Наблюдения и исследования сверхновых, ассоциированных с космическими гамма-всплесками тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 00.00.00, кандидат наук Белкин Сергей Олегович

• Белкин Сергей Олегович
• кандидат наук
• 2026

Оглавление диссертации кандидат наук Белкин Сергей Олегович

Введение

0.1 Космические гамма-всплески

0.2 Сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками

0.3 Фотометрическая обработка астрономических наблюдений

0.3.1 Дефекты

0.3.2 Матрица смещения

0.3.3 Темновой кадр

0.3.4 Плоское поле

0.3.5 Интерференционная картина

0.3.6 Суммирование

0.3.7 Астрометрическое решение

0.3.8 Фотометрическое решение

0.4 Характеристика работы

Глава 1. Послесвечения гамма-всплесков

1.1 Наблюдения

1.2 Физическая природа

1.3 ОЯБ 181201А

1.3.1 Оптические телескопы и анализ их данных

1.3.2 Многоцветная кривая блеска

1.3.3 Рентгеновские наблюдения

1.3.4 Радио-наблюдения

1.3.5 Широкополосное спектральное распределение энергии

1.4 СЯБ 201015А

1.4.1 Наблюдения

1.4.2 Анализ данных и результаты

1.5 Селективные эффекты

1.6 Открытые послесвечения телескопами сети 1К1 СКБ-РиК

1.7 Обсуждение результатов главы

Глава 2. Родительские галактики гамма-всплесков

Стр.

2.1 Наблюдения

2.2 СЯБ 181201А

2.2.1 Оптические телескопы и анализ их данных

2.2.2 Моделирование распределения спектральной плотности энергии излучения

2.3 СЯБ 201015А

2.4 Селективные эффекты

2.5 Открытые родительские галактики телескопами сети

1К1 СКВ-™

2.6 Обсуждение результатов главы

Глава 3. Сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками

3.1 Наблюдения

3.2 СЯБ 181201А

3.2.1 Кривая блеска

3.2.2 Спектр излучения

3.2.3 Аналитическое описание кривых блеска СН-ГРБ

3.3 СЯБ 201015А

3.3.1 Кривая блеска

3.3.2 Спектроскопические наблюдения

3.4 Разнообразие кривых блеска

3.4.1 Выборка

3.4.2 Оценка параметров максимума СН-ГРБ

3.4.3 Сравнение со сверхновыми типа 1с без гамма-всплесков

3.5 Му-Тшах Распределение СН-ГРБ

3.5.1 Выборка сверхновых с гамма-всплесками

3.5.2 Распределения СН-ГРБ

3.5.3 Поиск корреляций

3.5.4 Физическая интерпретация

3.6 Открытые СН-ГРБ телескопами сети 1К1 СКБ-РиК

3.7 Обсуждения и основные результаты

Заключение

Стр.

Список литературы

Список рисунков

Список таблиц

Введение 0.1 Космические гамма-всплески

Космические гамма-всплески являются самыми яркими событиями во Вселенной в электромагнитном диапазоне. Впервые обнаруженные в гамма-диапазоне порядка 60 лет назад, они долгое время оставались именно гамма-всплесками, так как регистрировались только в гамма-диапазоне орбитальными космическими обсерваториями. Гамма-всплески являются объектом интенсивных исследований и по сей день.

Изучение гамма-всплесков из космоса берёт свое начало 2 июля 1967 года в 14:19 (UTC), когда два аппарата, Vela 4 и Vela 3, зафиксировали гамма-излучение, поступившее из открытого космоса. Аппараты Vela были созданы для наблюдения за испытаниями ядерного оружия в атмосфере Земли и вблизи Луны, что осуществлялось Лос-Аламосской национальной лабораторией. Хотя данные об этих наблюдениях не засекретили [1], они не привлекли внимание учёных в лаборатории Лос-Аламоса до тех пор, пока после смены руководства не возник вопрос о дальнейшем использовании данных по этому неопределённому событию. В результате данные о наблюдениях и, как итог, о первом обнаружении гамма-всплеска опубликовались лишь в 1973 году [2]. За время этой задержки получены сведения о других гамма-всплесках в данных других космических аппаратов. С марта 1971 года по октябрь 1974 года функционировал спутник IMP-6 от NASA, задачей которого являлось исследование солнечной активности. IMP-6 оснащён детектором гамма-лучей, который, кроме прочего, фиксировал гамма-всплески. Это позволило зарегистрировать шесть гамма-всплесков, получить их хорошо измеренные спектры, а также подтвердить их жёсткое рентгеновское или гамма-излучение с максимумом энерговыделения в диапазоне нескольких сотен кэВ [3]. Почти одновременно, с сентября 1971 года по июль 1974 года, работала орбитальная солнечная обсерватория OSO-7, также принадлежащая NASA. На борту обсерватории находились детектор гамма-лучей и рентгеновский телескоп для изучения жёстких рентгеновских лучей от космических источников, в частности гамма-всплесков [4]. В тот же период советский спутник «Космос-461», запу-

щенный в декабре 1971 года, предоставил первое независимое подтверждение наличия гамма-всплесков [5]. Таким образом, к моменту публикации статьи о первом зарегистрированном гамма-всплеске, удалось обнаружить свыше десяти гамма-всплесков, зафиксированных несколькими космическими аппаратами. Ошибка локализации источника вычислялась по задержкам в кривых блеска, зарегистрированных разными аппаратами, и сопоставлением колец возможного расположения источника на сфере, ширина которых определялась ошибкой времени задержки в кросскорреляционном анализе. Несмотря на то, что ошибки локализации были огромными, ни одно из колец не пересекалось с Землёй и Солнцем. Высказано много версий того, что могло бы рассматриваться в качестве потенциальных источников гамма-всплесков. Среди пионерских были сверхновые второго типа, коллапс белого карлика в нейтронную звезду без стадии сверхновой, супервспышки звёзд с сильным магнитным полем, а также предложена модель «комета-нейтронная звезда» (см., например, [6]). Тем не менее, наиболее вероятными кандидатами оставались нейтронные звёзды [7]. Для проверки этой теории требовалась дополнительная статистика наблюдений и анализ компонентов гамма-всплесков в других диапазонах электромагнитного спектра. Хотя в оптическом диапазоне достигнуты определённые успехи, идентификация гамма-всплесков в рентгеновских лучах оказалась более трудной.

Новые космические аппараты оснащены гамма-детекторами для идентификации гамма-всплесков. Исследования в данном направлении начались с серии успешных экспериментов Конус [8], разработанных в Физико-техническом институте имени Иоффе, и советско-французских экспериментов SIGNE на борту космических аппаратов Прогноз-2, 6, 7, 9 и Венера-11, 12 [9]. К этим работам добавляются исследования на борту Pioneer Venus Orbiter (1978-1992) [10] и эксперимент APEX на аппаратах Фобос-1 и Фобос-2 [11; 12]. Эти и другие эксперименты привели к созданию каталогов, содержащих наиболее мощные и статистически значимые гамма-всплески, которые стали основой для исследований. Следующий существенный вклад в создание несравнимого по объёму на то время каталога гамма-всплесков внёс эксперимент BATSE на борту космической обсерватории Комптон, первоначальные данные которого были публичными. В результате работы BATSE с 1991 по 2000 годы опубликована информация о более чем 2700 событий [13—16]. Она включала в себя сведения о локализации источника с медианным разрешением от долей до десятков градусов (систематическая и статистическая ошибки), а также спектральные

характеристики (пиковый поток, полный поток) и параметры характерной продолжительности гамма-всплесков вместе с их кривыми блеска. Основными результатами эксперимента BATSE стали отклонение кривой log N - log S от степенного закона со степенью минус 3/2, и подтверждение бимодальности распределения гамма-всплесков по продолжительности, впервые выявленной в каталогах экспериментов Конус [17]. Данное распределение построено по параметру Тд0д, обозначающему время, за которое регистрируется 90% всего сигнала от источника. По нему видно, что разделение между двумя группами гамма-всплесков проходит около 2 с [18]. Обновлённое по состоянию на 2017 год распределение, показано на Рисунке 0.1. Это подтвердило гипотезу о двух различных популяциях гамма-всплесков: коротких и длинных. Другим важным результатом стало подтверждение ранее предложенной изотропности регистрации гамма-всплесков в пространстве [19]. Анализ 1005 гамма-всплесков, зарегистрированных BATSE, показал, что распределение гамма-всплесков совпадает с изотропным [20]. Это открытие существенно продвинуло исследования, поскольку отсутствие привязки гамма-всплесков к какой-либо особенной части неба свидетельствует об их возможном космологическом происхождении. Но существует и противоположная точка зрения, согласно которой гамма-всплески являются относительно локальными объектами, возможно, распределёнными в очень большом гало вокруг нашей Галактики [21]. Для однозначного подтверждения требовалось определение красного смещения источника по оптическим данным; соответственно, требовалось обнаружение гамма-всплеска в оптическом диапазоне. Это успешно выполнено в ходе миссии космической обсерватории BeppoSAX (1996-2003).

BeppoSAX — итальянско-голландская орбитальная обсерватория, оборудованная для рентгеновских наблюдений в диапазоне энергий 0,1-300 кэВ [23]. Основными назначениями BeppoSAX являлись поиск и исследование транзи-ентных явлений, таких как гамма-всплески, для дальнейшего мониторинга наземными инструментами. За время работа обсерватории совершён ряд важнейших открытий. Первым гамма-всплеском, для которого впервые было обнаружено оптическое послесвечение, стал GRB 970228 [24], зарегистрированный BeppoSAX [25]. В результате поздних наблюдений на Телескопе новой технологии (NTT) на месте источника обнаружен протяжённый объект, предложенный в качестве родительской галактики GRB 970228, так как вероятность пространственного совпадения оказалась слишком мала [24]. Позднее, дан-

Рисунок 0.1 — Распределение гамма-всплесков по длительности (Тдод) на основе данных эксперимента SPI-ACS/INTEGRAL (см., например, [22]).

Аппроксимация распределения с использованием двух логнормальных функций показана толстой линией. Вклад каждой из логнормальных функций

показаны тонкими линиями.

ный протяжённый объект вблизи локализации послесвечения также выявлен и на снимках с Космического телескопа Хаббла (Ж^; и, в отличие от послесвечения гамма-всплеска, он не менял своей светимости со временем, что и подтвердило связь GRB 970228 с галактикой, отличной от Млечного пути [26]. Другим значимым событием стало первое определение красного смещения для гамма-всплеска GRB 970508 [27]. Для него послесвечение наблюдалось не только в оптическом, но и в радиодиапазоне [28]. Красное смещение измерено ^ = 0,835 на основе линий поглощения в оптическом послесвечении [29]. Это подтвердило космологическую природу гамма-всплесков.

Современное состояние исследований с точки зрения наблюдений напрямую зависит от функционирования как наземных, так и космических обсерваторий. Основная роль последних заключается в регистрации как можно

большего числа гамма-всплесков и обеспечении оперативной передачи координат области локализации наземным телескопам. Одной из таких обсерваторий стала INTEGRAL [30], запущенная на высокоэллиптическую орбиту в 2002 году и выведенная из эксплуатации 28 февраля 2025 года. функционирующая по настоящее время. Выбор орбиты обусловлен минимизацией экранирования неба Землёй. INTEGRAL оснащена четырьмя детекторами, которые преимущественно регистрируют транзиенты и проводят наблюдения в диапазоне энергий от рентгеновских [31] до жёстких гамма-лучей (3 кэВ-10 МэВ; [32]), увеличивая шансы на раннюю регистрацию гамма-всплесков, и, как следствие, расширяя возможности изучения активных фаз гамма-всплесков. На борту INTEGRAL также установлена камера OMC [33], которая проводит оптические наблюдения основных объектов, зарегистрированных гамма-детекторами. Помимо этого, всесторонний детектор SPI-ACS [34] демонстрирует высокую чувствительность на энергиях выше 80 кэВ. Всенаправленность детектора SPI-ACS, а также высокоэллиптическая орбита обсерватории INTEGRAL позволили собрать однородную выборку гамма-всплесков, так как фон был более стабильным по сравнению с детекторами, расположенными близко к Земле. Это также позволило исследовать гамма-всплески на более длительных временных масштабах, вплоть до нескольких часов.

Исследование гамма-всплесков испытало существенный подъём после запуска орбитальной обсерватории Swift [35], которая обладала возможностью определять координаты гамма-всплесков с высокой точностью и оперативно уведомлять обсерватории по всему миру об их обнаружении. Swift оборудован тремя инструментами, проводящими наблюдения в жёстком рентгеновском (BAT; [36]), рентгеновском (XRT; [37]) и оптическом/ультрафиолетовом (UVOT; [38]) диапазонах длин волн, локализуя гамма-всплески с точностью порядка 3 угловых минут, нескольких угловых секунд и долей угловой секунды, соответственно. Это позволило наземным телескопам быстро реагировать и раньше наблюдать оптическое послесвечение гамма-всплесков. Также это дало возможность получить более детальные многоцветные кривые блеска и спектроскопические данные, необходимые для измерения космологического красного смещения, которое удалось определить для наибольшего числа гамма-всплесков благодаря обсерватории Swift с последующими наблюдениями на наземных обсерваториях.

Обсерватория Fermi, функционирующая с 2008 года, дополняет данные, полученные с помощью обсерватории Swift, за счёт наблюдений за гамма-всплесками в более жёстком энергетическом диапазоне, который достигает 30 МэВ в рамках эксперимента GBM [39; 40] и нескольких десятков ГэВ в рамках работы телескопа LAT [41]. Благодаря тому, что Fermi может регистрировать гамма-лучи со всех направлений, кроме тех, что заслонены Землёй, этот инструмент регистрирует гамма-всплески существенно чаще, чем другие космические обсерватории. В то время как Swift в среднем регистрирует один гамма-всплеск в неделю, Fermi регистрирует их примерно каждые два дня. Однако, несмотря на высокую частоту регистрации, точность локализации гамма-всплесков у Fermi остаётся относительно низкой и может достигать десятков квадратных градусов. Это создаёт определённые трудности при поиске оптической компоненты гамма-всплесков. Используя данные Fermi, удалось показать, что значительная часть гамма-всплесков испускает достаточно жёсткое излучение с энергией до десятков ГэВ, подтвердив пионерские выводы эксперимента EGRET/CGRO [42] о присутствии подобного излучения у гамма-всплесков. Это направление развили и позднее, наземными черенковскими телескопами MAGIC [43] и H.E.S.S. [44] было зафиксировано излучение с энергией до 1 ТэВ от нескольких гамма-всплесков (GRB 180728B: [45]; GRB 190114C: [46]), что породило новые вопросы относительно механизмов излучения гамма-всплесков в активной фазе излучения и послесвечения.

Немаловажную роль в регистрации и локализации гамма-всплесков играет межпланетная сеть детекторов гамма-излучения (IPN), которая включает в себя не только околоземные космические обсерватории, но и аппараты, находящиеся на орбите Марса (HEND) и в точке Лагранжа L1 (Konus-Wind). Области локализации гамма-всплесков, определяемые IPN, варьируются от десятков квадратных угловых минут до квадратных градусов, чего достаточно для поиска оптической компоненты гамма-всплеска наземными обсерваториями. Ориентация аппаратов, входящих в IPN, также позволяет регистрировать гамма-всплески, которые по каким бы то ни было причинам не попали в апертуру рентгеновских и гамма-телескопов.

До недавнего времени наблюдения гамма-всплесков проводились преимущественно с помощью инструментов, регистрирующих в различных диапазонах электромагнитного спектра излучения. Однако современная астрономия характеризуется многоканальными наблюдениями, включающими в себя также

наблюдения гравитационных волн. В настоящее время функционируют и модифицируются лазерно-интерферометрические детекторы LIGO/Viгgo [47; 48], регистрирующие гравитационно-волновые сигналы от слияния компактных объектов, таких как нейтронные звёзды и чёрные дыры. Открытие короткого гамма-всплеска GRB 170817, ассоциированного с килоновой AT2017gfo , произошедшее после слияния двойной системы нейтронных звёзд и зафиксированное за 1,8 секунды до гамма-всплеска детекторами LIGO/Viгgo как событие GW170817 [49], знаменует новую эру в изучении гамма-всплесков и многоканальных наблюдений. GRB 170817А зарегистрирован в двух наиболее чувствительных космических экспериментах для наблюдения в гамма-диапазоне — GBM/Feгmi [50] и SPI-ACS/INTEGRAL [51], в то время как АТ20ВДо была впервые обнаружена и тщательно проанализирована в оптическом и инфракрасном диапазонах. Последующее и на данный момент последнее подтверждённое событие слияния нейтронных звёзд GW190425 [52] сопровождалось коротким гамма-всплеском GRB 190425, зафиксированным только экспериментом SPI-ACS/INTEGRAL [53], поскольку гамма-всплеск остался не замечен экспериментом GBM/Feгmi из-за того, что источник экранировался Землёй. В отличие от GW170817, для GW190425 оптическая компонента не найдена. Вероятно, это связано с огромной начальной областью локализации, которая превышала 1000 квадратных градусов. Для сравнения, область локализации GW170817 составляла порядка 30 квадратных градусов. Весомые указания на ассоциацию коротких гамма-всплесков со слиянием компактных объектов давались ещё в 2010-х годах, когда активно проводились многоволновые наблюдения коротких гамма-всплесков и их предполагаемых родительских галактик. Среди них были ассоциация с эллиптическими галактиками и галактиками с активным звездообразованием (см., например, [54; 55]), широкое пространственное распределение расстояний от центров родительских галактик (см., например, [56; 57]), а также отсутствие сверхновой (см., например, [58—61]). Несмотря на это, подтверждение того, что короткие гамма-всплески питаются слиянием нейтронных звёзд, всё ещё оставалось косвенными. И именно обнаружение гамма-всплесков GRB 170817A и GRB 190425, во-первых, подтвердили теорию о том, что короткие гамма-всплески возникают в результате слияния нейтронных звёзд или нейтронной звезды и чёрной дыры [62; 63]), а во-вторых, породили множество новых вопросов относительно свойств килоновых, их природе и механизме

излучения вне конуса релятивистского джета, которые являются одним из направлений современного исследования гамма-всплесков.

В 2024 году произошли запуски сразу двух космических телескопов, разработанных для обнаружения высокоэнергетических транзиентов, таких как гамма-всплески. Миссия Einstein Probe (EP; [64]) была разработана для мониторинга рентгеновских событий в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ, с использованием таких инструментов, как широкоугольный рентгеновский телескоп (WXT) и телескоп с узким полем зрения (FXT). Области локализации, предоставляемые данными инструментами, составляют порядка угловых минут и десятков угловых секунд, соответственно. Это позволит проводить поиск оптических компонент гамма-всплесков наземными телескопами. Ожидается регистрация порядка 100 гамма-всплесков в год. С момента запуска в январе 2024 года, EP уже успел зарегистрировать гамма-всплески, которые получили подтверждение (см., например, [65]).

Вторым инструментом, запущенным в 2024 году, является Space Variable Objects Monitor (SVOM; [66])—совместный китайско-французский проект, специально созданный для изучения гамма-всплесков и других быстро меняющихся астрономических объектов. Миссия включает в себя такие инструменты, как гамма-детектор ECLAIRs для наблюдений в диапазоне 4-150 кэВ, рентгеновский телескоп MXT для диапазона 0,2-10 кэВ, и оптический телескоп VT для наблюдений в видимом диапазоне с областями локализации в десятки угловых минут, десятки угловых секунд и доли угловых секунд, соответственно. Запуск SVOM также обусловлен ростом интереса к многоканальным наблюдениям, когда гамма-всплески и другие события могут быть одновременно зафиксированы в различных диапазонах электромагнитного спектра и даже детекторами гравитационных волн. Это делает SVOM ключевым инструментом для дальнейшего понимания природы космических взрывов и фундаментальных процессов, происходящих при этом. Ожидается, что SVOM будет регистрировать около 100 гамма-всплесков ежегодно с разной точностью локализации. С момента запуска в июне 2024 года, SVOM уже успел зарегистрировать гамма-всплески, которые получили подтверждение (см., например, GRB 241001A: [67]). Запуск EP и SVOM также важен, поскольку миссия Swift обеспечивает самую точную локализацию гамма-всплесков уже около 20 лет и с каждым годом возрастает вероятность того, что она может перестать функционировать, и тогда потребуются новые обсерватории, способные обеспечивать

высокую точность локализации; именно здесь ЕР и SVOM могут сыграть ключевую роль.

По состоянию на январь 2025 года, начиная с 1997 года, в статистике насчитывается более 13000 зарегистрированных гамма-всплесков. Автор настоящей диссертации совместно с коллегами обнаружил около десяти оптических послесвечений, определил красное смещение для трёх гамма-всплесков, идентифицировал родительские галактики для четырёх гамма-всплесков и впервые обнаружил пять сверхновых, связанных с гамма-всплесками.

0.2 Сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками

Сверхновые являются одними из самых ярких в электромагнитном диапазоне явлений во Вселенной, при которых звезда может увеличить свою яркость на десятки звёздных величин и временно светить ярче целой галактики. Их наблюдали ещё в средние века, но лишь в 1934 году У. Бааде и Ф. Цвикки ввели термин «сверхновые» и начали их современное научное исследование [68].

Первая внегалактическая сверхновая наблюдалась 31 августа 1885 года около ядра NGC 224, в галактике М31. Позже, Минковский пришёл к выводу, что существует «как минимум два типа сверхновых», на основе общего анализа спектральных характеристик 14 объектов [69]. Первая группа, «предварительно» названная «типом I», оказалась крайне однородной и не показывала линий водорода в оптических спектрах. Вторая группа отличалась сильной неоднородностью, но все объекты демонстрировали линии Бальмера. Эту группу «предварительно» обозначили как «тип II». В 1969 году Псковский решил проблему идентификации минимумов в спектре сверхновой типа I, заключив, что они являются линиями поглощения, что способствовало отождествлению спектров сверхновых типа I [70]. Эти спектры дополнительно подразделяются на подтипы: !а, Ш и к, в зависимости от наличия линий ионизированного кремния и гелия.

Сверхновые типа !а ассоциируются с термоядерным взрывом белого карлика, достигшего предела Чандрасекара [71].

Сверхновые типа Ш, к и II образуются в результате эволюции массивных звёзд. Когда в ядре звезды прекращается выделение энергии, гравитационное

сжатие начинает доминировать и ядро коллапсирует, что может привести к образованию нейтронной звезды или чёрной дыры, в зависимости от массы звезды. Вспышки сверхновых, которые мы наблюдаем, представляют собой результат высвобождения энергии во время этого коллапса. Данная диссертационная работа фокусируется на сверхновых типа Ic с широкими линиями, ассоциированных с гамма-всплесками.

За последние примерно 20 лет интенсивных наблюдений и всесторонних исследований гамма-всплесков (GRBs) и их оптических компонент установлена тесная связь так называемых длинных гамма-всплесков (Тд0д > 2 с; см. [18; 72]) со сверхновыми типа Ic (SNe), вызванными коллапсом почти обнажённого ядра массивных звёзд на заключительной стадии их эволюции. Первое надёжное подтверждение такой связи обнаружено для GRB 980425 и SN 1998bw (тип Ic). Эти события совпали как по времени, так и по положению на небе, а также по красному смещению их источников z = 0,0085, то есть произошли на одинаковом расстоянии примерно 40 Мпк от Земли, что, конечно, не могло быть случайностью [73—75]. Очень интенсивное событие GRB 030329, связанное с SN 2003dh [76—78], стало одним из следующих ярких подтверждений связи гамма-всплесков со сверхновыми. Эта сверхновая также классифицирована как тип Ic. Кинетическая энергия расширения звездных выбросов в обоих событиях превысила 1052 эрг и оказалась больше энергии взрыва обычных сверхновых более чем на порядок. Такие события получили название гиперновых [79].

Исследование гамма-всплесков испытало значительный рост после запуска орбитальной обсерватории Swift [35], которая имела возможность определять координаты гамма-всплесков с точностью до нескольких угловых минут в рентгеновском диапазоне и оперативно сообщать об этом обсерваториям по всему миру. Это позволило наземным телескопам реагировать быстрее на сообщение о регистрации гамма-всплеска и раньше наблюдать оптическое послесвечение гамма-всплесков, так как не было необходимости покрывать большие поля локализации (десятки и даже сотни квадратных градусов при локализации все-направленными детекторами гамма-излучения). Также это дало возможность получать детализированные многоцветные кривые блеска и спектроскопические данные, необходимые для измерения космологического красного смещения. Тем не менее, из тысяч обнаруженных гамма-всплесков 1 лишь несколько десятков связаны со сверхновыми. Ассоциация SN-GRB подтверждена фото-

1https://ipn3.ssl.berkeley.edu/masterli.txt

метрическими наблюдениями для 44 гамма-всплесков; для 29 гамма-всплесков, частично перекрывающихся с фотометрическими случаями, она подтверждена с помощью спектроскопических наблюдений [80—87]. Большинство таких событий происходили относительно недалеко ^ < 0,5; обнаружение сверхновых на больших расстояниях представляет сложность [86]. Самый далёкий гамма-всплеск, для которого обнаружена сверхновая (GRB 000911), находится на ^ = 1,06 [88]. Из всех таких гамма-всплесков только для нескольких имеется статистически значимая кривая блеска сверхновой. Таким образом, обнаружение каждой новой сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском, заметно обогащает выборку таких событий и вносит существенный вклад в определение природы длинных гамма-всплесков.

Вся оптическая кривая блеска длинного гамма-всплеска может быть разделена на четыре последовательно сменяющих друг друга фазы. Первой идёт активная фаза, во время которой центральная «машина» продолжает генерировать энергию. Эту компоненту редко удаётся наблюдать в оптическом диапазоне из-за необходимости точной локализации всплеска рентгеновскими телескопами и относительно медленного реагирования наземных оптических инструментов на сообщения о его обнаружении. Наблюдения в рентгеновском диапазоне необходимы, поскольку локализация всплеска в диапазонах жёсткого рентгена и гамма-лучей (десятки и сотни квадратных градусов) часто недостаточно точна для наведения оптических телескопов (угловые минуты-несколько градусов). Соответственно, когда телескопы начинают наблюдения источника гамма-всплеска, активная фаза уже подходит к концу.

Активная фаза сменяется стадией послесвечения. Как правило, это самая долгая фаза; убывание потока в этот период описывается степенным законом или же степенным законом с изломом, называемым «джет-брейком». Излом связан с геометрическим эффектом коллимации джета гамма-всплеска. Неоднородности, которые являются локальными отклонениями от степенного закона в виде «вспышек», «выпуклостей» и «волнений», могут проявляться на стадии послесвечения (см., например, [89]).

Далее, избыток излучения, связанный с вспышкой сверхновой (расширение её фотосферы с соответствующим увеличением светимости), может проявиться в кривой блеска в течение 7-30 дней (в системе отсчёта наблюдателя) после регистрации гамма-всплеска. Это фаза сверхновой. На кривой блеска появление сверхновой на фоне степенного убывания светимости послесвечения

выглядит как продолжительная вспышка с характерным профилем. Излучение сверхновой проявляется, когда работа центральной «машины» гамма-всплеска уже давно прекратилась и, соответственно, дополнительной энергии, казалось бы, браться неоткуда. Профиль взрыва сверхновой сам по себе может зависеть от количества синтезированного при взрыве радиоактивного 56№ (см., например, [83; 90]) и от активности возможно образовавшегося звёздного остатка, хотя его излучение обычно слишком слабо, чтобы его можно было обнаружить на космологических расстояниях. Именно с этим связано то, что сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками, не обнаруживаются при больших красных смещениях. Спектры сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, характеризуются отсутствием линий водорода и гелия и наличием широких линий — отличительной особенностью широколинейных сверхновых типа 1с (1с-БЬ) (см., например, [91]).

Наконец, источник тускнеет, и поток излучения от послесвечения гамма-всплеска и сверхновой падает ниже уровня светимости родительской галактики. Это последняя фаза оптической кривой блеска. На данном этапе становится возможным исследовать свойства родительской галактики, поглощение и оценить вклад её излучения в общую регистрируемую светимость данного источника. Поглощение в родительской галактике может быть определено, например, путём моделирования распределения спектральной плотности энергии, сравнения его с моделями хорошо изученных галактик (см., например, [92]).

Из вышесказанного можно заключить, что наблюдаемый поток от источника гамма-всплеска с ассоциированной сверхновой на поздней стадии состоит из трёх компонент: вклада от послесвечения, вклада от самой сверхновой и постоянного вклада от родительской галактики. Тщательный учёт вклада послесвечения и родительской галактики в общий поток, зарегистрированного от источника, а также учёт поглощения как в нашей Галактике , так и в родительской галактике, позволяет построить кривую блеска сверхновой, связанной с гамма-всплеском, и затем оценить её параметры. Каждая из этих компонент может быть включена в процедуру подгонки в виде дополнительного параметра или набора параметров [93—95]. Такой феноменологический подход в значительной степени основан на стандартной теории гамма-всплесков, утверждающей, что излучение оптического послесвечения имеет синхротронное происхождение и подчиняется степенному закону по спектру, а также убывает по времени по степенному закону [96].

После построения кривой блеска сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском, традиционно её сравнивают с «эталонной» сверхновой, например, SN 1998bw, определяя относительная яркость (k) и ширина (также известная как коэффициент растяжения, s). Такой подход активно использовался на протяжении многих лет [81; 82; 84; 93; 97—104]. Однако, он внутренне связан с тем, что кривые блеска всех сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, подгоняют под единый шаблон. Показано, что, в отличие от сверхновых типа Ia, кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, преимущественно уникальны как с точки зрения наблюдаемой светимости, так и с точки зрения того, как выглядит купол сверхновой [105]. Другой метод определения параметров сверхновой заключается в применении феноменологической модели к полученной кривой блеска сверхновой [81; 87; 102; 106; 107], чтобы определить величину/поток света в пике сверхновой, время нарастания и угасания от пика и ширину кривой блеска, например, параметр Amis (в данном фильтре количество затухания сверхновой в звездных величинах от пикового света до 15 дней спустя). Функция Базина описывает экспоненциальные рост и спад сверхновой, и зачастую её применение затруднительно, из-за ограниченного числа точек во время проявления сверхновой. Проведён анализ и показано, что, если целью является описание купола для дальнейшего определения параметров его максимума, то могут быть использованы более простые аналитические функции, такие как профиль Гаусса, полином четвёртой степени или парабола [85]. Данный подход предложен для максимального использования имеющихся данных с последующим увеличением статистической выборки сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

0.3 Фотометрическая обработка астрономических наблюдений

Прежде чем приступать к анализу полученных на телескопах данных, необходимо предварительно выполнить их обработку. Под этим подразумевается отбраковка дефектных кадров, а также устранение или уменьшение шумов на оптических изображениях путём применения калибровочных кадров. Калибровочные изображения включают в себя матрицу смещений, темновые кадры и плоские поля. В определённых случаях применяется также маска интерфе-

ренционной картины. Только после первичной обработки можно приступать к работе с интересующим нас источником на изображении.

0.3.1 Дефекты

На первом этапе обработки изображений необходимо отбросить те, на которых присутствуют дефекты, неустранимые калибровочными кадрами. Это может включать в себя след от объекта, пролетевшего в поле зрения телескопа во время наблюдений (спутник, комета и т.д.). Может случиться так, что во время наблюдений налетят облака, из-за которых наблюдаемые объекты в разной степени перестанут быть видимым. Кроме того, засветка кадров может произойти из-за того, что под куполом телескопа находился какой-либо яркий источник, который и внёс свой вклад в виде дополнительных фотонов в изображения. Некоторые дефекты могут возникать в связи с неполадками монтировки самого телескопа. Так, например, могут происходить дёрганья во время экспозиции, в результате чего, на каждом п-м кадре объекты будут сильно вытянуты, что делает данный кадр непригодным для использования.

Детальное рассмотрение всех кадров серии наблюдений и отбрасывание непригодных позволяет в результате получить более качественные изображения, которые далее будут анализироваться и по которым будут делаться выводы о наблюдаемом источнике.

Также следует отметить ситуацию, которая встречается достаточно часто: когда выделенного времени на телескопе для наблюдений немного, а и большая часть кадров забракована. В таком случае, при условии важности источника для наблюдателей, требования к качеству изображений могут быть снижены, и приходится работать с дефектными кадрами для получения хотя бы какой-нибудь информации об источнике.

После отбрасывания дефектных кадров можно приступать к применению к ним калибровочных кадров.

0.3.2 Матрица смещения

Матрицей смещения пользуются для удаления сигнала считывания с датчика камеры (шума считывания). Если взять матрицу с закрытым затвором, нулевой экспозицией и считать с неё заряд, то станет видно, что он будет ненулевым. Во время считывания заряд переходит с одного пикселя на другой, то есть с одного участка кристалла на другой, в результате чего не все электроны сохраняются: часть теряется, часть остаётся, а часть смешивается среди электронов, не имеющих отношения к сигналу. Чтобы уменьшить потерю электронов во время считывания, эту процедуру можно выполнять медленно, так как при быстром считывании будет происходить потеря большего числа электронов, а соответственно, и сигнала. Данные меры влекут за собой уменьшение времени непосредственно наблюдений, при условии строго фиксированного выделенного времени на телескопе. Также шум может быть связан с потерей точности во время оцифровки. Например, если на элемент матрицы упало 1234 электрона, а коэффициент усиления у матрицы такой, что на каждые 10 электронов мы записываем 1 отсчёт, то в итоге мы получим 123 отсчёта. Таким образом, из-за округления потеряно 4 электрона, то есть произошло отклонение от начального сигнала. Для получения матрицы смещения необходимо выставить минимальную экспозицию при закрытом затворе. Также у матрицы смещения должна быть та же светочувствительность, что и у исходного необработанного изображения. Температура в данном случае не имеет значения.

0.3.3 Темновой кадр

Учёт матрицы смещения важен для получения качественного изображения как в астрофизических исследованиях, так и в повседневной фотографии. Но чаще всё-таки пользуются калибровкой темновым кадром. Это связано с тем, что помимо шумов электрической цепи, также имеют место шумы из-за накопления заряда внутри самого датчика. Даже если объектив плотно закрыт, то есть нет никакого влияния света на пикселы, то внутри них имеется ток, вызванный генерацией электронов и дырок в р-п слое полупроводникового при-

бора. Происходит это по той причине, что электроны на своих энергетических уровнях не находятся в строгом покое, а флуктуируют из-за температуры, отличной от абсолютного нуля. Поэтому при температуре Т электрон находится в тепловом движении, в результате которого он может покинуть энергетический уровень. Таким образом появляется лишний электрон, который в итоге попадёт в потенциальную яму и будет воспринят как интересующий нас сигнал, так как отличить электрон, возникший в результате фотоэффекта, от того, который образовался в результате тепловых флуктуаций, нельзя. Данное явление называется темновым током, и он является одним из главных источников шума в таких светочувствительных приборах, как ПЗС-матрица. Его учёт производится с помощью темнового кадра. Он также используется для удаления свечения усилителя, при котором части датчика «засвечиваются» из-за внутренних источников тепла. Темновые кадры получают при закрытом объективе, но, в отличие от матрицы смещения, экспозицию необходимо выбрать такую же, как и при получении сырых, необработанных снимков, так как существует зависимость между температурой и уровнем флуктуаций, а также между количеством лишних электронов и временем экспозиции. Чем выше температура, тем больше электрон флуктуирует, тем выше вероятность, что он покинет свой уровень. В свою очередь, чем больше время экспозиции, тем больше времени остаётся для того, чтобы электрон смог покинуть свой уровень. По этим причинам темновой кадр следует получать при тех же условиях и при той же экспозиции, при которых были получены необработанные кадры.

0.3.4 Плоское поле

Другим источником помех, не связанным с функционированием камеры, являются пыль, пятна и прочие инородные объекты на оптических элементах — от неба до сенсора, включая линзы, зеркала и фильтры. Наравне с этим следует учитывать и наличие пыли на сенсоре, что приводит к появлению тёмных пятен, а также неоднородность параметров каждого конкретного пиксела. Для устранения или уменьшения шумов этой природы можно использовать коррекцию «плоским полем». Кадр «плоского поля» представляет собой изображение с плоской, равномерной засветкой, нормированное так, что его максимальное зна-

чение равно единице, а остальные значения масштабируются соответственно. То есть исправление пятен и следов пыли происходит путём получения изображения равномерно освещённой поверхности, на которое затем делится исходное изображение, что и приводит к выравниванию освещения по всему снимку.

Рассмотрим пример того, как применяется калибровка плоским полем. Если 100 фотонов падает на пиксел и тем самым создаёт 80 электронов, то это означает, что квантовая эффективность пиксела 80%. Как правило ситуация такова, что каждый пиксел имеет свою, несколько отличную от других пикселов, квантовую эффективность. Это приводит к тому, что изображение может не передавать корректного распределения света. То есть то, что мы сфотографировали, и то, что мы получили, может несколько различаться. Исправляется это путем получения изображения однородного источника света или сумеречного неба. Полагая, что источник света однородный, мы должны получить для ПЗС-матрицы 3 пиксела со значениями отсчётов в них вида, допустим [100,100,100]. Но из-за того, что квантовые эффективности пикселов разные, мы получаем [80,90,100], к примеру. В подобных случаях надо изображение однородного источника света разделить на его максимальное значение по числу отсчётов. В нашем примере это будет [0,8,0,9,1,0]. Теперь если мы на это поделим наше изображение, то у нас получится: [80,90,100]/[0,8,0,9,1] = [100,100,100]. Что изначально и требовалось. Для рабочих кадров в каком-либо фильтре нужны плоские поля в том же самом фильтре. Совпадение экспозиций рабочего изображения и плоских полей не обязательно.

Таким образом, принимая во внимание всё вышесказанное о калибровке рабочих кадров, можно получить эмпирическую формулу удаления шумов с полученного изображения для приведения картинки к рабочему состоянию:

г[х,у] - б\х,у] /[х,У] - Ь[х,у],

где г[х,у] —необработанное изображение, Ь[х,у] —кадр смещения, <![х,у] — тем-новой кадр, /[х,у] —изображения плоского поля.

0.3.5 Интерференционная картина

Данный вид калибровочных изображений встречается намного реже указанных выше, но тем не менее с ними также приходится сталкиваться. Интерференционной картиной, её же называют «фринжами», называется своеобразная вариация фона, возникающая вследствие эффекта интерференции в детекторе. Из практики работы с изображениями в оптическом диапазоне замечено, что данный эффект проявляется на кадрах в фильтрах I системы иБУЯ1 -фильтров Джонсона—Кузинса, полученных, в частности, на Зеркальном телескопе имени академика Шайна (ЗТШ) в Крымской Астрофизической Обсерватории (КрАО). Для устранения вариаций фона данной природы нужны соответствующие калибровочные кадры, которые нельзя получить напрямую. Калибровка интерференционной картины происходит путём объединения нескольких, по возможности как можно большего числа, сдвинутых друг относительно друга изображений, что позволяет удалить звезды и другие источники, оставив интерференционную картину, которая не меняется в зависимости от того, какую часть неба наблюдает телескоп. Кадры сперва калибруются с использованием плоских полей и вычитания кадров смещения и темновых кадров обычным образом. Далее они медианно усредняются, и в результате остаётся только лишь рисунок интерференционной картины. Данная процедура позволяет нам избавиться от интерференционной картины путём вычитания полученного калибровочного изображения из рабочих кадров.

0.3.6 Суммирование

После применения всех калибровок к нашим рабочим кадрам мы можем приступить к суммированию всех изображений. Данная процедура нужна по нескольким причинам. Первая из них заключается в том, что если необходимый нам источник является тусклым, то на одном кадре его может быть не видно. Суммирование позволяет улучшить проникающую способность изображения, увеличивает отношение сигнал-к-шуму источника и, соответственно, увеличивает вероятность увидеть наш объект на суммарном изображении. Про-

никающей способностью или же верхним пределом изображения называется та звездная величина, которую имел бы объект, превышающий уровень фона на 3 стандартных отклонения. Существует зависимость: проникающая способность изображения тем больше, чем больше экспозиция. Второй причиной использования суммы нескольких кадров вместо одного кадра с длинной экспозицией заключается в том, что во втором случае с большой вероятностью возникнет пересвет многих звезд кадра. Происходит это из-за того, что в пикселях ПЗС-матрицы, принимающих сигнал от звезд высокой и умеренной яркости, при длинной экспозиции и, соответственно, длительном времени накопления заряда будет происходить заполнение и переполнение потенциальной ямы. В результате этого будет происходить растекание заряда, электроны будут переходить в соседние пикселы, и в итоге данный объект может засветить значительную часть кадра, из-за чего станет невозможным обнаружение необходимого нам источника. Когда же мы делаем серию кадров умеренной экспозиции и затем производим суммирование, подобной проблемы не возникает, и мы имеем больше шансов обнаружить наш источник.

Перед непосредственным суммированием рабочих кадров необходимо выровнять их друг относительно друга. Делается это по той причине, что во время проведения наблюдений, вследствие вращения Земли, небесные тела движутся. Это приводит к тому, что положение объектов на изображении меняется от кадра к кадру. Даже если у телескопа присутствует функция ведения объекта, это не всегда позволяет полностью устранить эти подвижки, хотя, безусловно, это уменьшает сдвиги между кадрами и позволяет наблюдать большую часть ночи, нежели при фиксированной, строго закреплённой монтировке. Также необходимость выравнивания кадров перед суммированием возникает из-за особенностей работы телескопа. В некоторых случаях имеют место значительные сдвиги с периодичностью в несколько кадров. В процессе выравнивания такие сдвиги также устраняются.

0.3.7 Астрометрическое решение

После получения суммарного изображения из всех откалиброванных кадров можно приступать к анализу объекта, для наблюдения которого

проводились наблюдения. В большинстве случаев космические обсерватории регистрируют сигнал от гамма-всплеска и определяют его координаты с точностью до трёх угловых минут. Соответственно, необходимо определить, какое место на полученном изображении соответствует координатам, по которым определён источник. Другими словами, необходимо сделать привязку нашего изображения к всемирной системе координат (WCS).

Большинство алгоритмов, реализующих астрометрическую привязку кадров, основаны на заложенных в [108] идеях. На вход подаётся полученное в результате наблюдений изображение, для которого приблизительно известна область на небесной сфере, так как координаты интересующего события известны, и телескоп был наведён на соответствующую область неба. Также на вход подаётся список ярких звёзд, взятый из одного из существующих каталогов, для интересующей области неба. Это будет одним из используемых далее списков, на основе которого будет происходить привязка координат изображения к звёздным координатам. Более подробное описание каждого из этих шагов приведено далее.

— Определение точек для сравнения Первым этапом привязки координат изображения к системе WCS является составление двух списков точек, которые должны быть сопоставлены друг другу. Алгоритм производит отождествление объектов из двух списков с некоторой допустимостью е. Если две точки в одном списке расположены ближе чем е, то они могут быть потенциально отождествлены с одной точкой из другого списка. Такая ситуация несколько неоднозначна и для её обхода вводят порог исключения Точки, находящиеся друг относительно друга на расстоянии ближе чем £ будут исключены из списка объектов для отождествления. В результате работы первого этапа алгоритма будут составлены два списка с отобранными объектам для сопоставления, число которых не превышает 20-30. То есть в данный список не входят сотни точек, а достаточно пары десятков, чтобы можно было перейти к следующему шагу.

— Генерирование списка треугольников После того как сформированы списки, для каждого из них создаётся список треугольников. Изначально, создавался список из всевозможных треугольников, основанных на абсолютно любых трёх вершинах и содержащий следующую информацию для каждого треугольника: три точки, образующие вершины,

расположены так, что сторона между вершинами 1 и 2 является самой короткой стороной, сторона между вершинами 2 и 3 является промежуточной стороной, а сторона между вершинами 3 и 1 является самой длинной стороной; логарифм периметра треугольника; ориентация -пройдены ли вершины 1, 2 и 3 по часовой стрелке или против часовой стрелки; отношение самой длинной стороны к самой короткой стороне; допуск в соотношении; косинус угла в вершине 1; и терпимость в косинусе. Чтобы алгоритм не зависел от возможной инверсии кадра, сравнение углов при вершине 1 должно проводиться после свёртывания их углов в интервале от 0° до 180°. В то же время, для оценок косинуса и его терпимости не требуется ничего сложнее квадратного корня, в то время как тригонометрические функции требуют работы непосредственно с углами. По этим причинам в основе алгоритма лежит использование косинуса угла в вершине 1, а не сам угол. Важным параметром для отбора треугольников является отношение R длины радиус-вектора до вершины 3 к длине радиус-вектору в вершину 2. Треугольники, для которых отношения слишком велики, отбрасываются из списка. Причиной этого шага является то, что треугольники с большим значением R часто имеют большое значение допустимости отношения, созданное парой очень близко расположенных вершин. Как следствие, многие треугольники во втором списке должны быть проверены и даже если подобный треугольник будет найден, то нет абсолютной уверенности в том, что данное отождествление сделано верно. Установлено, что при значении R =10 число треугольников уменьшается на 10 процентов, в то время как уменьшение времени вычислений из-за сокращения числа треугольников, которые должны быть найдены, составляет примерно двукратную величину.

— Сопоставление треугольников После получения списка треугольников, нужно сравнить их с треугольниками из второго списка, который также скомпилирован. Два списка треугольников сравниваются, и совпадающие треугольники идентифицируются каждый раз, когда выполняются следующие условия:

(Да - ^б)2 < ¿ra + ^rb (Сд - СБ)2 < ¿ca + ¿об

(2)

где индексы А и В определяют отношение к какому-либо из двух списков, R — отношение радиус-векторов третьей и второй вершины треугольника, С — косинус угла при вершине 1, ¿r — терпимость параметра R, tc — терпимость косинуса угла при вершине 1. Оба списка сортируются по возрастанию параметра R и уменьшению его терпимости. Наиболее качественные треугольники из списка A отбираются этому принципу и сравниваются с треугольниками из списка B. В результате мы имеем всевозможные истинные и ложные совпадения треугольников двух списков. Если три пары сравниваемых вершин в сравниваемых треугольниках содержат точки, которые на самом деле сопоставляются, то тогда данное отождествление считается истинным. В противном же случае — ложным.

— Уменьшение числа ложных совпадений Получив список из правдивых и ложных совпадений треугольников, теперь необходимо, по возможности, отбросить все ложные совпадения. Чтобы это сделать, используется один из посчитанных ранее параметров - логарифм периметра треугольника. Для каждой пары сопоставленных друг другу треугольников считается следующее выражение:

log pa - log рв = log M (4)

где pa — это периметр треугольника из списка A, рв — периметр треугольника из списка B, а М обозначает параметр, связывающий координаты списков B и A. Параметр М для правдивых совпадений существенно одинаков, в то время как для ложных совпадений данный параметр принимает произвольные значения в широком диапазоне. Для данного отсеивания считаются значения средней величины log М и его стандартного отклонения. Все значения log М, которые отклоняются от среднего больше чем на N стандартных отклонений, отбрасываются. Множительный фактор N может быть равным 1, 2 или 3, что определяется из соотношения между числом одинаково ориентированных отождествлённых треугольников и противоориентированных.

— Присвоение совпавших точек После предыдущего этапа всё ещё остаётся некоторое количество ложных совпадений. Чтобы окончательно выявить лишь правдивые совпадения, необходимо ранжировать сопоставленные точки. Происходит это по принципу, что каждому отож-

дествлению присваиваются баллы в зависимости от того, сколько раз оно встречается в отождествлённых треугольниках. С другой же стороны, пара точек, которая содержится лишь в нескольких некорректно сопоставленных треугольниках, наберёт малое число баллов, что будет свидетельствовать о ложном совпадении.

В результате происходит сопоставление объектов, имеющихся на наших рабочих кадрах, с теми же самыми объектами из какого-либо известного каталога, что позволяет привязать наш кадр к всемирной системе координат WCS.

0.3.8 Фотометрическое решение

Общие сведения

Фотометрией называется раздел практической астрономии, занимающийся измерением световых потоков от космических объектов с помощью приёмников излучения в оптическом, ультрафиолетовом и инфракрасном диапазоне электромагнитного излучения. Она применяется для определения в системе отсчёта наблюдателя потока, регистрируемого от астрономического объекта, и изучения его эволюции во времени. Это применимо и к звёздной величине, которая введена эмпирически и соответствует закономерности: увеличение потока в 100 раз приводит к уменьшению звездной величины на 5. Именно значение звёздной величины нашего источника мы и будем получать из наблюдательных данных после их калибровки и привязки ко всемирной системе координат.

Сперва происходит расчёт инструментальной звёздной величины. Так называют произвольную звёздную величину, логарифмически зависящую от регистрируемого потока, и включающую в себя некоторую постоянную, определяемую чувствительностью приёмника и временем накопления сигнала, то есть экспозицией. Инструментальная звёздная величина вычисляется по регистрируемому потоку по формуле:

minst = -2,5 logio F

(5)

где F — поток, выраженный в отсчётах. Инструментальная звёздная величина является характеристикой источника в рамках конкретного изображения. Чтобы привести это значение к реальной звёздной величине, необходимо учесть поглощение в атмосфере, функцию отклика приёмника, а также выбрать определённую фотометрическую систему и учесть цветовые поправки.

Фотометрической системой звездных величин называется набор спектральных полос, удобных для фотометрии небесных объектов. Реализуется с помощью специально подобранных фильтров и выделенных звёзд-стандартов. Выделяют две наиболее часто используемые системы:

— Система Vega: или же система Джонсона—Кузинса, система фильтров UBVRI, в которой звезде Вега присвоили ~ нулевую звёздную величину;

— Система AB: система фильтров ugriz, в которой для источника с плоским спектром звёздные величины во всех фильтрах будут одинаковы:

ШАБ = -2,5 logio F - 48,6 (6)

На данном этапе требуется получить инструментальные звёздные величины не только для непосредственно наблюдаемого нами источника, но и для так называемых опорных звёзд, которые необходимы для получения реальной звёздной величины источника. Значение реальной звёздной величины считается по формуле:

™0 = - <St + 4ef, (7)

s •* ref

где m?nst — инструментальная звёздная величина источника, т^— инструмен-

ref

тальная звёздная величина опорной звезды, т0 — реальная звёздная величина опорной звезды.

По данной формуле видно, что происходит поправка инструментальной звёздной величины источника на величину, равную разности между инструментальной звёздной величины опорной звезды и значением её реальной звёздной величины в каком-либо выбранном каталоге и соответствующем фильтре.

Точность и достоверность фотометрии зависят от корректности выбора вторичного стандарта, то есть выбора опорных звёзд, которые должны удовлетворять следующим условиям:

— Это обязательно должна быть звезда;

— У данной звезды должно быть известное значение звёздной величины в необходимом фотометрическом фильтре;

— Она должна быть непеременной. Это заключается в относительной неизменности звёздной величины звезды от эпохи к эпохе. Например, для каталога И8К0-Б1.0 данное условие на выбор опорной звезды можно выразить следующим образом: |Я2 — Ш| < 0,4, |В2 — В 1| < 0,4. То есть разница звездных величин в фильтрах Я и В за 2 эпохи наблюдений не должна превышать значения ^0,4;

— Звезда должна подходить по цветовым параметрам. Например, для каталога И8К0-Б1.0 это выражается в следующем: 0,5 < |В2 — Я21 < 1,5;

— Звезда должна иметь минимальное собственное движение;

— На наших изображениях данная звезда должна быть уединённой, то есть не должна сливаться с какой-либо из соседних звёзд или галактик;

— На наших кадрах данная звезда не должна быть передержана. Необходимо выбрать 2-7 звезд, удовлетворяющих вышеуказанным критериям и по ним определять наблюдаемую звездную величину нашего наблюдаемого нами источника. Желательное количество опорных звёзд больше двух обосновывается тем, чтобы мы могли удостовериться в корректности выбора звёзд и что получаемая благодаря им реальная звёздная величина источника будет максимально близка к истинной.

По данному принципу выполняется получение фотометрического решения для нашего источника. Саму же фотометрию можно разделить на два типа: апертурная фотометрия и РБК-фотометрия. Каждая из них имеет свою область и условия применения.

Апертурная фотометрия

Апертурной фотометрией называется методика, при которой поток от источника считается только в некоторой выделенной области изображения. Данная область называется апертурой, и её радиус, как правило, составляет до 20 пикселов изображения. Следует выбирать область, которая больше одного пиксела, так как никакая оптическая система не даст изображение точечного источника в виде математической точки. Источник неизбежно «расплывается», занимая тем самым несколько соседних пикселов, образуя яркий центр и постепенно уменьшающийся поток в его окрестностях, переходящий в фон. Контур

апертуры чаще всего является кругом, и его радиус берётся таким образом, чтобы в апертуру попал весь источник, но при этом не захватывалось слишком много фона, чтобы не увеличить статистическую ошибку определения числа отсчётов, пришедших от источника. Профиль яркости точечного источника в ядре хорошо описывается функцией Гаусса, у которой есть параметр ширины на полувысоте FWHM. Этот параметр отражает качество изображения. Он указывает на то, насколько хорошо в данных условиях точечные объекты близки к точке на данном изображении. Используя параметр FWHM, можно определить оптимальный радиус апертуры. Апертура выбирается одинаковой для источника и опорных звезд, чтобы дальнейший пересчёт в наблюдаемую звёздную величину источника был корректным. Показано, что 80% всего потока от точечного источника заключено в апертуре радиусом 1 х FWHM. Таким образом рекомендуется брать радиус апертуры 2 х FWHM, чтобы охватить практически весь поток источника при минимальном захвате фона. Фон же измеряется около источника и каждой опорной звезды отдельно, чтобы избежать ошибки, вносимой от вариации фона по всему кадру. Область определения фона должна браться радиусом не меньшим радиуса апертуры, и в неё, как собственно и в саму апертуру, не должны попадать горячие, мёртвые пикселы или другие дефекты. После оценки уровня фона, он вычитается из общего числа отсчётов, попавших в апертуру источника и опорных звёзд, чтобы мы получили чистое значение инструментальной звёздной величины источника. Далее происходит пересчёт инструментальной звёздной величины в наблюдаемую, как описано в предыдущем пункте.

PSF фотометрия

Второй вид фотометрии основывается на допущении, что форма профиля изображения точечного объекта — функция рассеяния точки (англ. — Points Spread Function) не зависит от яркости источника. Для определения функции рассеяния точки требуется наличие нескольких достаточно изолированных опорных звезд, находящихся в областях с наиболее равномерным окружающим фоном и удовлетворяющих условиям выбора опорных звезд. По выбранным звёздам получают усреднённые и нормированные к единичному значению

параметры приближения профилей звёзд. Имея эти параметры, выполняют подгонку вычисленного приближения к профилям остальных звездообразных объектов и по изменению нормировочного коэффициента оценивают их яркость. После вычитания из реального профиля источника его теоретического профиля иногда появляются новые звёзды, ранее тонувшие в ореоле ярких звёзд-соседей. В соответствие с этим можно сказать, что РБК-фотометрия применяется в тех случаях, когда необходимый нам источник находится близко к центру галактики и неразделим с ней на изображениях, а также в тесных полях, когда источник виден глазом, но находится либо на краю галактики, либо близко к звезде, что делает апертурную фотометрию недостоверной.

Таким образом происходит получение инструментальных звездных величин источника и опорных звёзд путём РБК-фотометрии. Дальнейшее получение реальной звёздной величины источника происходит тем же самым способом, что описан для апертурной фотометрии.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Наблюдения и исследования сверхновых, ассоциированных с космическими гамма-всплесками»

0.4 Характеристика работы

Актуальность темы. Наблюдения и исследование быстропеременных транзиентных событий в оптическом диапазоне и сегодня остаются актуальной задачей современной астрофизики. К числу таких объектов относятся космические гамма-всплески, которые считаются одними из наиболее энергетически мощных (после Большого Взрыва) событий во Вселенной [109]. Обнаруженные в 1967 году [2], они продолжают оставаться объектом интенсивных наблюдений в различных диапазонах энергий. Природа гамма-всплесков до сих пор не до конца понятна, однако предложено как минимум два физических процесса, которые могут приводить к их возникновению. Это разделение было введено после обнаружения бимодального распределения гамма-всплесков по длительности [17], на основании которого выделяют короткие [109; 110] и длинные [79; 111] гамма-всплески. Получено подтверждение связи коротких гамма-всплесков со слиянием двух нейтронных звёзд, тогда как длинные гамма-всплески ассоциируются со сверхновыми коллапса ядра. За всё время наблюдений было зарегистрировано более 13 000 гамма-всплесков. Однако лишь примерно для 44 из них была доказана связь со сверхновыми [85]: подтвер-

ждение было получено фотометрическим путём, а в 27 случаях — также по результатам спектроскопических наблюдений. Это составляет менее 1% от общего числа зарегистрированных гамма-всплесков и значительно меньше, чем число сверхновых различных типов, открываемых за один год. Таким образом, оптимизация наблюдений с целью обнаружения и исследования каждого гамма-всплеска, ассоциированного со сверхновой, вносит существенный вклад в изучение связи гамма-всплесков со сверхновыми и является актуальной задачей современной астрофизики.

Целью данной работы является наблюдение и исследование сверхновых, ассоциированных с космическими гамма-всплесками. В работе использовались данные, полученные как из сети наземных телескопов 1К1 СИВ^иК [112], так и от иностранных коллег, а также опубликованные в литературе.

В рамках поставленной цели были решены следующие задачи:

— Организованы наблюдения на телескопах наземных обсерваторий, входящих в сеть 1К1 СИВ^иК, с последующей обработкой полученных данных;

— Осуществлён поиск и исследование сверхновых в кривых блеска длинных гамма-всплесков;

— Разработан метод определения параметров сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, применимый при ограниченных наблюдательных данных и направленный на расширение статистической выборки;

— Проведён статистический анализ сверхновых, выявленных в кривых блеска длинных гамма-всплесков, за весь период наблюдений. Параметры максимума сверхновых использовались для построения распределения всех известных сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками;

— Разработан метод оценки вероятности обнаружения сверхновой в кривой блеска гамма-всплеска, позволяющий оценивать временные интервалы и ожидаемую яркость сверхновой, что повышает точность планирования наблюдений и эффективность поиска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками;

— Разработан метод оценки красного смещения гамма-всплеска по кривой блеска при наличии компоненты, интерпретируемой как излучение сверхновой;

— Систематизированы селективные эффекты, а также источники систематических ошибок, возникающие при обнаружении сверхновых,

ассоциированных с гамма-всплесками, с целью повышения вероятности их успешной регистрации;

— Проведены всесторонние исследования индивидуальных гамма-всплесков по нашим данным, включающие детальный анализ спектральных и временных характеристик, с последующим феноменологическим и аналитическим моделированием;

— Проведён поиск корреляций между параметрами собственного излучения гамма-всплесков и параметрами максимума кривых блеска сверхновых, ассоциированных с ними;

— Проведён кластерный анализ в плоскости параметров МуЕ[80), направленный на проверку статистической значимости наблюдаемого разделения выборки на две группы.

Научная новизна:

— В настоящей работе представлены новые данные, полученные в ходе наблюдений на телескопах сети 1К1 СКБ-РиК;

— Впервые проведён статистический анализ параметров максимума кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, по всей доступной совокупности наблюдений;

— Впервые предложен метод оценки расстояний до гамма-всплесков по параметрам максимума сверхновой, ассоциированной с ними;

— Впервые систематизированы селективные эффекты при наблюдениях сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, и предложены способы их минимизации;

— Впервые выявлена связь между параметрами собственного излучения гамма-всплесков и параметрами максимумов кривых блеска сверхновых, ассоциированных с ними, в плоскости Му-^10(Е[80); в этой же плоскости обнаружено разделение выборки на две группы.

Теоретическая и практическая значимость.

— Собранная по сверхновым, ассоциированным с гамма-всплесками, информация (по собственным данным и по литературе) и её последующая обработка позволили сформировать статистическую выборку и разработать ряд методов на её основе;

— Предложенный метод оценки параметров максимума сверхновых может использоваться для пополнения выборки сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, и проведения дальнейшего статистического анали-

за, в частности для ответа на вопрос: «Принадлежат ли сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками, и сверхновые типа 1с одной генеральной совокупности?»;

— Разработанный метод оценки вероятности обнаружения сверхновой в кривой блеска гамма-всплеска может быть использован для более точного планирования наблюдений с целью увеличения числа обнаруженных сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками;

— Разработанный метод основан на анализе поздних кривых блеска ГРБ с проявлением дополнительного излучения, интерпретируемого как вклад сверхновой. В случае, когда красное смещение события неизвестно, сопоставление наблюдаемой кривой блеска с диаграммой Му-Тшах в предположении, что избыточное излучение обусловлено вкладом сверхновой, позволяет получить оценку красного смещения. Если же красное смещение известно, но происхождение дополнительного компонента остаётся неочевидным, то определение его Му и Тшах и последующее сравнение с распределением параметров сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, на диаграмме позволяет проверить согласованность с интерпретацией этого компонента как света сверхновой: совпадение с областью, занятой известными событиями, указывает на возможную ассоциацию дополнительной компоненты кривой блеска гамма-всплеска со сверхновой, тогда как значительное отклонение — на альтернативное происхождение;

— Систематизированные селективные эффекты, возникающие при наблюдении сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, а также предложенные способы их минимизации могут учитываться при планировании наблюдательных кампаний для повышения вероятности успешного обнаружения сверхновых в кривых блеска гамма-всплесков и проведения последующего статистического и физического анализа;

— С увеличением числа обнаруженных сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, станет возможным более полно тестировать существующие теоретические модели, описывающие их кривые блеска, тем самым накладывая ограничения на параметры этих моделей;

— Уточнение характеристик сверхновых и связанных с ними гамма-всплесков может способствовать более глубокому пониманию свойств массивных звёзд непосредственно перед взрывом, их хими-

ческого состава и влияния окружающей среды на распространение электромагнитного излучения после взрыва;

— Обнаруженная кластеризация в плоскости Му—^10(Е]80) может указывать на существование двух подклассов в выборке сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, связанных, в частности, с различными механизмами образования гамма-всплесков.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Обнаружены сверхновые, ассоциированные с двумя гамма-всплесками СЯБ 181201А и СЯБ 201015А. Сверхновая, ассоциированная с СЯБ 201015А, является одной из наиболее ранних по времени регистрации сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

2. Разработан и применён метод определения параметров сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Показано, что при ограниченном объёме данных использование простых аналитических функций (парабола, логнормальное распределение, полином четвёртой степени) позволяет корректно определить параметры максимума в кривой блеска сверхновой.

3. Выполнен корреляционный анализ наблюдаемых параметров сверхновых (Му — абсолютная звёздная величина в фильтре V и Ттах — время, прошедшее после регистрации гамма-всплеска) и собственных параметров гамма-всплесков (£рд — положение максимума в энергетическом спектре, Тд0д — длительность гамма-всплеска, Е\80 — изотропный эквивалент полной энергии, излучённой гамма-всплеском). Статистически значимых корреляций между парами параметров не выявлено.

4. Показано, что в распределении Му в зависимости от Е[80 выделяются два кластера; обнаружены признаки связи между параметрами собственного излучения гамма-всплеска и параметрами сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

5. Разработан метод прогнозирования обнаружения сверхновой в кривой блеска оптического послесвечения гамма-всплеска, позволяющий оценивать временные интервалы и ожидаемую яркость сверхновой. Метод повышает эффективность планирования наблюдений и поиска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Для этого используется распределение Му-Ттах, на основе которого оцениваются диапазоны возможного времени появления сверхновой и ожидаемой видимой

звёздной величины, что позволяет задать область допустимых значений параметров (My, Tmax).

6. Разработан метод оценки красного смещения источника гамма-всплеска по кривой блеска оптического послесвечения при наличии сверхновой. Использовано распределение My-Tmax, на основе которого построены изолинии для различных значений красного смещения при известном положении максимума в кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, и определена область значений, при которых событие согласуется с распределением.

7. Систематизированы селективные эффекты и источники систематических ошибок, возникающие в процессе обнаружения сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на следующих российских и международных конференциях:

1. Белкин, С. Наблюдение и исследование гамма-всплеска 181201A: устный доклад // XVI Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования». Москва, Россия. 15 - 17 Апреля 2019.

2. Belkin, S. Multi-frequency Observations and Discovery of a Supernova associated with the GRB 181201A: oral // XXI International Conference on Data Analytics and Management in Data Intensive Domains. Kazan, Russia. 19 - 22 October 2019.

3. Белкин, С. Многоцветные наблюдения гамма-всплеска GRB 181201A и обнаружение сверхновой, ассоциированной с ним: устный доклад // 62 Всероссийская научная конференция МФТИ. Москва, Россия. 18 - 24 Ноября 2019.

4. Белкин, С. Многоцветные наблюдения и обнаружение сверхновой, ассоциированной с GRB 181201A: постерный доклад // Ежегодная всероссийская конференция «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра - 2019 HEA-2019». Москва, Россия. 17 - 20 Декабря 2019.

5. Belkin, S. Multi-frequency Observations and Discovery of a Supernova associated with the GRB 181201A: oral // Australian National Institute for Theoretical Astrophysics science workshop and «Cosmic explosions» summer school 2020. Canberra, Australia. 3-7 February 2020.

6. Белкин, С. Многоволновые наблюдения гамма-всплеска GRB 181201A и открытие сверхновой, ассоциированной с ним: устный доклад // XVII Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования». Москва, Россия. 17 - 21 Апреля 2020.

7. Белкин, С. Оптические наблюдения гамма-всплеска GRB 201015A и обнаружение сверхновой, ассоциированной с ним: устный доклад // XVIII Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования». Москва, Россия. 14 - 16 Апреля 2021.

8. Belkin, S. The diversity of light curves of supernovae associated with gamma-ray bursts: oral // XXIII «DATA ANALYTICS AND MANAGEMENT IN DATA INTENSIVE DOMAINS» CONFERENCE (DAMDID). Moscow, Russia. 26 - 29 October 2021.

9. Belkin, S. GRB 201015A: from seconds to months optical monitoring and supernova discovery: oral // 6th Maidanak Users Meeting. Ulugh Beg, Mongolia. 1-3 November 2021.

10. Белкин, С. Многоволновые наблюдения гамма-всплеска GRB 201015A и обнаружения сверхновой, ассоциированной с ним: постерный доклад // Ежегодная всероссийская конференция «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра - 2021 HEA-2021». Москва, Россия. 21 - 24 Декабря 2021.

11. Белкин, С. Разнообразие кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками: устный доклад // XIX Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования». Москва, Россия. 13 - 15 Апреля 2022.

12. Belkin, S. Systematics and biases in observations of supernovae associated with gamma-ray bursts: oral // XXIV International Conference on Data Analytics and Management in Data Intensive Domains. Saint-Petersburg, Russia. 5 - 7 October 2022.

13. Белкин, С. Фотометрическое и спектроскопическое обнаружения сверхновой, ассоциированной с GRB 201015A: устный доклад // Ежегодная всероссийская конференция «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра - 2022 HEA-2022». Москва, Россия. 19 - 22 Декабря 2022.

14. Белкин, С. Многоволновые наблюдения гамма-всплеска GRB 211023A и обнаружение сверхновой, ассоциированной с ним: устный доклад //

XX Конференция молодых ученых «Фундаментальные и прикладные космические исследования». Москва, Россия. 12 - 14 Апреля 2023.

15. Belkin, S. GRB 181201A: Southern and Northern instruments facilitating the discovery of the supernova: oral // International workshop «Multi-messenger astronomy in the BRICS framework». Online. 05 December 2023.

16. Belkin, S. Photometric and spectroscopic detection of supernova associated with GRB 201015A: oral // Transients Down Under. Melbourne, Australia. 29 January - 02 February 2024.

17. Belkin, S. Systematics and Biases in Observations of Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts: oral, INVITED TALK // Seventeenth Marcel Grossmann Meeting on Recent Developments in Theoretical and Experimental General Relativity, Astrophysics and Relativistic Field Theory. Pescara, Italy. 7-12 July 2024.

Публикации по теме диссертации. Основные результаты по теме диссертации изложены в 4 печатных изданиях, 4 из которых опубликованы в рецензируемых научных изданиях, индексируемых в базах данных Web of Science и Scopus, а также входящих в списки журналов НИУ ВШЭ.

Публикации в Web of Science:

1. Belkin S. O. [и др.]. Multiwavelength Observations of GRB 181201A and Detection of Its Associated Supernova // Письма в Астрономический Журнал. — 2020. — Дек. — Т. 46, № 12. — С. 783—811.

2. Belkin S. [и др.]. GRB 201015A: from seconds to months of optical monitoring and supernova discovery // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2024. — Февр. — Т. 527, № 4. — С. 11507—11520.

3. Belkin S., Pozanenko A. Systematics and Biases in Observations of Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts // Pattern Recognition and Image Analysis. — 2023. — Июль. — Т. 33. — С. 86—91.

4. Belkin S. O, Pozanenko A. S. Search for Correlations and Study of Selection Effects When Analyzing a Sample of Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts // Письма в Астрономический Журнал. — 2024. — Дек. — Т. 50, № 12. — С. 701—731.

Публикации в сборниках трудов конференций и циркулярах:

1. Belkin S. O. [и др.]. Multi-frequency Observations and Discovery of a Supernova associated with the GRB 181201A // Proceedings of the 21st International Conference DAMDID/RCDL-2019, Kazan, Russia, October 15-18, 2019, Ed. by A. Elizarov, B. Novikov, and S. Stupnikov, CEUR-WS 2523. — 2019. — С. 244—254.

2. Belkin S. O, Pozanenko. The Diversity of Light Curves of Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts // In: Pozanenko, A., Stupnikov, S., Thalheim, B., Mendez, E., Kiselyova, N. (eds) Data Analytics and Management in Data Intensive Domains. DAMDID/RCDL 2021. Communications in Computer and Information Science. Т. 1620. — 2022. -С. 74—91.

3. Belkin S. [и др.]. GRB 181201A: photometric signature of the SN. // GRB Coordinates Network. — 2019. — Янв. — Т. 23601. — С. 1.

4. Volnova A. [и др.]. GRB 190829A observations in CrAO, photometry of the SN // GRB Coordinates Network. — 2019. — Сент. — Т. 25682. — С. 1.

5. Pozanenko A. [и др.]. GRB 201015A: optical observations and supernova identification // GRB Coordinates Network. — 2020. — Дек. — Т. 29033. — С. 1.

6. Belkin S. [и др.]. GRB 211023A: optical observations and photometric evidence of supernova // GRB Coordinates Network. — 2021. — Нояб. — Т. 31098. — С. 1.

7. Rossi A. [и др.]. GRB 211023A: evidence of supernova in LBT spectra // GRB Coordinates Network. — 2022. — Февр. — Т. 31596. — С. 1.

8. Belkin S. [и др.]. ZTF22aabjpxh/AT2022cva (GRB 220219B): continued optical observations, SN signature search // GRB Coordinates Network. — 2022. — Март. — Т. 31683. — С. 1.

9. Belkin S. [и др.]. ZTF22aabjpxh/AT2022cva (GRB 220219B): continued optical observations, possible photometric evidence of SN // GRB Coordinates Network. — 2022. — Март. — Т. 31736. — С. 1.

10. Rossi A. [и др.]. ZTF22aabjpxh/AT2022cva (GRB 220219B): evidence of supernova in LBT spectra // GRB Coordinates Network. — 2022. — Март. -Т. 31739. — С. 1.

11. Belkin S. [и др.]. GRB 221009A: continued Assy optical afterglow observations, possible SN evidence // GRB Coordinates Network. — 2022. — Окт. — Т. 32769. — С. 1.

12. Belkin S. [и др.]. GRB 221009A: optical observations, SN photometric evidence // GRB Coordinates Network. — 2022. — Окт. — Т. 32818. — С. 1.

13. Pankov N. [и др.]. GRB 230812B: Assy optical observations, possible SN rise // GRB Coordinates Network. — 2023. — Авг. — Т. 34519. — С. 1.

Личный вклад. Автором неоднократно подавались заявки на наблюдательное время на телескопах. Автором выполнена самостоятельная обработка оптических наблюдений более чем ста космических гамма-всплесков, полученных на телескопах сети IKI GRB-FuN. Также автором проведён анализ всех доступных кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Использованные данные включали как собственные наблюдения, так и материалы, полученные в частной переписке, а также опубликованные в литературе. Выполнена обработка и анализ сформированной выборки, включая извлечение кривой блеска сверхновой из общей кривой блеска гамма-всплеска. Кроме того, автором систематизированы селективные эффекты, связанные с наблюдениями сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

Совместно с научным руководителем построено распределение параметров максимума сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками: по одной оси отложена абсолютная звёздная величина в фильтре V, по другой — время от регистрации гамма-всплеска до момента наступления максимума сверхновой в системе отсчёта источника. На основе этого распределения совместно с научным руководителем предложен и разработан метод оценки расстояния до источника по параметрам кривой блеска сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском. Также предложен и разработан метод оценки диапазона эпох (относительно момента регистрации длинного гамма-всплеска), когда может проявляться сверхновая компонента, и оценки её ожидаемой звёздной величины, использующий то же распределение. В работе [113] данный метод применялся для объяснения необнаружения сверхновой в кривой блеска

гамма-всплеска СЯБ 200829А. Разработанный подход позволяет оптимизировать планирование наблюдений и повысить вероятность успешной регистрации сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Полученные результаты могут быть использованы для классификации объектов, природа которых не была однозначно установлена.

Автором выполнен кластерный анализ распределения сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, в плоскости Му—^10(Е^, в котором выявлены признаки разделения выборки на два подкласса. С точки зрения статистики обнаруженное разделение не согласуется со случайным разбиением на данной выборке и может указывать на различные механизмы образования гамма-всплесков, связанных со сверхновыми.

Объем и структура работы. Работа состоит из введения, четырех глав и заключения. Полный объём работы составляет 221 страницу, включая 41 рисунок и 19 таблиц. Список литературы содержит 433 наименования.

Во Введении приведён обзор литературы по тематике рассматриваемого явления, обсуждается актуальность работы, цели и задачи данного исследования, научная новизна, а также практическая и теоретическая значимость полученных результатов. Формулируются основные положения, выносимые на защиту и результаты работы. Приводится информация об апробации работы и список публикаций по тематике диссертации.

Глава 1 посвящена организации, проведению и обработке наблюдений гамма-всплесков, в частности, их послесвечения. Обсуждается важность квазинепрерывных наблюдений данной стадии кривой блеска для обнаружения и исследования сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском. Приведено описание используемых для наблюдений инструментов. Приведён феноменологический анализ многоцветных кривых блеска гамма-всплесков СЯБ 181201А и СЯБ 201015А. Выполнено моделирование многоволнового послесвечения гамма-всплеска СЯБ 201015А с оценками физических параметров джета и окружающей среды. Представлена статистика послесвечений, открытых автором диссертации совместно с коллегами, в результате наблюдений на телескопах сети 1К1 СКБ-РиК. Выполнено описание селективных эффектов, возникающих при наблюдении стадии послесвечения, которые тем или иным образом могут повлиять на успех обнаружения сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском.

Глава 2 посвящена организации, проведению и обработке наблюдений родительских галактик гамма-всплесков. Обсуждается важность проведения наблюдений данной стадии кривой блеска гамма-всплеска для обнаружения и описания сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском. Приведено описание используемых для наблюдений инструментов. Приведено моделирование спектральной плотности энергии излучения гамма-всплеска СИВ 181201А. Приведена статистика родительских галактик, открытых автором диссертации совместно с коллегами, в результате наблюдений на телескопах сети 1К1 СИВ-РиК. Приведено описание селективных эффектов, возникающих при наблюдении родительской галактики, которые тем или иным образом могут повлиять на успех обнаружения сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском.

Глава 3 посвящена организации, проведению и обработке наблюдений сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Приведены кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками СИВ 181201А и СИВ 201015А. Приведены оценки параметров максимума данных сверхновых. Предложена и описана методика извлечения параметров максимума сверхновых при ограниченности наблюдательных данных. Данный метод позволяет наполнять выборку сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, даже тогда, когда квазинепрерывные наблюдения были невозможны. Это важно из-за малочисленности выборки сверхновых с гамма-всплесками и, соответственно, невозможности проведения полноценного статистического исследования.

Приведено распределение всех известных сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, по параметрам их максимума - абсолютная звездная величина максимума сверхновой в фильтре V и время максимума сверхновой относительно времени регистрации гамма-всплеска в системе отсчета источника. Всего в выборку входит 44 гамма-всплеска, для которых связь со сверхновыми была доказана. Подтверждение было получено фотометрическим путем, а в 27 случаях подтверждение также было получено в результате спектроскопических наблюдений. Приведено описание разработанного метода по определению ожидаемого времени роста сверхновой относительно времени регистрации гамма-всплеска. Данный метод позволяет планировать наблюдения более точно и оценивать ожидаемое время нарастания блеска сверхновой, что увеличивает шансы на успешную регистрацию сверхновой у гамма-всплеска. Это, в свою очередь, приводит к более активному увеличению выборки сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

Приведено описание разработанного метода по оценке красного смещения гамма-всплеска, в кривой блеска которого выявлена сверхновая. Наличие красного смещения позволяет проводить оценки множества других параметров как самого гамма-всплеска, так и окружающей среды и сверхновой. Данный метод может быть также использован для классификации источников, природа которых не была однозначно установлена. Это является особенно актуальным в текущих реалиях, когда границы разделения гамма-всплесков на «короткие» и «длинные» начали немного размываться с обнаружением длинных гамма-всплесков, прародителем которых было слияние компактных объектов (см. например [114]).

Приведён анализ хорошо прописанных кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Анализ показал, что область максимума кривой блеска почти каждой сверхновой имеет уникальные параметры, что указывает на неидеальность использования единого шаблона (БК 1998Ьш) для описания кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Рассмотрен альтернативный метод путём аппроксимации кривой блеска как только сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском, так и всех стадий кривой блеска гамма-всплеска феноменологической моделью (см., например [86; 87]).

Проведён статистический анализ распределений параметров Б^СИВ и их связи с характеристиками гамма-всплесков. Для всей выборки статистически значимых корреляций между параметрами сверхновых (Му, Тшах) и параметрами гамма-всплесков (Е\80, Ер^, Тд0д) выявлено не было. Тем не менее, кластерный анализ в плоскости Му-^10(Е^ позволил разделить выборку на два подкласса с различной выраженностью связи между характеристиками в максимуме [115]. В одном из кластеров зафиксирована статистически значимая корреляция между Е\80 и Му. Надёжность кластеризации подтверждена с использованием нескольких независимых алгоритмов (ЭВБСАК, К-теапэ, СММ), а также оценками метрики силуэта и её вероятности с учётом факторов, влияющих на её расчёт.

Приведено описание селективных эффектов, возникающих при попытках обнаружения сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Предложены методы по их минимизации с целью увеличения числа подтвержденных сверхновых с гамма-всплесками.

При исследовании распределения абсолютной звездной величины максимума сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками и сверхновых типа 1с

не получено статистически достоверных свидетельств в пользу того, что они относятся к разным генеральным совокупностям [105].

Заключение посвящено основным результатам диссертации и дальнейшим перспективам исследования.

Глава 1. Послесвечения гамма-всплесков

В данной главе основное внимание уделено оптическим наблюдениям послесвечений гамма-всплесков, которые имеют ключевое значение для понимания связанных с ними сверхновых. На примере конкретных событий GRB 181201A и GRB 201015A рассматривается, как данные о послесвечениях способствуют точному выделению и анализу кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Это позволяет не только корректно прописать кривую блеска сверхновой, но и оценить физические параметры джета гамма-всплеска, а также параметры его окружающей среды.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Белкин Сергей Олегович, 2026 год

Источник

а — Время середины экспозиции относительно времени регистрации гамма-всплеска (Т0 2459138,45153935 ЛБ).

Численное моделирование многоволновой кривой блеска

послесвечения

Проведено моделирование многоволновой кривой блеска послесвечения гамма-всплеска GRB 201015A с использованием байесовского подхода и кода Марковской цепи Монте-Карло (MCMC), который исследует пространство параметров синтетических реализаций послесвечения, полученных с помощью общедоступного пакета afterglowpy [191]. Afterglowpy — это пакет Python для моделирования послесвечений гамма-всплесков, который рассчитывает синхро-тронное излучение от внешней ударной волны, позволяя учесть возможные эффекты, связанные со структурой джета и позицией наблюдателя относительно конуса излучения.

Мы моделируем полный набор данных послесвечения GRB 201015A от радио до рентгеновских лучей, предполагая гауссову модель структуры джета и фиксируя некоторые параметры: индекс степени распределения энергии электронов р = 2,2, долю энергии, которая переходит в энергию электронов и магнитного поля £е = 0,1 и £в = 0,001, соответственно. Мы находим лучшую модель других параметров, с 50%-ным процентилем (плюс 84% и минус 16%) кинетической энергии = 2,0+3'85 х 1053 эрг, плотностью окружающей меж-

э,

звёздной среды п = 2 х 10 3см 3, угол раскрытия джета 6j = 0,30+0'12 рад и

углом обзора наблюдателя относительно оси джета = О,31-0 30 рад. Оптические и рентгеновские данные хорошо описываются синхротронным излучением с частотой охлаждения значительно выше диапазона рентгеновских лучей в момент, когда вклад сверхновой начинает превышать послесвечение (см. Рис. 1.7). Этот сценарий соответствует предположению о моделировании затухания ис-

точника в оптическом диапазоне с той же скоростью, что и в рентгеновских лучах.

Отметим, что это решение не описывает кривую блеска на частоте 36,8 ГГц, которая в десять раз ярче моделируемого максимального значения (см. Рис. 1.7). Это может указывать на наличие дополнительной компоненты излучения (например, вклада от обратной ударной волны), которую мы не смогли смоделировать в рамках а^е^1оюру. Это может быть связано с ограничениями работы кода, который позволяет применять лишь одну компоненту к наблюдательным данным.

1.5 Селективные эффекты

Из более чем 13,000 зарегистрированных на сегодняшний день гамма-всплесков в гамма-диапазоне считается, что всего около 44 из них имеют связь со сверхновыми. Отчасти это можно объяснить тем, что сверхновые как правило обнаруживаются у близких гамма-всплесков. Максимально далекий гамма-всплеск, от которого зарегистрирована сверхновая, находится на расстоянии, эквивалентном красному смещению ^ = 1,06. Однако обнаружено более 2045 гамма-всплесков с красным смещением ^ < 1. Это означает, что не для всех близких длинных гамма-всплесков удаётся обнаружить сверхновую. Причиной этого может быть ряд селективных эффектов, один из которых может быть связан с послесвечением. Если гамма-всплеск происходит на относительно небольшом расстоянии от Земли, обнаружение сверхновой в его кривой блеска всё равно может быть затруднено. Эта сложность возникает потому, что послесвечение вносит гораздо более значительный вклад в общую кривую блеска, чем сверхновая, тем самым доминируя над ней. В результате, после вычитания вклада послесвечения из общей кривой блеска, кривая блеска сверхновой едва ли может быть идентифицирована. Примером проявления данного селективного эффекта может считаться СЯБ 221009А, который считается самым ярким на сегодняшний день гамма-всплеском. Несмотря на близкое расстояние соответствующее ^ = 0,151, сверхновая от этого события обнаружена спустя лишь 40 дней в районе своего максимума, полностью пропустив

5https://www.mpe.mpg.de/~jcg/grbgen.html

стадию роста из-за яркого послесвечения в оптическом диапазоне, которое наблюдалось на протяжении ^20 дней с момента регистрации СЯБ 221009А, что считается необычно долго. Причина этого может быть связана с углом наблюдения, когда мы наблюдаем гамма-всплеск строго вдоль оси (оп-ах1в), где излучение послесвечения наиболее интенсивно и может затмевать вклад сверхновой в наблюдаемый поток. В случае с СЯБ 221009А это действительно могло иметь место, так как угол раскрытия джета посчитан равным ~ 1,6° (см., например, [192; 193]), что свидетельствует о значительной коллимации джета, из-за чего наблюдаемое послесвечение оказалось очень ярким, затмевая собой растущую сверхновую.

1.6 Открытые послесвечения телескопами сети IKI GRB-FuN

В данном разделе приводится сводная информация обо всех кандидатах на оптическое послесвечение гамма-всплесков, наблюдаемых коллаборацией IKI GRB-FuN (IKI Gamma-Ray Burst Follow-up Network) — сетью наземных телескопов, координируемой в ИКИ РАН с 2001 г. Наблюдения выполняются за счёт выделенного времени на уже существующих инструментах, без строительства новых телескопов. Централизованное планирование и координация осуществляются группой в ИКИ: направляются внеплановые заявки (ToO), координируются ранние наблюдения послесвечений, поиск признаков ассоциированной сверхновой/килоновой (по данным фотометрических и спектроскопических наблюдений), а на поздних стадиях — наблюдения родительских галактик. В настоящее время сеть включает ~ 25 телескопов диаметром ~ 0,2 — 2,6 м, расположенных по долготам от Дальнего Востока до Европы; площадки имеются в обеих полушариях. При необходимости подаются заявки на крупные телескопы вплоть до 10 м. Долготное распределение обеспечивает почти непрерывное суточное покрытие для построения детальных кривых блеска. Проект ISON (International Scientific Optical Network) изначально создан для наблюдений космического мусора и геостационарных объектов и с 2010 г. расширил деятельность на сопровождение GRB, обеспечив поддержку IKI GRB-FuN. С 2010 по май 2020 г. телескопы ISON, входящие в IKI GRB-FuN, провели наблюдения 158 локализаций гамма-всплесков

и обнаружили 70 оптических послесвечений. Все полученные данные аккумулируются и обрабатываются в ИКИ. Помимо этого, наблюдения также проводились с использованием инструментов, входящих в состав инициативы БРИКС. В частности, использовалась международная сеть телескопов BRICS-OTN (BRICS Optical Transient Network), направленная на обнаружение и изучение транзиентных явлений во Вселенной [194]. Проект основан на предложении, представленном на заседании BRICS Astronomy Working Group в 2019 году, и предполагает использование существующих телескопов стран-участниц с последующим расширением до глобальной сети широкопольных метровых инструментов. Реализация программы позволит выполнять систематические обзоры всего неба и проводить многоцветные наблюдения транзиентных источников, включая многоволновые и многоканальные события.

В последующих подразделах перечислены гамма-всплески, для которых с использованием инструментов IKI GRB-FuN получены обнаружения послесвечений либо верхние пределы при их отсутствии. Обнаружения галактик-хозяев и сверхновых описаны в Разделах 2.5 и 3.6, соответственно.

GRB 020812 [195] — Кандидат не подтверждён другими группами. В связи с этим данное событие не учитывается как обнаружение сети.

GRB 050803 — Наша группа не обнаруживала послесвечение, а лишь подтвердила ранее заявленный объект. Позднее выяснилось, что источник протяжённый, поэтому он не рассматривается как оптическое послесвечение. В связи с этим данное событие не учитывается как обнаружение сети.

GRB 070810B — Кандидат был предложен нами [196], однако позднее, по результатам вычитания изображений, он был отвергнут [197], поскольку объект разрешается на два источника и не демонстрирует признаков переменности. В связи с этим данное событие не учитывается как обнаружение сети.

GRB 140103A —ГРБ зарегистрирован Swift/XRT [198] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы подтвердили оптическое послесвечение [199]. Учитывается как обнаружение сети.

GRB 140423A —ГРБ зарегистрирован Swift/BAT [200] в жёстком рентгеновском диапазоне, и затем мы первыми нашли оптическое послесвечение [201]. Учитывается как обнаружение сети.

GRB 161011A —ГРБ зарегистрирован Swift/XRT [202] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы предложили кандидат в оптическое послесвечение [203] в уточнённой области локализации с погрешностью 1''9 [204].

Учитывается как обнаружение сети. При этом кандидат не был независимо подтверждён или опровергнут другими наблюдениями, а отсутствие детектирования в более поздних данных [205] не позволяет однозначно исключить предложенную интерпретацию.

СЯБ 180514А —ГРБ зарегистрирован 8ш1й/ХКТ [206] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы предложили кандидат в оптическое послесвечение [207] в уточнённой области локализации с погрешностью 2.4 [208]. Учитывается как обнаружение сети. Кандидат не был подтверждён в последующих наблюдениях, однако это не исключает его реальность, поскольку объект был крайне тусклым (22,9 ± 0,3 маг) и проницающая наблюдений была недостаточной, чтобы обнаружить источник [209].

СЯБ 191019А —ГРБ зарегистрирован 8ш1й/БАТ [210], впоследствии наблюдался 8ш1й/ХКТ [211], определив область локализации возможного кандидата с точностью 3.1. В данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [212]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие фотометрические [213—217] и спектроскопические [218] наблюдения подтвердили связь предложенного кандидата с СЯБ 191019А.

СЯБ 200115А —ГРБ зарегистрирован 8ш1й/БАТ [219] в жёстком рентгеновском диапазоне, и затем мы первыми нашли оптическое послесвечение [220] в уточнённой области локализации с погрешностью 1.1 [221]. Учитывается как обнаружение сети. Переменность подтверждена тем, что в более поздних и более глубоких наблюдениях источник не зарегистрирован [222].

СЯБ 200228Б —ГРБ зарегистрирован Регш1/СБМ [223] и 8ш1й/ХКГ [224], и затем мы первыми нашли оптическое послесвечение [225] в уточнённой области локализации с погрешностью 3.5 [226]. Учитывается как обнаружение сети. В ходе дальнейших наблюдений отмечено затухание кандидата со временем [227].

СЯБ 200623А —ГРБ зарегистрирован Регш1/СБМ [228]. После этого запланированы наблюдения 8ш1й/ХКТ, которые обнаружили несколько кандидатов [229], наиболее интересными и вероятными из которых были кандидат 2 и кандидат 3. В наших наблюдениях был предложен кандидат (кандидат 2) в оптическое послесвечение [230], который, однако, не получил подтверждения в последующих данных и демонстрировал нетипичный для СЯБ цвет [231]. Сообществом также рассматривался кандидат 3, однако поздние наблюдения 8ш1й/ХКТ показали, что источник продолжал регистрироваться и не прояв-

лял признаков затухания [232], что не позволило подтвердить его связь с GRB 200623A. В связи с этим данное событие не учитывается как обнаружение сети.

GRB 210406A —ГРБ зарегистрирован обсерваторией INTEGRAL [233]. Нами выполнены наблюдения, в результате которых обнаружен переменный источник в области локализации INTEGRAL [234]. Более поздние наблюдения другой группы показали, что звёздная величина кандидата значимо не изменилась с нашей второй эпохи [235]. Это может указывать на быстрое затухание источника до уровня родительской галактики. Учитывается как обнаружение сети.

GRB 210704A —ГРБ зарегистрирован Fermi/GBM [236] в гамма-диапазоне, и затем мы первыми нашли оптическое послесвечение [237] в уточнённой области локализации с погрешностью 3.2 [238]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с GRB 210704A [239—244].

GRB 220306B —ГРБ зарегистрирован Swift/XRT [245] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы предложили кандидат в оптическое послесвечение [246] в уточнённой области локализации с погрешностью 3 [247]. Кандидат в оптическое послесвечение обнаружен автором диссертации. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с GRB 220306B [248; 249].

GRB 230414B —ГРБ зарегистрирован Swift/XRT [250] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы предложили кандидат в оптическое послесвечение [251] в уточнённой области локализации с погрешностью 1'.9 [252]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с GRB 230414B [253—265].

GRB 230506C —ГРБ зарегистрирован Swift/BAT [266] в жёстком рентгеновском диапазоне, и затем мы первыми нашли оптическое послесвечение [267]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с GRB 230506C [268—270].

GRB 230512A —ГРБ зарегистрирован Fermi/GBM [271] в гамма-диапазоне, после чего организованы наблюдения Swift/XRT [272], в результате которых предложено несколько областей локализации с погрешностью порядка нескольких угловых секунд каждая [273]. Мы провели наблюдения и в одной из областей обнаружили переменный источник, отсутствующий в каталогах [274]. Кандидат в оптическое послесвечение обнаружен автором диссертации. Од-

нако последующие наблюдения не подтвердили переменность: более глубокие данные, полученные в сопоставимую эпоху, не выявили источник [275], что делает интерпретацию в пользу послесвечения маловероятной. В связи с этим данное событие не учитывается как обнаружение сети.

ОЯБ 231017А — ГРБ зарегистрирован 8ш1й/БАТ-СиАШ [276], впоследствии наблюдался Вэд^й/ХИТ [277], определив область локализации возможного кандидата с точностью 8.4. В данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [278]. В данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [278]. Кандидат в оптическое послесвечение обнаружен автором диссертации. Подтвердить переменность не удалось, поскольку источник был слабым, а последующие наблюдения не позволили получить более глубокие данные или выявить источник повторно. Таким образом, объект остаётся кандидатом как в послесвечение, так и в родительскую галактику.

ОЯБ 240204А —ГРБ зарегистрирован Регш1/СБМ [279] и 8ш1й/ХКГ [280], предоставляя область локализации с точностью 4.0. В ней мы первыми нашли оптическое послесвечение [281]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с СЯБ 240204А [282—286].

СЯБ 240805Б —ГРБ зарегистрирован Вэд^й/ХИТ [287] в мягком рентгеновском диапазоне, и затем мы предложили кандидат в оптическое послесвечение [288] в уточнённой области локализации с погрешностью 3.1 [289]. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили связь кандидата с ОЯБ 240805Б [290; 291].

СЯБ 240905Е —ГРБ зарегистрирован 8ш1й/БАТ [292], впоследствии наблюдался 8ш1й/ХКТ [293], определив область локализации возможного кандидата с точностью 4.1. Вблизи данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [294]. Вблизи данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [294]. Кандидат в оптическое послесвечение обнаружен автором диссертации. Однако в ходе длительного мониторинга объект не продемонстрировал статистически значимой переменности, поэтому принадлежность кандидата к СЯБ 240905Е остаётся неопределённой [295].

1.7 Обсуждение результатов главы

Наблюдение послесвечений космических гамма-всплесков остаётся актуальной задачей современной астрофизики высоких энергий. Такие наблюдения позволяют исследовать ранние стадии эволюции гамма-всплеска, что важно для понимания работы центральной «машины». Численное моделирование послесвечений, в свою очередь, способствует оценке параметров джета, его ориентации относительно наблюдателя, структуры, а также свойств окружающей среды. Подобные выводы невозможны без наблюдений в различных энергетических диапазонах и на разных временных масштабах. В работе особое внимание уделяется детальному анализу полученных данных и их интерпретации в контексте существующих теоретических моделей. Поздние наблюдения послесвечений позволяют сформировать целостное представление о динамике потока излучения от источника, что даёт возможность описать как временную, так и частотную эволюцию гамма-всплеска.

В рамках данной работы наблюдения стадии послесвечения имеют ключевое значение, поскольку при построении кривой блеска сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском, необходимо корректно учесть вклад послесвечения в каждый момент времени и на каждой доступной частоте в суммарный поток излучения от источника. Это подчёркивает необходимость квазинепрерывных наблюдений данной стадии кривой блеска для обнаружения и последующего описания сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском.

В частности, выполнены наблюдения и анализ послесвечений гамма-всплесков GRB 181201A и GRB 201015A с использованием различных инструментов сети IKI GRB-FuN для обеспечения длительных сопроводительных наблюдений данных источников в нескольких фильтрах. Это позволило оценить вклад послесвечений в общую кривую блеска гамма-всплесков, а также провести численное моделирование послесвечения GRB 201015A с целью определения физических параметров джета и окружающей среды. Полученные результаты анализа послесвечений используются для дальнейшего анализа сверхновых, ассоциированных с этими гамма-всплесками.

Кроме того, приводится статистика послесвечений, открытых автором диссертации совместно с коллегами, в результате наблюдений на телескопах сети IKI GRB-FuN. С запуском космической обсерватории Swift наблюдения стали

более интенсивными, и определение оптических компонент гамма-всплесков стало более частым явлением. В 2024 году запущены два космических аппарата, ЕР и 8УОМ, которые, как ожидается, будут регистрировать гамма-всплески с точностью, достаточной для проведения наблюдений на наземных телескопах.

Также обсуждаются селективные эффекты, связанные с влиянием послесвечения на обнаружение сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Яркое послесвечение может затмевать сверхновую, из-за чего она может быть либо пропущена, либо её кривая блеска окажется недостаточно информативной для получения статистически значимых выводов. Как возможное решение по минимизации вклада данного селективного эффекта могут быть проведены прецизионные наблюдения, направленные на обнаружение даже самых малых признаков положительного отклонения потока от степенного падения послесвечения. Это позволит обнаруживать сверхновую на ранней стадии её роста и, как следствие, организовывать квазинепрерывную и, по возможности, многоцветную наблюдательную кампанию, что обеспечит более точное построение её кривой блеска и оценку физических параметров.

10"4 10"3 10"2 10"1 10° 101 Time since trigger (days)

Рисунок 1.6 — Многоцветная кривая блеска GRB 201015A. Все оптические данные представлены в Таблице 8. Радионаблюдения на частоте 36,8 ГГц приведены в Таблице 7, в то время как данные на частотах 1,5 ГГц и 6 ГГц взяты из [189] и [190] соответственно. Синяя пунктирная линия обозначает

аппроксимацию данных Swift/XRT. Чёрная штрихпунктирная линия показывает совместную аппроксимацию неоднородности на этапах раннего послесвечения, позднего послесвечения, сверхновой и родительской галактики Данные не скорректированы на поглощение в Млечном Пути. Вертикальная

штрихпунктирная линия указывает эпоху, когда проведены спектроскопические наблюдения. Наклон оптического послесвечения кажется отличным от наклона рентгеновской кривой блеска, так как оптическая кривая блеска аппроксимировалась составной функцией с вкладами как в раннюю, так и в позднюю неоднородности.

Рисунок 1.7 — Многоволновые кривые блеска послесвечения СЯБ 201015Л

(см. Раздел 1.4.2). Для каждой полосы показаны кривые блеска, предсказанные стандартной моделью: полосы г, Я и д (красный, жёлтый и

зелёный цвета, соответственно), 36,8 ГГц (коричневый), 6 ГГц (чёрный), 1,5 ГГц (серый), рентгеновский диапазон (синий цвет). Вертикальные линии отмечают эпохи построения распределений спектральной плотности излучения, показанных на Рисунке 1.8.

Рисунок 1.8 — Распределение спектральной плотности излучения гамма-всплеска СЯБ 201015А в эпохи 0,04 и 1.8 дня после обнаружения. Результаты моделирования показаны линиями (см. Раздел 1.4.2).

Глава 2. Родительские галактики гамма-всплесков

В данной главе основное внимание уделено оптическим наблюдениям родительских галактик гамма-всплесков, которые имеют важное значение для анализа связанных с ними сверхновых. На примере конкретных событий СЯБ 181201А и СЯБ 201015А рассматривается, как данные о родительских галактиках способствуют точному выделению и анализу кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

2.1 Наблюдения

Одним из основных результатов работы орбитальной обсерватории БерроБАХ стало обнаружение протяжённого источника на месте затухшего послесвечения СЯБ 970228 [296]. Данный источник был предложен как родительская галактика этого гамма-всплеска, так как вероятность случайного пространственного совпадения крайне мала [24]. Поздние наблюдения показали, что, в отличие от послесвечения гамма-всплеска, данный источник не менял свою светимость со временем, что послужило подтверждением связи СЯБ 970228 с галактикой, отличной от Млечного пути [26].

На сегодняшний день точное количество известных родительских галактик гамма-всплесков не приведено в едином каталоге. В работе [297] исследуется выборка 69 родительских галактик коротких гамма-всплесков, в то время как в работе [298] исследуется 119 родительских галактик длинных гамма-всплесков. Однако в эти исследования вошли лишь те родительские галактики, для которых доступен достаточный наблюдательный материал, обеспечивающий надёжное моделирование (прежде всего многополосная фотометрия и/или спектры). По этой причине выборки остаются неполными: объекты с ограниченными данными не включены. Ориентировочные оценки приведены в базе проекта ОНоз18, где перечислены 245 родительских галактик гамма-всплесков 1.

Свойства выборок родительских галактик варьируются в зависимости от рассматриваемого типа гамма-всплесков. Выборка родительских галактик длинных всплесков (коллапсаров) представлена в подавляющем большинстве молодыми маломассивными компактными галактиками с низкой яркостью и интенсивным темпом звездообразования; в тех случаях, когда можно проследить положение всплеска в галактике, оно совпадает с областями звездообразования [299; 300] . В большинстве случаев металличность таких галактик значительно ниже солнечной [301], что, вероятно, является ключевым условием для образования гамма-всплесков в целом. Родительские галактики коротких гамма-всплесков включают галактики как ранних, так и поздних типов, при этом среднее расстояние от всплеска до центра галактики больше, чем для длинных всплесков, в пять раз, что хорошо согласуется с распределением систем нейтронных звёзд в галактиках [302]. Несмотря на большое разнообразие типов родительских галактик коротких гамма-всплесков, все они имеют низкий темп звездообразования. Однако число коротких гамма-всплесков невелико (~ 25% от общего числа), а число их родительских галактик ещё меньше, так что увеличение их статистики является важной задачей современной науки о гамма-всплесках.

Существуют две основные тактики изучения обнаруженных родительских галактик на основании яркости галактик и доступных инструментов.

Спектроскопия является наиболее эффективным и информативным инструментом исследования родительских галактик гамма-всплесков. Однако на неё накладываются вполне ощутимые ограничения, связанные с тем, что родительские галактики гамма-всплесков относительно тусклые. Поток от источника должен иметь достаточное отношение сигнал-к-шуму для отождествления спектральных линий. Спектроскопия позволяет довольно точно определить расстояние до галактики, измеряя красное смещение её линий; физические свойства галактики можно оценить, сравнив её спектр со спектрами близких, хорошо изученных галактик, в то время как соотношение потоков в линиях тяжёлых элементов к линиям водорода позволяет оценить металличность галактики, которая является ключевым параметром в моделях формирования гамма-всплесков (см., например, [303]). Если галактика достаточно близка и разрешена на отдельные части, то спектроскопия позволяет исследовать её структуру и оценить распределение металличности, затухания и скорости звездообразования в её различных частях [304]. Однако такие ситуа-

ции наблюдаются крайне редко из-за того, что гамма-всплески регистрируются преимущественно с больших расстояний, откуда родительские галактики визуально неотличимы от точечных источников на астрономических изображениях. Другое влияние большого расстояния на спектроскопию заключается в том, что большинство ярких спектральных особенностей начинают сдвигаться в инфракрасный диапазон, где наблюдения начинают накладывать свои ограничения. На данный момент существует лишь несколько спектроскопических исследований родительских галактик гамма-всплесков с большим красным смещением (см., например, [305; 306]).

В случае дальних гамма-всплесков используют моделирование спектральных энергетических распределений, полученных в результате фотометрических наблюдений родительской галактики. Данный подход является менее информативным, и наблюдения необходимо проводить на телескопах метрового класса, которые могут видеть объекты до ^25 звёздной величины. Полученные широкополосные спектры позволяют исследовать их особенности для определения фотометрического красного смещения родительских галактик и, следовательно, гамма-всплесков, если они не были оценены, а также их физических параметров. Ещё в 1962 году Баум использовал многоцветную фотометрию для оценки красных смещений эллиптических галактик в скоплениях на основе положения перегиба на 4000 A и перегибов Лаймана и Бальмера [307]. Современные реализации этого метода [308—310] заключаются в сравнении построенного широкополосного спектра с синтетическими спектрами моделей популяцион-ного синтеза (см., например, [311]). Данный метод не позволяет определить металличность; кроме того, оценки расстояний часто имеют большую ошибку. Однако фотометрия более доступна для малых инструментов и позволяет измерить поток от очень далёких галактик с высоким красным смещением, чьё оптическое излучение сильно сдвинуто в инфракрасный диапазон [312; 313]. Помимо физического подхода к описанию широкополосных спектров также используется и статистический. Такие подходы к моделированию используют методы цепей Монте-Карло или алгоритмы вложенных выборок. Например, код Prospector работает методом прямого моделирования наблюдаемого спектра и фотометрии сложных звёздных популяций, используя комбинацию параметров, описывающих эту популяцию, и инструментальных параметров. На основе модели шума и априорных распределений вычисляются функция правдоподобия

и апостериорная вероятность для модели, а затем осуществляется выборка из апостериорного распределения методом Монте-Карло [314].

Существует ряд систематических исследований родительских галактик гамма-всплесков, но их фокус и критерии формирования выборок различаются: одни работы преимущественно оценивают звёздные массы, скорости звездообразования, металличности и пылевую экстинкцию, другие — морфологию и оффсеты; при этом выборки могут включать только ЬСЯБ или БОКБ, ограничиваться по красному смещению, глубине фотометрии либо наличию спектров (см., например, [315—318]). Также проводится сравнение свойств галактик в зависимости от того, на каком красном смещении зарегистрирован источник. С наблюдательной точки зрения все работы объединяет одно: доступные выборки родительских галактик гамма-всплесков пока недостаточны для полноценного статистического анализа; поэтому дальнейшие наблюдения этих галактик остаются ключевыми как для изучения их собственных свойств, так и для исследований гамма-всплесков в целом. В контексте настоящей работы наблюдения родительских галактик используются для моделирования и вычитания их вклада в суммарный фотометрический сигнал, что обеспечивает корректное построение кривых блеска ассоциированных сверхновых и последующую оценку их параметров.

2.2 ОИБ 181201Л

Исследование послесвечения СЯБ 181201А проводилось до момента ухода источника после максимума в дневную часть суток. Наблюдения вновь стали возможны лишь спустя 8 месяцев. К этому времени сам источник (послесвечение и сверхновая) уже угас, но выполненные наблюдения позволили детально исследовать родительскую галактику всплеска и оценить её вклад в оптический поток, регистрировавшийся в то время, когда послесвечение ещё было ярким.

2.2.1 Оптические телескопы и анализ их данных

Наблюдения выполнены на 2,6-м телескопе ЗТШ (ZTSh в Таблице 9) в КрАО (п. Научный) и 8-м телескопе SALT в SAAO, ЮАР. Дневник наблюдений и их результаты представлены в Таблице 9. Дополнительные измерения звёздной величины родительской галактики GRB 181201A в фильтрах g', r' и z' удалось осуществить, используя данные наблюдений этой области камерой DECam (The Dark Energy Camera) в 2016-2017 гг. в рамках обзора Legacy Surveys (Data Release 8). Камера смонтирована на 4-м телескопе Blanco в Мексиканской обсерватории Серро-Тололо (CTIO). Для исходных данных этих наблюдений (см. www.legacyseurvey.org) проведена стандартная процедура суммирования индивидуальных экспозиций и фотометрии с использованием звёзд сравнения. Их результаты также представлены в Таблице 9.

Таблица 9 — Журнал и результаты оптических наблюдений родительской галактики GRB 181201A_

Дата Времяа Фильтр Зв. величина Поток Телескоп

гг-мм-дд чч:мм:сс маг мкЯн

2019-08-30 21:24:06 Iб 23,18±0,27 1,201 ZTSh

2020-07-18 22:23:09 V б 23,93±0,36 1,028 ZTSh

2020-08-18 21:56:21 B б 24,02±0,20 1,052 ZTSh

2020-09-22 19:30:52 R б 23,65±0,19 0,985 ZTSh

2019-10-30 19:10:45 g' 23,87±0,33 <0,924 SALT

2019-10-30 19:11:42 r' 23,8±0,4 0,923 SALT

2019-10-30 19:21:09 i' ^23,5 <1,150 SALT

2019-10-30 19:17:56 z' ^22,8 <2,704 SALT

2016-08-03 04:02:39 g 24,32±0,29 0,522 Blanco 4m

2017-07-19 04:14:36 r 23,82±0,43 0,900 Blanco 4m

2016-07-24 08:33:41 z 23,08±0,45 2,089 Blanco 4m

а — Время начала наблюдений (UT).

б — Значения приведены в фотометрической системе Vega.

Отметим, что вклад излучения родительской галактики в фильтре г' на ~21 день после регистрации всплеска, когда в кривых блеска на фоне степен-

ного спада впервые начал проявляться избыток излучения, не превышал 12% от общего потока от источника. Поэтому излучение галактики не могло быть причиной замедления спада кривой блеска, как предлагалось в [146]. На Рисунках 1.2 и 1.3 вклад родительской галактики в измеренный поток излучения в разных фильтрах показан горизонтальными штриховыми линиями.

2.2.2 Моделирование распределения спектральной плотности

энергии излучения

Приведённые в Таблице 9 результаты измерений звёздной величины родительской галактики GRB 181201A можно использовать для независимой оценки величины её красного смещения. Для этого рассмотрим зависимость блеска родительских галактик большой выборки гамма-всплесков от их красного смещения (см., например, [319]). Для уровня блеска родительской галактики GRB 181201A красное смещение z попадает в интервал от 0,3 до 1,1, что согласуется со значением z = 0,45, измеренным в ходе спектроскопических наблюдений всплеска [320]. Отметим, однако, что указанная в [319] зависимость может в значительной степени отражать селективные эффекты потокового отбора (Malmquist bias): с ростом z наблюдаемая звёздная величина родительских галактик становится больше (галактики кажутся тусклее), и при конечной предельной глубине наблюдений из выборки систематически «выпадают» тусклые родительские галактики. Поэтому оценка z по этой диаграмме носит ориентировочный характер и требует независимой проверки.

По результатам наблюдений родительской галактики GRB 181201A проведено моделирование её излучения с помощью программного кода Le Phare [309; 310], разработанного для аппроксимации распределения спектральной плотности энергии излучения галактик и получения их физических параметров. Результаты моделирования при фиксированном красном смещении z = 0,45 дают для разных типов галактик примерно одинаковые значения средней скорости звездообразования (SFR) и поглощения Е(В — V) ~ 0,2 в галактике (эффективный по светимости цветовой избыток звёздного континуума, применяемый в модели Le Phare в рамках выбранного закона затухания), а также сходные оценки их возраста и звёздной массы. Тем не менее, наилучшая модель

Таблица 10 — Свойства родительской галактики всплеска СЯБ 181201А.

Свойство Значение

Тип Irr

Покраснение Б(Б-У) 0,2

Поглощение Ау 0,6а

Поглощение 0,9а

Поглощение А^ 0,8а

Поглощение 0,6а

Поглощение 0,5а

Возраст - 1,7 х 108 лет

Масса - 1,2 х 108 М0

М б - 1,0 М0 год-1

Шд 23,6 ± 0,2

23,1 ± 0,3

24,0 ± 0,2

Шу 23,9 ± 0,4

-18,5 ± 0,2

м\ -19,0 ± 0,3

мь -18,2 ± 0,2

Щ -18,3 ± 0,4

а — Принят закон поглощения, характерный для галактик с активным звездообразованием [321].

б — Темп звездообразования.

в — Видимая звездная величина без учета поглощения в Галактике. г — Абсолютная звездная величина с учетом поглощения в Галактике.

предполагает, что родительская галактика GRB 181201A относится к неправильным (тип Irr). Модельный спектр излучения такой родительской галактики показан на Рисунке 2.1 в сравнении с результатами измерений.

щ 22

400 600 800 1000 1200

А, nm

Рисунок 2.1 — Сравнение наблюдаемого спектра родительской галактики GRB 181201A с наилучшим модельным спектром (тип галактики Irr, возраст 1,7 х 109 лет, светимость — 2,2 х 109 Lq, масса М =1,2 х 109 М0). Чёрные закрашенные маркеры — наблюдательные точки; полые кружки — значения модели в тех же эффективных длинах волн, что и наблюдения.

Основные свойства галактики, наилучшим образом согласующейся с наблюдениями, представлены в Таблице 10. Это молодая карликовая галактика; её возраст и масса примерно на порядок величины меньше возраста и массы галактики Большое Магелланово Облако (карликового спутника нашей Галактики). В таблице приведены значения абсолютной звёздной величины этой галактики в четырёх фильтрах, полученные на основе измерений видимой звёздной величины телескопом ЗТШ (Табл. 9). Значения звёздной величины скорректированы на поглощение в Млечном Пути. Численные значения коэффициентов поглощения в тех фильтрах, в которых построена многоцветная кривая блеска, представлены в Таблице 10.

2.3 GRB 201015A

Впервые родительская галактика GRB 201015A идентифицирована на нескольких эпохах суммированных изображений во время максимума сверхновой (см. Рис. 1.5). Эти наблюдения проводились с помощью 1,5-метрового телескопа АЗТ-22 Обсерватории Майданак 26 октября, 4 и 6 ноября. Общая экспозиция составила 61 х 180 с. Размер пиксела 0,268'' на пиксель и FWHM ~ 0.8'' позволили обнаружить источник в координатах, согласующихся с предложенными другими исследовательскими группами, и идентифицировать объект, который является кандидатом на роль родительской галактики. В каталогах, таких как Sloan Digital Sky Survey, PanSTARRS и Legacy Survey, не найдено источников в координатах предполагаемой родительской галактики (Табл. 11). Наиболее вероятное объяснение состоит в том, что звёздная величина источника слабее предельной глубины изображений, использованных для составления каталогов.

Таблица 11 — Информация о родительской галактике GRB 201015A.

RA(J2000) DEC(J2000) m^ (маг) Му (маг)

23:37:16.3110 +53:24:55.340 24,5 -17,40

а — Поглощение в родительской галактике и Млечном Пути не учтено. См.

погрешность в таблице 8.

Высокое качество суммированного изображения позволило определить смещение источника относительно родительской галактики, которое составляет ~ 1.5''. При использовании стандартной космологии масштаб составляет 5,635 кпк/'', что эквивалентно проекционному расстоянию 8,453 кпк. Данный результат вместе с другими общими сведениями о GRB 201015А представлены в Таблице 12.

Кроме того, поздние наблюдения с помощью 1,5-метрового телескопа АЗТ-20 обсерватории Ассы-Турген проведены 9 января 2021 года. Общая экспозиция составила 160 х 60 с. В результате фотометрии и математического вычитания потока соседних объектов (см. Раздел 1.4.2) уровень потока родительской галактики определён равным 24,5 маг в фильтре г'.

Таблица 12 — Общие сведения о GRB 201015A.

Параметр Значение Источник

RA (J2000) Dec (J2000) z T90,i (Fermi-GBM) ^iso £p,i Смещение 23ь 37т 16.418 +53° 24' 56.5'' 0.426 2363,6 Мпк 0,375 11,5 ± 2,5 с (1,1 ± 0,2) х 1050 эрг 20,0 ± 8,5 кэВ 1,5'' (8,453 кпк) [174] [174] [184] [322] Эта работа Онлайн каталог Ферми Онлайн каталог Ферми; [87] Онлайн каталог Ферми; [87] [87]

а Рассчитано с использованием Яо = 69,6 км с- -1 Мпк-1, = 0,286, = 0,714 [ ].

Предполагая, что поверхностное распределение галактик соответствует распределению Пуассона, мы можем рассчитать вероятность того, что данная галактика не ассоциирована с СИВ 201015А (см., например, [299]). Учитывая рассчитанное смещение и звёздную величину родительской галактики в фильтре Я после учёта поглощения в Галактике, эта вероятность равна 0,018. Следовательно, можно сделать вывод, что с вероятностью 98,2% эта галактика является родительской галактикой всплеска СЯБ 201015А.

2.4 Селективные эффекты

По аналогии с тем, что обсуждалось в Разделе 1.5 в рамках рассмотрения послесвечения, яркость родительской галактики также может существенно влиять на обнаружение сверхновой. Это может быть обусловлено особенностями морфологии галактики или её ориентацией относительно наблюдателя. В результате яркая родительская галактика может уменьшать вероятность не только обнаружения, но и последующих наблюдений сверхновой. Это приводит к ситуации, когда после вычитания вклада потока галактики остающаяся кривая блеска сверхновой может оказаться слишком слабой или даже неразличимой для дальнейшего анализа и определения её параметров.

Рисунок 2.2 — Кривые блеска GRB 111228А (левая панель) и сверхновой, связанной с GRB 111228А (правая панель). Плотность потока отображена по вертикальной оси, а время с момента регистрации гамма-всплеска до середины экспозиции его наблюдения — по горизонтальной оси. Некоторые фильтры смещены вдоль вертикальной оси для наглядности кривой блеска.

Примером такого селективного эффекта из-за яркой родительской галактики является сверхновая, ассоциированная с GRB 111228А [324].

На общей кривой блеска GRB 111228А (см. Рис. 2.2) наблюдается значительное увеличение потока, которое происходит на фоне степенного уменьшения интенсивности послесвечения и стабильного вклада от родительской галактики. Поскольку на данном этапе кривой блеска нет других потенциальных источников энергии, это увеличение интерпретировано как вклад сверхновой. Однако после вычитания вкладов от послесвечения и родительской галактики оставшаяся кривая блеска сверхновой оказывается недостаточно выраженной для дальнейшего значимого анализа.

Ещё одним фактором, затрудняющим обнаружение сверхновой на кривой блеска гамма-всплеска, связанным с родительской галактикой, является сильное поглощение света в родительской галактике гамма-всплеска. Разные фотометрические фильтры подвержены поглощению в различной степени, и в некоторых случаях поглощение в фильтре, используемом для наблюдений, может быть настолько значительным, что фактически блокирует обнаружение сверхновой, ассоциированной с данным всплеском.

Сложность анализа кривой блеска гамма-всплеска часто усугубляется тем, что в момент наблюдений параметры родительской галактики обычно остаются неизвестными. Это делает предварительное предсказание степени поглощения света затруднительным, что приводит к дополнительным трудностям при анализе. Для минимизации влияния значительного поглощения света рекомендуется проводить наблюдения одновременно в нескольких фотометрических фильтрах. Это позволяет сравнить данные и выбрать наиболее подходящие для анализа, учитывая различную чувствительность каждого фильтра. Зачастую используют фильтры системы Джонсона—Кузинса Я и БОББ г.

2.5 Открытые родительские галактики телескопами сети

1К1 СИВ-Е^

СЯБ 191019А —ГРБ зарегистрирован БшН^/БАТ [210] и впоследствии наблюдался Вэд^й/ХИТ [211], определив область локализации возможного кандидата с точностью 3.1. В данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [212] и предложили кандидата в родительскую галактику. Учитывается как обнаружение сети. Дальнейшие наблюдения подтвердили данную кандидатуру в родительскую галактику СЯБ 191019А [214; 216—218].

СЯБ 200613А —ГРБ зарегистрирован Регш1/СБМ [325], после чего организованы наблюдения 8ш1й/ХКТ, в результате которых обнаружен рентгеновский источник, отсутствующий в каталоге [326]. Оптическое послесвечение впервые обнаружено другой группой [326], однако нами предложен кандидат в родительскую галактику [327]. Дальнейшие наблюдения родительской галактики позволили определить красное смещение СЯБ 200613А, которое оценивается равным ^ ~ 1,23 [328].

СЯБ 231017А —ГРБ зарегистрирован БшНуБАТ—СиАШ [276] и впоследствии наблюдался Вэд^й/ХИТ [277], определив область локализации возможного кандидата с точностью 8.4. В данной области локализации мы обнаружили один некаталогизированный источник [278]. Кандидат обнаружен автором диссертации. Однако подтвердить его переменность не удалось из-за низкой яркости источника, и дальнейшие наблюдения не позволили обнаружить его или

получить более глубокие изображения. Поэтому данный объект может быть кандидатом как в послесвечение, так и в родительскую галактику.

2.6 Обсуждение результатов главы

Наблюдение родительских галактик космических гамма-всплесков остаётся одной из актуальных задач современной астрофизики высоких энергий. Детальное изучение этих галактик позволяет не только проводить статистический анализ популяций объектов, ассоциированных как с «короткими», так и с «длинными» ГРБ, но и корректно оценивать вклад родительской галактики в общую кривую блеска гамма-всплеска. Это особенно важно при выделении сверхновой, связанной с ГРБ, поскольку свет от галактики может существенно исказить наблюдаемую кривую блеска. За исключением редких случаев, когда родительская галактика оказывается особенно тусклой или сверхновая существенно доминирует над её излучением, проведение поздних наблюдений становится обязательным для получения достоверных данных и корректного анализа сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском.

В данной работе приводится описание частных случаев наблюдений родительских галактик гамма-всплесков GRB 181201A и GRB 201015A. Наблюдения проводились на инструментах, входящих в сеть телескопов IKI GRB-FuN.

Для GRB 181201A поздние наблюдения, проведённые с использованием 2,6-метрового телескопа ЗТШ, 8-метрового SALT и данных DECam из Legacy Surveys, позволили получить детальное представление о родительской галактике. Так как послесвечение и сопровождающая сверхновая к моменту этих наблюдений (через 8 месяцев после всплеска) уже погасли, проведённая фотометрия в различных фильтрах дала возможность оценить вклад галактики в общий поток, регистрируемый от источника. Например, в фильтре r' вклад родительской галактики составляет около 12% от наблюдаемого потока на ~21 день после всплеска, что является важной информацией для корректной интерпретации кривой блеска ГРБ. Для определения физических характеристик родительской галактики использовался программный код Le Phare для моделирования распределения спектральной плотности энергии излучения. Фотометрические данные, интерпретированные при фиксированном красном

смещении z = 0,45, наилучшим образом описываются моделью неправильной (Irr) галактики. Полученная модель характеризует объект как молодую карликовую галактику с умеренным поглощением (Е(В — V) — 0,2; Ау — 0,6), относительно низкой массой и небольшим возрастом, что отличает её от более массивных систем, подобных Большому Магеллановому Облаку.

Родительская галактика GRB 201015A впервые выявлена на суммарном изображении, полученном в период максимальной светимости ассоциированной с ним сверхновой. Эти наблюдения позволили точно установить координаты кандидата в родительскую галактику. Отсутствие данного объекта в крупных астрономических каталогах (SDSS, PanSTARRS, Legacy Surveys) указывает на его чрезвычайно низкую яркость, что подтверждается измеренной величиной ^24,5 маг в фильтре r'. Вследствие этого не представлялось возможным проведение какого-либо моделирования распределения спектральной плотности энергии излучения ввиду отсутствия многоцветных данных. Благодаря точному позиционированию удалось измерить смещение между GRB 201015A и центром родительской галактики, равное примерно 1,5'', что соответствует 8,45 кпк в проекции при принятой космологии. Расчёт вероятности случайного совпадения, равный 0,018, свидетельствует о том, что с вероятностью 98,2% обнаруженный объект действительно является родительской галактикой для GRB 201015A.

Свойства родительской галактики, такие как яркость, морфология и ориентация, играют ключевую роль в определении условий обнаружения сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском. При существенном вкладе галактики в общий оптический поток корректное вычитание её излучения становится критически важным. Если вклад родительской галактики слишком велик, процедура вычитания может привести к тому, что кривая блеска сверхновой окажется недостаточно выраженной или даже неразличимой, как это демонстрирует пример GRB 111228A. Это, в свою очередь, приводит к статистической неустойчивости описания кривой блеска СН-ГРБ и к неточному определению её параметров. Дополнительной сложностью является неоднородное поглощение света внутри родительской галактики, которое по-разному сказывается на различных фотометрических фильтрах. В случаях, когда поглощение в выбранном фильтре особенно высоко, регистрация сверхновой может быть затруднена или вовсе невозможна. Для преодоления этой проблемы рекомендуется проводить наблюдения сразу в нескольких фотометрических

фильтрах, что позволяет обнаружить СН-ГРБ в том фильтре, где поглощение не так велико. Таким образом, тщательный анализ свойств родительской галактики и учёт селективных эффектов, связанных с её яркостью и поглощением, являются необходимыми условиями для надёжной регистрации и дальнейшего изучения сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

Несколько примеров, таких как СЯБ 191019А, СЯБ 200613А, СЯБ 231017А, демонстрируют, как совместные усилия различных обсерваторий и использование современных методов локализации способствуют обнаружению и подтверждению родительских галактик даже для тусклых источников. В ряде случаев первоначально найденные кандидаты требуют дополнительных наблюдений для подтверждения переменности и уточнения параметров, что подчёркивает важность координации и многоканальных наблюдений.

Глава 3. Сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками

В данной главе основное внимание уделено оптическим наблюдениям сверхновых, ассоциированным с гамма-всплесками. Приводятся конкретные случаи наблюдения и обнаружения сверхновых в кривых блеска гамма-всплесков СЯБ 181201А и СЯБ 201015А. Также приводятся результаты сбора данных по подтверждённым сверхновым, ассоциированным с гамма-всплесками, и их статистического анализа вместе с описанием того, как это может быть использовано для организации будущих наблюдений с целью обнаружения сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

3.1 Наблюдения

Продолжительные наблюдения в течение последних 26 лет подтвердили происхождение длинных гамма-всплесков (LGRBs) в результате коллапса ядер массивных звёзд. Гипотеза о «сверхновоподобных» энергиях порядка 105 1 эрг в поддержку идеи о космологическом происхождении гамма-всплесков была выдвинута ещё в 1986 году [109]. Однако впервые данная гипотеза была подтверждена в 1998 году, когда зафиксировано временное и пространственное совпадение между гамма-всплеском GRB 980425 и сверхновой типа Ic с широкими линиями (Ic-BL) SN 1998bw [73; 329]. Данное событие является не только самым близким из известных гамма-всплесков (z = 0,0085; примерно 37 Мпк), но также и одним из наиболее, если не самым, изученных случаев SN-GRB за всю историю их наблюдений [73—75]. Кинетическая энергия SN 1998bw оценивается как 2-5 х 1052 эрг, в связи с чем данное событие начали называть «гиперновой». Термин впервые введён в 1998 году после регистрации GRB 970508, светимость которого была выше, чем у любой сверхновой [79]. Однако, учитывая несколько особенностей его гамма-излучения, включая недостаточную гамма-светимость (Liso ~ 5 х 1046 эрг/c), возникли сомнения, действительно ли это событие является представительным для общей популяции длинных гамма-всплесков. Эти сомнения были развеяны спустя почти пять лет, когда установлена не только фотометрическая, но и спектроско-

пическая связь между GRB 030329 (Lis() « 8 х 1050 эрг/c) и SN 2003dh [76—78]. Как и в случае с SN 1998bw, SN 2003dh была сверхновой типа Ic-BL, и её кинетическая энергия превышала 1052 эрг, показывая, что она также являлась «гиперновой».

Как показано в Разделе 1.1, оптическое послесвечение гамма-всплеска может варьироваться в диапазоне 13 звёздных величин (рис. 1.1). Аналогично, если рассмотреть кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, в фильтре R, то они охватывают схожий диапазон звёздных величин в системе отсчёта наблюдателя. В результате применяемая методика определяется яркостью источника: для наиболее ярких SN-GRB возможен спектроскопический анализ, тогда как для более слабых — преимущественно фотометрические методы.

С точки зрения спектроскопических наблюдений сверхновая проявляет себя изменениями в спектре послесвечения всплеска. Для более чем десятка SN-GRB получены оптические и инфракрасные спектры разного качества. Спектры наилучшего качества демонстрируют широкие линии OI, Ca II, Si II и FeII вблизи максимума (купола) сверхновой (см., например, [83]). Скорости линий двух переходов (Si II Л6355 А и Fe II Л5169 А) показывают, что около максимума сверхновой выбросы, содержащие эти элементы, движутся со скоростями порядка 20,000-40,000 км с-1 (Fe II Л5169 A) и около 15,000-25,000 км с-1 (Si II Л6355 А).

Средневзвешенная скорость по минимуму линии Fe II Л5169 в эпоху максимума блеска в полосе V для выборки сверхновых типа I-BL (включая SN-GRB) составляет (2,38±0.95) х 104kms-1 [91]. По сравнению с обычными SN Ic сверхновые типа Ic-BL демонстрируют более высокие скорости: разница составляет ~ 9,000kms-1 вблизи максимума сверхновой; при этом SN-GRB в среднем ещё на ~ 6,000kms-1 быстрее, чем Ic-BL в ту же эпоху [91].

Si II Л6355 А демонстрирует более узкое распределение скоростей, чем Fe II Л5169 A, хотя SN 2010bh является заметным исключением, будучи примерно на 15,000-20,000 км с-1 быстрее других SN-GRB. SN 2013ez также выделяется из-за своей низкой скорости линий — порядка 4,000-6,000 км с-1; анализ его спектра показывает меньшее количество широких особенностей по сравнению с другими SN-GRB, и в спектральном плане он ближе к типу SN Ic, нежели к типу Ic-BL [103].

Тем не менее, факт сгруппированного распределения скоростей по спектральным линиям (вблизи максимума сверхновой) предполагает сходный профиль плотности р(-и) в гомологически расширяющемся выбросе и, как следствие, близкие динамические параметры (например, отношение кинетической энергии к массе выброшенного вещества). Это косвенно указывает на общие характеристики предвзрывных конфигураций звёзд-предшественников.

Для сравнения в работе [91] показано, что дисперсия пиковых скоростей линий Бе II Л5169 А у БК 1с значительно ниже, чем у БК-СКБ и БК 1с-БЬ, не связанных с СЯБ. Это предполагает, что БК-СКБ и БК 1с-БЬ обладают большей изменчивостью спектральных скоростей, а следовательно, и большей неоднородностью структуры плотности по сравнению с обычными БК 1с.

Зачастую, однако, получается так, что сверхновая выглядит достаточно тусклой. На то может быть несколько причин (см. Разделы 1.5, 2.4). В результате спектроскопия либо невозможна, либо требует наблюдений на 8-10-метровых телескопах, время на которых ограниченно. В таком случае единственным источником информации о сверхновой являются фотометрические наблюдения.

От наблюдаемого потока типичной сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском, вносят вклад три компоненты: (1) послесвечение гамма-всплеска, (2) сверхновая, и (3) постоянный поток от родительской галактики (см. Раздел 3.1). Хотя анализ каждой из них по отдельности позволяет получать важную информацию о событии, для анализа сверхновой необходимо провести декомпозицию общей кривой блеска, чтобы выделить только кривую блеска сверхновой, ассоциированной с гамма-всплеском. Данная процедура показана на Рисунке 3.2. Вопросы связи сверхновых с гамма-всплесками и выделения кривой блеска БК из кривой блеска СЯБ также обсуждаются, в частности, в работах [330—332]. Качество выделения сверхновой зависит от множества факторов (см. Разделы 1.5, 2.4), и на кривой блеска она может проявляться либо как выраженный максимум, либо как плато на поздних стадиях. Однако в самом общем случае на фоне степенного спада светимости послесвечения сверхновая выглядит как протяжённое превышение потока определённого профиля. Данный рост наблюдается примерно на 7-30 дни после регистрации гамма-всплеска и не может быть связан с работой центральной «машины», действие которой уже давно закончилось. Помимо интенсивных наблюдений стадий послесвечения вместе с родительской галактикой для их корректного моделирования и учёта их вклада в общую кривую блеска так-

же необходимо учитывать поглощение как в Млечном Пути, которое зависит от направления наблюдения гамма-всплеска, так и в родительской галактике [80; 92]. Вклад родительской галактики может быть учтён либо вычитанием шаблонных изображений [333—335], где транзиент отсутствует, либо путём математического вычитания потока из потока, рассчитанного для системы «транзиент+родительская галактика» [80; 82; 87; 103], либо же включением родительской галактики в общую аналитическую функцию для описания всех компонент кривой блеска гамма-всплеска одновременно [87; 93—95; 99]. Послесвечение моделируется с использованием степенной функции либо степенной функции с необходимым количеством изломов [126]. Этот феноменологический подход опирается на стандартную теорию гамма-всплесков, согласно которой послесвечение обусловлено синхротронным излучением; соответственно, его спектральный поток подчиняется степенному закону по времени и частоте: /у к ^ — ¿о)-а^-в, где а и в — индексы затухания и энергетического спектра соответственно.

После вычитания послесвечения и родительской галактики, а также учёта поглощения в Млечном Пути и в родительской галактике, полученную кривую блеска сверхновой можно исследовать несколькими путями в зависимости от её качества. Традиционным методом является сравнение её с кривой блеска 1998Ьш, которая выступает в качестве шаблона. Делается это из-за того, что сверхновая БК 1998Ьш детально изучена и поэтому хорошо описана. Такой подход активно использовался на протяжении многих лет [81; 82; 84; 93; 97—104]. В данном методе наблюдаемая болометрическая кривая блеска сверхновой БК 1998Ьш используется в качестве шаблона, после чего она аппроксимируется аналитической моделью, построенной на основе простых предположений: (1) сферически симметричный взрыв, (2) равномерное расширение выбросов, (3) весь образующийся никель концентрируется в центре и не смешивается с оставшейся оболочкой, (4) в фотосферной фазе оптически толстый выброс с фотосферой теряет внутреннюю (тепловую) энергию главным образом через радиационную диффузию, питаемую распадом 56№/56Со, и (5) начальный радиус предшественника сверхновой стремится к нулю [336]. Параметры взрыва определяются из наилучшей модели. Предполагается, что болометрические кривые блеска других сверхновых 1с, ассоциированных с гамма-всплесками, имеют ту же форму, изменяясь только по двум параметрам: коэффициенту растяжения и коэффициенту яркости. Масштабные коэффициенты и, соответствующие

11111—I—I—1111 MI—I—I—1111111—I—I—1111111—I—I—1111111—I—I—1111111—I—I—1111111—I—I—1111111

Time from burst onset (day)

Рисунок 3.1 — Схематическая кривая блеска длинного гамма-всплеска в оптическом диапазоне. Энергетический поток по вертикальной оси указан в условных единицах. Время появления сверхновой (или килоновой) может отличаться на порядок в зависимости от типа компоненты (сверхновая или килоновая) и красного смещения источника. См. [53] для деталей.

им энергия взрыва, масса выбросов и отдельно синтезированный никель, а также энергетика взрыва могут быть определены путём аппроксимации аналитической болометрической модели БК 1998Ьш к другим наблюдаемым кривым блеска сверхновых 1с [103]. Однако этот метод неотъемлемо связан с тем, что кривые блеска всех сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, подгоняются под единый шаблон. Показано, что, в отличие от сверхновых типа 1а, сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками, демонстрируют значительное разнообразие как по наблюдаемой светимости, так и по форме «купола» (максимума) кривой блеска [105]. Другой метод определения параметров сверхновой заключается в применении феноменологической модели к полученной кривой блеска сверхновой [81; 87; 102; 106] для того, чтобы определить ве-

„ м-1

ю-2

10"1 10° 101 10' t-T„ (ДНИ)

10° 10"1 10"z 10-3 10"* Ю-®

10"3

i ю-

10"s

101 10' t-T0 (дни)

t-T0 (дни)

а) б) в)

Рисунок 3.2 — Пример выделения кривой блеска сверхновой, ассоциированной

с гамма-всплеском GRB 090618, в R фильтре оптического диапазона [103]. а)

Общий поток, регистрируемый от источника SN-GRB, является суперпозицией

вкладов послесвечения (AG), сверхновой (SN) и родительской галактики

(Host) после учёта поглощения в родительской галактике и Млечном Пути; б)

кривая блеска после вычитания вклада родительской галактики (например, с

использованием изображений без транзиента или путём математического

вычитания). На этом этапе стадия послесвечения аппроксимируется степенной

функцией (с изломом или без) для определения эволюции потока

послесвечения во времени; в) после определения модели послесвечения она

вычитается из наблюдений, оставляя только вклад сверхновой.

личину/поток света в пике сверхновой, время нарастания и угасания после максимума, и ширину кривой блеска, например, параметр Amis (в данном фильтре количество угасания сверхновой в звёздных величинах от пикового света до 15 дней спустя). Функция Базина [337] описывает экспоненциальные рост и спад сверхновой и зачастую её применение оказывается затруднительным, из-за ограниченного числа точек во время проявления сверхновой. Анализ использования различных аналитических функций для описания кривых блеска СН-ГРБ показал, что если целью является описание купола для дальнейшего определения параметров его максимума, то могут быть использованы более простые аналитические функции, такие как профиль Гаусса, полином четвёртой степени или парабола [85]. Данный подход предложен для максимального использования имеющихся данных с последующим увеличением статистической выборки сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками.

В случае же исключительных многоцветных кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, может быть проведено их физическое моделирование гидродинамическим кодом для определения таких параметров сверхновой, как масса её прародителя, масса выбросов и остатка, энергия

взрыва и масса образовавшегося 56Ni. Однако на сегодняшний день лишь немногие сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками, были промоделированы таким образом, так как данный подход является более трудоёмким и требовательным к наблюдательным данным. Например, многогрупповой код радиационной гидродинамики STELLA [338; 339] успешно используется для изучения физики всех типов сверхновых без каких-либо проявлений в гамма-лучах. В работе [340] код STELLA успешно применён для моделирования сверхновой типа Ic SN 2013dx, ассоциированной с GRB 130702A, и результаты моделирования совпали, в пределах ошибок, с результатами других работ, которые использовали полуэмпирические и шаблонные методы [341].

3.2 GRB 181201A

Выше отмечалось, что начиная с 21-го дня после регистрации GRB 181201A кривая блеска его послесвечения, до этого спадавшая по степенному закону с показателем степени а ~ -1,2, начала отклоняться сразу в нескольких фильтрах, демонстрируя избыток излучения. В работах [342; 343] высказано предположение о том, что наблюдаемый избыток связан с началом проявления сверхновой, вспышка которой привела к гамма-всплеску.

3.2.1 Кривая блеска

Для выделения кривой блеска избытка излучения необходимо из полного потока, регистрируемого от источника всплеска, вычесть поток послесвечения всплеска и поток излучения родительской галактики.

Поток послесвечения GRB 181201A характеризовался степенным законом падения с показателем степени а ~ -1,2, как хорошо видно на Рисунке 1.3. Нормировка закона и точное значение степени, необходимые для аккуратного вычитания этой компоненты, были определены по участку кривой блеска в интервале между 1 и 4 сутками после регистрации всплеска. Затем этот за-

кон экстраполировали на временной промежуток предполагаемого проявления сверхновой.

Вклад родительской галактики во время наших наблюдений GRB 181201A, очевидно, оставался постоянным; соответствующие ему значения звёздной величины и плотности потока излучения в разных фильтрах приведены в Таблице 9 и показаны на Рисунках 1.2 и 1.3 штрихпунктирными линиями.

Результат вычитания этих компонент излучения представлен на Рисунке 3.3. Учтено поглощение в Галактике и в родительской галактике. Видно, что в интервале 21-24 дня после регистрации всплеска как минимум в трёх фильтрах r, i и z в измерениях действительно присутствует значимый избыток излучения, растущий со временем. Достоверность избытка излучения подтверждается на Рисунке 3.4, на котором представлены отношения сигнала к шуму для каждой из точек кривой блеска (после вычитания спадающего степенным образом послесвечения).

На этом рисунке, помимо оптических точек, показаны также рентгеновские точки (отклонения измерений потока от степенного закона). Превышение рентгеновского потока над степенным законом на ранней (^ 0,3 дня) стадии кривой блеска GRB 181201A связано с продолжением его вспышечной активности (продлённым излучением). Сильное, но менее значимое отклонение от степенного закона потока послесвечения было зарегистрировано телескопом XRT и на 127-й день после всплеска (Рис. 1.3 и 3.4). Попытки объяснить это отклонение предприняты в другой работе [146].

Избыток, обнаруженный на 21-24-й день после всплеска, действительно может быть интерпретирован как проявление сверхновой, явившейся причиной GRB 181201A. Рост потока излучения сверхновой на масштабе десятков дней происходил в результате расширения непрозрачной оболочки (сброшенных в момент взрыва верхних слоёв предсверхновой) и мощного энерговыделения в её центре из-за распада радиоактивного 56Co, образовавшегося из короткоживуще-го радиоактивного изотопа 56Ni, синтезированного при взрыве. Для подтверждения возможности такой интерпретации избытка и определения наблюдательных параметров сверхновой нами проведена подгонка представленных на Рисунке 3.3 данных в фильтрах i' и r' модельной кривой блеска известной сверхновой SN 2013dx, ассоциированной с гамма-всплеском GRB 130702A [340]. Кривые блеска сверхновой SN 2013dx в этих фильтрах получены в результате гидродинамического моделирования кодом STELLA [338; 339; 344] процесса разлёта

Рисунок 3.3 — Кривая блеска сверхновой, связанной с GRB 181201A (поток в

мкЯн в разных фильтрах). По горизонтальной оси отложено время от момента регистрации всплеска до середины экспозиции наблюдения. Розовым, чёрным, красным и зелёным цветами обозначены значения потока в фильтрах z', i', r' и д' соответственно. В фильтре д излучение сверхновой над уровнем послесвечения почти не проявилось, поэтому приведён 3а-верхний предел на поток. Все данные скорректированы на поглощение в Галактике и родительской галактике. Сплошными линиями показаны модельные (рассчитанные программой STELLA) кривые блеска сверхновой SN 2013dx в фильтрах i и r, подогнанные к значениям потока, измеренным для

GRB 181201A

её оболочки и сравнения теоретических кривых блеска с данными фотометрических наблюдений.

Аппроксимацию кривой блеска сверхновой можно было бы провести, используя одну из уместных аналитических функций (например, [337]; см. подробнее Раздел 3.2.3). К сожалению, число выполненных фотометрических

Рисунок 3.4 — Отклонение результатов измерений потока излучения в направлении СЯБ 181201А от степенного закона, описывающего стадию

послесвечения всплеска, выраженное в стандартных отклонениях (а). Розовый, чёрный, красный и зелёный цвета соответствуют измерениям в фильтрах г', %', г' и д'; синие звёздочки — измерениям в мягком рентгеновском

диапазоне.

измерений кривой блеска СЯБ 181201А во время фазы сверхновой оказалось недостаточным для проведения такой процедуры. Выполнить дополнительные наблюдения также оказалось невозможным из-за ухода максимума источника в дневную часть суток. Кривые блеска сверхновых 2013dx и БМ/СИВ 181201А, конечно, совсем не обязаны совпадать сколько-нибудь точно, но их сопоставление даже при имеющемся ограниченном наборе данных кажется осуществимым.

Для подгонки представленных на Рисунке 3.3 фотометрических данных, относящихся к сверхновой БК/ОЯБ 181201А, шаблонная кривая

блеска БК 2013dx была преобразована в систему отсчёта наблюдателя для БК/СКБ 181201А и затем сдвинута по времени относительно момента регистрации всплеска. Параметр временного сдвига Д£ (смещение максимума шаблона) определялся путём минимизации отклонений модельных кривых от измеренных значений. Получено ДЪГ' = 14,0 ± 5,6 и = 15,0 ± 2,1 суток; эти оценки согласуются в пределах погрешностей. Поскольку физически момент взрыва является единственным, мы дополнительно проверили модель с общим Д£ для всех фильтров: ДЪ искали по профилю х2(Д^), а масштабы по потокам в каждой полосе находили аналитически при фиксированном Д£; неопределённости оценивали методом Монте-Карло с ограничением ДЪ допустимым диапазоном шаблона. Полученные пиковые светимости и время максимума в системе отсчёта источника оказались согласующимися с оценками, когда сдвиг вдоль оси времени не фиксировался между фильтрами, в пределах 1а, так что выбор общей фазы не меняет качественных выводов. Результаты подгонки показаны на Рисунке 3.3 сплошными линиями.

Центр полосы пропускания фильтра %', в котором проводились наблюдения, примерно соответствует центру полосы пропускания фильтра V в системе отсчёта источника, что позволяет оценить абсолютную звёздную величину сверхновой Му. В свою очередь, это даёт возможность уточнить некоторые параметры кривой блеска сверхновой БК/СКБ 181201А:

— Время от начала всплеска до максимума кривой блеска сверхновой в фильтре %' (в системе отсчёта наблюдателя):

Ттах - То = 28,9 ± 2,1 сут.

— Абсолютная звёздная величина в фильтре V в момент максимума (с учётом поглощения в Галактике и родительской галактике):

Му = -19,82-0;21.

Эти значения могут быть использованы для сравнения БК/СКБ 181201А с уже изученными сверхновыми путём нанесения их на диаграмму Му-Ттах [85; 115]. Попадание БК/СКБ 181201А в область концентрации других БК/СКБ [85] подтверждает, что объяснение избытка излучения на поздней стадии (> 21 суток с момента всплеска) на кривой блеска СЯБ 181201А как проявления сверхновой является верным. Данный всплеск стал ещё одним случаем фотометрического подтверждения сверхновой, ассоциированной с СЯБ, при котором у

сверхновой удалось определить как момент достижения максимума блеска, так и соответствующую ему абсолютную звёздную величину.

3.2.2 Спектр излучения

Используя квазиодновременные наблюдения в фильтрах д', г', %', г', выполненные на ^22-й день после регистрации СЯБ 181201А, можно построить широкополосный оптический спектр сверхновой. В системе отсчёта источника всплеска эти наблюдения соответствуют моменту за ~5,1 суток до достижения максимума кривой блеска модельной сверхновой. Напомним, что модель основывалась на статистически обеспеченных многоцветных кривых блеска сверхновой БК 2013dx [340]. Спектр БК 2013dx измерен примерно в то же время относительно максимума, что и предполагаемый спектр сверхновой, связанной с СЯБ 181201А, то есть за ~5,1 суток до максимума блеска в системе отсчёта сверхновой (её красное смещение ^ = 0,145). Соответственно, у нас есть возможность сравнить спектры излучения этих сверхновых (см. Рис. 3.5).

Рисунок показывает, что спектр излучения сверхновой, связанной с СЯБ 181201А, хотя и являлся более мягким, чем спектр БК 2013dx, в целом имел схожую форму, характерную для спектров непрерывного (почти чёрнотельного) излучения сверхновых до момента просветления их оболочки. Различие в эффективных температурах, характеризующих спектры сверхновых, может быть связано с отличиями в их физических параметрах (энергии взрыва, радиусе предсверхновой, массе сброшенной оболочки) либо с ошибкой порядка ^2 суток, допущенной при определении времени достижения максимума блеска. Отметим, что, согласно нашим оценкам, максимум блеска БК/СКБ 181201А наступает примерно на ~15 суток позже максимума блеска БК 2013dx, что может быть признаком более плотной (массивной) оболочки этой сверхновой. В таком случае мягкость её спектра излучения представляется естественной.

Полезно сравнить спектр излучения СЯБ 181201А, полученный на этапе роста потока от сверхновой (Рис. 3.5), со спектром всплеска, полученным на этапе послесвечения (Рис. 3.6). Отметим, что последний спектр является напрямую измеренным, то есть представлен в системе отсчёта наблюдателя, тогда

600 X, nm

Рисунок 3.5 — Сравнение спектров излучения сверхновых SN/GRB 181201A (красные треугольники) и SN 2013dx (чёрные квадраты). В обоих случаях спектры измерялись на стадии роста яркости сверхновой за ~5,1 суток до достижения максимума блеска. Спектры приведены в системах отсчёта сверхновых при допущении, что наблюдатель находится на расстоянии 10 пк.

как первый — в системе отсчёта источника. Несмотря на связанное с этим различие в представлении спектров (амплитуде потока и диапазоне его изменения), видно, что они существенно отличаются по своей форме: спектр сверхновой -тепловой (чёрнотельный), с падением потока на высоких энергиях, тогда как спектр послесвечения — жёсткий, описываемый степенным законом во всём диапазоне энергий.

Аналогичное сравнение можно провести на уровне распределений спектральной плотности энергии (SED) на стадии нарастания вклада сверхновой (Рис. 3.5) и на стадии послесвечения (Рис. 3.6). Отметим, что SED послесвечения показан в системе отсчёта наблюдателя, тогда как для сверхновой SED приведён в системе отсчёта источника; это влияет на нормировку и охват

Рисунок 3.6 — Широкополосный спектр оптического излучения GRB 181201A во время стадии послесвечения. Спектр приведён в системе отсчёта наблюдателя на ^6,7 суток после регистрации всплеска.

по длинам волн, но не меняет качественного сравнения форм. Видно, что формы спектров принципиально различаются: SN-SED демонстрирует выраженную кривизну, совместимую с квазитепловым (чёрнотельным) спектром с убыванием Fv к высоким частотам, тогда как SED послесвечения в покрытом оптическом диапазоне описывается единым степенным законом Fv к v-ß (в представлении Fy(Л) это проявляется как монотонный гладкий тренд), что согласуется с синхротронной природой излучения.

3.2.3 Аналитическое описание кривых блеска СН-ГРБ

В данной работе оценка параметров сверхновой, связанной с СЯБ 181201А (положение максимума кривой блеска и его амплитуда), осуществлялась путём подгонки к данным фотометрических измерений модельной кривой блеска ранее хорошо изученной сверхновой 2013dx/GRB 130702А [340]. В случае достаточного количества измерений (числа точек на кривой блеска) для определения параметров сверхновой могут быть использованы и аналитические функции. На Рисунке 3.7 показан результат аппроксимации болометрической кривой блеска БК 2013dx [340] с помощью различных функций. Использованы следующие функции:

— Функция Базина [337]:

ехр (-

/ (*) = а—Мттг+с; (3.1)

1 + ехр - ^

— Полином четвёртой степени:

/ (¿) = А + вг + а2 + т3 + ж4; (3.2)

— Полином второй степени:

/ (¿) = А + вг + а2; (3.3)

— Логнормальная функция:

/М = /(0) + ехР ) . (3.4)

ш

Из Рисунка 3.7 можно оценить, насколько хорошо приведённые функции способны аппроксимировать кривую блеска сверхновой. В Таблице 13 дополнительно приведены параметры, характеризующие качество такой аппроксимации. Видно, в частности, что функция Базина, полученная эмпирическим путём для моделирования кривых блеска сверхновых, позволяет наиболее точно описывать кривую блеска БК 2013dx в течение всего периода её активности. Также неплохо описывает долговременную кривую блеска полином четвёртой степени. Функции с меньшим числом параметров успешно описывают лишь окрестность

Рисунок 3.7 — Аппроксимация (зелёные кривые) болометрической кривой блеска сверхновой SN 2013dx (чёрные точки, см. [340]) различными аналитическими функциями: (а) функцией Базина [337], (Ь) полиномом четвёртой степени, (с) параболой [345] и логнормальным распределением. Выбранная модельная функция показана сплошной линией в том временном

интервале, где она хорошо описывает кривую блеска (значение нормированного на число степеней свободы х2 ~ 1,1), и штриховой линией —в интервалах, где описание неудовлетворительное.

максимума кривой блеска в интервале порядка ±6,5 суток. Их можно использовать только для приближённого (с точностью до ^ 0,5 суток) определения времени достижения максимума.

Таблица 13 — Точность аппроксимации кривой блеска сверхновой аналитическими функциями

Функция Ттах а, дни Время до Ттах б, дни Время после Тшах б, дни

3.1 0,09 от начала наблюдений до конца наблюдений < 1,1

3.2 -0,29 от начала наблюдений 57,0 < 1,1

3.3 -0,39 6,5 5,6 < 1.1

3.4 -0,26 6,7 7,7 < 1.1

а — Отличие реального от модельного (полученного в результате аппроксимации аналитической функцией) значения времени максимума кривой блеска. б — Временной интервал корректности аппроксимации перед максимумом. в —Временной интервал корректности аппроксимации после максимума.

3.3 СИВ 201015А

Сверхновая, ассоциированная с СИВ 201015А, была обнаружена в поздних фотометрических наблюдениях как выраженный всплеск над степенным спадом послесвечения [346] и подтверждена спектроскопическими наблюдениями [172].

3.3.1 Кривая блеска

В соответствии со стандартной процедурой (см. Рис. 3.2), обнаружение сверхновой может быть выполнено путём вычитания вклада родительской галактики и послесвечения из наблюдаемого оптического потока.

Поскольку большинство наблюдений проводилось в фильтрах г и Я, принято решение привести их к единой кривой блеска. Используя квазиодновременные наблюдения в фильтре Я, выполненные в обсерваториях Монды, КрАО и АбАО, и в фильтре г в обсерватории Ассы-Тургень в интервале времени ~ 0,6-0,8 суток после регистрации гамма-всплеска, определено смещение между этими фильтрами. Точки в фильтре Я были аппроксимированы, и значение вычислено для эпохи 0,68081 суток, когда имелись наблюдения в фильтре г. Предполагая, что на данной стадии спад светимости источника является ахроматическим, из звёздной величины в фильтре г вычтена звёздная величина в фильтре Я. Таким образом, смещение составило 0,514 звёздных величины: фотометрические значения в фильтре г необходимо сделать ярче на эту величину для приведения в соответствие с данными в фильтре Я.

Уровень родительской галактики определён по поздним наблюдениям и составил 24,5 звёздной величины в фильтре г'. Этот вклад математически вычтен из оптической кривой блеска.

Поглощение в Галактике в направлении источника известно (Ад = 0,735) и также учтено.

Для выделения компоненты сверхновой необходимо оценить вклад послесвечения, предполагая, что оно обусловлено синхротронным излучением в результате взаимодействия релятивистского ударного фронта с однородной внешней средой, как это предсказывается классической моделью файербола (см., например, [96; 347]).

Поскольку в рентгеновском послесвечении по данным XRT в течение первых ~ 8 суток не наблюдается значимых неоднородностей, его наклон использован для аппроксимации позднего оптического послесвечения £-0'76). В то же время раннее послесвечение не может быть описано одной степенной зависимостью из-за наличия существенной неоднородности (см. [170]). В связи с этим сформулирована аппроксимационная функция, описывающая несколько участков оптической кривой блеска (после вычитания вклада родительской галактики и учёта галактического поглощения) одновременно (см. 3.5).

= ^АС(*) + + (3.5)

Отдельные компоненты — ранний неоднородность в послесвечении, само послесвечение и сверхновая — аппроксимированы с помощью уравнений 3.6, 3.7 и 3.8, соответственно:

=

А

Ху/22п

= Вх~а,

ехр

(

\

(1п — .

V х°) 2ш\

\2)

)

(3.6)

(3.7)

^И) = С-

ехр

г—о

Та11

1 + ехр

ь-г о

+ А

(3.8)

Совместная аппроксимация всех этапов кривой блеска без учёта галактического поглощения и без вычитания вклада родительской галактики

представлена на Рисунке 1.6. Значения параметров после вычитания родительской галактики и коррекции на галактическое поглощение приведены в Таблице 14.

Таблица 14 — Параметры компонентов раннего послесвечения, основного послесвечения и сверхновой, полученные при совместной аппроксимации оптической кривой блеска гамма-всплеска ОКБ 201015А после вычитания вклада родительской галактики и коррекции на галактическое поглощение.

А х 10—5 (Ян) ш жс х 10—3 В х 10—6 (Ян) а С х 10—6 (Ян) ¿о (сут.) Ты (сут.) Тг18е (сут.) В (Ян) х7а.о1

1,14 ± 0,05 0,56 ± 0,03 5,4 ± 0,1 3,0 ± 0,3 0,77* 5,2 ± 3,8 10,2 ± 5,1 9,5 ± 7,7 1,6 ± 1,3 0* 1,9/72

- Параметр зафиксирован.

Используя функцию Базина [337], которая описывает компоненту сверхновой (Уравнение 3.8), становится возможным определить параметры, характеризующие максимум блеска сверхновой, из совместной аппроксимации. Это время от момента всплеска до максимума кривой блеска сверхновой в системе отсчёта наблюдателя, а также абсолютная звёздная величина в максимуме, скорректированная на поглощение в Галактике.

Используя эффективную длину волны из [348], можно установить, что наблюдаемый фильтр Я соответствует длине волны в системе источника 634,9/(1 + ^) = 445,2 нм. Эффективная длина волны фильтра V составляет 547,7 нм. Разница между и составляет 102 нм. Для корректного сравнения с другими известными сверхновыми следовало бы использовать фильтр

I, поскольку он ближе всего к фильтру V в системе отсчёта источника. Однако, поскольку наблюдения в фильтре I не проводились, далее предполагается, что ^оЪэ ~ для целей сравнения параметров сверхновой ЯК/ОКБ 201015А с изученными сверхновыми с гамма-всплесками.

Полученные значения времени достижения максимума яркости после триггера ОКБ — Тшах = 8,45 ± 1,48 суток (в системе отсчёта источника) —и абсолютной звёздной величины в максимуме Му = —19,45—0'4т маг (см. Таблицу 15) позволяют провести сравнение данного случая с другими изученными сверхновыми 8К-ОЯБ. Сравнение показывает, что 201015А демонстрирует наиболее раннее достижение максимума яркости среди описанных случаев БК-ОКБ (см., например, [85; 115]) и занимает промежуточное положение в распределении по абсолютной звёздной величине.

Также можно оценить абсолютную звёздную величину в максимуме сверхновой, используя результаты численного моделирования послесвечения с

Таблица 15 — Параметры сверхновой SN 201015A, оценённые в данной работе.

MV (зв. в.) Tmax (ДНИ) Type ^phot (КМ С Х) Тъъ (К)

_1Q 45+0,85 8,54 ± 1,48 Ic 1,1+2:0 х 104 - 5000

помощью пакета а^е^1оюру, описанного в Разделе 1.4.2. Используя вклад послесвечения на момент ~ 14,2 суток после всплеска, получена оценка Му = —19,53-0'маг. Это значение сопоставимо с результатами аппроксимации полной кривой блеска многокомпонентной функцией и согласуется с результатами работы [349].

Сравнение БК 201015А с различными широколинейными сверхновыми типа 1с, ассоциированными с гамма-всплесками, представлено на Рисунке 3.8. Сравнение выполнялось при допущении, что все сверхновые наблюдаются с красным смещением ^ = 1, чтобы привести их в единую систему отсчёта. Скорость спада блеска БК 201015А наиболее близка к таковой у БК 20Щса, ассоциированной с СЯБ 161219В [83]. Наибольшее совпадение по общей форме кривой блеска наблюдается со сверхновой БК 2006а], ассоциированной с ХИТ 060218 [99], особенно в области максимума сверхновой, что указывает на приблизительное равенство их светимости в максимуме.

3.3.2 Спектроскопические наблюдения

Помимо фотометрических, также проводились спектроскопические наблюдения, в которых использовались оба спектрографа MODS-1 и MODS-2 одного из двух 8,4-метровых телескопов LBT в режиме двойной решётки (решётки G400L и G670L), обеспечивающем охват длин волн в диапазоне 3200-9500 A при использовании щели шириной 1 угл. секунду. Общая экспозиция составила 8 х 900 секунд.

Данные MODS были обработаны в Итальянском центре спектроскопической обработки данных LBT1 с использованием скриптов, оптимизированных для данных LBT, в соответствии со стандартной процедурой для спектроскопии с длинной щелью: вычитание смещения, коррекция плоского поля, коррекция

1http://www.iasf-milano.inaf.it/software

Рисунок 3.8 — Кривая блеска сверхновой, ассоциированной с ОЯБ 201015А, по сравнению с известными кривыми блеска БК/ОКБ (ОЯБ 980425/БК 1998bw: [350]; ОЯБ 060218А/БК 2006а]: [99]; ОЯБ 130702А/БК 20Шх: [340]; ОЯБ 161219Б/БК 2016]са: [83]; ОЯБ 171205А/БК 2017шк: [351]; ОЯБ 190829А: [352]). Кривые блеска приведены к одному красному смещению ^ = 1. Вклад послесвечения и родительской галактики вычтен. Все данные откорректированы на галактическое поглощение, а также на поглощение в родительской галактике, если оно определено. Как видно, наибольшее сходство с кривой блеска БК 201015А проявляют кривые БК 2016]са и БК 2006а].

битых пикселей, вычитание фона неба и удаление следов от космических лучей. Калибровка по длине волны (в воздушных условиях) проводилась по спектрам ламп с 1^, Аг, Хе и Кг, обеспечивая точность порядка ~ 0,08 А на всём диапазоне длин волн. Относительная калибровка по потоку производилась на основе наблюдений спектрофотометрических стандартных звёзд.

Все спектры откорректированы на галактическое поглощение (Ау = 0,93). Спектр с низким отношением сигнал/шум демонстрирует максимум около

540 нм (в системе отсчёта источника) и согласуется со спектрами сверхновых типа 1с-БЬ вблизи максимума блеска. Спектроскопические наблюдения [172] подтверждают фотометрическое обнаружение сверхновой, первоначально предложенное в [346].

Для получения фотосферной скорости и идентификации спектральных линий выполнено моделирование с использованием кода БУШУ (см., например, [353]), который ранее применялся для описания спектров как обычных сверхновых, так и объектов, ассоциированных с гамма-всплесками. Этот код основывается на ряде предположений: сферически симметричное расширение выброшенного вещества, излучение от резкой фотосферы (с меньшей скоростью в модели), а также экспоненциальное убывание оптической глубины с характерной скоростью уе (т к е—у^е).

Для аппроксимации спектра в диапазоне 4000-6500 А использовался наклон его центральной части, соответствующий модельному чёрнотельному излучению с температурой Тьь = 5000+3000 К. Крайние участки спектра (< 4000 Ли > 6500 А) исключены из аппроксимации, так как на них могут накладываться линии других элементов (например, Са II в синей части) или наблюдаться инструментальные искажения.

Удалось идентифицировать лишь ярко выраженные линии Ре II (при Б/Ы ~ 2,4), которые обычно наблюдаются в спектрах БМ/СЯВ. Участок спектра в диапазоне 4800-5200Л использован для аппроксимации группы линий Ре II и оценки фотосферной скорости. Полученный спектральный признак можно интерпретировать как наличие Ре II, расширяющегося со скоростями от 5000-30000 кмс—1. Однако наилучшее соответствие модели достигается при значениях = 11000 км с-1, уе = 20000 км с-1 и температуре 5000 К для спектра БК 201015А.

На Рисунке 3.9 показан наблюдаемый спектр и модель, использованная для его аппроксимации.

В результате спектрального моделирования, с акцентом на железные линии, наиболее удовлетворительное значение фотосферной скорости составило 11000 км с-1. Это значение можно сопоставить с характерными фотосферными скоростями сверхновых различных типов. На Рисунке 3.10 показана эволюция фотосферной скорости во времени для сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, сверхновых с рентгеновскими всплесками (ХЯР), а также сверхновых, не связанных ни с одним из транзиентных событий. Даже с учётом

Рисунок 3.9 — Результирующая аппроксимация спектра БК 201015А с

использованием линий Ре II.

больших погрешностей видно, что фотосферная скорость БК 201015А хорошо согласуется с тем фактом, что для БМ/СИВ характерны более высокие фотосферные скорости по сравнению со стандартными сверхновыми на соответствующих стадиях эволюции.

3.4 Разнообразие кривых блеска

Рассматриваемые в данном разделе результаты представлены в работе [105].

20 25 30 35 Rest-frame time (days)

Рисунок 3.10 — Эволюция фотосферной скорости в зависимости от времени в системе отсчёта источника для 13 сверхновых. Красными точками обозначены

случаи SN, ассоциированных с GRB. Розовыми —сверхновые, связанные с рентгеновскими всплесками (XRF). Синими — сверхновые, не связанные ни с одним из указанных высокоэнергетических событий. SN 1994I представлена как типичная сверхновая типа Ic. Данные для сравнения были взяты из

работ [324; 354; 355].

3.4.1 Выборка

В результате всех наблюдений конкретного гамма-всплеска можно попытаться извлечь признак наличия сверхновой из его кривой блеска. Поскольку для большинства гамма-всплесков может быть построена статистически достоверная кривая блеска, необходимо проверять большинство из них на наличие признаков сверхновой в этой кривой.

Как уже упоминалось ранее, среди огромного числа обнаруженных гамма-всплесков лишь несколько десятков получили подтверждение связи со сверхновыми. Таким образом, изучение взаимосвязи гамма-всплесков и сверхновых, в частности, заключается в извлечении крупиц информации, полезной для понимания исследуемого явления, из большого массива данных и наблюдений.

Результаты проведённой процедуры построения кривой блеска сверхновой представлены на Рисунке 3.11.

Рисунок 3.11 — Выборка кривых блеска сверхновых, ассоциированных с

гамма-всплесками. Кривые отсортированы по датам регистрации соответствующих СИВ. Значения красного смещения для каждой пары

СИБ-ЯК указаны в скобках.

На Рисунке 3.11 представлены кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Эти кривые получены как по собственным данным, так и по результатам наблюдений, опубликованных в статьях и находящихся в открытом доступе. Каждая кривая блеска для конкретного СИБ выделена и обработана отдельно — подробности описаны в Разделе 3.1 на Рисунке 3.2. В

результате такой обработки для каждого отдельного СЯБ построены кривые блеска ассоциированных с ним сверхновых, представленные на Рисунке 3.11.

Эта выборка является результатом колоссальной работы многих исследователей, внёсших вклад на всех этапах —от организации наблюдений до их непосредственной обработки и получения результатов. Из выборки также видно, что с 1998 года по настоящее время получено лишь несколько десятков кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Этот факт подчёркивает необходимость увеличения статистики по случаям СКБ-БК и актуальность каждого вновь обнаруженного проявления сверхновой в кривой блеска СЯБ — каждый такой случай вносит значимый вклад в изучение данного явления.

Особенностью данной выборки также является разнообразие и уникальность представленных кривых. Ни одна из них не повторяет другую. В выборке наблюдается широкое разнообразие возможных форм кривых блеска сверхновых, ассоциированных с СЯБ. Это разнообразие обусловлено различными скоростями нарастания и спада яркости, которые, соответственно, описываются разными экспоненциальными функциями. Более того, как время наступления максимума блеска, так и его амплитуда варьируются от случая к случаю: у одних объектов максимум ярче, чем у других; у одних он достигается на пятые сутки, у других — на двадцать пятые. На сегодняшний день не удалось выделить общих закономерностей, способных описать всё многообразие кривых блеска БК-СКБ.

Выборка (Рис. 3.11) содержит кривые блеска для следующей последовательности гамма-всплесков: СЯБ 980425 [350], СЯБ 011121 [356], СЯБ 071112С [324], СЯБ 111209А [84], СЯБ 111228А [324], СЯБ 120422А [357], СЯБ 120714Б [324], СЯБ 130702А [340], СЯБ 130831А [103], СЯБ 140606Б [82], СЯБ 150818А (собственные данные), СЯБ 161219Б [90], СЯБ 171010А [358], СЯБ 171205А [351], СЯБ 180728А (собственные данные), СЯБ 190114С (собственные данные), СЯБ 201015А [87].

3.4.2 Оценка параметров максимума СН-ГРБ

Для описания максимума сверхновой могут быть использованы различные подходы. Здесь использована парабола, которая, как показано в Разделе 3.2.3, вполне пригодна для описания кривой блеска сверхновой в окрестности максимума. Эта функция применена для унифицированного анализа всех кривых блеска в данной выборке, поскольку более сложные функции (например, функция Базина [337]) не могут быть однозначно применены ко всем из них.

Пример использования параболы в качестве функции для аппроксимации максимума кривой блеска сверхновой показан на Рисунке 3.12.

Рисунок 3.12 — Кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Чёрная сплошная линия показывает наилучшую аппроксимацию кривых блеска в одном из фильтров с помощью полинома второй степени (параболы). Масштаб по обеим осям логарифмический.

На Рисунке 3.12 представлены результаты аппроксимации параболой кривых блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Для всех кривых выбран один фильтр — тот, в котором имелось наибольшее число фотометрических точек. Хотя парабола неприменима для описания «хвостов» кривой блеска сверхновой, она достаточно хорошо аппроксимирует максимум. Это позволяет определить параметры сверхновой (амплитуду и положение максимума) даже в случае небольшого количества фотометрических точек на стадии проявления сверхновой.

Для кривых блеска сверхновых, ассоциированных с СИБ 071112С и СИБ 111228А, провести аппроксимацию не удалось из-за больших погрешностей фотометрии.

Как показано ранее (см., например, Рис. 3.11), кривые блеска сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, обладают большим разнообразием форм. Этот вывод подтверждается и количественно. Выборка, представленная в данной работе, демонстрирует, что каждая кривая блеска 8К-СН,Б уникальна и не похожа на другие. Это можно наглядно увидеть, построив распределение БК-СИБ по ширине пика в сутках (Рис. 3.13). Ширина пика рассчитывалась на уровне 87,3% от максимального потока сверхновой. Этот уровень выбран на основе аппроксимации параболой одной из немногих статистически надёжных кривых — кривой блеска БК 2013dx, ассоциированной с СИБ 130702А (см. [85]). На этом уровне аппроксимация параболой начинала существенно расходиться с экспериментальными точками в окрестности максимума яркости сверхновой.

Распределение ширины пика показано на Рисунке 3.13. Среднее значение составляет ~ 12,1 суток, а среднеквадратичное отклонение — ~ 13,1 суток. Из данного распределения видно, что ширина максимума почти каждой 8К-СН,Б является уникальной.

3.4.3 Сравнение со сверхновыми типа 1с без гамма-всплесков

Используя данную выборку наиболее хорошо изученных кривых блеска БК-СИБ, можно сравнить их со сверхновыми типа 1с. На Рисунке 3.14 представлено распределение БК-СИБ и БК 1с по абсолютной звёздной величине в максимуме блеска сверхновой. Распределение БК-СИБ по данному параметру

Рисунок 3.13 — Сравнение распределений сверхновых, ассоциированных с ГРБ, и сверхновых типа Ic по абсолютной звёздной величине в максимуме

световой кривой.

построено на основе кривых блеска сверхновых, представленных в настоящей работе. Распределение для SN Ic взято из статьи Ричардсона [359]; при его построении использовался в основном каталог сверхновых Азиаго (ASC, [360]).

Из данного распределения (Рис. 3.14) видно, что сверхновые, ассоциированные с гамма-всплесками, в большинстве случаев ярче, чем сверхновые типа Ic. Кроме того, согласно распределению SN-GRB по абсолютным звёздным величинам, можно отметить, что они располагаются в диапазоне -17,6—20,6 маг и лишь в отдельных случаях имеют сопоставимые значения со сверхновыми типа Ic.

Для этих двух выборок проведён двухвыборочный критерий Колмогорова-Смирнова (тест КС). В результате тест не отверг нулевую гипотезу о том, что выборки SN-GRB и SN Ic принадлежат одной и той же генеральной совокупности (^-value = 0,3549). Таким образом, необходимо увеличивать объём

Рисунок 3.14 — Распределение кривых блеска БК-СЯБ, представленных в данной работе, по ширине максимума кривой блеска.

выборки БК-СЯБ, чтобы появилась статистическая возможность выделить их в отдельное распределение, отличное от БК 1с.

3.5 Му-Ттах Распределение СН-ГРБ

В данном разделе описывается выборка сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками: её сбор, обработка и оценка параметров максимума СН-ГРБ. Анализируется распределение Му-Ттах и исследуются корреляции между параметрами максимума СН-ГРБ в оптическом диапазоне и параметрами собственного излучения, оценёнными по ранним гамма-наблюдениям.

3.5.1 Выборка сверхновых с гамма-всплесками

В данном разделе представлена выборка из 44 сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками. Отбор проводился с целью создания максимально полной выборки СН-ГРБ с фокусом на абсолютной звёздной величине в максимуме и времени максимума относительно момента регистрации ГРБ в системе отсчёта источника. Эти параметры наименее требовательны к количеству данных — всего несколько фотометрических точек 3-4) в области максимума СН-ГРБ (см., например, [85]). Этот подход, в отличие от более сложного моделирования для извлечения физических параметров (см., например, [340]), позволяет объединить значительное количество данных для систематического анализа сверхновых, ассоциированных с гамма-всплесками, и поиска корреляций.

Выборка СН-ГРБ строилась как на собственных наблюдениях с использованием телескопов, входящих в сеть 1К1 СКБ-РиК [112], так и на результатах, опубликованных в литературе. Ссылки для каждой СН-ГРБ приведены в Таблице 16. В таблицах указаны статистические неопределённости, полученные из подгонки (по форме кривой около пика); мы не добавляли дополнительные «кадровые» надбавки за разрежённость наблюдений, так как такие надбавки неизбежно будут неодинаковыми от объекта к объекту и ухудшат сравнимость результатов. Часть объектов использует литературные кривые, где аппроксимация выполнена авторами с многополосными данными и более плотной выборкой —там ошибки меньше. Для объектов с одним фильтром и редкими точками наши ошибки достигают нескольких дней. В тексте мы подчёркиваем, что указанные неопределённости отражают качество данных и выбранную модель аппроксимации; при необходимости читатель может трактовать их как статистическую составляющую, к которой потенциальные систематики (выбор шаблона, вычитание послесвечения/хоста) добавляют вклад второго порядка. Из других общих комментариев можно отметить, что одной из последних работ, где проводился систематический анализ совокупности СН-ГРБ и где представлены параметры максимума СН-ГРБ, является работа [83]. Из неё заимствованы данные для девяти гамма-всплесков: ОЯБ 980425, СИЕ 030329, ОЯБ 031203, ОЯБ 050525А, ОЯБ 060218, ОЯБ 090618, ОЯБ 100316Э, ОЯБ 120422А и ОЯБ 130702А. Сверхновые, ассоциированные

с данными гамма-всплесками, наблюдались наиболее активно, что позволило получить детальные многоцветные кривые блеска. Однако для наших целей поиска и исследования корреляций необходимо использовать максимально возможное число БК-СКБ, обнаруженных и подтверждённых к настоящему времени.

Таблица 16 — Выборка СН-ГРБ. Характеристики СН.

СИБ г Фильтра м; ^ ** ^ тах Источник

970228 0,695 1с -18,46-0,56 1 Ч «9 + 0,89 13,63 —0,86 [361; 362]

980425е 1998bw 0,0085 V ф -19,29 ± 0,08 16,09 ± 0,18 [83]

990712 0,433 К -18,89-0,13 14,65 ± 1.40 [363]

011121е 2001ке 0,362 К -18,26-0,14 14,68 ± 1.47 [356; 364]

020903е 0,25 Кф -18,84 ± 0,25 16,80 ± 0,80 [365]

021211е 200211 1,006 К -19.66 ± 0,38 10,97 ± 0,50 [366]

030329е 2003^ 0,1685 Кф -19,39 ± 0,14 10,74 ± 2,57 [83]

031203е 20031w 0,1005 Кф -19,90 ± 0,16 19,94 ± 1,48 [83]

040924 0,859 X -20,50 ± 0,33 13,99 ± 1,08 [367]

041006 0,716 X -20,03 ± 0,30 15,73 ± 1,17 [367]

050525Ае 2005пс 0,606 К -18,59 ± 0,31 11,08 ± 3.37 [83; 368]

060218е 2006а] 0,033 Кф -18,85 ± 0,08 9,96 ± 0,18 [83; 99; 369]

060729 0,54 I -19,46 ± 0,06 16,23 ± 1,50 [81]