1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Астрономический журнал
  4. T. 99, № 12, 2022

Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 12, стр. 1075-1213

Стратегия и результаты наблюдений глобальной сетью МАСТЕР за гравитационно-волновыми событиями LIGO/Virgo в рамках кампаний O1, O2, O3

В. Липунов 1, 2, *, В. Корнилов 1, 2, Е. Горбовской 2, Н. Тюрина 2, Д. Власенко 1, 2, П. Балануца 2, А. Кузнецов 2, О. А. Гресс 3, К. Жирков 1, 2, А. Часовников 1, 2, В. Тополев 1, 2, В. Сеник 4, К. Франсиле 5, 6, Ф. Подеста 5, 6, Р. Подеста 5, 6, Д. Бакли 7, Р. Реболо 8, М. Серра 8, Н. М. Буднев 3, А. Тлатов 4, Я. Кечин 3, Ю. Целик 3, В. Юрков 9, А. Габович 9, Д. Дормидонтов 4, Д. Кувшинов 1, Е. Минкина 2, О. Ершова 3, Д. Черясов 2, В. Владимиров 2

1 Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, физический факультет
Москва, Россия

2 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова
Москва, Россия

3 Иркутский государственный университет, Институт прикладной физики
Иркутск, Россия

4 Кисловодская Горная астрономическая станция Главной астрономической обсерватории РАН
Кисловодск, Россия

5 Астрономическая обсерватория им. Ф. Агилара
Сан-Хуан, Аргентина

6 Институт астрономии, Земли и космического пространства
Сан-Хуан, Аргентина

7 Южноафриканская астрономическая обсерватория
Кейптаун, ЮАР

8 Канарский институт астрофизики
Тенерифе, Испания

9 Благовещенский государственный педагогический университет
Благовещенск, Россия

* E-mail: lipunov@sai.msu.ru

Поступила в редакцию 12.05.2022
После доработки 12.07.2022
Принята к публикации 30.08.2022

Полный текст (PDF)

Аннотация

В работе представлены результаты участия Глобальной сети телескопов-роботов МАСТЕР в программе поддержки гравитационно-волновых экспериментов aLIGO (O1) и LIGO/Virgo (O2, O3) в электромагнитном канале. Это исследование касается первой серии наблюдений O1 с сентября 2015 г. по январь 2016 г., второй серии наблюдений O2 с ноября 2016 г. по август 2017 г. (только LIGO в январе-июле, совместные LIGO/ VIRGO (LVC) в августе) и третьего периода наблюдений O3 с апреля 2019 г. по апрель 2020 г. Основная цель этих наблюдений состояла в том, чтобы впервые в истории астрономии выполнить точную локализацию источников гравитационных волн, которая успешно завершилась независимым открытием килоновой с помощью телескопов МАСТЕР в процессе поиска источника события GW170817. Во многих других событиях были обнаружены десятки оптических транзиентов, не связанных с гравитационными волнами. Тем не менее опыт оптической локализации гравитационных волн имеет исключительное значение для разработки будущей успешной стратегии локализации гравитационно-волновых событий с участием релятивистских звезд. Кроме того, объекты, обнаруженные при анализе огромных областей на небе, определяемых ошибками локализации ГВ источника, были особенно подробно изучены телескопами по всему миру. Были найдены и проанализированы такие объекты, как сверхновые, новые, активные ядра галактик, карликовые новые и другие взрывные явления во Вселенной. Глобальной сетью телескопов роботов МАСТЕР было исследовано более 220 000 квадратных градусов внутри области наиболее вероятной локализации гравитационно-волнового источника. В данной статье сообщается о наблюдениях глобальной сети телескопов роботов МАСТЕР за всеми алертными событиями из сетов наблюдения O1, O2 и O3.

Ключевые слова: гравитационные волны: LIGO/Virgo – гравитационные волны: килоновая – звезды: нейтронные звезды – звезды: черные дыры – оптические транзиенты – многоканальная астрономия – МАСТЕР

1. ВВЕДЕНИЕ

Открытие гравитационных волн (ГВ) экспериментом aLIGO открывает перспективу исследования Вселенной в принципиально новом канале [1–3]. Опыт оптической поддержки первых наблюдений показывает, что оптическая локализация ГВ событий является чрезвычайно сложной задачей по двум причинам. Во-первых, большинство обнаруженных событий были связаны со слияниями черных дыр (в полном согласии с предсказанием, рассчитанным в Машине Сценариев Липунова и др. [4–6]). Во-вторых, малое время, в течение которого такой объект может быть доступен наблюдателям в любом электромагнитном диапазоне. Третье – это большие области ошибок всех ГВ событий, которые необходимо проверить в короткие сроки, чтобы обнаружить такие короткоживущие объекты в электромагнитном диапазоне, получить их энергетическое распределение и понять их природу. Сеть телескопов роботов МАСТЕР работала одинаково интенсивно на всех ГВ событиях, независимо от их характера. В результате сеть МАСТЕР внесла решающий вклад в оптическую проверку первого в истории события GW, которое произошло 14 сентября 2015 г., отсняв 90% от окончательного поля ошибок GW150914 [1, 7, 8] вплоть до предельной звездной величины (~19–20 м). В 2017 г. (О211) МАСТЕР-OAFA (Аргентина) [9] и 5 оптических телескопов в Чили [10–14] независимо открыли килоновую в галактике NGC4993 [15, 16]. Стоит также заметить решающую роль оптических инструментов в задаче локализации ГВ источников, а именно уменьшение области локализации (в случае успешного обнаружения источника) с 31 кв. град (1σ) до ~1 кв. сек, что в 108 раз меньше, чем конечная область локализации LVC с учетом гамма-детектора Fermi-GBM [15].

Широкопольные телескопы глобальной сети МАСТЕР [17, 18] – оптические приборы для наблюдения за подобными явлениями. Во время первой серии наблюдений два гравитационно-волновых события были посланы через систему оповещения GCN [19]: GW150914 [1] и GW151226 [3], связанные со слияниями черных дыр. Еще об одном событии было сообщено в октябре 2016 г. (GW151012 [19]). В 2017 г. Advanced Observatory L-IGO провела второй набор наблюдений (O2). В августе 2017 г. обсерватория VIRGO присоединилась к наблюдениям О2 [21]. В течение периода наблюдений О2 было подтверждено восемь гравитационно-волновых всплесков, и два из них были в первый раз опубликованы коллаборацией LVC в статье [22]. Из них семь событий связаны со слияниями черных дыр, а одно – GW170817 – со слиянием нейтронных звезд [15, 23]. В ходе O2 также было 9 алертов, которые не были подтверждены [21]. Была проведена большая кампания по поддержке эксперимента LVC в электромагнитном диапазоне во время серий O1, O2 ([7, 8, 15, 24–37] и др.). Кампания О3 началась в апреле 2019 г. и закончилась в апреле 2020 г. За это время телескопами МАСТЕР было получено 56 алертов.

Стоит также заметить несколько технических изменений по сравнению с О1 и О2. Во-первых, это быстрые оповещения и сравнительно быстрый корректирующий анализ произошедших событий, что позволило поисковым инструментам быстрее вовлекаться в осмотр областей ошибок и меньше отвлекаться на “пустые” области. Во-вторых, на порядок увеличившееся расстояние обнаружения сливающихся нейтронных звезд (НЗ) и черных дыр (ЧД). Данное улучшение примерно в пять (56 в год за O3 и 16 в год за O2, не учитывая, что в обоих периодах наблюдений были технические перерывы) раз увеличило количество поступающих ГВ алертов за единицу времени. Ожидалось, что все эти улучшения сыграют положительную роль в исследовании источников ГВ событий. В частности, ожидалась новая регистрация килоновой и первое наблюдение слияния черной дыры с нейтронной звездой в ЭМ канале. Но, к сожалению, кампания О3 не принесла ожидаемых результатов.

Доминирование черных дыр в событиях, наблюдаемых детекторами гравитационных волн типа LIGO, предсказывалось [38] и было теоретически продемонстрировано в 1997 г. с помощью метода популяционного синтеза с использованием компьютерного кода Машины Сценариев [4–6]. Последний результат был получен методом Монте-Карло и был основан на эволюционных сценариях для двойных звезд. Изучены скорости слияния релятивистских двойных систем (НЗ + НЗ, НЗ + ЧД, ЧД + ЧД) при самых широких предположениях о формировании ЧД в двойных системах. Эти результаты были полностью подтверждены ГВ наблюдениями.

76 ГВ событий из периодов наблюдения O1, O2, O3 LIGO/Virgo наблюдались телескопами МАСТЕР во время всех серий наблюдений. Из них 54 были подтверждены в качестве гравитационно-волновых транзиентов. Также есть 30 событий, которые были упомянуты в статьях [39, 40], но они не распространялись через сеть GCN, и их поля ошибок на момент написания данной работы не были известны. Поскольку данные 30 событий все еще находятся в обработке, в данную работу они включены не будут. Роботизированные телескопы сети МАСТЕР провели большой обзор неба внутри 3σ полей ошибок общей площадью более 220 000 квадратных градусов.

2. ГЛОБАЛЬНАЯ СЕТЬ ТЕЛЕСКОПОВ РОБОТОВ МАСТЕР

Сеть МАСТЕР была разработана для решения ключевых задач современной астрофизики: обнаружения и исследования оптических источников гамма-всплесков [41–48], источников гравитационных волн [8, 9, 15, 23, 49–52], источников нейтрино сверхвысоких энергий [53, 54], источников быстрых радиовсплесков [55–57] и других объектов исследования астрофизики высоких энергий. Отметим, что во время периодов наблюдения LVC О1, О2, О3 МАСТЕР не прерывал других работ – алертных и инспекционных наблюдений одновременно в рамках всех вышеперечисленных задач.

Глобальная сеть телескопов роботов МАСТЕР включает в себя восемь одинаково оборудованных обсерваторий: МАСТЕР-Амур, МАСТЕР-Тунка, МАСТЕР-Кисловодск, МАСТЕР-Таврида (Российская Федерация), MASTER-SAAO (Южная Африка), MASTER-IAC (Испания, Канарские острова), MASTER-OAFA (Аргентина) и MASTER-OAGH (Мексика, введена в строй в 2021 г. и не принимала участие в наблюдении за О1, О2, О3) [17, 18] (рис. 1). Каждая обсерватория МАСТЕР оснащена идентичным оборудованием с полностью роботизированными быстрыми широкоугольными двойными телескопами (две трубы МАСТЕР-II с полем 2 × 4 кв. град.), снабженными светофильтрами BVRI и поляроидами, а также двумя камерами очень широкого поля (MASTER-VWFC с общим полем зрения в режиме разведенных труб (без перекрывающихся полей зрения) ~800 кв. град. [17, 18]), с основным ключевым фактором – собственным программным обеспечением, которое работает в режиме реального времени для полного сокращения времени для обнаружения новых оптических источников (за время меньшее, чем следующая экспозиция (10 с – 3 мин)).

Рис. 1.

Расположение телескопов (Россия, Испания, ЮАР и Аргентина).

МАСТЕР-II имеет фотометры, снабженные 4096 × 4096 ПЗС матрицей с масштабом 1.85″/пиксель, двумя наборами фильтров BVRI и ортогональными поляризационными фильтрами (подробности см. в [18, 47, 58, 59]). Двойные камеры MASTER VWF имеют поле зрения 2 × (18° × 24°), и экспозицию до 150 мс, что позволяет в случае наблюдений в белом свете достичь оптического предела звездной величины 15m для сложенных изображений (11m–13m на кадр). Каждая обсерватория МАСТЕР может обеспечивать скорость наблюдения 136 квадратных градусов в час с пределами до 19–20.5 в белом свете в темные безлунные ночи (экспозиции 180 с).

2.1. Основные принципы работы центрального планировщика МАСТЕР

Основными критериями любой съемки неба являются ее полнота (охват) и скорость. В связи с этим телескопы должны быть в состоянии покрыть небо как можно более близкими площадками для съемки. Поэтому необходимо разделить небо на поля заданного размера, немного меньшие, чем поле зрения телескопа, чтобы иметь перекрытия. В случае сети МАСТЕР небо подразделяется на ~10 000 полей.

Для выбора наиболее благоприятной площадки для съемки в данный момент времени используется следующая идея. Учитывая изменяющиеся условия программы, каждому полю присваивается свой вес, который постоянно пересчитывается в режиме реального времени. Когда любой обсерватории из сети МАСТЕР требуется снять новое поле, процесс, выполняемый непосредственно на обсерватории и отвечающий за выбор цели, запрашивает следующее поле у планировщика.

Каждая площадка имеет набор параметров, которые могут либо быть постоянными (например, его координаты [α, δ]), либо изменяться во времени (например, азимут и высота). В первом приближении каждый i-й параметр имеет свою передаточную функцию, fi(x), норму Ni и вес ψi. Передаточная функция характеризует распределение приоритета изображения в зависимости от параметра. Максимум функции fi нормируется на 1. Вес используется для указания важности конкретного параметра. Для каждого параметра вводится диапазон допустимых значений таким образом, чтобы статус площадки изменялся на запрещенный, если параметр выходит за его пределы. Все эти параметры можно разделить на несколько категорий.

К первой категории относятся все астрономические параметры, определяемые положением площадки на небе. К ним относятся прямое восхождение, склонение, высота и азимут текущей площадки в момент первого и последнего прохождения (в зависимости от режима работы – см. ниже), угловое расстояние от плоскости Млечного Пути, плоскости эклиптики, Луны и Солнца. Обратите внимание, что для успешной постобработки важно иметь два и более прохода одной и той же площадки за ночь. Поэтому необходимо вычислять высоту и азимут как для настоящего времени, так и для времени в будущем (от 10 мин до 1.5 ч), определяемого режимом работы. Отметим, что наблюдения ниже определенной высоты запрещены. Наблюдения вблизи Луны и Солнца сильно непрактичны, поскольку сильное освещение препятствует нормальной обработке: появляется много бликов и артефактов, а значит, параметры должны быть настроены таким образом, чтобы отводить телескоп от этих объектов. С одной стороны, в пределах 10 градусов от плоскости Млечного Пути на порядок больше звезд, чем за ее пределами, что облегчает обнаружение различных галактических вспышек, однако плотность звезд в центральных областях высока, что значительно замедляет обработку таких изображений в режиме реального времени. Поэтому в режиме обзора телескоп пропускает окрестности Млечного Пути, но это исключение (как и многие другие) не применяется, когда телескоп работает в других режимах.

Ко второй категории относятся параметры, связанные с частотой и временем последнего наблюдения того или иного поля как конкретным телескопом, так и сетью в целом. Эти параметры имеют ключевое значение для работы нескольких роботизированных телескопов в режиме сети. Данные обо всех снятых площадках на небе содержатся в базе данных сети МАСТЕР, из которой центральный планировщик постоянно их получает. Эти данные используются для вычисления того, как давно конкретное поле было снято сетью, конкретным телескопом, были ли попытки снять это поле во время текущей ночи наблюдения и есть ли какие-либо до сих пор необработанные кадры этого поля. В зависимости от режима работы (для разных режимов устанавливаются разные приоритеты и лимиты) принимается решение о том, следует ли повторно снимать это поле. Параметры настроены таким образом, чтобы каждая площадка посещалась не реже одного раза в две недели одним из телескопов сети. В эту категорию также входят параметры, которые содержат общее количество успешных кадров данной площадки, взятых в данной обсерватории и со всей сети. В отличие от предыдущей категории, где большинство параметров статичны или медленно изменяются, параметры второй категории постоянно меняются и поддерживаются в актуальном состоянии благодаря быстрой работе и синхронизации базы данных МАСТЕР.

Третья категория включает параметры, которые отвечают за оповещения. Это могут быть сообщения о гамма-всплесках в сети GCN, событиях нейтрино и опасных астероидах. Особый интерес для данной статьи представляют сообщения о гравитационно-волновых всплесках.

Каждая обсерватория МАСТЕР имеет камеры с очень широким полем зрения. Основной целью этих камер является синхронная запись гамма-всплесков до, во время и после события без временных промежутков. Поэтому, чтобы увеличить вероятность успешной регистрации, имеет смысл, по возможности, исследовать область ошибок, предоставляемую гамма-телескопом. Определенные параметры влияют на перемещение съемки в район, из которого ожидается регистрация гамма-всплесков различными космическими аппаратами.

Последняя группа параметров задает количество важных астрономических объектов в поле. Прежде всего это количество ярких галактик. Очевидно, что вероятность обнаружения сверхновой значительно возрастает в полях, где много галактик. Поэтому целесообразнее наблюдать поля с многочисленными галактиками, чем поля без галактик. Также на конечный вес площадки для некоторых задач могут влиять расстояние от последнего снятого кадра и количество находящихся в нем сверхновых типа Ia в ярком состоянии (в течение месяца после начала).

2.2. Режимы наблюдения МАСТЕР

Несмотря на описанную выше гибкую систему выбора параметров, составить единый универсальный набор таких параметров не представляется возможным. Это связано с тем, что при решении разных задач должны быть установлены разные приоритеты. Передающие функции и весовые коэффициенты меняются в зависимости от режима работы. При расчете статуса используются различные строгие ограничения, времена экспозиции, разное количество посещений, а также неодинаково производится контроль качества полученных снимков.

Основным режимом работы является регулярная съемка неба. Другие режимы задаются для площадки, если она соответствует определенному условию. Таким образом, если условия для определенного режима работы выполнены для площадки, то для нее будет установлен этот режим. Если площадка одновременно соответствует условиям для нескольких режимов работы, будет выбран режим работы с наивысшим приоритетом.

Режимы работы центрального планировщика сети МАСТЕР, следующие в порядке приоритета от самого низкого к высшему:

1. Регулярный обзор является режимом по умолчанию. Этот режим должен обеспечить эффективный поиск оптических транзиентов. Поэтому получение качественных глубоких изображений различных площадок на небе находится в приоритете. Типичное время жизни основных целей сети МАСТЕР (в этом режиме они включают сверхновые, катаклизмические переменные и новые) составляет около одного месяца, и поэтому телескоп должен возвращаться в ранее посещенное поле не реже одного раза в месяц. Учитывая, что в данном режиме нет конкретного сектора интереса, наблюдения производятся на большой высоте, преимущественно вблизи меридиана, минуя центральные районы Млечного Пути (для упрощения сокращения). Также важно поддерживать баланс между скоростью и глубиной. При этом опыт доказал, что глубина имеет несколько больший вес, поскольку вероятность обнаружить новый тусклый объект выше, чем яркий. Однако МАСТЕР является светосильной системой, и поэтому проблема фона неба становится крайне критической. В связи с этим экспозиция зависит от положения Луны на небе. Если Луна (с фазой больше 1/5) находится над горизонтом, длительность экспозиции снижается до 60 с. Если Луны нет, то экспозиция составляет 180 с, а количество посещений увеличивается (в случае необходимости или плохого предела относительно других кадров). Стоит обратить внимание, что для обнаружения любых транзиентов, кроме астероидов, достаточно иметь 2 кадра за ночь и архивный кадр (для астероидов нужно не менее 3 изображений, разделенных во времени). Выбор стратегии работы в режиме съемки определяется текущими задачами и время от времени меняется. В настоящее время телескопы МАСТЕР используют двухпроходную стратегию при работе в режиме обзора с большим интервалом между наблюдениями (около 40 мин). Контроль качества в режиме регулярного обзора очень строгий. Любой кадр с плохим пределом изображения (в зависимости от среднего предела для данной даты и телескопа) должен быть повторно снят несколько раз, вплоть до получения приемлемого предела, и только тогда поле помечается как пройденное.

2. Режим первой съемки. Этот режим был введен специально для новых обсерваторий М-АСТЕР. Для обеспечения нормальной обработки изображений требуются архивные (опорные) кадры. Условием активации этого режима является нулевое количество кадров конкретного поля, полученных на данной обсерватории.

3. Инспекционный обзор. Из действующих в настоящее время орбитальных обсерваторий только Swift (1–2 алерта в неделю), FERMI-LAT и MAXI (несколько раз в месяц), Konus-Wind и Integral (несколько алертов в год) способны обеспечить координаты с точностью, лучшей, чем поле зрения телескопов сети МАСТЕР (4 кв. градуса). Большинство других событий имеют очень широкие поля ошибок с размерами десятки (Fermi-GBM (несколько оповещений в день)), сотни и тысячи (LIGO/Virgo в O3 (около 1-го в неделю)) квадратных градусов. Помимо космических гамма-обсерваторий, существуют наземные детекторы нейтрино сверхвысоких энергий (IceCube, Antares и, в последнее время, BAKSAN), которые также позволяют локализовать события в полях ошибок с размерами в несколько квадратных градусов [53]. Для наблюдения за такими областями неба сеть МАСТЕР имеет режим инспекционного обзора. Все площадки в пределах 1- и 2-σ из области локализации подобных событий переключаются в этот режим. Соответственно, приоритетом для этих наблюдений является обнаружение собственного излучения, оптического послесвечения гамма-всплеска [43, 44] или источника нейтрино сверхвысоких энергий. Поэтому, чтобы наблюдения были успешными, они должны начинаться немедленно и завершаться как можно быстрее. Области локализации имеют в этих наблюдениях первостепенное значение. В этом режиме параметры настроены таким образом, чтобы всю или большую часть локализации можно было просмотреть как можно быстрее по спирали от центра поля ошибки. Система автоматического обнаружения МАСТЕР требует 2 кадра, которые в данном случае разделены временным интервалом в несколько минут. Алгоритмы контроля качества и экспозиции оптимизированы для увеличения скорости этого исследования. Кроме того, многие ограничения по параметрам из режима съемки в этом режиме значительно смягчаются или снимаются. Таким образом, наблюдения могут проводиться практически до самого горизонта, в Млечном Пути нет зоны избегания, а наблюдения разрешены для площадок, более близких к Луне. В настоящее время автоматически обследуются области ошибок из следующих экспериментов и миссий: FERMI (GBM и LAT), MAXI, Lomonosov (до 2017 г.), ANTARES, IceCube и BAKSAN. В заключение отметим, что в этом режиме обзор также следует сетке с заранее определенными узлами, поскольку вся область локализации не может быть покрыта одним кадром. Если для наблюдений доступно несколько различных областей локализации, приоритет отдается последней.

4. Специальный инспекционный обзор. Для случаев, когда поля ошибок меньше размера кадра МАСТЕР (2 × 2 град2), нет смысла использовать стандартную схему с разделением неба на квадраты. Важнее направить телескоп как раз к центру области локализации и найти новые источники на полученном кадре. В этом режиме снимаются гамма-всплески с хорошей локализацией (от Swift, Integral, FERMI LAT), оповещения от которых пришли в неудачное для съемки время (день на телескопе, плохая погода, съемка более приоритетных алертов), нейтринные события [53], а также повторная съемка спустя долгое время после события.

5. Гравитационно-волновой инспекционный обзор. Все области ошибок, рассмотренные ранее, имеют простые геометрические фигуры в небе (в основном круги). Такие области легко определяются всего несколькими числами и очень легко параметризуются. Области локализации гравитационно-волновых событий имеют карту вероятностей, которая не равна нулю нигде на небе, но тем не менее, область локализации 3σ имеет размер в несколько тысяч квадратных градусов при наблюдении двумя детекторами (LIGO) и несколько сотен квадратных градусов при наблюдении тремя детекторами (LIGO/Virgo). Принципы обследования в этом режиме, как правило, аналогичны принципам инспекционного режима, о котором говорилось выше, однако существует ряд существенных различий. Здесь мы вводим понятие кумулятивной вероятности Pc как суммы вероятностей всех полей из отсортированного списка, от имеющего наибольшую вероятность обнаружения источника события к заданному. Поля с кумулятивной вероятностью Pc < 10 относятся к 10-й, наиболее вероятной категории; поля с 10 ≤ Pc < 20 к 9-й категории и так далее к 1-й категории с 90 ≤ Pc < 99.7. Для обеспечения приоритетного наблюдения за наиболее вероятными местами площадки будут наблюдаться в категориях с 10-й по первую. Во-вторых, килоновая может вспыхнуть не сразу. Именно поэтому одно и то же место нужно посетить не один раз, а несколько раз. В-третьих, в отличие от гамма-всплесков, которые могут быть очень яркими (до 6 звездной величины), ожидаемые килоновые очень слабые (17-я величина и слабее) и именно поэтому обзор должен быть глубоким (с точки зрения предельной величины). Экспозиция в этом случае не может быть менее 180 с. Аналогичным образом , но с пониженным приоритетом, наблюдаются гамма-всплески, локализованные сетью IPN, и быстрые радиовсплески (они также имеют области ошибок неправильной формы).

6. Алертный режим наблюдения. Этот вид наблюдения имеет наибольший приоритет. Наблюдения областей локализации гамма-всплесков, алертов нейтрино сверхвысоких энергий (от IceCube, ANTARES, Baksan), полей ошибок ГВ событий, имеющих время уведомления, близкое ко времени регистрации (триггера), наблюдаются непосредственно системой управления телескопа без привлечения центрального планировщика, что дает нам возможность самых ранних наблюдений [43, 44, 47, 53, 57]. В этом случае центральный планировщик только гарантирует, что изображение с местоположения алерта было получено по крайней мере одним телескопом сети. Этот режим также будет активен в случае гравитационно-волнового алерта в течение первых пяти минут после уведомления. В этом случае телескопы будут смотреть на область максимальной вероятности этого события. Отметим также, что несмотря на более высокий приоритет этого режима по сравнению с другими режимами, алертный режим может быть частично или полностью подавлен в случае активного гравитационно-волнового инспекционного обзора.

2.3. Оптические транзиенты сети МАСТЕР

Главной уникальной особенностью глобальной сети МАСТЕР является собственное программное обеспечение, которое разрабатывалось более 10 лет, и которое позволяло обнаруживать новые оптические транзиенты (ОТ) в широкоугольных изображениях МАСТЕР за 1–2 минуты после считывания с ПЗС. Эта информация включает в себя полную классификацию всех источников на изображении, данные из ранее архивированных изображений МАСТЕР для каждого источника, полную информацию из базы данных VIZIER и из всех открытых источников данных (например, Центр малых планет), вывод орбитальных элементов для движущихся объектов и т.д. В задачах поискового типа изображения реальных астрофизических источников вряд ли состоят только из одного, двух или четырех пикселей – такие источники, скорее всего, искусственны и устраняются поисковой программой. Реальные изображения транзиентов должны охватывать несколько пикселей, распределенных в соответствии с определенным профилем. Программное обеспечение сети МАСТЕР обнаруживает ОТ не по разнице между предыдущими и текущими изображениями, а по полной идентификации каждого источника в каждом изображении.

Если поблизости есть галактика, программное обеспечение автоматически классифицирует ОТ как PSN (и мы вручную проверяем его положение, чтобы обнаружить любой слабый объект Млечного Пути (тусклее оптической предельной величины) вдоль луча зрения, найденной в архивных изображениях МАСТЕР или POSS/SDSS/PanSTARRs. При анализе изображений M31 с помощью МАСТЕРа стоит учитывать обнаружение возможной новой в M31. Если источники VIZIER не найдены внутри 5″ от предполагаемых координат, а кривая блеска (КБ) представлена как минимум в течение одной-двух ночей, это может быть катаклизмической переменной (в большинстве случаев U Geminorum). Если на КБ наблюдается подъем, а затем источник снова исчезает в течение нескольких десятков минут, и в VIZIER обнаруживается красный или инфракрасный объект, мы можем говорить о вспышке звезды типа UV Cet. Полное описание обработки изображений см. в [16, 17].

Объекты, обнаруживаемые сетью МАСТЕР, делятся на следующие категории:

1. Известные объекты – можно идентифицировать в каталогах, сравнив их координаты и величины.

2. Вспышка/антивспышка – объект найден в тех же координатах, что и объект в каталоге, но разница величин значительная (либо отрицательная, либо положительная [171, 172].)

3. Новый (неизвестный) объект, пропущенный в каталогах. Это может быть сверхновая, оптический аналог гамма-всплеска, ГВ (Килоновая), всплеск сирота, в зависимости от амплитуды и времени жизни (доступные для наблюдателя) также могут быть: вспышка карликовой новой, вспышка типа UV Ceti или новые астероиды, кометы в случае движущихся объектов.

4. Другие (частицы, артефакты и т. д.).

Программное обеспечение сети МАСТЕР обнаружило более 2000 оптических транзиентов десяти различных типов: оптические аналоги гамма-всплесков, оптический аналог ГВ (килоновая), сверхновые (включая ультраяркие), новые, оптические вспышки активных ядер галактик, короткие транзиенты (возможно, несвязанные GRB), карликовые новые, антиновые (ε-Aur), звезды типа RCrB, типа UV Ceti и другие катаклизмические звезды, потенциально опасные астероиды и кометы в течение нескольких лет. Процесс обнаружения полностью автоматический и занимает 1–2 мин после считывания с ПЗС. После автоматического обнаружения ОТ и его первоначальной классификации программным обеспечением, каждый кандидат тщательно анализируется вручную для дальнейшего изучения его природы. Если у нас есть несколько изображений с OT, мы анализируем его кривую блеска и архивные изображения МАСТЕР. Затем мы вручную анализируем общедоступные базы данных (такие как VIZIER, AAVSO) по объектам из этой области.

3. ОБЗОР ОБЛАСТЕЙ ЛОКАЛИЗАЦИИ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛНОВЫХ СОБЫТИЙ ТЕЛЕСКОПАМИ СЕТИ МАСТЕР

Мы опубликовали подробные результаты наблюдений первого события слияния черных дыр GW150914 и первой локализации слияния нейтронных звезд, вызвавших гравитационно-волновое событие GW170817 в работах [7–9]. Здесь мы даем подробный отчет о наблюдении за событиями, зафиксированными коллаборацией L-IGO/Virgo в рамках кампаний O1, O2, O3. Сюда мы включаем наиболее интересные алерты (слияние двойных нейтронных звезд, слияние нейтронных звезд и черных дыр, граничные события, особые события слияния двойной черной дыры). Другие алерты и их карты покрытия находятся в Приложении А. Полная статистическая информация обо всей поддержке телескопами МАСТЕР алертов ГВ приведена в табл. 1. Полный список найденных транзиентов находится в Приложении Б. Эти ОТ не являются аналогами событий ГВ, но они являются результатом инспекции МАСТЕР и демонстрируют наши возможности. Ниже представлены транзиенты, которые были опубликованы на сайтах GCN22, The Astonomer’s telegramm33, Transient Name Server44. Причем только те транзиенты, что по тем или иным причинам могли бы являться источниками гравитационно-волновых событий на момент их открытия, позднее данные факты были уточнены и исключены из рассмотрения.

Таблица 1.

Все наблюдения сети МАСТЕР за ГВ событиями. Название – известное название события на данный момент. Статус – это классификация ГВ события (BBH – слияние двойной черной дыры, BNS – слияние двойной нейтронной звезды, NSBH – слияние нейтронной звезды и черной дыры, 3–5${{{\text{M}}}_{ \odot }}$ – событие с участием объектов граничной массы, Unmoduled – странное немодулированное событие, статус “Без дальнейшего интереса” (NFI) и “Retracted” такой же, как в работе [15]; все статусы помеченные “?” составлены исходя из наибольшей вероятности в уведомлении полученном через сеть GCN, и до момента написания данной статьи не уточнены [34, 35]). Время уведомления – это время, когда серверы МАСТЕР впервые получают уведомление об алерте. Поле обсерватории МАСТЕР показывает, какие из них наблюдали данное событие. Покрытие в градусах показывает всю площадь, покрытую сетью МАСТЕР внутри области ошибки 3σ. Покрытие в % показывает полноту покрытия области ошибок

  Название Статус Время триггера Время уведомления Время первого кадра Обсерватории МАСТЕР Покрытие  
град2 %  
O1 GW150914 / G184098 BBH 2015-09-14
09:50:45 		2015-09-16
05:39:43.6 		2015-09-15
03:24:22 		Kislovodsk, Tunka, SAAO, IAC 5200 59.0 [7]
GW151012 / G197392 BBH 2015-10-12
09:54:43 		2016-04-25
15:42:45 		2015-10-12
18:40:29 		Kislovodsk, Tunka, Amur, SAAO, IAC 2199 38.8 –
G194575 NFI 2015-10-22
13:33:19 		2015-10-22
13:35:44 		2015-10-22
13:34:56 		21 514 46.1 [112]
GW151226 / G211117 BBH 2015-12-26
03:38:53 		2015-12-26
03:40:00. 		2015-12-26
04:38:50 		2915 82.4 [113]
O2 GW170104 / G268556 BBH 2017-01-04
10:11:59 		2017-01-06
21:21:05.05 		2017-01-04
15:46:07 		Kislovodsk, Tunka, Amur, SAAO, IAC, OAFA 3421 79.8 [114]
G270580 Rejected 2017-01-20
12:30:59 		2017-02-20
15:50:19.19 		2017-01-20
12:31:12 		6292 72.7 [115]
G274296 NFI 2017-02-17
06:05:53 		2017-02-17
23:05:40.40 		2017-02-17
08:07:14 		Tunka, IAC, SAAO, OAFA 4260 74.7 [116]
G275404 NFI 2017-02-25
18:30:21 		2017-03-08
22:01:02.02 		2017-02-25
18:31:28 		Tunka, Amur, SAAO, IAC, OAFA 15 640 58.3 [117]
G275697 NFI 2017-02-27
18:57:31 		2017-03-07
23:00:38.38 		2017-02-27
19:00:02 		Tunka, SAAO, OAFA 4626 65.4 [118]
G277583 NFI 2017-03-13
22:40:09 		2017-03-14
00:17:33.33 		2017-03-13
23:13:0 		Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC 12 832 54.5 –
G284239 NFI 2017-05-02
22:26:07 		2017-05-03
14:43:20.20 		2017-05-02
22:31:17 		Kislovodsk, Tunka, Amur, SAAO, IAC, OAFA 4630 55.2 [119]
GW170608 / G288732 BBH 2017-06-08
02:01:16 		2017-06-08
17:29:10.10 		2017-06-08
18:05:35 		Kislovodsk, Tavrida, OAFA, IAC, SAAO 1142 35.4 –
GW170729 BBH 2017-07-29
18:56:29 		2019-03-14
10:00:57.57 		2017-07-30
00:23:01 		OAFA, IAC, Kislovodsk 668 21.0 –
GW170809 / G296853 BBH 2017-08-09 08:28:21 2017-08-09 09:17:33 2017-08-09 10:00:02 Kislovodsk, SAAO, IAC, OAFA 1781 75.2 [120]
GW170814 / G297595 BBH 2017-08-14 10:30:43 2017-08-16 13:55:32 2017-08-14 22:10:06 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 642 77.5 [121]
GW170817 / G298048 BNS 2017-08-17 12:41:04 2017-08-30 12:21:09 2017-08-17 17:06:47 Kislovodsk, Tunka, Amur, SAAO, IAC, OAFA 89 58.1 [8]
GW170818 BBH 2017-08-18 02:25:09 2019-03-14 10:04:56 2017-08-18 05:42:31 Kislovodsk, SAAO, IAC, OAFA 668 41.0 –
G298389 NFI 2017-08-19 15:50:46 2017-08-19 19:06:40 2017-08-20 10:16:10 OAFA, SAAO 63 1.7 –
GW170823 / G298936 BBH 2017-08-23 13:13:58 2017-08-29 17:21:36 2017-08-23 16:03:27 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 1910 59.4 –
G299232 NFI 2017-08-25 13:13:37 2017-08-29 16:08:46 2017-08-25 17:25:32 4124 82.2 [122]
O3 S190408an BBH 2019-04-08 18:18:02 2019-04-08 22:06:44 2019-04-08 18:21:24 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 1283.7 81.9 [123]
S190412m BBH 2019-04-12 05:30:44 2019-04-12 06:40:50 2019-04-12 06:34:43 506.6 85.3 [124]
S190421ar BBH 2019-04-21 21:38:56 2019-04-22 17:06:12 2019-04-21 21:40:22 2557.1 55.1 [124]
S190425z BNS 2019-04-25 08:18:05 2019-04-25 09:06:43 2019-04-25 09:10:18 6662.9 52.0 [60]
S190426c 3–5 M⊙ 2019-04-26 15:21:55 2019-04-26 16:03:29 2019-04-26 16:14:33 1780.4 71.0 [69]
S190503bf BBH 2019-05-03 18:54:04 2019-05-04 10:03:07 2019-05-03 18:54:49 634.7 64.5 [125]
S190510g Retracted 2019-05-10 02:59:39 2019-05-10 05:04:00 2019-05-10 03:06:00 5481.7 87.3 [126]
S190512at BBH 2019-05-12 18:07:14 2019-05-12 19:05:29 2019-05-12 18:09:38 847.5 95.3 [127]
S190513bm BBH 2019-05-13 20:54:28 2019-05-13 21:28:46 2019-05-13 20:55:53 1299.9 67.2 [128]
S190517h BBH 2019-05-17 05:51:01 2019-05-17 07:07:47 2019-05-17 06:07:26 1072.0 52.0 [129]
S190519bj BBH 2019-05-19 15:35:44 2019-05-19 17:05:40 2019-05-19 15:51:06 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 954.2 79.5 [130]
S190521g BBH 2019-05-21 03:02:29 2019-05-21 03:11:37 2019-05-21 03:07:04 592.9 65.4 [79]
S190521r BBH 2019-05-21 07:43:59 2019-05-21 07:52:58 2019-05-21 08:02:45 687.3 82.4 [131]
S190602aq BBH 2019-06-02 17:59:27 2019-06-02 18:10:01 2019-06-02 18:15:28 364.5 20.8 [132]
S190630ag BBH 2019-06-30 18:52:05 2019-06-30 18:57:13 2019-06-30 18:58:32 3359.7 37.6 [133]
S190701ah BBH 2019-07-01 20:33:06 2019-07-01 20:45:10 2019-07-01 20:53:01 188.5 96.9 [134]
S190706ai BBH 2019-07-06 22:26:41 2019-07-06 22:54:24 2019-07-06 22:45:16 1099.7 69.7 [135]
S190707q BBH 2019-07-07 09:33:26 2019-07-07 10:13:54 2019-07-07 16:36:51 1601.0 66.7 [136]
S190718y Terr? 2019-07-18 14:35:12 2019-07-18 15:41:44 2019-07-18 15:06:02 4003.5 74.7 [137]
S190720a BBH 2019-07-20 00:08:36 2019-07-20 00:12:12 2019-07-20 00:10:24 1667.6 67.3 [138]
S190727h BBH 2019-07-27 06:03:33 2019-07-27 06:12:52 2019-07-27 06:13:01 736.8 94.7 [139]
S190728q BBH 2019-07-28 06:45:10 2019-07-28 07:00:14 2019-07-28 07:00:29 810.0 96.4 [140]
S190814bv 3–5 M⊙ 2019-08-14 21:10:39 2019-08-14 21:33:14 2019-08-14 21:32:46 175.7 97.7 [141]
S190828j BBH 2019-08-28 06:34:05 2019-08-28 06:51:03 2019-08-28 06:36:40 630.7 58.6 –
S190828l BBH 2019-08-28 06:55:09 2019-08-28 07:18:45 2019-08-28 07:23:02 632.5 40.7 [142]
O3 S190901ap BNS? 2019-09-01 23:31:01 2019-09-01 23:37:55 2019-09-01 23:31:01 4075.6 40.2 [143]
S190910d NSBH? 2019-09-10 01:26:19 2019-09-10 01:33:30 2019-09-10 01:28:56 1051.2 33.0 [144]
S190910h BNS? 2019-09-10 08:29:58 2019-09-10 08:37:20 2019-09-10 09:44:54 5493.4 16.2 [145]
S190915ak BBH 2019-09-15 23:57:02 2019-09-16 00:04:50 2019-09-15 23:59:13 637.1 87.5 [146]
S190923y NSBH? 2019-09-23 12:55:59 2019-09-23 13:03:03 2019-09-23 13:09:17 2016.7 69.9 [147]
S190924h BBH 2019-09-24 02:18:46 2019-09-24 02:26:29 2019-09-24 02:23:45 515.8 81.7 [148]
S190930s BBH 2019-09-30 13:35:41 2019-09-30 13:43:50 2019-09-30 13:36:35 1775.4 55.2 [149]
S190930t NSBH? 2019-09-30 14:34:07 2019-09-30 14:41:35 2019-09-30 14:36:33 9249.9 35.5 [150]
S191105e BBH 2019-11-05 14:35:21 2019-11-06 18:03:18 2019-11-05 14:36:16 1716.8 65.2 [151]
S191109d BBH 2019-11-09 01:07:17 2019-11-09 01:17:30 2019-11-09 01:31:52 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 1564.3 39.5 [152]
S191129u BBH 2019-11-29 13:40:29 2019-11-29 14:23:56 2019-11-29 14:12:54 1560.0 66.3 [153]
S191204r BBH 2019-12-04 17:15:26 2019-12-04 17:59:33 2019-12-04 18:05:14 741.7 97.4 [154]
S191205ah NSBH? 2019-12-05 21:52:08 2019-12-05 21:56:20 2019-12-05 21:56:16 5008.6 68.6 [155]
S191213g BNS? 2019-12-13 04:34:08 2019-12-13 04:41:26 2019-12-13 04:56:14 779.3 41.6 [156]
S191215w BBH 2019-12-15 22:30:52 2019-12-15 22:39:54 2019-12-15 22:33:17 941.9 83.4 [157]
S191216ap BBH 2019-12-16 21:33:38 2019-12-16 21:51:37 2019-12-16 22:02:01 931.3 92.2 [158]
S191222n BBH 2019-12-22 03:35:37 2019-12-22 03:40:36 2019-12-22 03:41:03 2318.3 75.1 [159]
S200105ae NSBH 2020-01-05 16:24:26 2020-01-06 19:40:27 2020-01-05 17:34:13 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 3930.3 57.4 [65]
S200112r BBH 2020-01-12 15:58:38 2020-01-12 16:02:46 2020-01-12 16:02:21 2946.8 41.6 [160]
S200114f Unmo-duled 2020-01-14 02:08:18 2020-01-14 02:14:44 2020-01-14 02:14:38 918.7 89.7 [161]
S200115j NSBH 2020-01-15 04:23:09 2020-01-15 04:30:30 2020-01-15 04:30:27 1680.2 80.6 [67]
S200128d BBH 2020-01-28 02:20:11 2020-01-28 02:24:57 2020-01-28 02:25:17 2137.4 72.5 [162]
S200129m BBH 2020-01-29 06:54:58 2020-01-29 07:03:24 2020-01-29 09:31:28 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, IAC 191.4 74.0 [163]
S200208q BBH 2020-02-08 13:01:17 2020-02-08 13:07:10 2020-02-08 13:06:36 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 1409.3 96.7 [164]
O3 S200213t BNS? 2020-02-13 04:10:40 2020-02-13 04:15:24 2020-02-13 04:13:42 2928.4 86.9 [165]
S200219ac BBH 2020-02-19 09:44:15 2020-02-19 12:23:51 2020-02-19 12:23:52 1464.9 74.7 [166]
S200224ca BBH 2020-02-24 22:22:34 2020-02-24 22:28:10 2020-02-24 22:27:51 362.6 95.4 [167]
S200225q BBH 2020-02-25 06:04:21 2020-02-25 06:09:05 2020-02-25 10:26:20 979.8 97.5 [168]
S200302c BBH 2020-03-02 01:58:11 2020-03-02 02:01:38 2020-03-02 02:01:39 4242.5 55.8 [169]
S200311bg BBH 2020-03-11 11:58:53 2020-03-11 12:02:49 2020-03-11 13:49:09 Kislovodsk, Tunka, IAC 4.2 1.9 –
S200316bj BBH 2020-03-16 21:57:56 2020-03-16 22:03:52 2020-03-16 22:05:48 Kislovodsk, Tunka, Amur, Tavrida, SAAO, IAC, OAFA 1793.4 95.4 [170]

3.1. События слияния двойных нейтронных звезд

Подробные результаты первой локализации слияния нейтронных звезд (гравитационно-волновое событие GW170817) приведены в работах [9, 16]. За первые два сета наблюдений было зарегистрировано только одно подобное событие. В отличие от O1 и O2, в серии наблюдений O3 было зарегистрировано несколько событий, источником которых, вероятно, было слияние двух нейтронных звезд. К сожалению, только одно событие GW190425_081805 было достоверно подтверждено позднее. Тем не менее телескопы МАСТЕР тщательно изучили эти поля ошибок, см. Приложение А и Б (алерты S190901ap, S190910h, S191213g, S200213t).

3.1.1. GW190425_081805 (S190425z)

25 апреля 2019 г. в 03:38:53 UTC сигнал S190425z был обнаружен ГВ детекторами и интерпретирован как результат слияния двух нейтронных звезд. Время уведомления об этом событии было 2019-04-25 09:06:43UT, а первый кадр внутри области ошибок был сделан телескопом MASTER-OAFA в 2019-04-25 09:10:18UT [60]. Сеть телескопов МАСТЕР произвела обзор области локализации GW190425_081805 в течение 1 мес с момента триггера. Данный обзор охватил 6663 квадратных градуса, что составляет 52.0% от 3σ области локализации (см. рис. 2).

Рис. 2.

Карта покрытия сетью телескопов роботов МАСТЕР события GW190425_081805 (S190425z) за период 25 апреля–25 мая 2019 г. Каждое поле (отмечено зелеными “квадратами”) покрывает 4 град2 неба, вплоть до предельной звездной величины 19–20. Цветовая палитра показывает распределение вероятностей LVC GW190425_081805 на небе. Синими звездами отмечены найденные транзиенты за указанный период внутри области ошибок 3σ за период (25 апреля–25 мая), 2019 г. Каждое поле (отмечено зелеными квадратами) покрывает 4 град2 неба до предельной звездной величины 19–20. Цветовая палитра показывает распределение вероятностей LVC GW190425_081805 (S190425z) на небе.

Сравним данное событие и событие GW170817. Расстояние до GW190425_081805 (160 ± 40 Мпк) [39] гораздо больше по сравнению с GW170817 (40 Мпк) [22]. Если учесть, что в момент обнаружения звездная величина килоновой имела в максимуме ~17m, то на 150 Мпк она будет иметь 20m, что уже находится на рабочих пределах современных поисковых инструментов. Учитывая, что ее блеск упал на 1 звездную величину примерно за 2 дня, то можно узнать эффективную площадь работы телескопов МАСТЕР для GW190425_081805: 1494 кв. град. (для предела 19m), что составляет только 23% от области локализации данного события. Также в вышеописанных рассуждениях не учитывается вероятность другой ориентации двойной системы, что также может как уменьшить, так и увеличить вероятность обнаружения. Это частично подтверждается тем фактом, что гамма-аппараты, такие как Fermi, вспышек подобных GRB170817 не наблюдали [61]. Таким образом обнаружение килоновой на расстояниях >150 Мпк маловероятно и требует как улучшения современных поисковых инструментов, так и точности локализации подобных ГВ событий.

MASTER OT J155829.22+271714.60

Система автообнаружения MASTER-IAC обнаружила источник ОТ (RA, Dec) = 15h 58m 29.22s +27d 17m 14.60s 2019-04-25 23:42:39UT в белом свете mOT = 18.4m (mlim = 19.7) [62]. Наиболее вероятно, что данный ОТ является вспышкой активного ядра галактики Сейферта на расстоянии z = 0.09 (~380 Mpc). Поскольку расстояние до этой галактики больше, чем предполагаемое расстояние до ГВ события, даже если наше предположение ошибочно, этот ОТ не может быть связан с этим событием.

AT2019egj / MASTER OT J142815.00+304306.00

Система автообнаружения МАСТЕР-Таврида обнаружила новый оптический источник с координатами (RA, Dec) = 14h 28m 15s +30d 43m 06s в 2019-04-28 22:34:48 по UT с mOT = 19.0m (mlim = = 19.2) [63]. В базе данных МАСТЕР есть раннее изображение в белом свете, на котором данный транзиент отсутствует, сделанное 2017-08-29.79872UT, с предельной звездной величиной 19.7m. Возможно, что данный ОТ является сверхновой, поскольку он находится рядом с галактикой PGC1914971 (~59 Мпк). Данная галактика находится ближе, чем расстояние до источника гравитационных волн и, как следствие, данный транзиент не может быть связан с GW190425. Так же стоит отметить, что данный ОТ входит в область ошибок и подходит по временным рамкам для описываемого ниже события GW190412. Поскольку предполагаемое расстояние до события GW190412 дальше, чем GW190425, то очевидно, что и с этим событием он не связан.

AT2019exw / MASTER OT J060606.43-353229.80

Система автообнаружения MASTER-SAAO обнаружила оптический источник с координатами (RA, Dec) = 06h 06m 06.43s –35d 32m 29.80s в 2019-05-10 18:44:36 по UT с mOT = 19.8m (mlim = = 19.7) [64]. Предыдущее изображение в белом свете без OT было сделано 2019-02-05.87113UT и имело предельную звездную величину 20.3m. Тот факт, что данный объект обнаружен внутри галактики WISEA J060606.25-353233.7 (~337 Mpc), говорит либо о потенциальной сверхновой, либо об активности ядра данной галактики. Поскольку расстояние до этой галактики больше, чем предполагаемое расстояние до ГВ события, то этот ОТ с ним не связан.

3.2. События слияния нейтронной звезды и черной дыры

Основным отличием периодов наблюдений O1 и O2 от O3 является обнаружение нового типа событий: слияния нейтронной звезды и черной дыры. Ниже представлены только два подтвержденных события. Карты обзора обоих событий представлены на рис. 3. Также в ходе О3 было передано 4 алерта (S190910d, S190923y, S190930t, S191205ah), которые имели большую вероятность отождествления с событием слияния нейтронной звезды с черный дырой. Однако данные события до сих пор не были подтверждены. Тем не менее телескопы МАСТЕР тщательно изучили эти области локализации, см. Приложение А.

Рис. 3.

Карты покрытия сетью телескопов роботов МАСТЕР событий GW200105 (S200105ae) (a) и GW200115 (S200115j) (б) за 14 дней с момента времени триггера. Каждое поле (отмечено зелеными “квадратами”) покрывает 4 град2 неба, вплоть до предельной звездной величины 19–20. Цветовая палитра показывает распределение вероятностей LVC для каждого события на небе. Синими звездами отмечены найденные транзиенты за указанный период внутри области ошибок 3σ.

3.2.1. GW200105 (S200105ae)

5 января 2020 г. 16:24:26 UTC сигнал S200105ae был обнаружен ГВ детекторами. На момент получения этого оповещения была высока вероятность его отождествления с событием земной природы. Тем не менее позднее в статье [39] коллаборацией LVC было показано, что данное событие является событием слияния нейтронной звезды и черной дыры. Время уведомления об этом событии было 2020-01-06 19:40:27 UT, а первый кадр внутри области локализации был сделан на телескопе MASTER-SAAO в 2020-01-05 19:38:52 UT [65]. Сеть телескопов роботов М-АСТЕР изучила GW200105 в оптическом диапазоне, обзор данного алерта охватил 4220 квадратных градусов (54.2% от размера области локализации на уровне 3σ, см. карту покрытия на рис. 3а).

AT2020akh / MASTER OT J023226.17-485117.1

Система автообнаружения MASTER-SAAO обнаружила источник ОТ (RA, Dec) = 02h 32m 26.17s, –48d 51m 17.1s 2020-01-16 20:23:22UT в белом свете mOT = 18.25m (mlim = 20.1) [68]. Раннее изображение в белом свете без OT, сделанное 2017-08-15.10072UT, с предельной звездной величиной 20.5m. Вероятно данный объект является катаклизмической переменной, поскольку в базе данных VISIER есть снимки данного объекта, сделанные Dark Energy Survey со звездной величиной в фильтрах gmag = 22.6m, rmag = 22.8m.

3.2.2. GW200115 (S200115j)

15 января 2020 г. 04:23:09 UTC сигнал S200115j был обнаружен ГВ детекторами. В оповещении коллаборацией LVC была дана высокая вероятность слияния двойной с итоговой массой 3–5 масс солнца. Позднее, в работе [39] коллаборацией LVC было показано, что данное событие является событием слияния нейтронной звезды и черной дыры малой массы. Время уведомления об этом событии было 2020-01-15 04:30:30 UT, а первый кадр внутри ошибки был сделан M-ASTER-IAC в 2020-01-15 04:30:27 UT [67]. Сеть телескопов роботов МАСТЕР осмотрела область локализации S200115j в оптическом диапазоне. Данный обзор охватил 1757 квадратных градусов (66.1% от размера области локализации на уровне 3σ, см. карту покрытия на рис. 3б).

MASTER OT J022753.99+004441.0

Система автообнаружения MASTER-IAC обнаружила источник ОТ (RA, Dec) = 02h 27m 53.99s, +00d 44m 41.0s 2020-01-15 20:59:19UT в белом свете mOT = 18.5m (mlim = 19.8) [68]. Раннее изображение в белом свете без OT, сделанное 2018-11-04.11958UT, с предельной звездной величиной 20.2m. Вероятно данный объект является переменной типа U Gem, поскольку в каталоге USNO есть объект со звездной величиной в фильтре B2 = 20.57m.

3.3. События слияния объектов граничной массы

В данном разделе рассматриваются события, в которых участвуют объекты с массами, близкими к пределу Оппенгеймера-Волкова и принадлежность которых к той или иной группе неясна. На рис. 4 представлены все подтвержденные события с объектами граничной массы.

Рис. 4.

Карты покрытия сетью телескопов роботов МАСТЕР событий GW190426 (S190426c) (a) и GW190814 (S190814bv) (б) за 14 дней с момента времени триггера. Каждое поле (отмечено зелеными “квадратами”) покрывает 4 град2 неба, вплоть до предельной звездной величины 19–20. Цветовая палитра показывает распределение вероятностей LVC для каждого события на небе. Синими звездами отмечены найденные транзиенты за указанный период внутри области ошибок 3σ.

3.3.1. GW190426

26 апреля 2019 г. 15:21:55 UTC сигнал S190426c был обнаружен детекторами GW. На момент получения этого алерта вероятность его отождествления с событием слияния всех трех типов (НЗНЗ, НЗЧД, ЧДЧД) была примерно равновероятна. Позднее в каталоге GWTC-2 [39] данный факт не был прояснен. Время уведомления об этом событии было 2019-04-26 16:03:29 UT, а первый кадр внутри области ошибок был сделан М-АСТЕР-Амур в 2019-04-26 16:15:47 UT [70]. Всего за время исследования GW190426 телескопами сети МАСТЕР было пройдено 1780 квадратных градусов внутри области локализации события на уровне 3σ (или 71.0%, см. карту покрытия на рис. 4а).

3.3.2. GW190814 (S190814bv)

14 августа 2019 г. 21:10:39 UTC сигнал S190814bv был обнаружен детекторами GW. На момент получения этого алерта вероятность его отождествления с событием слияния черных дыр двух нейтронных звезд была высокой. Тем не менее позднее в статье [39] коллаборацией LVC было показано, что массы данного объекта находятся близко к пределу Оппенгеймера–Волкова. Время уведомления об этом событии было 2019-08-14 21:10:39 UT, а первый кадр внутри блока ошибок был сделан МАСТЕР-Тунка в 2019-08-14 21:32:46UT [70]. Сеть телескопов роботов М-АСТЕР изучила GW190814 в оптическом диапазоне, обзор данного алерта охватил 175.7 квадратных градусов (97.7% от размера области локализации на уровне 3σ, см. карту покрытия на рис. 4б).

MASTER OT J003814.71-245902.0

Система автообнаружения MASTER-IAC обнаружила источник ОТ (RA, Dec) = 00h 38m 14.71s, –24d 59m 02.0s 2019-08-15 04:49:07UT в белом свете mOT = 15.3m (mlim = 18.6) [71]. Наиболее вероятно данный ОТ является следствием активности QSO [HB89] 0035-252.

3.4. События слияния двойных черных дыр

Большая часть зарегистрированных гравитационно-волновых событий является слияниями двойных черных дыр. Все события слияния двойных черных дыр представлены в Приложении А. Ниже приведены примеры наблюдений за этими событиями в течение всех 3 сетов. В статье представлены события, обработанные только после публикации работы [20]. А также в качестве примеров алертного обзора подобных событий представлены особо выделенные в работах [72, 73].

3.4.1. GW151012 (G197392)

Событие GW151012 было зафиксировано детекторами LIGO, об этом событии сообщалось [74] только 25 апреля 2016 г. Инспекционный обзор области ошибок GW151012 не проводился, поскольку не было получено оповещение о данном событии за время, близкое к времени триггера (<2 дней для О1). Тем не менее регулярный обзор глобальной сети МАСТЕР охватил 2199 квадратных градусов внутри области ошибок, что составило 38.8% от площади 3σ. Первый кадр внутри поля ошибок был сделан в 2015-10-12 18:40:29UT в обсерватории МАСТЕР-Тунка через 31546 с после времени триггера. Оптические транзиенты, которые были найдены системой автоматического обнаружения сети МАСТЕР внутри этой области локализации в течение одного месяца, представлены в Приложении Б, а также отмечены на рис. 5a.

Рис. 5.

Карты покрытия сетью телескопов роботов МАСТЕР событий GW151012 (G197392) (a), GW170729 (б), GW170818 (в), GW190412 (S190412m) (г), GW190521 (S190521g) (д). Каждое поле (отмечено зелеными “квадратами”) покрывает 4 град2 неба, вплоть до предельной звездной величины 19–20. Цветовая палитра показывает распределение вероятностей LVC для каждого события на небе. Синими звездами отмечены найденные транзиенты за указанный период внутри области ошибок 3σ.

MASTER OT J234149.80-465633.6

На обсерватории MASTER-SAAO был обнаружен источник ОТ (RA, Dec) = 23h 41m 49.80s, –46d 56m 33.6s 2015-10-20 19:32:16UT в белом свете mOT = 18.9m (mlim = 20.4). На MASTER-IAC, M-ASTER-SAAO есть 4 изображения с этим ОТ. На опорных изображениях отсутствуют источники как после 2015-10-11 19:40:33, так и ранее 2015‑10-10 20:40:28UT. В базе MASTER-SAAO всего 1458 кадров этого района без ОТ с предельными звездными величинами до 21.2m в белом свете, начиная с 2014-12-27 19:53:19UT, например, кадр снятый 2015-08-17.98584UT с mlim = = 20.6m. В базе данных VIZIER не удалось найти источники в пределах 5″ с пределом POSS 22.0m [75].

3.4.2. GW170729

Гравитационно-волновой сигнал GW170729 был обнаружен 29 июля 2017 г., но сообщений в системе GCN не было. Команда МАСТЕР узнала об этом обнаружении только после публикации статьи [21]. После публикации подробной карты на сайте GraceDB55 стала возможной постобработка данного события. Регулярный обзор, проводимый сетью МАСТЕР, охватил 668.1 квадратных градусов в области локализации этого события, что составило 21% от области локализации 3σ (рис. 5б).

3.4.3. GW170818

18 августа 2017 г. сигнал GW170818 был зарегистрирован, но не был передан через систему GCN. Команде МАСТЕР стало известно об этой регистрации только после публикации статьи [21].

Соответственно, специальная проверка области локализации GW170818 не была выполнена, поскольку не было получено предупреждающее сообщение. Кроме того, этот всплеск произошел на следующий день после первого зарегистрированного слияния двух нейтронных звезд, и большинство телескопов МАСТЕР были заняты его наблюдением. Тем не менее регулярный обзор сети МАСТЕР охватил 289.1 кв. градусов, что составило 41% от 3σ площади (рис. 5в).

SN2017ggw / MASTER OT J023026.89-430055.2

Система автообнаружения MASTER-OAFA обнаружила источник ОТ (RA, Dec) = 02h 30m 26.89s –43d 00m 55.00s 2017-08-19.31471 UT в белом свете mOT = 16.7m (mlim = 18.9). OT был виден на 6 изображениях. На более ранних изображениях, к примеру 2016-12-24.10095UT с пределом звездной величины 20.5m в белом свете данный объект отсутствует. Этот PSN был расположен в 11.1″E., 41.6″N. от центра галактики ESO246-021, также был обнаружен BOSS [76] и классифицирован программой ePESSTO как SN II на z = 0.017 [77].

3.4.4. GW190412 (S190412m)

12 апреля 2020 г. в 05:30:44 по UTC сигнал S190412m был обнаружен детекторами GW. Это событие представляет собой слияние двух черных дыр с большой разницей в массах (Abbot et al. 2020). Время уведомления об этом событии 2019-04-12 06:40:50 UT, а первый кадр внутри области ошибок был сделан телескопом МАСТЕР-Тунка в 2019-04-12 06:34:44 UT [78]. Сеть телескопов роботов МАСТЕР осмотрела область локализации S200115j в оптическом диапазоне. Данный обзор охватил 506.6 квадратных градусов (85.3% от размера области локализации на уровне 3σ, см. карту покрытия на рис. 5г).

3.4.5. GW190521 (S190521g)

21 мая 2019 г. 03:02:29 UTC сигнал S190521g был обнаружен детекторами GW. На момент получения этого оповещения высока вероятность его отождествления с событием слияния двух нейтронных звезд. Время уведомления об этом событии было 2019-05-21 03:11:37 UT, а первый кадр внутри ошибки был сделан МАСТЕР-Тунка в 2019-05-21 03:07:04 UT [79]. Сеть МАСТЕР осмотрела 620.5 квадратных градусов внутри области локализации GW190521 (63.8% от размера области локализации на уровне 3σ, см. карту покрытия на рис. 5e).

4. СОВЕРШЕНСТВОВАНИЕ СТРАТЕГИИ ПОИСКА

В течение первых двух сетов наблюдения для поиска источников гравитационных волн на телескопах МАСТЕР использовалась стратегия, описанная в разделе 2.2. В целом эта стратегия убедительно доказала свою эффективность, поскольку телескопами МАСТЕР была найдена килоновая во время обзора события GW170817. Однако другие 5 обсерваторий [10–14], независимо обнаруживших этот объект одновременно с телескопом MASTER-Argentina [9], работали по другому алгоритму. Алгоритм, использовавшийся сетью МАСТЕР, исследовал блоки ошибок по зонам с приоритетом, назначаемым только в зависимости от распределения поля вероятностей, полученного с обсерваторий LIGO/VIRGO. Другие группы также приняли этот факт во внимание, но в отличие от стратегии, используемой в системе сети МАСТЕР, они основывали свой обзор на списке галактик [10–13], которые располагаются внутри области ошибок [80]. Также стоит учитывать тот факт, что каждое событие LVC имеет третью координату – расстояние. Таким образом, распределение галактик может быть отображено в трехмерном слое, определяемом только границами области локализации ГВ. Тогда использованная телескопами МАСТЕР стратегия может быть оптимизирована.

Учитывая, что каждая галактика имеет свои структурные особенности и специфику расположения, вероятность возникновения источника ГВ также будет отличаться от одной галактики к другой. В частности, для события GW 170817 был составлен список галактик из области локализации [80]. Более того, данный список был отсортирован по звездной массе галактики. Стоит заметить, что в данном списке искомая галактика NGC4993 оказалась на 4-м месте, что в случае узкопольного обзора является достаточным для быстрого открытия килоновой. Однако масса – не единственный параметр, характеризующий эволюцию звезд в галактике.

Другим, не менее важным параметром, влияющим на темпы слияния звезд, является темп звездообразования (SFR), как показано Липуновым и др. [81]. Авторы вышеуказанной статьи также вывели такие характеристики галактики, как темпы слияния для различных комбинаций релятивистских объектов (НЗ+НЗ, НЗ+ЧД). На данный момент слияния двойных нейтронных звезд являются единственным подтвержденным источником оптического излучения среди всех изучаемых LIGO/Virgo ГВ событий. Таким образом, имеет смысл ориентироваться на темпы слияния именно двойных нейтронных звезд. Аппроксимируем зависимость темпа слияния НЗ+НЗ, рассчитанную и представленную на рис. 1 статьи [81] и получим зависимость скорости слияния двойных нейтронных звезд от возраста галактики для некоторой модельной эллиптической галактики с массой 1011M⊙ и SFR = 0. Отметим, что звездная масса, и скорость звездообразования любой галактики изменяются в ходе ее эволюции. Кроме того, все галактики имеют разный возраст. Все вышеперечисленные функции практически невозможно получить без тщательного анализа спектров, фотометрии и движения отдельных галактик. Таким образом, точно измеренные параметры эволюции доступны на данный момент для крайне ограниченного числа галактик. По этой причине вслед за Липуновым и др. [81] примем следующие допущения: одинаковое время формирования для всех галактик (1010 лет назад) и игнорируем эволюцию SFR. В результате можно вывести следующую зависимость скорости слияния нейтронных звезд от массы и темпа звездообразования галактики:

(1)
${{M}_{{{\text{rate}}}}} = {{10}^{{ - 4}}}{{M}_{{11}}}t_{{10}}^{{ - 1}} + {{10}^{{ - 4}}}SFR~{\kern 1pt} ,$
где M11 = M/1011; M – звездная масса галактики в ${{M}_{ \odot }}$; t10 = t/1010, а t – возраст галактики. Полагаем последний параметр равным 1010 лет и, следовательно, t10= 1 год. Таким образом, можно оценить скорость слияния нейтронных звезд в галактике, используя массу и SFR. Звездную массу можно получить, используя данные из каталога A-LLWISE [82]. Фильтр WISE 3.4 мкм позволяет определять массу галактики с помощью соотношения масса-светимость [83]. Чтобы найти SFR, необходимо использовать дальний ультрафиолет (наиболее удобен GALEX FUV) [84] и ИК-данные (фотометрия 22 мкм из каталога ALLWISE [82]), как описано E.J. Murphy et al. [85]. Вслед за Cook et al. [80] используем каталог GLADE v2.3 [34] в качестве опорного каталога галактик.

Таким образом, галактики могут быть отсортированы в порядке уменьшения темпов слияния двойных нейтронных звезд, что должно позволить быстро находить подобные события.

Однако необходимо учитывать тот факт, что событие слияния происходит в области локализации гравитационно-волновых детекторов L-IGO/VIRGO. Поскольку карты LVC рассчитываются непосредственно на основе наблюдений гравитационно-волновых интерферометров, а карты скоростей слияния получаются из наблюдений за возможными галактиками-хозяевами этих событий, эти две вероятности можно считать независимыми. Тем не менее относительная важность двух вероятностей в случае ГВ события остается открытым вопросом. Поскольку карты LVC вычисляются непосредственно на основе входящего сигнала, то все параметры, полученные в результате их измерений, можно считать прямыми экспериментальными данными. По сравнению с ними значения SFR и массы являются модельно-зависимыми и, как следствие, косвенными. Таким образом, вероятность, предоставляемая LIGO/Virgo, должна иметь приоритет. Именно поэтому в процессе “оптимизации” стратегии обзора широкопольных инструментов не следует изменять основной принцип обзора областей локализации ГВ событий. Добавим к нему еще один параметр, который учитывает общую скорость слияния двойных нейтронных звезд для всех галактик, расположенных внутри конкретной площадки на небе. В планировщике М-АСТЕР данному параметру присваивается самый низкий приоритет, что означает, что сначала область ошибок ГВ события делится на девять подобластей, как описано в пункте 2.2, а только затем вычисляются общие показатели слияния каждой площадки и сортируются в порядке приоритета внутри каждой из девяти подобластей по отдельности. Некоторые намеки на подобную стратегию можно найти в статье [86].

5. ТЕМП СЛИЯНИЯ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД В МЕСТНОЙ ВСЕЛЕННОЙ

Первая попытка оценить темп слияния нейтронных звезд в нашей Галактике, исходя из общих представлений об эволюции двойных систем вплоть до образования в них релятивистских звезд, была предпринята в конце 1970-х гг. [112]. Оценка оказалась довольно приблизительной: 10–4–10–6 слияний в год, поскольку частота слияний (Merging Rate) есть произведение большого числа трудно оцениваемых вероятностных коэффициентов. А именно:

(2)
${\text{Rate}} = f * \alpha * \beta * \delta * \gamma ,$
где f – начальная функция масс в галактике (функция Солпитера); α – часть двойных звезд, которые могут образовать релятивистскую звезду (функция распределения по отношению масс компонентов); β – часть звезд, уцелевшая после первого взрыва Сверхновой (сильно зависит от анизотропии коллапса или, так называемой, скорости отдачи); γ – часть нейтронных звезд после второго взрыва и δ – часть двойных релятивистских звезд, которые могут слиться за 1.3 × 1010 лет.

Если функция Солпитера более-менее (с фактором 2) установлена f(M) ≈ 1(M/${{M}_{ \odot }}$)–2.35 yr–1, то остальные коэффициенты оцениваются очень приблизительно.

Поэтому в начале 80-х годов был предложен и реализован популяционный синтез двойных звезд методом Монте-Карло (Машина Сценариев [88, 89]). Главная идея Машины Сценариев была не только в том, чтобы, используя различные сценарии эволюции двойных звезд, предсказать числа и вероятности ненаблюдаемых процессов, но прежде попытаться добиться подбора таких параметров эволюции, которые самым оптимальным образом объясняют наблюдаемые стадии эволюции двойных систем. Среди таких параметров можно выделить Vkick – скорость отдачи при взрыве сверхновой, αCE – параметр эффективности общей оболочки [90] и αq – параметр функции распределения двойных систем по отношению масс q = M2/M1 < 1:

(3)
$\varphi \left( q \right)\sim {{q}^{{{{\alpha }_{q}}}}}.$

Первый расчет методом Монте-Карло частоты таких явлений методом популяционного синтеза (Машина Сценариев) впервые был проведен в 1987 г. [91]. Оказалось, что слияния нейтронных звезд в галактике типа нашей (с массой 1011 масс Солнца и звездообразованием одна звезда типа Солнца в год по функции Солпитера) происходят один раз в год в объеме радиусом 20 Mpc ([91]; см. подпись к рис. 1, случай “e”).

Схожую оценку аналитическими методами позже получили Hills [92]; Тутуков и Юнгельсон [38]. А последнюю попытку получить скорость слияния простыми аналитическими оценками приняли Bethe & Brown [93]. Надо заметить, что попытки получить частоту слияний прямо на основе наблюдений радиопульсаров приводили к предсказанию скорости слияний на 2 порядка ниже ~10–6 yr–1 [94, 95].

Между тем повторные расчеты Машины Сценариев, проведенные в 90-е годы [4–6, 96], подтвердили первую оценку частоты этого процесса. C другой стороны, так называемые наблюдательные оценки, полученные по наблюдениям двойных радиопульсаров, постепенно подрастали и приближались к результату популяционного синтеза кодом Машины Сценариев [97–100] (рис. 6).

Рис. 6.

Эволюция теоретической оценки скорости слияния нейтронных звезд [4–6, 81, 87, 91, 92, 94, 95, 38, 101, 96, 81, 4–6, 97–100, 102–104 ]. Стоит также отметить, что оценка темпов слияния [105] была сделана на основе наблюдений ГВ событий на детекторах LIGO/Virgo.

В то же время несколько групп периодически публиковали различные оценки, которые тянули в сторону уменьшения частоты слияний в объеме чувствительности строящихся гравитационно-волновых антенн [106, 107].

Возникает вопрос, почему из года в год вопреки прогрессу в нашем понимании эволюции двойных звезд Машина Сценариев дает один и тот же ответ на вопрос “как часто сливаются нейтронные звезды?” В одной из работ [108] оценивается, что темп слияний в расчете на одну галактику типа нашей не может быть меньше, чем 10–4.5 yr–1.

Дело в том, что если темп слияния будет меньше этой величины, то с неба должны исчезнуть “нераскрученные”66 двойные нейтронные звезды – non recycled radiopulsar. Неоднократно подчеркивалось (как, например, в работе [16]), что одной из самых надежных наблюдаемых величин в этой истории является безразмерное относительное число наблюдаемых двойных нераскрученных радиопульсаров с нейтронными звездами, нормированное на полное наблюдаемое число радиопульсаров (одиночных и двойных). Так как 1) эти системы являются прямыми предками сливающихся нейтронных звезд; 2) это наблюдаемое число не подвержено эффектам селекции, так как такие плохо известные параметры пульсаров, как средняя диаграмма направленности, закон замедления, линия смерти и характеристики спектра не зависят от того, является ли пульсар изолированным, или он находится в двойной системе. Конечно, имеются в виду нераскрученные миллисекундные пульсары, имеющие другую историю жизни и судьбу.

В работе [6] показано, как относительное число нейтронных звезд в двойных системах с радиопульсарами зависит от скорости отдачи (kick velocity) во время вспышки сверхновой (рис. 7).

Рис. 7.

Зависимость частоты слияния нейтронных звезд в галактике с постоянным темпом звездообразования 1 M⊙/год (Млечный Путь) от отношения числа двойных радиопульсаров с нейтронными звездами к полному числу радиопульсаров в двух гипотезах о распределении скорости отдачи (kick velocity): максвелловском и более плоском распределении – Лайна-Лоримера [109]. Вертикальная линия построена по статистике каталога пульсаров [110], причем учитываются только те двойные пульсары, которые не проходили стадию раскрутки [111].

Особенно резкой является эта зависимость для двойных нейтронных звезд с радиопульсарами – потенциальных предков событий на гравитационно-волновых антеннах. Это связано с тем, что такие системы сумели выжить в двух вспышках сверхновых звезд, т.е. импульс отдачи действовал дважды. В то же время в этой работе была рассчитана скорость слияний в зависимости от скорости отдачи. В работе [16] соединили эти два графика (рис. 7).

Отметим, что в работе [16] ошибочно обобщен ожидаемый темп слияния на средние космологические масштабы, без учета локального – внутри 50 Мпк – повышения плотности, где средняя плотность намного выше. Другими словами – правая вертикальная ось графика в работе [16] это просто скорость слияния в местном объеме Вселенной. В результате дана завышенная оценка при обобщении на космологические масштабы. На самом деле, пересчет на большие масштабы Вселенной, где она практически однородна, должен проводиться по формуле (5) из работы [6], в которой фигурирует средняя барионная плотность Вселенной. Здесь мы исправляем это недоразумение и снимаем противоречие с наблюдательными данными третьего включения интерферометров LIGO/Virgo O3 [105]. Ось Y слева представлена в полном соответствии с многолетними расчетами Машины Сценариев. Сказанное относится и как к рис. 6, так и к рис. 7.

Вертикальная линия соответствует современной статистике радиопульсаров по постоянно обновляемому каталогу ATNF77 [110]. Причем из всех двойных пульсаров были отброшены миллисекундные пульсары – так называемые раскрученные пульсары (recycled pulsars) – которые имеют существенно другую историю эволюции периода и магнитного поля, чем одиночные пульсары. Таких пульсаров на данный момент оказалось 3, так что относительное число нормальных пульсаров с нейтронными звездами к одиночным (PSR+NS/количество PSR) – равно 0.12%. Из условия, что это нижняя оценка доли двойных пульсаров с нормальной эволюцией, следует, что скорость слияний не может быть существенно ниже 10–4 yr–1.

6. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

В ходе первых двух кампаний по поиску ЭМ‑аналогов гравитационно-волновых всплесков телескопами МАСТЕР был накоплен большой опыт наблюдения за подобными событиями. Стратегия поиска объектов внутри полей ошибок LIGO/Virgo, описанная в пункте 2.2, оказалась эффективной на практике. Несмотря на то что оптический аналог сигнала GW от слияния черных дыр в областях ошибок не был найден, явление Килоновой было обнаружено и подтверждено различными наблюдениями в широком ЭМ диапазоне 17 августа 2017 г. [22, 23]. Телескопы МАСТЕР были одними из первых инструментов, обнаруживших это событие. Это был первый случай, когда источник гравитационных волн был точно локализован.

Тем не менее стратегия, используемая телескопами МАСТЕР, нуждалась в доработке. Новая стратегия поиска оптических аналогов событий ГВ включает в себя старую с дополнением в виде сортированного списка галактик по темпам слияния двойных нейтронных звезд. Однако относительная важность темпов слияния двойных нейтронных звезд и вероятности обнаружения, получаемой с гравитационно-волновых экспериментов, все еще остается открытым вопросом. Представляется возможным увеличение точности моделей вычисления SFR, звездных масс и параметров эволюции для большего количества галактик, чем известно на данный момент. На данный момент для успешного обнаружения источника гравитационных волн данные параметры должны быть уточнены для большей части галактик примерно до 160 Мпк (что соответствует 20m звездной величине в случае килоновой и является рабочим пределом МАСТЕРа и многих других поисковых инструментов на данный момент). Несмотря на улучшения, произведенные после О1, О2 в ходе О3, не было обнаружено ни одного подтвержденного ЭМ аналога гравитационных волн. В связи с этим рано говорить об успешности реализации новой стратегии.

Наблюдения сети МАСТЕР охватили большие части от областей всех ГВ алертов, причем телескопы МАСТЕР наблюдали ГВ события даже тогда, когда не было никаких уведомлений об этих событиях. В ходе проверки событий LVC было обнаружено большое количество оптических транзиентов (см. Приложение Б.) как потенциально являющихся кандидатами в килоновые, так и не являющихся ими. Тем самым сеть МАСТЕР оказала поддержку другим телескопам для дальнейшего анализа ГВ событий.

Список литературы

  1. B. P. Abbott, et al., Phys. Rev. Lett. 116, 061102 (2016).

  2. B P. Abbott, et al., Phys. Rev. X 6, 041015 (2016).

  3. B. P. Abbott, et al., Phys. Rev. Lett. 116, 241103 (2016).

  4. V. M. Lipunov, et al., New Astronomy 2(1), 43 (1997).

  5. V. M. Lipunov, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 288, 245 (1997).

  6. В. М. Липунов, К. А. Постнов, М. Е. Прохоров, Письма в Астрон. журн. 23, 563 (1997).

  7. V. M. Lipunov, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 465(3), 3656 (2017).

  8. V. M. Lipunov, et al., New Astronomy 51, 122 (2017).

  9. V. M. Lipunov, et al., Astrophys. J. Lett. 850(1), L1 (2017).

  10. M. Soares-Santos, et al., Astrophys. J. Lett. 848(2), L16 (2017).

  11. D.A. Coulter, et al., Science 358(6370), 1556 (2017).

  12. I. Arcavi, et al., Astrophys. J. Lett. 848(2), L33 (2017).

  13. S. Valenti, et al., Astrophys. J. Lett. 848(2), L24 (2017).

  14. N. R. Tanvir, A. J. Levan, D. Steeghs, GCN Cicular 21576, 1 (2017).

  15. B. P. Abbott, et al., Astrophys. J. Lett. 848, L12 (2017).

  16. V. M. Lipunov, et al., New Astronomy 63, 48 (2018).

  17. V. M. Lipunov, et al., Advances in Astronomy 1, 349171 (2010).

  18. V. M. Lipunov, et al., Astronomy Reports 63(4), 293 (2019).

  19. S. Barthelmy, et al., AIPC 428, 99B (1998).

  20. LIGO Scientific Collaboration and VIRGO (LVC) 2016a. GCN Circular 20364, 1 (2016).

  21. B. P. Abbott, et al., Astrophys. J. 875, 161 (2019).

  22. B. P. Abbott, et al., Phys. Rev. X 9, 031040 (2019).

  23. B. P. Abbott, et al., Nature 551, 85 (2017).

  24. I. A. Steele, C. M. Copperwheat, A. S. Piascik, Publication, New Frontiers in Black Hole Astrophysics, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium 324, 283 (2017).

  25. J. L. Racusin, et al., Astrophys. J. 835(1), id. 82 (2017).

  26. M. Yoshida, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 69(1), id. 9 (2017).

  27. M. Kasliwal, et al., Astrophys. J. 843(2), L34 (2017).

  28. A. Albert, et al., Astrophys. J. Lett. 850(2), L35 (2017).

  29. A. Zadrozny, et al., Proceedings of the SPIE 10445, id. 104454 (2017).

  30. A. Goldstein, et al., Astrophys. J. 848(2), L14 (2017).

  31. S. J. Smartt, et al., GCN cicular 20713, 1 (2015).

  32. M. Burgess, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 476(2), 1427 (2018).

  33. I. Bartos, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 477(1), 639 (2018).

  34. G. Dálya, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 479(2), 2374 (2018).

  35. E. Burns, et al., Astrophys. J. 871(1), id. 90 (2019).

  36. S. Yang, et al., Astrophys. J. 875(1), id. 59 (2019).

  37. D. Buckley, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 474(1), L71 (2018).

  38. А. В. Тутуков, Л. Р. Юнгельсон, Астрон. журн. 70, 812 (1993).

  39. R. Abbott et al., Phys. Rev. X 11, 021053 (2020).

  40. R. Abbott et al., arXiv, 2111.03606 (2021).

  41. V. M. Lipunov et al., Astron. and Astrophys. 455(1), 712 (2016).

  42. V. M. Lipunov, S. G. Simakov, E. S. Gorbovskoy, Vlasenko D., Astrophys. J. 845(1), id. 52 (2017).

  43. E. Troja et al., Nature 547, 425 (2017).

  44. V. A. Sadovnichy, et al., Astrophys. J. 861(1), id. 48 (2018).

  45. Y.-D. Hu et al., Astron. and Astrophys. 632, A100 (2019).

  46. N. Jordana-Mitjans et al., Astrophys. J. 892(2), id. 97, 17 (2020).

  47. О. А. Ершова и др., Астрон. журн. 97(2), 111 (2020).

  48. T. Laskar, et al., Astrophys. J. 884(2), 121 (2019).

  49. B. P. Abbott, et al., Astrophys. J. 826, L13 (2016).

  50. B. P. Abbott, et al., Astrophys. J. Supp. 225, 8 (2016).

  51. V. M. Lipunov, V. Kornilov, E. Gorbovskoy, N. Tiurina, P. Balanutsa, A. Kuznetsov., New Astronomy 51, 122 (2017).

  52. В. М. Липунов, УФН 186, 1011 (2016).

  53. V. M. Lipunov, et al., Astrophys. J. Lett. 896(2), L19 (2020).

  54. M. G. Aartsen et al., Astron. and Astrophys. 607, A115 (2017).

  55. V. M. Lipunov, I. E. Panchenko, Astron. and Astrophys. 312, 937 (1996).

  56. E. S. Gorbovskoy, et al., ATel 12338, 1 (2018).

  57. V. M. Lipunov, et al., ATel 13793, 1 (2020).

  58. V. G. Kornilov, et al., Experimental Astronomy 33(1), 173 (2012).

  59. E. S. Gorbovskoy, et al., Astronomy Reports 57(4), 233 (2013).

  60. V. M. Lipunov et al., GCN circular 24167, 1 (2019).

  61. C. Fletcher et al., GCN circular 24185, 1 (2019).

  62. V. M. Lipunov et al., GCN circular 24338, 1 (2019).

  63. A. Kuznetsov, et al., TNS Astronomical Transient Report 664, 1 (2019).

  64. V. M. Lipunov, et al., TNS Astronomical Transient Report 750, 1 (2019).

  65. V. M. Lipunov et al., GCN circular 26646, 1 (2020).

  66. V. M. Lipunov et al., TNS Transient Report 208, 1 (2020).

  67. V. M. Lipunov et al., GCN circular 26755, 1 (2020).

  68. V. M. Lipunov et al., The Astronomer’s Telegram 13414, 1 (2020).

  69. V. M. Lipunov et al., GCN circular 24236, 1 (2019).

  70. V. M. Lipunov et al., GCN circular 25339, 1 (2019).

  71. V. M. Lipunov et al., GCN circular 25320, 1 (2019).

  72. R. Abbott et al., Phys. Rev. Lett. 125, 101102, (2021).

  73. R. Abbott et al., Phys. Rev. D 102, 043015 (2020).

  74. LIGO Scientific Collaboration and VIRGO (LVC) 2016a. GCN Circular 19341, 1 (2016).

  75. O. Gress et al., The Astronomer’s Telegram 8160, 1 (2015).

  76. S. Parker, et al., TNS Astronomical Transient Report 901, 1 (2017).

  77. J. Lyman, Hooman, L. Galbany, O. Yaron, TNS Classification Report 931, 1 (2017).

  78. V. M. Lipunov et al., GCN circular 24099, 1 (2019).

  79. V. M. Lipunov et al., GCN circular 24619, 1 (2019).

  80. D. O. Cook et al., GCN circular 21519, 1 (2017).

  81. V. M. Lipunov, K. A. Postnov, M. E. Prokhorov, I. E. Pan-chenko, H. E. Jorgensen, Astrophys. J. 454, 593 (1995).

  82. E. L. Wright, et al., Astrophys. J. 140(6), 1868 (2010).

  83. S. S. McGaugh. J. M. Schombert, Astron. and Astrophys. Supp. 148(5), id. 77 (2014).

  84. L. Bianchi, et al., Astrophys. and Space Sci. 450(4), 3893 (2011).

  85. E. J. Murphy, et al., Astrophys. J. 737(2), id. 67 (2011).

  86. M. W. Coughlin, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 489(4), 5775 (2019).

  87. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1968, 1 (2019).

  88. В. Г. Корнилов, В. М. Липунов, Астрон. журн. 60, 284 (1983).

  89. В. Г. Корнилов, В. М. Липунов, Астрон. журн. 60, 574 (1983).

  90. E. P. J. van den Heuvel, J. Heise, Nature Phys. Sci. 239(92), 67 (1972).

  91. V. M. Lipunov, K. A. Postnov, M. Prokhorov, Astron. and Astrophys. 176(1), L1 (1987).

  92. D. Hils, P. L. Bender and R. F. Webbink, Astrophys. J. 360, 75 (1990).

  93. H. A. Bethe and G. E. Brown, Astrophys. J. 517, 318 (1999).

  94. E. S. Phinney, Astrophys. J. Lett. 380, L17 (1991).

  95. R. Narayan, B. Paczynski, T. Piran, Astrophys. J. 395, L83 (1992).

  96. V. M. Lipunov, S. N. Nazin, I. E. Panchenko, K. A. Postnov, M. E. Prokhorov, Astron. and Astrophys. 298, 677 (1995).

  97. S. Curran, D. Lorimer, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 276(1), 347 (1995).

  98. E. P. J. van den Heuvel, D. Lorimer, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 283(2), L37 (1996).

  99. M. Bailes, Compact stars in binaries (edited by J. van Paradijs, E. P. J. van den Heuvel, E. Kuulkers, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, p. 213, 1996).

  100. M. Burgay, et al., Nature 426(6966), 531 (2003).

  101. V. M. Lipunov, K. A. Postnov, M. E. Prokhorov, E. Yu. Os-minkin, Astrophys. J. Lett. 423, L121 (1994).

  102. S. F. Portegies Zwart, H. N. Spreeuw, Astron. and Astrophys. 312, 670 (1996).

  103. S. F. Portegies Zwart, L.R. Yungelson, Astron. and A-strophys. 332, 173 (1998).

  104. C. Kim, P. P. B. Perera, M. A. McLaughlin, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 448(1), 928 (2015).

  105. R. Abbott et al., arxiv preprint: 2111.03634 (2022).

  106. V. Kalogera, D. Lorimer, Astrophys. J. 530(2), 890 (2000).

  107. K. Belczynski, V. Kalogera, T. Bulik, Astrophys. J. 572(1), 407 (2002).

  108. V. M. Lipunov, Gravitation and Cosmology 11(1), 166 (2005).

  109. V. M. Lipunov, Memorie della Societa Astronomica Italiana 69, 1067 (1998).

  110. R. N. Manchester, G. B. Hobbs, A. Teoh, M. Hobbs, Astrophys. J. 129(4), 1993 (2005).

  111. F. Özel, P. Freire, Ann. Rev. Astron. and Astrophys. 54, 401 (2016).

  112. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18494, 1 (2015).

  113. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18729, 1 (2015).

  114. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(11), id. 211 (2020).

  115. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20488, 1 (2017).

  116. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20696, 1 (2017).

  117. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20737, 1 (2017).

  118. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20782, 1 (2017).

  119. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21010, 1 (2017).

  120. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21435, 1 (2017).

  121. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21499, 1 (2017).

  122. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21719, 1 (2017).

  123. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24070, 1 (2019).

  124. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24145, 1 (2019).

  125. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24396, 1 (2019).

  126. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24436, 1 (2019).

  127. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24512, 1 (2019).

  128. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24525, 1 (2019).

  129. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24576, 1 (2019).

  130. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24607, 1 (2019).

  131. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24637, 1 (2019).

  132. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24721, 1 (2019).

  133. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24921, 1 (2019).

  134. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24959, 1 (2019).

  135. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25000, 1 (2019).

  136. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25022, 1 (2019).

  137. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25088, 1 (2019).

  138. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25114, 1 (2019).

  139. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25163, 1 (2019).

  140. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25183, 1 (2019).

  141. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25322, 1 (2019).

  142. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25512, 1 (2019).

  143. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25609, 1 (2019).

  144. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25694, 1 (2019).

  145. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25712, 1 (2019).

  146. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25752, 1 (2019).

  147. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25812, 1 (2019).

  148. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25831, 1 (2019).

  149. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25870, 1 (2019).

  150. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25875, 1 (2019).

  151. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26184, 1 (2019).

  152. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26184, 1 (2019).

  153. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26304, 1 (2019).

  154. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26332, 1 (2019).

  155. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26353, 1 (2019).

  156. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26400, 1 (2019).

  157. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26440, 1 (2019).

  158. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26457, 1 (2019).

  159. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26541, 1 (2019).

  160. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26717, 1 (2020).

  161. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26731, 1 (2020).

  162. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26903, 1 (2020).

  163. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26933, 1 (2020).

  164. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 27018, 1 (2020).

  165. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 27041, 1 (2020).

  166. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(11), id.194 (2020).

  167. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(12), id.225 (2020).

  168. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 27200, 1 (2020).

  169. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(12), id.230 (2020).

  170. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 27387, 1 (2020).

  171. V. M. Lipunov, et al., Astron. and Astrophys. 588A, id. A90 (2016).

  172. V. M. Lipunov, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 470(2), 2339 (2017).

  173. V. Sadovnichy, et al., “Lomonosov”, Supercomputing at Moscow State University. In Contemporary High Performance Computing: From Petascale toward Exascale (Chapman & Hall/CRC Computational Science Boca Raton, USA, CRC Press, 283, 2013).

  174. V. Voevodin, et al., Supercomputing Frontiers and Innovations 6(2), 4 (2019).

  175. V. M. Lipunov, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 465(3), 3656 (2017).

  176. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(11), id. 211 (2020).

  177. V. M. Lipunov, et al., Astrophys. J. Lett. 850(1), L1 (2017).

  178. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(11), id. 194 (2020).

  179. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(12), id. 225 (2020).

  180. V. M. Lipunov, et al., RNAAS 4(12), id. 230 (2020).

  181. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 8232, 1 (2015).

  182. V. Shumkov, et al., The Astronomer’s Telegram 8163, 1 (2015).

  183. E. Popova, et al., The Astronomer’s Telegram 8172, 1 (2015).

  184. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 8276, 1 (2015).

  185. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 8160, 1 (2015).

  186. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18494, 1 (2015).

  187. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18804, 1 (2016).

  188. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18835, 1 (2016).

  189. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 8522, 1 (2016).

  190. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18729, 1 (2015).

  191. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 8605, 1 (2016).

  192. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 18738, 1 (2015).

  193. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20740, 1 (2017).

  194. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20712, 1 (2017).

  195. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20696, 1 (2017).

  196. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20771, 1 (2017).

  197. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20759, 1 (2017).

  198. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 20782, 1 (2017).

  199. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21445, 1 (2017).

  200. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21499, 1 (2017).

  201. S. Parker, TNS Discovery Report 901, 1 (2017).

  202. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 10762, 1 (2017).

  203. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 10781, 1 (2017).

  204. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 21719, 1 (2017).

  205. S. W. K. Emery, et al., GCN circular 21733, 1 (2017).

  206. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24084, 1 (2019).

  207. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12644, 1 (2019).

  208. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 760, 1 (2019).

  209. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12687, 1 (2019).

  210. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12750, 1 (2019).

  211. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12767, 1 (2019).

  212. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12723, 1 (2019).

  213. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24338, 1 (2019).

  214. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 12758, 1 (2019).

  215. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12781, 1 (2019).

  216. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 750, 1 (2019).

  217. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24509, 1 (2019).

  218. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 999, 1 (2019).

  219. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 24470, 1 (2019).

  220. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 929, 1 (2019).

  221. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 865, 1 (2019).

  222. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 830, 1 (2019).

  223. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12814, 1 (2019).

  224. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 820, 1 (2019).

  225. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 998, 1 (2019).

  226. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1049, 1 (2019).

  227. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 918, 1 (2019).

  228. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1164, 1 (2019).

  229. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 12933, 1 (2019).

  230. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1262, 1 (2019).

  231. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1145, 1 (2019).

  232. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1219, 1 (2019).

  233. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25105, 1 (2019).

  234. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1415, 1 (2019).

  235. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1349, 1 (2019).

  236. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 13015, 1 (2019).

  237. V. Shumkov, et al., The Astronomer’s Telegram 13003, 1 (2019).

  238. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1366, 1 (2019).

  239. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1386, 1 (2019).

  240. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 12950, 1 (2017).

  241. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1320, 1 (2019).

  242. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 1449, 1 (2019).

  243. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25320, 1 (2019).

  244. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1779, 1 (2019).

  245. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1696, 1 (2019).

  246. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1761, 1 (2019).

  247. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1729, 1 (2019).

  248. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1696, 1 (2019).

  249. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1890, 1 (2019).

  250. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1929, 1 (2019).

  251. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1890, 1 (2019).

  252. J. Tonry, et al., TNS Discovery Report 1858, 1 (2019).

  253. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 1927, 1 (2019).

  254. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 1928, 1 (2019).

  255. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 2046, 1 (2019).

  256. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 13151, 1 (2019).

  257. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 1967, 1 (2019).

  258. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 25948, 1 (2019).

  259. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 1967, 1 (2019).

  260. P. Balanutsa, et al., TNS Discovery Report 2082, 1 (2019).

  261. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 1968, 1 (2019).

  262. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 13194, 1 (2019).

  263. K. Zhirkov, et al., TNS Discovery Report 2548, 1 (2019).

  264. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2522, 1 (2019).

  265. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2562, 1 (2019).

  266. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2616, 1 (2019).

  267. E. S. Gorbovskoy, et al., The Astronomer’s Telegram 13338, 1 (2019).

  268. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 2569, 1 (2019).

  269. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2562, 1 (2019).

  270. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 13350, 1 (2019).

  271. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26474, 1 (2019).

  272. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26379, 1 (2019).

  273. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2624, 1 (2019).

  274. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2635, 1 (2019).

  275. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2624, 1 (2019).

  276. O. Gress, et al., TNS Discovery Report 2600, 1 (2019).

  277. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2689, 1 (2019).

  278. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 2679, 1 (2019).

  279. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 2678, 1 (2019).

  280. V. M. Lipunov, et al., GCN circular 26596, 1 (2019).

  281. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 2680, 1 (2019).

  282. E. Gorbovskoy, et al., The Astronomer’s Telegram 13372, 1 (2019).

  283. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2689, 1 (2019).

  284. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 2689, 1 (2019).

  285. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 2678, 1 (2019).

  286. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 2678, 1 (2019).

  287. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 2688, 1 (2019).

  288. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 143, 1 (2020).

  289. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 100, 1 (2020).

  290. P. Balanutsa, et al., TNS Discovery Report 207, 1 (2020).

  291. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 143, 1 (2020).

  292. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 144, 1 (2020).

  293. V. M. Lipunov, et al., The Astronomer’s Telegram 13414, 1 (2020).

  294. V. M. Lipunov, et al., TNS Transient Report 208, 1 (2020).

  295. O. Gress, et al., The Astronomer’s Telegram 13419, 1 (2020).

  296. I. Boriskin, et al., The Astronomer’s Telegram 13420, 1 (2020).

  297. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 218, 1 (2020).

  298. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 143, 1 (2020).

  299. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 352, 1 (2020).

  300. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 338, 1 (2020).

  301. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 363, 1 (2020).

  302. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 13438, 1 (2020).

  303. A. Chasovnikov, et al., TNS Discovery Report 292, 1 (2020).

  304. A. Chasovnikov, et al., TNS Discovery Report 292, 1 (2020).

  305. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 372, 1 (2020).

  306. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 372, 1 (2020).

  307. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 806, 1 (2020).

  308. T. Pogrosheva, et al., The Astronomer’s Telegram 13491, 1 (2020).

  309. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 1552, 1 (2020).

  310. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 683, 1 (2020).

  311. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 672, 1 (2020).

  312. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 662, 1 (2020).

  313. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 786, 1 (2020).

  314. P. Balanutsa, et al., The Astronomer’s Telegram 13504, 1 (2020).

  315. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 565, 1 (2020).

  316. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 696, 1 (2020).

  317. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 695, 1 (2020).

  318. V. Shumkov, et al., The Astronomer’s Telegram 13490, 1 (2020).

  319. E. Gorbovskoy, et al., TNS Discovery Report 671, 1 (2020).

  320. E. Gorbovskoy, et al., The Astronomer’s Telegram 13534, 1 (2020).

  321. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 485, 1 (2020).

  322. V. Shumkov, et al., The Astronomer’s Telegram 13567, 1 (2020).

  323. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 828, 1 (2020).

  324. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 846, 1 (2020).

  325. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 813, 1 (2020).

  326. V. Shumkov, et al., TNS Discovery Report 813, 1 (2020).

  327. T. Pogrosheva, et al., TNS Discovery Report 834, 1 (2020).

  328. V. M. Lipunov, et al., TNS Discovery Report 847, 1 (2020).

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска содержание выпуска

Астрономический журнал

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал