Цель: как можно быстрее и однозначнее выяснить природу нового оптического транзиента (темп, спектр/термальность, энерговыделение, окружение, связь с высокоэнергетическими/нейтринными источниками).
Короткий план (временные окна и действия)
- Мгновенная реакция: $0-1\min$ - Получить локализацию, оповестить сеть (GCN/VOEvent).
- Роботизированная широкополосная фотометрия (фильтры $g,r,i$, экспозиции $\sim 10-60\mathrm{s}$ в зависимости от яркости).
- Быстрая низкоразрешающая спектроскопия, если доступна (экспозиция $\sim 300-600\mathrm{s}$ для $m\lesssim 19$).
- Проверка совпадений с гамма/радио/нейтрино/GW триггерами.
- Ранний этап: $1\min -1\mathrm{hr}$ - Глубокая многофильтровая фотометрия ($u,g,r,i,z,J$), каденс $\sim$ каждые $5-15\min$.
- Быстрая X-ray проверка (Swift/XRT, NICER) — слепок в первые часы.
- Запрос на Target-of-Opportunity (ToO) для среднеразрешающей оптики/спектра (R~$1000-5000$).
- Радиосерчение (e.g. VLA/MeerKAT/ASKAP) на поздних минутах–часах, экспозиции $\sim 10-60\min$.
- Промежуточный этап: $1\mathrm{hr}-24\mathrm{hr}$ - Высококачественные спектры (оптика/NIR) для z, линий и скоростей.
- Мониторинг оптической световой кривой с каденсом $0.5-2\mathrm{hr}$.
- X-ray глубокие наблюдения (часы).
- Радио- и mm- наблюдения ($0.1-10\mathrm{GHz}$, ALMA/NOEMA для mm).
- Запросы в IceCube/ANTARES на совпадение нейтрино.
- Среднесрочный этап: $1-14\mathrm{days}$ - Дневной/ночной фотометрический мониторинг (снижение каденса по мере стабилизации).
- Повторные спектры для эволюции линий/температуры.
- Поляриметрия (оптическая/радио) для оценки геометрии/магнитного поля.
- VLBI для точной позиции и структуры в радио (если есть радиоизлучение).
- Долгосрочный этап: $weeks-months$ - Хост-галактика: глубокая оптика/NIR, спектроскопия для типа галактики и красного смещения.
- Суточные/недельные радио/X-ray наблюдения на протяжении месяцев для отслеживания поздних всплесков/шоков.
- Архивный поиск повторов (если импульсный источник).
Инструменты по диапазонам (обязательные/желательные)
- Оптика: роботы для быстрого обнаружения (ZTF, ATLAS, ASAS-SN), роботы для интенсивного следования (Las Cumbres), средние/большие телескопы для спектроскопии (e.g. Keck, VLT, GTC).
- NIR/UV: Swift/UVOT, NIR-спектрографы (e.g. Gemini GNIRS) — важны для красных/потухающих объектов и килоновад.
- Рентген/гамма: Swift/BAT+XRT, NICER, XMM-Newton, Chandra, Fermi-LAT/GBM — для высокоэнергетической эмиссии.
- Радио/mm: VLA, MeerKAT, ASKAP, ALMA, VLBI-сети — для шоковой/синхротронной эмиссии и точного позиционирования.
- Нейтрино/Гравитационные волны: IceCube, ANTARES/KM3NeT, LIGO/Virgo/KAGRA — запросы на совпадения.
- Каталоги/архивы: Pan-STARRS, SDSS, Gaia, 2MASS, WISE для хоста и прошлой активности.
Методы анализа
- Фотометрия и световые кривые
- Калибровка, вычитание хоста PSF/шаблоном, измерение многополосных кривых.
- Модели:
- Синхротронный: $F_{\nu }(t)\propto t^{-\alpha }{\nu }^{-\beta }$. Оценить $\alpha$ и $\beta$ и проверить closure-отношения (напр., для стандартного внешнего шока: связи между $\alpha$ и $\beta$ в зависимости от режима охлаждения).
- Тепловой/чёрнотельный: фит по спектру и кривой температур $T(t)$ и радиусу $R(t)$ через $L=4\pi R^2\sigma T^4$.
- Kilonova/SN шаблоны: приведение к библиотекам (e.g. SNcosmo, POSSIS) и оценка массы/скорости выброса.
- Параметрическая подгонка MCMC/ nested sampling для пост. распределений параметров; критерии сравнения моделей: байесовский фактор, AIC/BIC.
- Спектроскопия
- Идентификация линий, измерение z по ${\lambda }_{\mathrm{obs}}=(1+z){\lambda }_{\mathrm{rest}}$.
- Ширина линий → скорость: $v=c\frac{\Delta \lambda }{\lambda }$.
- Измерение эквивалентной ширины, химического состава, плотности (по соотношениям линий).
- Разделение континуума (термальный vs нех-термальный), Fit черно-тела/синхротронного континуума.
- Временная эволюция линий (рекомбинация, шоковые профили, P-Cygni) — диагностические для SN/TDE/GRB.
- SED и многодиапазонный анализ
- Построить SED от радиo до гамма, найти брейки/пики (например, синхротронный ${\nu }_m,{\nu }_c$).
- Энергетика: интегрированный световой поток $E_{\mathrm{rad}}=\int F_{\nu }d\nu dt$ (оценка излученной энергии).
- Моделирование взаимодействия с окружением (ISM плотность $n$, профиль ветра).
- Временные корреляции и совпадения
- Статистическая проверка совпадения с гамма/нейтрино/GW по времени и позиции (p-value, likelihood ratio).
- Если нейтрино/гамма совпадают — оценка вероятной связи и энергий.
- Поляризация
- Степень и угол поляризации как индикаторы геометрии и магнитных полей; высокая поляризация → асимметричный/релативистский джет.
Критерии классификации (примерные правила принятия решений)
- Очень быстрое затухание (минуты–часы) + сильное нелинейное цветовое изменение + отсутствие линий → шоковый breakout/короткий GRB afterglow.
- Пиковая оптика через дни + широкие P-Cygni линии → SN типа Ib/c или II; скорость из ширины линий ($v\sim 10^3-10^4\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$).
- Красное быстрое затухание (дни) + NIR-peak, без сильных линий → килонова (оценка массы $M_{\mathrm{ej}}$ и состава по моделям).
- Сильный X-ray + яркая радио + плоский оптический спектр → afterglow/AGN flare.
- Совпадение с нейтрино/гамма → возможный блазaр/GRB/TDE; требуются быстрые глубокие спектры и VLBI.
Организация и автоматизация
- Pipeline для быстрого отбора: фильтрация по времени/яркости/локализации, автоматические запросы ToO.
- Формат обмена результата: позиция, яркость, спектр, вероятность совпадения, классификация с вероятностями.
- План проведения повторных наблюдений на основе текущей классификации (адаптивная стратегия).
Короткие формулы/шаблоны, которые применять
- Временная зависимость синхротронного потока: $F_{\nu }(t)\propto t^{-\alpha }{\nu }^{-\beta }$.
- Скорость из линии: $v=c\frac{\Delta \lambda }{\lambda }$.
- Чёрнотельная энергия/радиус: $L=4\pi R^2\sigma T^4$.
- Байесовская оценка: сравнить модели через байесовский фактор $K=\frac{p(D|M_1)}{p(D|M_2)}$.
Результат: используя многодиапазонные быстрые измерения (оптика/NIR/UV, X-ray, радио, нейтрино/гамма) с высокочастотным ранним каденсом и последующим глубоким спектроскопическим мониторингом, вместе с MCMC/байесовским сравнением физических моделей и проверками совпадений, можно в $\sim 24-72\mathrm{hr}$ получить устойчивую классификацию и физические параметры источника; окончательная проверка и хост-исследование — в течение недель–месяцев.