний Вселенной? Другими словами,

оно значительно ослабляется внутренним фотон-

можно ли из наблюдаемых параметров излучения

фотонным поглощением (Деришев, Пиран, 2019).

гамма-всплесков сконструировать “стандартную

Вероятно, что внешняя ударная волна выходит на

свечу”?

саморегулирующийся режим, когда производство

Есть ли среди регистрируемых гамма-всплесков

большого числа жестких фотонов приводит к

события, связанные с коллапсом первичных звезд

чрезмерному темпу рождения e^-e⁺ перед фронтом

(тип звездного населения Pop III^∗)? Массовая до-

(в предвсплеске ударной волны), что вызывает

стоверная регистрация гамма-всплесков с рассто-

рассеяние мягких фотонов и поглощение жестких

яния, эквивалентного z ≥ 10, ответила бы на этот

квантов. Этот же процесс приводит к ускорению

важный вопрос, и здесь могут помочь планируемые

частиц до максимальных энергий, когда эффект

космические обсерватории THESEUS (Жирлянда

Кляйна-Нишины, который уменьшает сечение

и др. 2021), Миллиметрон (Кардашев и др. 2014).

взаимодействия лептонов с фотонами, еще не столь

Одним из еще более многочисленных вопросов

важен.

физического описания процессов при генерации

гамма-всплесков является определение природы

различных корреляций наблюдаемых параметров

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

гамма-всплесков, таких как "жесткость - длитель-

В работе представлен обзор космических

ность" и E_p - E_iso.

гамма-всплесков. Обзор не претендует на полное

Исследования предвсплесков (прекурсоров),

описание всех возможных проявлений гамма-

продленного излучения и моделей их возникно-

всплесков и библиографию. Приведены основ-

вения помогут определить длительность работы

ные моменты истории, современного состояния

"центральной машины" и, возможно, прояснить ее

наблюдений (кроме радиодиапазона) и модели.

свойства.

Вместе с тем, природа явления все еще далека

Недавние наблюдения длительного излучения

от полного понимания. Здесь мы перечислим

сверхжестких фотонов с энергией до 1 ТэВ ста-

проблемы, ожидающие своего решения.

вят вопросы моделирования процесса ускорения

Проблемы наблюдений. Все еще скудна ста-

нетепловых частиц на релятивистских ударных

тистика многоволновых наблюдений активной фа-

волнах и саморегулирование этого процесса.

зы излучения гамма-всплесков. Почти совсем нет

Наконец, поиск в выборке наблюдаемых гамма-

наблюдений в радиодиапазоне. Мало детальных

всплесков источников иной природы, не связан-

кривых блеска в рентгеновском диапазоне; деталь-

ных с коллапсирующими сверхновыми и слиянием

ные, с высоким временным разрешением, наблю-

двойных нейтронных звезд. Например, таких гипо-

дения в оптическом диапазоне можно пересчитать

тетических событий, как испаряющиеся первичные

на пальцах одной руки, мала статистика положи-

черные дыры (Клайн и др. 1999; Укватта и др.

тельных оптических наблюдений коротких гамма-

2016) или гамма-всплески, линзированные через

всплесков и килоновых.

кротовые норы (Позаненко, Шацкий 2010).

Являются ли гамма-всплески, сопровождаю-

Эти и многие другие вопросы, поставленные

щие гравитационно-волновые события слияния

космическими гамма-всплесками, ждут своих ис-

двойных нейтронных звезд, типичными короткими

гамма-всплесками, или же это отдельный класс

следователей.

событий? Другими словами, видим ли мы джет

Авторы благодарят за поддержку грант РФФИ

гамма-всплеска под большим углом к его оси,

20-12-50278. Авторы благодарны анонимному ре-

или же наблюдаемое гамма-излучение связано с

цензенту за конструктивное обсуждение и много-

другим механизмом генерации излучения? Будет ли

численные правки.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

859

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

19.

Аттея и др. (J.L. Atteia, C. Barat, A. Chernenko,

V. Dolidze, A. Dyatchkov, E. Jourdain,

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

N. Khavenson, A. Kozlenkov, et al.), Astron.

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

Astrophys. 244, 363 (1991).

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

20.

Байотти, Реззолла (L. Baiotti, L. Rezzolla), Rep.

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

Prog. Phys. 80, 096901 (2017).

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

21.

Балбус, Хавли (S.A. Balbus, J.F. Hawley), Rev.

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

Mod. Phys. 70, 1 (1998).

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

22.

Бара и др. (C. Barat, G. Chambon, K. Hurley,

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

M. Niel, G. Vedrenne, I.V. Estulin, A.V. Kuznetsov,

P. Addesso, et al.), Phys. Rev. Lett. 119, 161101

V.M. Zenchenko), Astrophys. Space Sci. 75, 83

(2017).

(1981).

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

23.

Барков М.В. Астрофиз. Бюлл. 65, 229 (2010)

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

[M.V. Barkov, Astrophys. Bull. 65, 217 (2010)].

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

24.

Барков, Баушев (M.V. Barkov, A.N. Baushev), New

Абдалла и др. (H. Abdalla, R. Adam, F. Aharonian,

Astr. 16, 46 (2011).

F. Ait Benkhali, E.O. Ang ¨uner, M. Arakawa,

25.

Барков, Комиссаров (M.V. Barkov, S.S. Komis-

C. Arcaro, C. Armand, et al.), Nature 575, 464

sarov), MNRAS 401, 1644 (2010).

(2019).

26.

Барков, Позаненко (M.V. Barkov, A.S. Pozanen-

Агаранян (F.A. Aharonian), World Scientific (2004).

ko), MNRAS 417, 2161 (2011).

Ажелло и др. (M. Ajello, M. Arimoto, M. Axelsson,

27.

Барков, Хангулян (M.V. Barkov, D.V. Khangulyan),

L. Baldini, G. Barbiellini, D. Bastieri, R. Bellazzini,

MNRAS 421, 1351 (2012).

P.N. Bhat, et al.), Astrophys. J. 878, 52 (2019).

28.

Барков и др. (M. Barkov, S.S. Komissarov,

Акерлоф и др. (C.W. Akerlof, T. A. McKay, J. Zhu,

V. Korolev, A. Zankovich), MNRAS 438,

704

J.S. Chen, H.T. Zhang)бGCN Circ. 7100, 1 (1999).

(2014).

Акерлоф и др. (C. Akerlof, R. Balsano,

S. Barthelmy, J. Bloch, P. Butterworth,

29.

Барков и др. (M.V. Barkov, A. Kathirgamaraju,

D. Casperson, T. Cline, S. Fletcher, et al.), Nature

Luo,

M. Lyutikov, D. Giannios),

398, 400 (1999).

arXiv:1805.08338 (2018).

30.

Барнес, Касен (J. Barnes, D. Kasen), Astrophys. J.

10.

Акерманн и др. (M. Ackermann, K. Asano,

775, 18 (2013).

W.B. Atwood, M. Axelsson, L. Baldini, J. Ballet,

G. Barbiellini, M.G. Baring, et al.), Astrophys. J.

31.

Барнес и др. (J. Barnes, D. Kasen, M.-R. Wu,

716, 1178 (2010).

G. Mart´ınez-Pinedo), Astrophys.J. 829, 110 (2016).

11.

Акерманн и др. (M. Ackermann, M. Ajello,

32.

Баум (W.A. Baum), “Problems of Extra-Galactic

K. Asano, W.B. Atwood, M. Axelsson, L. Baldini,

Research” (ed. G. C. McVittie) 15, 390 (1962).

J. Ballet, G. Barbiellini, et al.), Science 343,

33.

Белкин С.О., Позаненко А.С., Мазаева Е.Д.,

(2014).

Вольнова А.А., Минаев П.Ю., Томинага Н., Гре-

12.

Акселссон,

Боргоново

(M.

Axelsson,

бенев С.А., Человеков И.В. и др., Письма в Аст-

L. Borgonovo), MNRAS 447, 3150 (2015).

рон. журн. 46, 839 (2020) [S.O. Belkin, et al.,

13.

Акциари и др. (V.A. Acciari, S. Ansoldi,

Astron. Lett. 46, 783 (2020)].

L.A. Antonelli, A. Arbet Engels, D. Baack, A. Babi ´c,

34.

Белобородов (A.M. Beloborodov), Astrophys. J.

B. Banerjee, U. Barres de Almeida et al. — MAGIC

737, 68 (2011).

Collaboration), Nature 575, 455 (2019).

35.

Белобородов и др. (A.M. Beloborodov, B.E. Stern,

14.

Амати и др. (L. Amati, F. Frontera, M. Tavani,

R. Svensson), Astrophys. J. 535, 158 (2000).

J.J.M. in’t Zand, A. Antonelli, E. Costa, M. Feroci,

36.

Бескин В.И. УФН 180, 1241 (2010) [V.S. Beskin,

C. Guidorzi et al.), Astron. Astrophys. 390, 81

Phys. Uspekhi 53, 1199 (2010)].

(2002).

37.

Бескин и др. (G. Beskin, V. Bad’in, A. Biryukov,

15.

Аптекарь и др. (R.L. Aptekar, D.D. Frederiks,

S. Bondar, G. Chuntonov, V. Debur, E. Ivanov,

S.V. Golenetskii, V.N. Ilynskii, E.P. Mazets,

S. Karpov, et al.), Nuovo Cimento (Geophys. Sp.

V.N. Panov, Z.J. Sokolova, M.M. Terekhov et al.),

Phys.) C 28, 751 (2005).

Space Sci. Rev. 71, 265 (1995).

38.

Биркл и др. (R. Birkl, M.A. Aloy, H.-T. Janka,

16.

Арнаутс и др. (S. Arnouts, S. Cristiani,

E. M ¨uller), Astron. Astrophys. 463, 51 (2007).

L. Moscardini, S. Matarrese, F. Lucchin,

39.

Бисноватый-Коган Г.С. Астрон. журн. 47, 813

A. Fontana, E. Giallongo), MNRAS 310,

540

(1970) [G.S. Bisnovatyi-Kogan, Sov. Astron. 14,

(1999).

652 (1971)].

17.

Арнетт (W.D. Arnett), Astrophys. J. 253,

785

40.

Бисноватый-Коган, Рузмайкин (G.S. Bisnovatyi-

(1982).

Kogan, A.A. Ruzmaikin), Astrophys. Space Sci. 28,

18.

Аткинс и др. (R. Atkins, W. Benbow, D. Berley,

45 (1974).

M.L. Chen, D.G. Coyne, B.L. Dingus, D.E. Dorfan,

41.

Бисноватый-Коган, Рузмайкин (G.S. Bisnovatyi-

R.W. Ellsworth, D. Evans, et al. ), Astrophys. J. 583,

Kogan, A.A. Ruzmaikin), Astrophys. Space Sci. 42,

824 (2003).

401 (1976).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

860

ПОЗАНЕНКО и др.

42.

Бисноватый-Коган Г.С., Тутуков А.В., Астрон.

64.

Ванажо и др. (S. Wanajo, Y. Sekiguchi,

журн. 81,

797

(2004)

[G.S. Bisnovatyi-Kogan,

N. Nishimura, K. Kiuchi, K. Kyutoku, M. Shibata),

A.V. Tutukov, Astron. Rep. 48, 724 (2004)].

Astrophys. J. 789, L39 (2014).

43.

Бисноватый-Коган, Тимохин (G.S. Bisnovatyi-

65.

Ванг, Месзарос (X.-Y. Wang, P. Meszaros),

Kogan, A.N. Timokhin), Astron. Rep. 74,

483

Astrophys. J. 670, 1247 (2007).

(1997).

66.

Ванг и др. (F. Wang, Y.-C. Zou, F. Liu, B. Liao,

44.

Блинников С.И., Новиков И.Д., Переводчико-

Y. Liu, Y. Chai, L. Xia), Astrophys. J. 893, 77 (2020).

ва Т.В., Полнарев А.Г. Письма в Астрон. журн. 10,

67.

ван ден Хевел, Юн (E.P.J. van den Heuvel, S.-

422 (1984) [S.I. Blinnikov et al., Sov. Astron. Lett.

C. Yoon), Astrophys. Space Sci. 311, 177 (2007).

10, 177 (1984)].

68.

Варрен и др. (D.C. Warren, D.C. Ellison,

45.

Блиников и др. (S.I. Blinnikov, R. Eastman,

M.V. Barkov, S. Nagataki), Astrophys. J. 835,

O.S. Bartunov, V.A. Popolitov, S.E. Woosley),

248, (2017).

Astrophys. J. 496, 454 (1998).

69.

Варрен и др. (D.C. Warren, M.V. Barkov, H. Ito,

46.

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

S. Nagataki, T. Laskar), MNRAS 480, 4060 (2018).

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

70.

Варрен и др. (D.C. Warren, C.A.A. Beauchemin,

C. Travaglio, W. Hillebrandt, M. Stritzinger),

M.V. Barkov, S. Nagataki), Astrophys. J. 906, 33

Astron. Astrophys. 453, 229 (2006).

(2021).

47.

Блум и др. (J.S. Bloom, S.R. Kulkarni,

71.

Вебер, Леверетт (E.J. Weber, Jr.D. Leverett),

S.G. Djorgovski), Astron. J. 123, 1111 (2002).

Astrophys. J. 148, 217 (1967).

48.

Блэндфорд, МакКи (R.D. Blandford, C.F. McKee),

72.

Велихов Е.П. ЖЭТФ

36,

1398

(1959)

Phys. Fluids 19, 1130 (1976).

[E.P. Velikhov, JETP 9, 995 (1959)].

49.

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

73.

Вергани и др. (S.D. Vergani, R. Salvaterra, J. Japelj,

MNRAS 179, 433 (1977).

E. Le Floc’h, P. D’Avanzo, A. Fernandez-Soto,

T. Kr ¨uhler, A. Melandri, et al.), Astron. Astrophys.

50.

Блэндфорд, Пэйн (R.D. Blandford, D.G. Payne),

581, A102 (2015).

MNRAS 199, 883 (1982).

74.

Вестранд и др. (W.T. Vestrand, K.N. Borozdin,

51.

Болзонелла и др. (M. Bolzonella, J. M.Miralles,

S.P. Brumby, D.E. Casperson, E.E. Fenimore,

R. Pell ´o), Astron. Astrophys. 363, 476 (2000).

M.C. Galassi, K. McGowan, S.J. Perkins, et al.),

52.

Боннелл и др. (J.T. Bonnell, R W. Klebesadel), in 3rd

in Proc.

“Advanced Global Communications

Huntsville Symposium “Gamma-ray Bursts” (eds.

Technologies for Astronomy II” (eds. R.I. Kibrick),

C. Kouveliotou, M.F. Briggs, G.J. Fishman), AIP

SPIE Conf. Ser. 4845, 126 (2002).

Conf. Ser. 384, 977 (1996).

75.

Виллар и др. (V.A. Villar, J. Guillochon, E. Berger,

53.

Брайтвайт, Спруит (J. Braithwaite, H.C. Spruit),

B.D. Metzger, P.S. Cowperthwaite, M. Nicholl,

Nature 431, 819 (2004).

K.D. Alexander, P.K. Blanchard, et al.), Astrophys.

54.

Бранденбург и др. (A. Brandenburg, A. Nordlund,

J. 851, L21 (2017).

R.F. Stein, U. Torkelsson), Astrophys. J. 446, 741

76.

Вилльямс и др. (G.G. Williams, P.A. Milne,

(1995).

H.S. Park, S.D. Barthelmy, D.H. Hartmann,

55.

Бромберг, Чеховской (O. Bromberg, A. Tchekhov-

A. Updike, K. Hurley), in Proc. “Gamma-ray Bursts

skoy), MNRAS 456, 1739 (2016).

2007” (eds. M. Galassi, D. Palmer, E. Fenimore),

56.

Баусвейн и др. (A. Bauswein, S. Goriely, H.-

AIP Conf. Ser. 1000, 535 (2008).

T. Janka), Astrophys. J. 773, 78 (2013).

77.

Вольнова и др. (A.A. Volnova, A.S. Pozanenko,

57.

Буерманн и др. (K. Beuermann, F.V. Hessman,

J. Gorosabel, D.A. Perley, D.D. Frederiks,

K. Reinsch, H. Nicklas, P.M. Vreeswijk,

D.A. Kann, V.V. Rumyantsev, V.V. Biryukov

T.J. Galama, E. Rol, J. van Paradijs et al.), Astron.

et al.), MNRAS 442, 2586 (2014).

Astrophys. 352, L26 (1999).

78.

Вольнова и др. (A.A. Volnova, M.V. Pruzhin-

58.

Буренин Р.А. Письма в Астрон. журн. 26, 323

skaya, A.S. Pozanenko, S.I. Blinnikov, P.Y. Minaev,

(2000) [R.A. Burenin., Astron. Lett. 26, 269 (2000)].

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

59.

Бурлон и др. (D. Burlon, G. Ghirlanda,

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

G. Ghisellini, D. Lazzati, L. Nava, M. Nardini,

79.

Ву и др. (M.-R. Wu, I. Tamborra, O. Just, H.-

A. Celotti), Astrophys. J. 685, L19 (2008).

T. Janka), Phys. Rev. D 96, 123015 (2017).

60.

Бучиантини и др. (N. Bucciantini, T.A. Thompson,

80.

Вурм, Белобородов (I. Vurm, A.M. Beloborodov),

J. Arons, E. Quataert, L. Del Zanna), MNRAS 368,

Astrophys. J. 846, 152 (2017).

1717 (2006).

81.

Вусли (S.E. Woosley), Astrophys. J. 405,

273

61.

Бьорнссон (G. Bj ¨ornsson), Astrophys. J. 887, 219

(1993).

(2019).

82.

Вусли, Хегер (S.E. Woosley, A. Heger), Astrophys.

62.

Бычков и др. (V.D. Bychkov, L.V. Bychkova,

J. 637, 914 (2006).

J. Madej), MNRAS 394, 1338 (2009).

83.

Вусли, Блум (S.E. Woosley, J.S. Bloom), Ann. Rev

63.

Бэнд и др. (D. Band, J. Matteson, L. Ford,

Astron. Astrophys. 44, 507 (2006).

B. Schaefer, D. Palmer, B. Teegarden, T. Cline,

84.

Вусли и др. (S.E. Woosley, S. Blinnikov, A. Heger),

M. Briggs, et al.), Astrophys. J. 413, 281 (1993).

Nature 450, 390 (2007).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

861

85.

Вусли и др. (S.E. Woosley, T. Sukhbold,

105.

Жапели и др. (J. Japelj, S.D. Vergani, R. Salvaterra,

H.T. Janka), Astrophys. J. 896, 56 (2020).

P. D’Avanzo, F. Mannucci, A. Fernandez-Soto,

86.

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

S. Boissier, L.K. Hunt et al.), Astron. Astrophys.

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

590, A129 (2016).

H. B ¨ohnhardt, J.P. Brewer, V. Doublier et al.),

106.

Жапели и др. (J. Japelj, S.D. Vergani, R. Salvaterra,

Nature 395, 670 (1998).

M. Renzo, E. Zapartas, S.E. de Mink, L. Kaper,

87.

Галл и др. (C. Gall, J. Hjorth, S. Rosswog,

S. Zibetti), Astron. Astrophys. 617, A105 (2018).

N.R. Tanvir, A.J. Levan), Astrophys. J. 849, L19

107.

Жирлянда и др. (G. Ghirlanda, G. Ghisellini,

(2017).

D. Lazzati), Astrophys. J. 616, 331 (2004).

88.

Гварнери и др. (A. Guarnieri, C. Bartolini,

108.

Жирлянда и др. (G. Ghirlanda, A. Pescalli,

N. Masetti, A. Piccioni, E. Costa, M. Feroci,

G. Ghisellini), MNRAS 432, 3237 (2013).

F. Frontera, D. dal Fiume et al.), Astron. Astrophys.

109.

Жирлянда и др. (G. Ghirlanda, R. Salvaterra,

328, L13 (1997).

M. Toffano, S. Ronchini, C. Guidorzi,

89.

Гийлиани и др. (A. Giuliani, S. Mereghetti,

G. Oganesyan, S. Ascenzi, M.G. Bernardini,

F. Fornari, E. Del Monte, M. Feroci, M. Marisaldi,

A.E. Camisasca, S. Mereghetti, L. Nava,

P. Esposito, F. Perotti, et al.), Astron. Astrophys.

M.E. Ravasio, M. Branchesi, A. Castro-Tirado,

491, L25 (2008).

L. Amati, A. Blain, E. Bozzo, P. O’Brien, D. G ¨otz,

90.

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

E. Le Floch, J.P. Osborne, P. Rosati, G. Stratta,

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

N. Tanvir, A.I. Bogomazov, P. D’Avanzo, M. Hafizi,

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

S. Mandhai, A. Melandri, A. Peer, M. Topinka,

J. 48, L14 (2017).

S.D. Vergani, and S. Zane) Experimental

91.

Гроссан, Максут (B. Grossan, Z. Maksut), SPIE

Astronomy (2021).

Conf. Ser. 11447, 114479I (2020).

110.

Заламиа, Белобородов (I. Zalamea, A.M. Belobo-

92.

Гроот и др. (P.J. Groot, T.J. Galama, J. van Paradijs,

rodov), MNRAS 410, 2302 (2011).

R. Strom, J. Telting, R.G.M. Rutten, M. Pettini,

111.

Зоу и др. (Y.-C. Zou, Y.-Z. Fan, T. Piran),

N. Tanvir et al.), GCN Circ. 6584, 1 (1997).

Astrophys. J. 726, L2 (2011).

93.

Гроссман и др. (D. Grossman, O. Korobkin,

112.

Ивамото и др. (K. Iwamoto, P.A. Mazzali, K. No-

S. Rosswog, T. Piran), MNRAS 439, 757 (2014).

moto et al.), Nature 395, 672 (1998).

94.

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

113.

Иззард и др. (R.G. Izzard, E. Ramirez-Ruiz,

Ahlefeld, et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 211, 12

C.A. Tout), MNRAS 348, 1215 (2004).

(2014).

114.

Илберт и др. (O. Ilbert, S. Arnouts,

95.

Дезалей и др. (J.-P. Dezalay, J.-L. Atteia, C. Barat,

H.J. McCracken, M. Bolzonella, E. Bertin,

M. Boer, F. Darracq, P. Goupil, M. Niel, R. Talon

O. Le F ´evre, Y. Mellier, G. Zamorani, et al.),

et al.), Astrophys. J. 490, L17 (1997).

Astron. Astrophys. 457, 841 (2006).

96.

Делла Валле и др. (M. Della Valle, D. Malesani,

115.

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

S. Benetti, V. Testa, M. Hamuy, L.A. Antonelli,

D.C. Warren, M.V. Barkov), Astrophys. J. 814, L29

G. Chincarini, G. Cocozzaet al.), In Proc.“Gamma-

(2015).

Ray Bursts: 30 Years of Discovery” (E. Fenimore,

116.

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

M. Galassi), AIP Conf. Ser. 727, 403 (2004).

D.C. Warren, M.V. Barkov, D. Yonetoku), Nat.

97.

Деришев, Пиран (E.V. Derishev, T. Piran), MNRAS

Comm. 10, 1504 (2019).

460, 2036 (2016).

117.

Йонетоку и др. (D. Yonetoku, T. Murakami,

98.

Деришев, Пиран (E. Derishev, T. Piran), Astrophys.

T. Nakamura, R. Yamazaki, A.K. Inoue, K. Ioka),

J. 880, L27 (2019).

Astrophys. J. 609, 935 (2004).

99.

Деришев и др. (E.V. Derishev, V.V. Kocharovsky,

118.

Канеко и др. (Y. Kaneko, M. Magdalena Gonz ´alez,

Vl.V. Kocharovsky), Adv. Space Res. 27, 813 (2001).

R.D. Preece, B. L.Dingus, M.S. Briggs), Astrophys.

100.

Джерелс и др. (N. Gehrels, J.P. Norris, S.D. Bar-

J. 677, 1168 (2008).

thelmy, J. Granot, Y. Kaneko, C. Kouveliotou,

119.

Канн и др. (D.A. Kann, S. Klose, B. Zhang,

C.B. Markwardt, P. M ´esz ´aros et al.), Nature 444,

D. Malesani, E. Nakar, A. Pozanenko, A.C. Wilson,

1044 (2006).

N.R. Butler, et al.), Astrophys. J. 720, 1513 (2010).

101.

Дингус (B.L. Dingus), Astrophys. Space Sci. 231,

120.

Кано (Z. Cano), MNRAS 434, 1098 (2013).

187 (1995).

121.

Кано и др. (Z. Cano, A. de Ugarte Postigo,

102.

Д’Элиа и др. (V. D’Elia, E. Pian, A. Melandri,

A. Pozanenko, N. Butler, C.C. Th ¨one, C. Guidorzi,

P. D’Avanzo, M. Della Valle, P.A. Mazzali,

T. Kr ¨uhler, J. Gorosabel, et al.), Astron. Astrophys.

S. Piranomonte, G. Tagliaferri et al.), Astron.

568, A19 (2014).

Astrophys. 577, A116 [D15] (2015).

122.

Кардашев и др. (N.S. Kardashev, I.D. Novikov,

103.

Жанг и др. (Z. Zhang, G.Z. Xie, J.G. Deng, W. Jin),

V.N. Lukash, S.V. Pilipenko, E.V. Mikheeva,

MNRAS 373, 729 (2006).

D.V. Bisikalo, D.S. Wiebe, A.G. Doroshkevich,

104.

Жанг и др. (B.-B. Zhang, B. Zhang, A.J. Castro-

A.V. Zasov, I.I. Zinchenko, P.B. Ivanov,

Tirado, Z.G. Dai, P.-H.T. Tam, X.-Y. Wang, Y.-

V.I. Kostenko, T.I. Larchenkova, S.F. Likhachev,

D. Hu, S. Karpov, A. Pozanenko et al.), Nature

I.F. Malov, V.M. Malofeev, A.S. Pozanenko,

Astron. 2, 69 (2018).

A.V. Smirnov, A.M. Sobolev, A.M. Cherepashchuk,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

862

ПОЗАНЕНКО и др.

Yu.A. Shchekinov) Physics Uspekhi

57,

1199

143.

Кулкарни и др. (S.R. Kulkarni, D.A. Frail,

(2014).

M.H. Wieringa, R.D. Ekers, E.M. Sadler,

123.

Карпов и др. (S. Karpov, D. Bad’in, G. Beskin,

R.M. Wark, J.L. Higdon, E.S. Phinney, J.S. Bloom),

A. Biryukov, S. Bondar, G. Chuntonov, V. Debur,

Nature 395, 663 (1998).

E. Ivanov, et al.), Astron. Nachr. 325, 677 (2004).

144.

Лаззати и др. (D. Lazzati, E. Ramirez-Ruiz,

G. Ghisellini), Astron. Astrophys. 379, L39 (2001).

124.

Карпов и др. (S. Karpov, G. Beskin, S. Bondar,

145.

Лаззати (D. Lazzati), MNRAS 357, 722 (2005).

A. Perkov, E. Ivanov, A. Guarnieri, C. Bartolini,

146.

Лебланк, Вильсон (J.M. LeBlanc, J.R. Wilson),

G. Greco,A. Shearer,V. Sasyuk), Acta Polytech.53,

Astrophys. J. 161, 541 (1970).

38 (2013).

147.

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

125.

Касен и др. (D. Kasen, N.R. Badnell, J. Barnes),

Astrophys. J. 629, L13 (2005).

Astrophys. J. 774, 25 (2013).

148.

Ли, Пачинский (L.-X. Li, B. Paczynski), Astrophys.

126.

Кастро-Тирадо и др. (A.J. Castro-Tirado,

J. 507, L59 (1998).

M. Jel

inek, J. Gorosabel, P. Kub ´anek, R. Cunniffe,

149.

Липкин и др. (Y.M. Lipkin, E.O. Ofek, A. Gal-

S. Guziy, O. Lara-Gil, O. Rabaza-Castillo, et al.),

Yam, E.M. Leibowitz, D. Poznanski, S. Kaspi,

Astron. Soc. India Conf. Ser. 7, 313 (2012).

D. Polishook, S.R. Kulkarni et al.), Astrophys. J.

127.

Клайн и др. (D.B. Cline, C. Matthey,

606, 381 (2004).

S. Otwinowski) Astrophys. J. 527, 827 (1999).

150.

Липунов, Горбовский (V.M. Lipunov, E.S. Gorbov-

128.

Клебесадел и др. (R.W. Klebesadel, I.B. Strong,

skoy), MNRAS 383, 1397 (2008).

R.A. Olson) Astrophys. J. 182, L85 (1973).

151.

Липунов и др. (V. Lipunov, V. Kornilov, E. Gor-

129.

Клочиатти и др. (A. Clocchiatti, N.B. Suntzeff,

bovskoy, N. Shatskij, D. Kuvshinov, N. Tyurina,

R. Covarrubias, P. Candia), Astron. J. 141, 163

A. Belinski, A. Krylov et al.), Adv. Astron. 2010,

(2011).

349171 (2010).

130.

Ковпертвайте и др. (P.S. Cowperthwaite, E. Berger,

152.

Лойд и др. (N.M. Lloyd, V. Petrosian, R.S. Mallozzi)

V.A. Villar, B.D. Metzger, M. Nicholl, R. Chornock,

Astrophys. J. 534, 227 (2000).

153.

Лютиков, Блэндфорд (M. Lyutikov, R. Blandford),

P.K. Blanchard, W. Fong et al.), Astrophys. J. 848,

L17 (2017).

astro-ph/0312347 (2003).

154.

Мазаева и др. (E. Mazaeva, A. Pozanenko,

131.

Комиссаров (S.S. Komissarov), MNRAS 326, L41

P. Minaev), Int. J. Mod. Phys. D 27, 1844012 (2018).

(2001).

155.

Мазец, Голенецкий (E.P. Mazets, S.V. Golenetskii),

132.

Комиссаров,

Барков

(S.S.

Komissarov,

Astrophys. Space Sci. 75, 47 (1981).

M.V. Barkov), MNRAS 382, 1029 (2007).

156.

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

133.

Комиссаров,

Барков

(S.S.

Komissarov,

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

M.V. Barkov), MNRAS 397, 1153 (2009).

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

134.

Комиссаров и др. (S.S. Komissarov, N. Vlahakis,

T.V. Kharitonova), Astrophys. Space Sci. 80,

A. K ¨onigl, M.V. Barkov), MNRAS 394, 1182 (2009).

(1981).

135.

Комиссаров,

Барков

(S.S.

Komissarov,

157.

МакГюре и др. (J.T.W. McGuire, N.R. Tanvir,

M.V. Barkov), MNRAS 402, L25 (2010).

A.J. Levan, M. Trenti, E.R. Stanway, J.M. Shull,

136.

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

K. Wiersema, D.A. Perley et al.), Astrophys. J. 825,

1028 (2002).

135 (2016).

137.

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

158.

Макфадин, Вусли (A.I. MacFadyen, S.E. Woosley),

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

Astrophys. J. 524, 262 (1999).

W.S. Paciesas, G.N. Pendleton), Astrophys. J. 413,

159.

МакФадин и др. (A.I. MacFadyen, S.E. Woosley,

L101 (1993).

A. Heger), Astrophys. J. 550, 410 (2001).

160.

Маллоззи и др. (R.S. Mallozzi, W.S. Paciesas,

138.

Кохен и др. (E. Cohen, T. Piran, R. Sari), Astrophys.

G.N. Pendleton, M.S. Briggs, R.D. Preece,

J. 509, 717 (1998).

C.A. Meegan, G.J. Fishman), Astrophys. J. 454,

139.

Кошут и др. (T.M. Koshut, C. Kouveliotou,

597 (1995).

W.S. Paciesas, J. van Paradijs, G.N. Pendleton,

161.

Маннучи и др. (F. Mannucci, G. Cresci, R. Maiolino,

M.S. Briggs, G.J. Fishman, C.A. Meegan),

A. Marconi, A. Gnerucci), MNRAS 408, 2115

Astrophys. J. 452, 145 (1995).

(2010).

140.

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

162.

Маргутти и др. (R. Margutti, K.D. Alexander,

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

X. Xie, L. Sironi, B.D. Metzger, A. Kathirgamaraju,

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

W. Fong, P.K. Blanchard et al.), Astrophys. J. 856,

570 (1996).

L18 (2018).

141.

Кружевский (A. Kruszewski), Acta Astron. 68, 205

163.

Маттесон и др. (T. Matheson, P.M. Garnavich,

(2018).

K.Z. Stanek, D. Bersier,S.T. Holland, K. Krisciunas,

142.

Крухлер и др. (T. Kr ¨uhler, D. Malesani,

N. Caldwell, P. Berlind et al.), Astrophys. J. 599, 394

J.P.U. Fynbo, O.E. Hartoog, J. Hjorth,

(2003).

P. Jakobsson, D.A. Perley, A. Rossi, et al.),

164.

Месзарос, Рис (P. Meszaros, M.J. Rees) MNRAS

Astron. Astrophys. 581, A125 (2015).

257, 29P (1992).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

863

165.

Месзарос, Рис (P. Meszaros, M.J. Rees),

183.

Мозгунов Г.Ю., Минаев П.Ю., Позаненко А.С.,

Astrophys. J. 397, 570 (1992).

Письма в Астрон. журн.

47,

183

(2021)

166.

Месзарос и др. (P. Meszaros, M.J. Rees,

[G.Yu. Mozgunov, et al., Astron. Lett. 47,

150

H. Papathanassiou), Astrophys. J.

432,

181

(2021)].

(1994).

184.

Моисеенко и др. (S.G. Moiseenko, G.S. Bisno-

167.

Мецгер др. (B.D. Metzger, T.A. Thompson,

vatyi-Kogan, N.V. Ardeljan), MNRAS 370, 501

E. Quataert), Astrophys. J. 659, 561 (2007).

(2006).

168.

Мецгер и др. (B.D. Metzger, E. Quataert,

185.

Монтанари и др. (E. Montanari, F. Frontera,

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

C. Guidorzi, M. Rapisarda), Astrophys. J. 625, L17

(2005).

169.

Миллер и др. (J.M. Miller, B.R. Ryan, J.C. Dolence,

A. Burrows, C.J. Fontes, C.L. Fryer, O. Korobkin,

186.

Нагатаки (S. Nagataki), Rep. Prog. Phys. 81,

026901 (2018).

J. Lippuner et al.), Phys. Rev. D 100, 023008 (2019).

187.

Накамура и др. (T. Nakamura, K. Nomoto,

170.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С. Письма в Астрон.

K. Iwamoto, H. Umeda, P.A. Mazzali, I.J. Danziger),

журн. 43, 3 (2017) [P.Y. Minaev, A.S. Pozanenko,

Mem. Soc. Astron. Ital. 71, 345 (2000).

Astron. Lett. 43, 1 (2017).

188.

Нараян и др. (R. Narayan, B. Paczynski, T. Piran),

171.

Минаев, Позаненко (P.Y. Minaev, A.S. Pozanenko),

Astrophys. J. 395, L83 (1992).

MNRAS 492, 1919 (2020).

172.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С. Письма в

189.

Нараян, Йи (R. Narayan, I. Yi), Astrophys. J. 428,

Астрон. журн.

46,

611

(2020)

[P.Yu. Minaev,

L13 (1994).

A.S. Pozanenko], Astron. Lett. 46, 573 (2020)].

190.

Норрис и др. (J.P. Norris, R.J. Nemiroff,

173.

Минаев, Позаненко (P.Y. Minaev, A.S. Pozanenko),

J.T. Bonnell, J.D. Scargle, C. Kouveliotou,

MNRAS 504, 926 (2021).

W.S. Paciesas, C.A. Meegan, G.J. Fishman),

Astrophys. J. 459, 393 (1996).

174.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С., Лозников В.М.,

Письма в Астрон. журн.

36,

744

(2010)

191.

Норрис и др. (J.P. Norris, G.F. Marani,

[P.Y. Minaev, et al., Astron. Lett. 36, 707 (2010).

J.T. Bonnell), Astrophys. J. 534, 248 (2000).

175.

Минаев П.Ю., Позаненко А.С., Лозников В.М.,

192.

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

Астрофиз. Бюл. 65, 343 (2010) [P.Yu. Minaev et al.,

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

Astrophys. Bull. 65, 326 (2010)].

627, 324 (2005).

176.

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

193.

Норрис, Боннелл (J.P. Norris, J.T. Bonnell),

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

Astrophys. J. 643, 266 (2006).

Письма в Астрон. журн.

38,

687

(2012)

194.

Орли (K. Hurley), Nucl. Phys. B - Proc. Suppl. 10,

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

21 (1989).

177.

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

195.

Орли и др. (K. Hurley, A.E. Tsvetkova,

Гребенев С.А., Письма в Астрон. журн. 40, 271

D.S. Svinkin, R.L. Aptekar, D.D. Frederiks,

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

S.V. Golenetskii, A.A. Kokomov, A.V. Kozlova,

(2014)].

et al.), Astrophys. J. 871, 121 (2019).

178.

Митрофанов И.Г. и др. (I. Mitrofanov,

196.

Палмерио и др. (J.T. Palmerio, S.D. Vergani,

A. Pozanenko, J.L. Atteia, C. Barat, A. Chernenko,

R. Salvaterra, R.L. Sanders, J. Japelj, A. Vidal-

V. Dolidze, E. Jourdain, A. Kozlenkov, R. Kucherova,

Garc’ia, P. D’Avanzo, D. Corre et al.), Astron.

M. Niel, G. Vedrenne) In: Gamma-ray bursts -

Astrophys. 623, A26 (2019).

Observations, analyses and theories (A93-20206

197.

Пацисас и др. (W.S. Paciesas, Ch.A. Meegan,

06-90), 203 (1992).

G.N. Pendleton, M.S. Briggs, C. Kouveliotou,

179.

Митрофанов И.Г., Аттея Дж. Л., Бара К., Ве-

T.M. Koshut, J.P. Lestrade, M.L. McCollough et al.),

дренн А.Г., Вильчинская А.С., Долидзе В.С.,

Astrophys. J. Suppl. Ser. 122, 465 (1999).

Дьячков А.В., Жордан Е. и др., Письма в Астрон.

198.

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

журн. 16, 302 (1990) (I.G. Mitrofanov et al., Sov.

(1986).

Astron. Lett. 16, 129 (1990)].

199.

Пачинский (B. Paczynski), Astrophys. J. 363, 218

180.

Митрофанов и др. (I.G.

Mitrofanov,

(1990).

A.A. Kozlenkov, A.M. Chernenko, V.Sh. Dolidze,

200.

Пачинский (B. Paczynski), Astrophys. J. 494, L45

A.S. Pozanenko, D.A. Ushakov, J.L. Atteia,

(1998).

C. Barat, E. Jourdain, and M. Niel), AIP Conf. Ser.

201.

Пачинский (B. Paczynski), astro-ph/0108522

265, 163 (1992).

(2001).

181.

Митрофанов и др. (I.G. Mitrofanov, A.S. Poza-

202.

Перли и др. (D.A. Perley, S.B. Cenko, A. Corsi,

nenko, M.S. Briggs, W.S. Paciesas, R.D. Preece,

N.R. Tanvir, A.J. Levan, D.A. Kann, E. Sonbas,

G.N. Pendleton, C.A. Meegan), Astrophys. J. 504,

K. Wiersema et al.), Astrophys. J. 781, 37 (2014).

925 (1998).

203.

Перли и др. (D.A. Perley, T. Kr ¨uhler, S. Schulze,

182.

Моджаз и др. (M. Modjaz, F.B. Bianco, M. Siwek,

A. de Ugarte Postigo, J. Hjorth, E. Berger,

S. Huang, D.A. Perley, D. Fierroz, Y.-Q. Liu,

S.B. Cenko, R. Chary et al.), Astrophys. J. 817, 7

I. Arcavi, et al.), Astrophys. J. 892, 153 (2020).

(2016).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

864

ПОЗАНЕНКО и др.

204.

Перли и др. (D.A. Perley, N.R. Tanvir, J. Hjorth,

221.

Радиче и др. (D. Radice, A. Perego, F. Zappa,

T. Laskar, E. Berger, R. Chary, A. de Ugarte Postigo,

S. Bernuzzi), Astrophys. J. 852, L29 (2018).

J.P.U. Fynbo et al.), Astrophys. J. 817, 8 (2016).

222.

Реззолла и др. (L. Rezzolla, B. Giacomazzo,

205.

Пиран (T. Piran), Rev. Mod. Phys. 76, 1143 (2004).

L. Baiotti, J. Granot, C. Kouveliotou, M.A. Aloy),

206.

Пираномонте и др. (S. Piranomonte, J. Japelj,

Astrophys. J. 732, L6 (2011).

S.D. Vergani, S. Savaglio, E. Palazzi, S. Covino,

223.

Рейнольдс и др. (C.S. Reynolds, D. Garofalo,

H. Flores, P. Goldoni et al.), MNRAS 452, 3293

M.C. Begelman), Astrophys. J. 651, 1023 (2006).

(2015).

224.

Рид и др. (F. Ryde), Astrophys. J. 614, 827 (2004).

207.

Подсядловский и др. (P. Podsiadlowski,

225.

Рид и др.. (F. Ryde, M. Axelsson, B.B. Zhang,

P.A. Mazzali, K. Nomoto, D. Lazzati, E. Cappellaro),

S. McGlynn, A. Pe ´er, C. Lundman, S. Larsson,

Astrophys. J. 607, L17 (2004).

M. Battelino et al.), Astrophys. J. 709, L172 (2010).

226.

Рис, Месзарос (M.J. Rees, P. Meszaros),

208.

Позаненко и др. (A.S. Pozanenko, I.G. Mitrofanov,

Astrophys. J. 430, L93 (1994).

M.L. Litvak, M.S. Briggs, W.S. Paciesas,

227.

Робертс и др. (L.F. Roberts, D. Kasen, W.H. Lee,

R.D. Preece, G.N. Pendleton, C.A. Meegan),

E. Ramirez-Ruiz), Astrophys. J. 736, L21 (2011).

4th Hunstville Symposium

“Gamma-Ray

228.

Рудерман (M. Ruderman), in Proc. “Seventh Texas

Bursts” (C.A. Meegan, R.D. Preece, T.M. Koshut),

Symposiumon Relativistic Astrophysics” (eds.

AIP Conf. Ser. 428, 59 (1998).

P.G. Bergman, E.J. Fenyves, L. Motz), 262, 164

209.

Позаненко и др. (A.S. Pozanenko, V.M. Loznikov),

(1975).

in Proc. 5th Huntsville Symposium “Gamma-

229.

Руиз и др. (M. Ruiz, R.N. Lang, V. Paschalidis,

ray Bursts” (eds. R.M. Kippen, R.S. Mallozzi,

S.L. Shapiro), Astrophys. J. 824, L6 (2016).

G.J. Fishman), AIP Conf. Ser. 526, 220 (2000).

230.

Саваглио и др. (S. Savaglio, K. Glazebrook,

210.

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

D. Le Borgne), Astrophys. J. 691, 182 (2009).

in Proc.

“Lighthouses of the Universe: The

231.

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

Most Luminous CelestialObjects and TheirUse

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

for Cosmology” (eds. M. Gilfanov, R. Sunyaev,

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

E. Churazov), p. 194 (2002).

J. 848, L15 (2017).

211.

Позаненко, Шацкий (A. Pozanenko, A. Shatskiy)

232.

Салватерра и др. (R. Salvaterra, S. Campana,

Gravitation and Cosmology 16, 259 (2010).

S.D. Vergani, S. Covino, P. D’Avanzo, D. Fugazza,

212.

Позаненко и др. (A. Pozanenko, A. Chernenko,

G. Ghirlanda, G. Ghisellini et al.), Astrophys. J. 749,

G. Beskin, V. Plokhotnichenko, S. Bondar,

68 (2012).

V. Rumyantsev), in Proc.

“Astronomical Data

233.

Сари, Пиран (R. Sari, T. Piran), Astrophys. J. 485,

Analysis Software and

Systems XII”(eds.

270 (1997).

H.E. Payne, R.I. Jedrzejewski, R.N. Hook), ASP

234.

Сари и др. (R. Sari, T. Piran, R. Narayan),

Conf. Ser. 295, 457 (2003).

Astrophys. J. 497, L17 (1998).

213.

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

235.

Свенссон и др. (K.M. Svensson, A.J. Levan,

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

N.R. Tanvir, A.S. Fruchter, L. G. Strolger), MNRAS

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

405, 57 (2010).

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

236.

Секигучи, Шибата (Y. Sekiguchi, M. Shibata),

852, L30 (2018).

Astrophys. J. 737, 6 (2011).

214.

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

237.

Станек и др. (K.Z. Stanek, T. Matheson,

Человеков, И.В. Письма в Астрон. журн. 45, 768

P.M. Garnavich, P. Martini, P. Berlind, N. Caldwell,

(2019) [A.S. Pozanenko et al., Astron. Lett. 45, 710

P. Challis, W.R. Brown et al.), Astrophys. J. 591,

(2019)].

L17 (2003).

215.

Попхам и др. (R. Popham, S.E. Woosley, C. Fryer),

238.

Сухболд др. (T. Sukhbold, T. Ertl, S.E. Woosley,

Astrophys. J. 518, 356 (1999).

J.M. Brown, H.T. Janka), Astrophys. J. 821, 38

216.

Постнов К.А. УФН 169, 545 (1999) [K.A. Postnov,

(2016).

Phys. Uspekhi 42, 469 (1999)].

239.

Тарнопольский, Марченко (M. Tarnopolski,

217.

Постнов К.А. и др. (K.A. Postnov, S.I. Blinnikov,

V. Marchenko), Astrophys. J. 911, 20 (2021).

D.I. Kosenko, E.I. Sorokina) Nuclear Physics B

240.

Тинней и др. (C. Tinney, R. Stathakis, R. Cannon,

Proceedings Supplements 132, 327 (2004).

T. Galama, M. Wieringa, D.A. Frail, S.R. Kulkarni,

218.

Приис и др. (R.D. Preece, M.S. Briggs,

J.L. Higdon et al. - Bepposax GRB Team), IAU

R.S. Mallozzi, G.N. Pendleton, W.S. Paciesas,

Circ. 6896, 1 (1998).

D.L. Band), Astrophys. J. 506, L23 (1998).

241.

Торп, Левескью (M.D. Thorp, E.M. Levesque),

219.

Пулаккил и др. (S. Poolakkil, R. Preece,

Astrophys. J. 856, 36 (2018).

C. Fletcher, A. Goldstein, P.N. Bhat, E. Bissaldi,

242.

Той и др. (V.L. Toy, S.B. Cenko, J.M. Silverman,

M.S. Briggs, E. Burns et al.), Astrophys. J. 913, 60

N.R. Butler, A. Cucchiara, A.M. Watson, D. Bersier,

(2021).

D.A. Perley, et al.), Astrophys. J. 818, 79 [T16]

220.

Радиче и др. (D. Radice, F. Galeazzi, J. Lippuner,

(2016).

L.F. Roberts, C.D. Ott, L. Rezzolla), MNRAS 460,

243.

Троя и др. (E. Troja, S. Rosswog, N. Gehrels),

3255 (2016).

Astrophys. J. 723, 1711 (2010).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021

КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

865

244.

Троя и др. (E. Troja, H. van Eerten, B. Zhang,

261.

Хегер и др. (A. Heger, S.E. Woosley, H.C. Spruit),

G. Ryan, L. Piro, R. Ricci, B.O’Connor,

Astrophys. J. 626, 350 (2005).

M.H. Wieringa, et al.), MNRAS 498, 5643 (2020).

262.

Хойшен и др. (C. Hoischen, A. Balzer, E. Bissaldi,

245.

Тутуков А.В., Черепащук А.М., Астрон. журн. 80,

M. F ¨ussling, T. Garrigoux, D. Gottschall, M. Holler,

419 (2003) [A.V. Tutukov, A.M. Cherepashchuk,

A. Mitchell, et al. - H.E.S.S. Collaboration), in

Astron. Rep. 47, 386 (2003).

Proc. 35th International Cosmic Ray Conference

246.

Тутуков А.В., Черепащук А.М., Астрон. журн.

(ICRC2017) 301, 636 (2017).

81, 43 (2004) [A.V. Tutukov, A.M. Cherepashchuk,

263.

Хримес и др. (A.A. Chrimes, A.J. Levan,

Astron. Rep. 48, 39 (2004).

E.R. Stanway, J.D. Lyman, A.S. Fruchter,

247.

Узденский,

МакФадин (D.A. Uzdensky,

P. Jakobsson, P. O’Brien, D.A. Perley et al.),

A.I. MacFadyen), Astrophys. J. 669, 546 (2007).

MNRAS 486, 3105 (2019).

248.

Укватта и др. (T.N. Ukwatta, K.S. Dhuga,

M. Stamatikos, C.D. Dermer, T. Sakamoto,

264.

Хримес и др. (A.A. Chrimes, A.J. Levan,

E. Sonbas, W.C. Parke, L.C. Maximon et al.),

E.R. Stanway, E. Berger, J.S. Bloom, S.B. Cenko,

MNRAS 419, 614 (2012).

B.E. Cobb, A. Cucchiara, et al.), MNRAS 488, 902

249.

Укватта и др. (T.N. Ukwatta, K. Hurley,

(2019).

J.H. MacGibbon, D.S. Svinkin, R.L. Aptekar,

265.

Хьорт и др. (J. Hjorth, J. Sollerman, P. Moller,

S.V. Golenetskii, D.D. Frederiks, V.D. Pal’shin,

J.P.U. Fynbo, S.E. Woosley, C. Kouveliotou,

J. Goldsten, W. Boynton, A.S. Kozyrev, A. Rau,

N.R. Tanvir, J. Greiner, et al.), Nature 423, 847

A. von Kienlin, X. Zhang, V. Connaughton,

(2003).

K. Yamaoka, M. Ohno, N. Ohmori, M. Feroci,

F. Frontera, C. Guidorzi, T. Cline, N. Gehrels,

266.

Хьорт и др. (J. Hjorth, D. Malesani, P. Jakobsson,

H.A. Krimm, J. McTiernan) Astrophys. J. 826, 98

A.O. Jaunsen, J.P.U. Fynbo, J. Gorosabel,

(2016).

T. Kr ¨uhler, A.J. Levan, et al.), Astrophys. J.

250.

Усов (V.V. Usov), Nature 357, 472 (1992).

756, 187 (2012).

251.

Фенимор и др. (E.E. Fenimore, J.J.M. in’t Zand,

267.

Церда-Дуран др. (P. Cerd ´a-Dur ´an, N. DeBrye,

J.P. Norris, J.T. Bonnell, R.J. Nemiroff), Astrophys.

M.A. Aloy, J.A. Font, M. Obergaulinger),

J. 448, L101 (1995).

Astrophys. J. 779, L18 (2013).

252.

Феррарио,

Викрамашинге

(L.

Ferrario,

268.

Чандрасекар (S. Chandrasekhar), Proc. Nat. Acad.

D.T. Wickramasinghe), MNRAS 356, 615 (2005).

Sci. 46, 253 (1960).

253.

Ферреро и др. (P. Ferrero, D.A. Kann, A. Zeh,

S. Klose, E. Pian, E. Palazzi, N. Masetti,

269.

Чен, Белобородов (W.-X. Chen, A.M. Beloborodov

D.H. Hartmann et al.), Astron. Astrophys. 457, 857

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

(2006).

270.

Шакура, Сюняев (N.I. Shakura, R.A. Sunyaev),

254.

Фиоч, Рокка-Волмеранж (M. Fioc, B. Rocca-

Astron. Astrophys. 24, 337 (1973).

Volmerange), Astron. Astrophys. 500, 507 (1997).

271.

Шарбонне, МакГрегор (P. Charbonneau,

255.

Фонг и др. (W. Fong, E. Berger, D. B. Fox),

K.B. MacGregor), Astrophys. J. 559, 1094 (2001).

Astrophys. J. 708, 9 (2010).

256.

Фредерикс и др. (D.D. Frederiks, R.L. Aptekar,

272.

Шульце и др. (S. Schulze, R. Chapman, J. Hjorth,

S.V. Golenetskii, V.N. Il’Inskii, E.P. Mazets,

A.J. Levan, P. Jakobsson, G. Bj ¨ornsson, D.A. Perley,

V.D. Palshin, T.L. Cline), in Proc. “Gamma-Ray

T. Kr ¨uhler et al.), Astrophys. J. 808, 73 (2015).

Bursts in the Afterglow Era” (eds. M. Feroci,

273.

Эванс и др. (W.D. Evans, J.P. Glore,

F. Frontera, N. Masetti, L. Piro), ASP Conf. Ser.

R.W. Klebesadel, J.G. Laros, E.R. Tech,

312, 197 (2004).

R.E. Spalding), Science 205, 119 (1979).

257.

Фрухтер и др. (A.S. Fruchter, E. Pian,

274.

Эйхлер и др. (D. Eichler, M. Livio, T. Piran,

S.E. Thorsett, L.E. Bergeron, R.A. Gonz ´alez,

D.N. Schramm), Nature 340, 126 (1989).

M. Metzger, P. Goudfrooij, K.C. Sahu et al.),

Astrophys. J. 516, 683 (1999).

275.

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

258.

Хайела и др. (A. Hajela, R.Margutti, K.D. Alexan-

Astrophys. J. 614, L13 (2004).

der, W. Fong, E. Berger, T. Laskar, T. Eftekhari,

276.

А.В. Юдин, Т.Л. Разинкова, С.И. Блинников

D. Giannios et al.), GRB Circ. 29055, 1 (2020).

Письма в Астрон. журн. 45, 893 (2019).

259.

Хаккила и Приис (J. Hakkila, R.D. Preece)

277.

Юн, Лангер (S.-C. Yoon, N. Langer), Astron.

Astrophys. J. 740, 104 (2011).

Astrophys. 443, 643 (2005).

260.

Хаккила и др. (J. Hakkila, T.W. Giblin, J.P. Norris,

P.C. Fragile, J.T. Bonnell), Astrophys. J. 677, L81

278.

Юн и др. (S.-C. Yoon, N. Langer, C. Norman),

(2008).

Astron. Astrophys. 460, 199 (2006).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 12

2021