Эмиссионное время космических гамма-всплесков тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Санин, Антон Борисович

• Санин, Антон Борисович
• кандидат физико-математических наук
• 2003

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Санин, Антон Борисович

1 Введение

1.1 Открытие и изучение гамма-всплесков.

1.2 Современные представления о гамма-всплесках.

1.2.1 Профили событий и временное разрешение приборов

1.2.2 Длительность.

1.2.3 Распределения log N — log Р и V/Vmax

1.2.4 Угловое распределение на небесной сфере.

1.2.5 Энергетические спектры всплесков.

1.2.6 Послесвечения.

1.3 Эксперимент БАТСЕ.

1.4 Актуальные задачи изучения космических гамма-всплесков 36 1.5 Краткое содержание диссертации.

2 Эмиссионное время

2.1 Определение эмиссионного времени.

2.2 Выбор доли полной отсчетной интенсивности £.

2.3 Устойчивость эмиссионного времени

2.4 Распределение всплесков по параметру "эмиссионное время"

2.5 Параметр скважности и его свойства.

3 Энергетические спектры излучения, просуммированные по интервалам эмиссионного времени

3.1 Модельнозависимое восстановление спектров.

3.2 Процедура подготовки спектральных данных эксперимента БАТСЕ и восстановления фотонных спектров.

3.3 Построение суммарного энергетического спектра по интервалам эмиссионного времени.

3.4 Сопоставление полученных результатов с результатами, приведенными в первом спектральном каталоге эксперимента

• БАТСЕ.

4 Статистический анализ излучения до и после главного пика гамма-всплесков

4.1 Излучение всплеска до и после главного пика.

4.2 Анализ "ранних" и "поздних" стадий излучения.

4.3 Спектральные свойства "ранних" и "поздних" стадий

4.4 Эффекты зависимости от интенсивности положения главного пика длинных всплесков.

4.5 Результаты анализа "ранних" и "поздних" стадий.

5 Сравнение "представительной" группы длинных ярких гамма-всплесков с "реперной" группой из шести всплесков с известными красными смещениями

5.1 Сравнение наблюдательных свойств "реперной" и "представительной" групп гамма-всплесков

5.2 Сравнение в собственных системах отсчета источников всплесков "реперной" и "представительной" групп

5.3 Оценка величины коллективного красного смещения для всплесков "представительной" группы.

5.4 Коллективная оценка величины красного смещения трех подгрупп "представительной" группы.

5.5 Результаты сравнения свойств "представительной" группы и "реперной" группы гамма-всплесков.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Эмиссионное время космических гамма-всплесков»

1.1 Открытие и изучение гамма-всплесков

В 1967 — 1973 гг. в околоземном пространстве функционировала американская система спутников ВЕЛА, предназначенная первоначально для мониторинга ядерных испытаний в атмосфере. Регистрация излучения на нескольких аппаратах обеспечивала глобальный обзор и позволяла определить положение источника. Однако, после советско-американского соглашения о запрещении ядерных испытаний в атмосфере, система оказалась фактически безработной. 2 июля 1967 г. на спутнике Вела 4а был обнаружен кратковременный всплеск интенсивности гамма-излучения в диапазоне 0,1 - 1 МэВ (см. рис. 1.1). Было установлено, что это и последующие зарегистрированные события имеют космическую природу [1].

С тех пор прошло уже более 30 лет, но до сих пор нет четких физических аргументов, однозначно указывающих на природу источников гамма-всплесков. Сегодня, анализируя последние наблюдательные данные оптических послесвечений, подавляющее большинство исследователей склоняются к космологический модели этого явления, предполагающей какой-то колоссальный взрыв на космологическом расстоянии от наблюдателя.

В конце семидесятых и в восьмидесятые годы были предприняты се

FIret Gimmt^ty Burrt

Time {машМ ReWw ta Tricar

Рис. 1.1. Временнбй профиль первого зарегистрированного гамма-всплеска. рьезные усилия по локализации гамма-всплесков методом триангуляции, а также по изучению их временных и спектральных свойств. Одновременно проводились эксперименты по изучению гамма-всплесков на око

• лоземных спутниках ВЕЛА (США), ПРОГНОЗ-6,7,8 (СССР), СНЕГ-2,, автоматических межпланетных станциях ВЕНЕРА-11,12,13,14 (СССР), ISEE-3 (США) и спутнике Венеры Пионер Венера (США). Проводились работы на приборах ГЕЛИОС, SIGNE, КОНУС, SMM, ЛИЛАС, АПЕКС, ГИНГА, ФЕБУС и др. (см., например, материалы [2]). Нужно отметить важную роль отечественных космических программ в изучении этого явления.

До начала 1990-х годов практически все астрофизики были убеждены, что гамма-всплески возникают в нашей Галактике, а их источниками являются нейтронные звезды из галактического диска (см., например, [3, 4]). Основанием для этого служили экспериментальные данные, полученные в эксперименте КОНУС на спутниках ПРОГНОЗ и на межпланетных станциях ВЕНЕРА [5]. Наиболее ярким результатом этого периода надо признать отождествление гамма-всплеска 5 марта 1979 года (GRB 790305 в современной номенклатуре) с остатком сверхновой N49 в Большом Магеллановом облаке (см. рис. 1.2, 1.3 и [6, 7]). Вероятность

Рис. 1.2. Профиль гамма-всплеска GRB 790305, зарегистрированного 5 марта 1979 г. случайного наложения всплеска на остаток сверхновой составляла 10~4. Этот всплеск являлся самым ярким из всех зарегистрированных на то время. Интересно, что профиль всплеска обнаруживал переменность с периодом 8 с [8]. Также в этом всплеске была обнаружена эмиссионная деталь в области 400 кэВ [9], которая отождествлялась с линией 511 кэВ, смещенной в гравитационном поле нейтронной звезды. Все это, казалось бы, указывало на то, что источником этого гамма-всплеска является нейтронная звезда [10].

К концу 80-х годов был накоплен большой фактический материал [2]. Распределение гамма-всплесков по небесной сфере оказалось изотропным (рис. 1.4). Максимальный поток у Земли достигал 10~4 - Ю-3 эрг • см-2 • с-1. Минимальный поток определялся чувствительностью детектора. Длительность всплесков колебалась от сотых долей секунды до сотен секунд. Всплески часто демонстрировали очень сложную временную структуру.

Рис. 1.3. Наложение области локализации гамма-всплеска GRB 790305 на остаток сверхновой N49 в Большом Магеллановом Облаке.

Рис. 1.5. Наблюдаемое распределение log TV — logP на середину 80-х годов. На рисунке через S обозначен зарегистрированный поток излучения, который в тексте диссертации везде обозначен как Р, а — данные эксперимента КОНУС, b — данные эксперимента СНЕГ, с — предыдущие эксперименты, d — короткие всплески эксперимента КОНУС.

Рис. 1.6. Типичные эмиссионная (слева) и абсорбционная (справа) особенности в спектрах всплесков, зарегистрированных в эксперименте КОНУС.

Большую роль в исследованиях природы гамма-всплесков сыграло изучение зависимости числа всплесков от зарегистрированного потока во всплеске. Зависимость числа всплесков N с регистрируемым потоком излучения, большим Р, принято описывать так называемым распределением log(iV > Р) — logP (см. рис. 1.5, [9] и раздел 1.2.3 на стр. 25). Если принять, что всплески соответствуют источникам со стандартной светимостью, а распределение их в евклидовом пространстве однородно, то N(> Р) ~ Р-3/2. Для ярких всплесков такая зависимость отвечала данным экспериментов [11], но для слабых всплесков наблюдался статистически значимый недостаток событий по сравнению с предсказанным числом. Оставались надежды, что этот недостаток удастся объяснить приборными эффектами, в частности, наличием порога чувствительности. Распределение источников на небе не демонстрировало никаких крупномасштабных структур, но предполагалось, что это также было следствием недостаточной статистики.

Большая надежда на объяснение природы гамма-всплесков была связана с изучением их спектров. В экспериментах КОНУС и ГИНГА было получено значительное число спектров, в которых обнаруживались особенности, которые можно было интерпретировать как линии (см. рис. 1.6 и [12, 13]).

В 30% всплесков эксперимента КОНУС были обнаружены абсорбционные линии в области 50 кэВ [14] и в 7% всплесков — эмиссионные линии в области 400 — 450 кэВ [5, 15]. Подобного рода особенности обнаруживали и в других экспериментах (ФЕБУС [16] и др.). Низкоэнергетические особенности интерпретировались как проявление циклотронного поглощения в магнитном поле < 1013 Гс у поверхности нейтронной звезды. Высокоэнергетические особенности интерпретировались как линия 511 кэВ электрон-позитронной аннигиляции, смещенная в гравитационном поле нейтронной звезды.

Были построены теоретические модели, описывающие механизм генерации подобных всплесков. Так, например, в работе А.И. Цыгана [17] явление было объяснено с помощью снятия напряжения участков твердого ядра старой нейтронной звезды, при котором возникают нерадиальные вибрации поверхности звезды, генерируется переменное электромагнитное поле и происходит разогрев плазмы. В работе Г.С. Бисноватого-Когана и др. |18] рассмотрены механизмы генерации всплесков нейтронными, коллапсирующимии сверхновыми звездами.

Поэтому считалось, что запуск американской космической гамма-обсерватории КОМПТОН (CGRO) со значительно более чувствительным, чем все предыдущие, прибором БАТСЕ, регистрировавшим впоследствии гамма-всплески с частотой ~ 0,8 события в сутки, что в 50 раз больше, чем в начале исследований, позволит накопить достаточную статистику, чтобы окончательно ответить на вопросы, касающиеся всплесков (подразумевались, разумеется, галактические модели).

Тем не менее, за более чем 9 лет работы эксперимент БАТСЕ полностью опроверг существовавшие представления. Этот прибор зарегистрировал более 2700 всплесков, которые изотропно распределены на небе (дипольные и квадрупольные моменты соответственно равны —0,024 ± 0,014 и 0,0005±0,0074), а их распределение по потоку для слабых всплесков сильно отклоняется от экстраполяции однородного закона (см. раздел 1.2.3 на стр. 25) [19]. Доказано, что это нельзя объяснить систематическими эффектами, связанными с порогом срабатывания прибора, так как значимость этого отклонения превышает 14сг [20]. Такие неожиданные результаты привели, с одной стороны, практически к закрытию модели Галактического диска, с другой — позволили рассматривать в качестве источников гамма-всплесков нейтронные звезды, покинувшие диск и образовавшие протяженное гало [21]. В этом случае распределение источников в пространстве ограничено размерами гало, и должен наблюдаться недостаток слабых всплесков, в то время как распределение источников по небу почти изотропно в силу сферической симметрии этой популяции звезд (на самом деле это не совсем верно, так как мы находимся не в центре диска Галактики, а ближе к его периферии, что должно приводить к возникновению слабого дипольного момента распределения в направлении галактического центра - антицентра).

Еще одним "сюрпризом" стало то, что экспериментальные данные БАТСЕ не подтвердили существование каких-либо спектральных особенностей. Проводился специальный поиск спектральных линий в данных БАТСЕ, но результатом явилось лишь несколько неясных кандидатов среди многих тысяч вариантов [22], что поставило под сомнение гипотезу о нейтронных звездах как источниках гамма-всплесков и дало новый толчок для генерации идей об их космологическом происхождении (см., например, [23]).

Таким образом, к середине 90-х годов сформировались две основные модели происхождения гамма-всплесков. С одной стороны, их глобальные свойства (такие как изотропия и распределение в пространстве) объяснялись свойствами источников, находящихся в протяженном гало нашей Галактики. Масштаб расстояний до таких источников обуславливался размерами гало, оцениваемыми как 100 - 300 кпк. Энергетика объяснялась возмущениями на поверхности нейтронной звезды с характерной светимостью 1041 - 1042 эрг/с.

С другой стороны, сторонники космологической модели приписывали всплескам красные смещения ~ 0,8 — 2 (см., например, [24, 25, 26, 27]), что соответствует объектам, удаленным от нас на тысячи мегапарсек. Отсюда следует, что это уже не могут быть взрывы на поверхности нейтронной звезды, так как требуется колоссальное энерговыделение более 1053 эрг.

Были предложены различные статистические тесты, чтобы найти эффекты космологического замедления времени и красного смещения энергии во временных и спектральных характеристиках гамма-всплесков (см., например, [28, 29, 30]). Но если в первом случае были получены неоднозначные результаты (одна группа обнаружила растяжение по времени почти в 2 раза для слабых всплесков, а другая не обнаружила эффекта в пределах < 1,5), то во втором случае был обнаружен статистически значимый эффект корреляции "жесткость-интенсивность". Этот эффект подтверждал наличие красного смещения для космологической модели.

В апреле 1995 года в Смитсоновском музее в Вашингтоне был проведен диспут между сторонниками галактической модели, которых представлял профессор Д. Лэмб и сторонниками космологической модели, которых представлял профессор Б. Пачинский. Дискуссия не выявила явного преимущества ни одной из сторон.

В 1997 году произошел очередной прорыв в исследовании гамма-всплесков, связанный с возможностью поиска послесвечения всплеска в пределах его области локализации в разных энергетических диапазонах (рентгеновском, оптическом и радио-). В 1996 году на орбиту был запущен итало-голландский аппарат Беппо-САКС [31], который обладал детекторами двух типов, способными регистрировать излучение в гамма и рентгеновском диапазоне. 28 февраля 1997 года широкоугольная камера, работавшая в гамма-диапазоне (поле зрения 20 х 20 градусов, что составляет 5% всего неба) [32], зарегистрировала ~ 80-ти секундный гамма-всплеск GRB 970228, после чего узкоугольная рентгеновская камера (поле зрения ~ 1°) [33] после переориентации аппарата, через 8 часов наблюдала остаточное послесвечение в рентгеновском диапазоне. Это позволило локализовать источник с точностью 50" [34]. Примерно через сутки после всплеска было зарегистрировано послесвечение и в оптическом диапазоне. Интенсивность послесвечения затухала в течение нескольких недель [35]. Последующие наблюдения, проведенные на различных телескопах, в том числе и космическом телескопе им. Хаббла, подтвердили существование как точечного источника послесвечения, так и протяженного объекта, на фоне которого тот затухал (так называемая галактика-партнер, "хозяйская" галактика или "host galaxy") [36].

Следующий случай произошел 8 мая 1997 года. Так же, как и в феврале, аппарат был переориентирован в рекордно короткое время (5,7 часов) и наблюдал послесвечение всплеска узкоугольной камерой в течение нескольких дней [37]. Наземные оптические телескопы наблюдали оптическую компоненту послесвечения. 11 - 12 мая 1997 года были получены спектры оптического послесвечения, в которых были обнаружены линии поглощения в области 400 - 550 мкм. Исследователи обнаружили около 10 линий, которые были отождествлены как линии поглощения от ионов Fe и Mg, находящихся в облаке газа, через которое прошло излучение [38]. Этому отождествлению соответствует красное смещение z = 0,835, что указывает на большую удаленность источника (порядка 5 Гпк). Принимая во внимание, что затухание излучения с течением времени происходило по закону ~ t~l [39, 40], согласующемуся с моделью расширяющегося файербола, казалось, были получены свидетельства того, что всплески — это объекты, находящиеся на космологических расстояниях.

Однако в такой интерпретации существуют много неясностей. Проблема выяснения природы галактик-партнеров связана с тем, что мы наблюдаем источники на небесном своде, в то время как они распределены "вглубь" трехмерного пространства. Возрастание чувствительности запускаемых аппаратов естественным образом расширяет наши возможности при поиске партнеров. Но при этом необходимо учитывать, что хотя сам всплеск и его возможный партнер наблюдаются на небесном своде в пределах области локализации, на самом деле их могут разделять огромные расстояния. Все что мы видим — всего лишь двухмерная проекция окружающего пространства на небесную сферу, поэтому если две точки близки на ней, это еще не значит, что они находятся на одном и том же радиальном расстоянии от наблюдателя. Нельзя забывать и другую сторону вопроса: для значительного количества гамма-всплесков, в том числе для некоторых хорошо локализованных событий, не найдены "host galaxy" [41].

Согласно предсказаниям космологических моделей, на поздней стадии развития файербола, его расширение тормозится в окружающей межзвездной среде, затухая по степенному закону t~a [42]. Однако в некоторых случаях наблюдались экспоненциальный спад интенсивности и не монотонный характер затухания. Это нарушает полноту понимания явления и создает трудности для модели файербола [43].

Таким образом, вопрос происхождения космических гамма-всплесков является глобальной астрофизической проблемой. Все более мощный арсенал средств используется для наблюдения этого космического явления. В поисках источников гамма-всплесков используются не только рентгеновский, но и оптический, инфракрасный и радиодиапазоны. Эти поиски увенчались успехом — найдены рентгеновские, оптические и радиопослесвечения. Гамма-всплески превратились во всеволновые явления.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Санин, Антон Борисович

Заключение

В заключении представлены основные выводы и результаты, выносимые на защиту.

1. Введен новый наблюдательный параметр космических гамма-всплесков — эмиссионное время т50. Это время равно суммарной продолжительности активной фазы излучения всплесков, во время которой генерируется 50% полной энергии события, оно является полезным дополнением к классическим параметрам полной длительности событий Т50 и Х90. Показано, что эмиссионное время более устойчиво к систематическим эффектам, искажающим статистические распределения при понижении отношения "сигнал/шум" на профилях всплесков. По данным эксперимента БАТСЕ найдено, что у статистического распределения эмиссионного времени наблюдается обнаруженная ранее бимодальность гамма-всплесков относительно их продолжительности Г5о и Т90. Это означает, что существуют два физически различных класса гамма-всплесков с короткими и продолжительными масштабами активной фазы (т5о ^ 0,7 с и Т50 > 0,7 с) и суммарной продолжительностью (Т50 ^ 1,0 с и Т5о > 1,0 с).

2. Введен параметр спектрального пика эмиссии е5о, характеризующий положение пика в энергетическом спектре гамма-всплеска, накопленного по всем интервалам эмиссионного времени т5о- По данным эксперимента БАТСЕ показано, что статистика всплесков по параметру 650 описывается относительно узким логнормальным распределением, ширина которого соответствует разбросу его значений порядка 4.

3. Выполнен статистический анализ свойств излучения гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ на "ранних" и "поздних" стадиях, соответствующих интервалам эмиссионного времени до и после вершины главного пика. Показано, что "ранние" стадии всплесков в среднем короче и имеют более жесткое излучение, чем "поздние" стадии. Для групп гамма-всплесков с разными интенсивностями установлено, что доля "ранней" стадии в суммарном эмиссионном времени событий в среднем уменьшается при уменьшении их интенсивностей.

4. Введен космологически-инвариантный параметр гамма-всплесков CIP = 7~5о х е50. Показано, что распределение всплесков БАТСЕ по па- . раметру CIP является логнормальным с разбросом значений, соответствующим фактору 4,36. На основе статистических критериев найдено, что "реперная" группа группа из шести гамма-всплесков эксперимента БАТСЕ, для которых по наблюдениям оптических послесвечений были известны значения красного смещения, принадлежит тому же классу „ событий, что и "представительная" группа из 218 наиболее ярких гамма-всплесков БАТСЕ с потоком в максимуме больше 2,0 фотон • см-2 • с-1 и Т50 > 2,0 с.

5. Выполнена "коллективная оценка" красного смещения для "представительной" группы из 218 длинных ярких гамма-всплесков. Показано, что наиболее вероятное значение среднего красного смещения этой группы событий составляет z* =2,6 при доверительном интервале 1,8 < z* < 3,6 (на уровне 1 а для самого консервативного критерия). Аналогично установлено, что трем группам гамма-всплесков с высокими (> 8,3 фотон* см-2-с-1), умеренными (3,9 — 8,3 фотон-см-2 - с-1) и низкими (< 3,9 фотон • см-2 • с-1) интенсивностями соответствуют средние красные смещения z* = 1,9 (доверительный интервал 1,2 < z* < 2,8), z* =2,4 (доверительный интервал 1,6 < <3,5) и z* = 3,7 (доверительный интервал 2,6 < z* <5,3), соответственно.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Санин, Антон Борисович, 2003 год

1. Klebesadel R.W. et al., 1973, ApJL, V. 182, L85

2. Los Alamos Workshop on Gamma-Ray Burst Taos, New Mexico, July 29-August ed. Ho C., Epstein I.R., Fenimore E.E. Cambrige Univ. Press (1992)

3. Hartmann D. et al., 1990, ApL, V. 348, L625

4. Lamb D.O., 1993, In Neutron stars: Theory and Observation (Eds J. Ventura, D. Pines), p.545

5. Мазец Е.П. и др., 1980, Письма в АЖ, Т. 6, Ст. 609 613

6. Mazets Е.Р., Golenetskii S.V., 1981, Ap&SS, V. 75, P. 47

7. Cline T.L., 1982, Proc. of AIP Conf. N 77 Gamma-Ray Transient and Related Astrophysical Phenomena, Ed. R.E. Lingenfelter, H.S. Hudson and D.M. Worgall, N.Y., P. 17 33

8. Голенецкий C.B. и др., 1982, Письма в АЖ, Т. 8, Ст. 657 662

9. Мазец Е.П. и др., 1980, Письма в АЖ, Т. 6, Ст. 706 711

10. Barat С. et al., 1983, Astron. Astrophys., V. 126, P. 400

11. Hurly K.C., 1984, Proc. of Gamma-Ray Bursts 141, eds. Liang P. and Petrosian V. (AIP:New York), P. 23

12. Mazets E.P. et al., 1981, Nature, 1981, V. 290, P. 378-382

13. Teegarden B.J. et al., 1980, ApJL, V. 256, L67-L70

14. Murakami T. et al. 1988, Nature, V. 335, P. 234

15. Share G. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts, P. 249

16. Barat C., 1993, A&AS, V. 97, P. 43

17. Tsygan A.I., 1975, A&A, V. 44, P. 21

18. Bisnovatyi-Kogan G.S. et al., 1975, Ap&SS, V. 35, P. 23

19. Meegan C.A. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 3

20. Briggs M.S., 1995, Ap&SS, V. 231, P. 3

21. Shklovskii I.S., Mitrofanov I.G., 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc., V. 212, P. 545

22. Briggs M.S. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 299

23. Paczynski В., 1991, Acta Astronomica, V. 41, P. 257

24. Piran T. et al., 1992, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 265, P. 149

25. Mao S., Paczynski В., 1992, ApJL, V. 388, L45

26. Dermer C.D. 1992, Phys. Rev. Lett., V. 68, P. 1799

27. Fenimore E.E. et al. 1993, Nature, V. 366, P. 40

28. Mitrofanov I.G. et al. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 307, P. 187

29. Norris J.P. et al. 1994, ApJ, V. 424, P. 540

30. Mitrofanov I.G. et al. 1996, ApJ, V. 459, P. 570

31. Mitrofanov I.G. et al. 1996, ApJ, V. 459, P. 570

32. Piro L., Scarsi I. and Butler R. 1995, Proc. SPIE, 2517, P. 169

33. Jager R. et al. 1995 Adv. Space Res., V. 13, P. 315

34. Bonura A. et al. 1992, Proc. SPIE, 1743, P. 510

35. Costa E. et al., 1997, IAU Circ. №6572

36. Paradijs J. et al. 1997, Nature, V. 386, P. 686

37. Kailash C. et al. 1997, Nature, V. 387, P. 476

38. Costa E. et al., 1997, IAU Circ. №6649

39. Metzger M. et al. 1997, Nature, V. 387, P. 878

40. Groot P.J. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 499

41. Pedersen H. et al., 1998, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 530

42. Frail D.A. et al. 1997 ApJL, in press

43. Meszaros P. and Rees M. 1997, ApJ, V. 424, P. 540

44. Kopylov A.I. et al. 1997, IAU Circ. №6663

45. Fishman G.J. et al., 1994, ApJSS, V. 92, P. 229

46. Fishman G.J. et al., 1993, In ST LOUIS, P. 669 680

47. Mitrofanov I.G. et al. 1993, Proc. of Compton Gamma-Ray Observatory (AIP: New York), V. 280, P. 761

48. Norris J.P. 1997, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 428, P. 176

49. Mitrofanov I.G. et al. 1999, ApJ, V. 523, P. 610

50. Mitrofanov I.G. et al. 2001, ApJ, V. 547, P. 334

51. Stern B.E., Poutanen J. & Svensson R., 1999, ApJ, V. 510, P. 312

52. Norris J.P. 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 307, P. 177

53. Meredith D. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts Workshop (AIP: New York), V. 307, P. 701

54. Bhat N. et al., 1994, Proc. of Gamma-Ray Bursts Workshop (AIP: New York), V. 307, P. 701

55. Lamb D.O. et al., 1993, ApJL, V. 413, Lll

56. Fenimore E.E. & Ramirez-Ruiz E. 2000, astro-ph/0004176

57. Reichart D.E. et al., 2001, ApJ, V. 552, P. 57

58. Norris J.P. et al. 2000, Proc. of Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 78

59. Dermer C.D., Chiang J., 1999, astro-ph/9912164

60. Hurley K.C. et al., 1994, Nature, V. 372, P. 652

61. Klebesadel R. et al., 1994, Proc. Los Alamos Workshop (Cambridge: Cambridge Univ. Press), V. 161

62. Dezalay J., 1992, Proc. Gamma-Ray Burst Workshop (AIP: New York), V. 265, P. 304

63. Kouveliotou C., et al., 1993, ApJL, V. 413, L101

64. Koshut T. et al. 1996, ApJ, V. 463, P. 570

65. Meegan C.A. et al., 1996, Ap&SS, V. 106, P. 6565 66 [67 [68 [69

66. Интернет сайт эксперимента BATSE: http://www.batse.msfc.nasa.gov/batse/grb/70 7172 73 [74 175 [76 [77 [78 [79 [80 [81 [82 [83 [84

67. Schmidt М. et al. 1965, ApJ, V. 151, P. 393 Schmidt M. et al. 1988, ApJL, V. 329, L85 Paciesas W.S., et al., 1999, ApJS, V. 122, P. 465 Mazets E.P. et al., 1981, Ap&SS, V. 80, P. 3

68. Paczynski В., 1990, ApJ, V. 348, P. 485

69. Briggs M.S., 1993, ApJ, V. 407, P. 126

70. Band D.L., 1993, ApJ, V. 413, P. 281

71. Costa E. et al., 1997, Nature, V. 387, P. 783

72. Groot P.J. et al., 1997, IAU Circ. №6584

73. Fruchter A. et al., 1999, ApJ, in press (astro-ph 9807295)

74. Kawabata K.S. et al., 2003, ApJL, V. 593, L19

75. W. et al., 2003, GCN Circ. №2078

76. Bisnovatyi-Kogan G.S., Timokhin A.N., 1999, A&AS, V. 138, P. 489

77. Kehoe R. et al, 1999, AAS, 194th AAS Meeting, V. 31, P. 967

78. Kulkarni S. et al., 1998, Nature, V. 393, P. 35 39

79. Bonnell J.T. et al., 1998, ApJ, V. 490, P. 78

80. Mitrofanov I.G. et al. 1999, ApJ, V. 522, P. 1069

81. Mitrofanov I.G. et al., 1998, ApJ, V. 504, P. 925

82. Preece R.D. et al., 2000, ApJS, V. 126, P. 19

83. Higdon J.C. к Lingenfelter R.E., 1996, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 384, P. 402

84. Kommers J.M. et al., 1997, ApJ, V. 491, P. 704

85. Mitrofanov I.G. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 235

86. Briggs M.S. et al., 1999, ApJ, V. 524, P. 82

87. Mitrofanov I.G. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 68

88. Sanin A.B. et al., 2001, Proc. Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era (Springer), XIX, P. 84

89. Mitrofanov I.G. et al., 2003, ApJ, V. 584, P. 904

90. Mallozzi R.S. et al., 1995, ApJ, V. 454, P. 597

91. Piran Т. к Narayan R., 1996, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 384, P. 233

92. Lloyd N.M. к Petrosian V., 1999, ApJL, V. 511, L550

93. Brainerd J.J. et al., 2000, Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 150

94. Press, W.H., et al., 1992 Numerical Recipes in C, 2nd ed., Cambridge University Press

95. Sanin A.B. et al., Proc. Gamma-Ray Bursts (AIP: New York), V. 526, P. 92

96. Krumholz M., Thorsett S.E. к Harrison F.A., 1998, ApJL, V. 506, L81

97. Rowan-Robinson M., 1999, Ap&SS, V. 266, P. 291

98. Lamb D. & Reichart D.E., 2001, Proc 20th Texas Symp. on Rel. Astrophys., (AIP: New York), V. 599

99. Mitrofanov I.G. et al., 1992, Proc. Gamma-Ray Bursts: Observations, Analyses and Theories, (Cambridge: Cambridge Univ. Press), V. 203