Модель (кратко):
- Короткие гамма‑всплески — результат слияния компактных объектов: нейтронная звезда + нейтронная звезда (NS–NS) или нейтронная звезда + черная дыра (NS–BH). Слияние даёт аккреционный диск и запускает релятивистский джет; гамма‑импульс — из внутренних процессов в джете (внутренние шоки / магнитная диссипация), послесветимость — внешним ударом джета и радиоактивным распадом r‑процессных ядер (килонова).
- Последовательность: гравитационный сигнал (сhirp) → время слияния $t_0$ → через $\Delta t\sim 0.01-2$ с возникает короткая гамма‑импульс (длительность $\lesssim 2$ с) → X/оптическая/радио послесветимость (от секунд до месяцев) + килонова в опт/ИК через дни.
Ключевые физические параметры (ориентиры):
- компоненты: массы $m_{1,2}\sim 1.1-2.0M_{\odot }$ (NS) или BH $m\gtrsim 3M_{\odot }$;
- изотропная эквивалентная энергия гамма‑излучения $E_{\mathrm{iso}}\sim 10^{49}-10^{52}$ эрг;
- начальный лоренцев фактор джета $\Gamma \sim 10^2-10^3$;
- масса вылетающего материала (ejecta) для килоновы $M_{\mathrm{ej}}\sim 10^{-3}-10^{-1}{M}_{\odot }$;
- скорость ejecta $v\sim 0.1-0.3c$;
- яркость килоновы: пиковая светимость $L_{\mathrm{peak}}\sim 10^{40}-10^{42}$ эрг/с, с «голубой» компонентой на $t\sim 1$ сут и «красной» на $t\sim 3-7$ сут (зависит от содержания лантаноидов).
Набор многоспектральных наблюдений, подтверждающих гипотезу (что короткий GRB — результат NS–NS/NS–BH слияния):
1) Гравитационные волны:
- обнаружение chirp‑сигнала с массами компаньонов в диапазоне $m_{1,2}$ типичных для NS; совпадение по времени: максимум сигнала (момент слияния) $t_0$ и гамма‑всплеск в пределах $\Delta t\lesssim 2$ с (подтверждение causal связи).
- параметры: общая масса $M_{\mathrm{tot}}$, масса места и спин дадут прогнозы о том, образовался ли BH мгновенно (малый диск) или долгоживущий гипермасивный NS (большой диск). Соответствие ожиданий (напр., низкомассовый остаток → яркая голубая килонова) подтвердит модель.
2) Промпт гамма‑излучение:
- длительность $\lesssim 2$ с и спектр с энергопиком $E_{\mathrm{peak}}$ в сотнях keV;
- быстрые временные вариации, высокая $\Gamma$ (отсутствие сильного фотон‑фотон поглощения даёт ограничение $\Gamma \gtrsim 100$);
- время задержки $\Delta t_{\gamma }=t_{\gamma }-t_{\mathrm{GW}}$ малое ($\sim 10^{-2}-2$ с) — согласуется с запуском джета при/сразу после слияния.
3) Оптическая / инфракрасная (килонова):
- поиск в пределах локализации GW+GRB в первые часы–сутки; обнаружение трансienta с двумя компонентами:
- «голубая» компонента: пик в $t_{\mathrm{peak}}\sim 0.5-2$ сут, температура $\sim 7000-10^4$ K, связана с менее нейтронной (низкий содержание лантаноидов) быстро движущейся частью; подразумевает ранний аннинелированный/дисковый вынос;
- «красная» компонента: пик в $t_{\mathrm{peak}}\sim 3-7$ сут, пик в ИК, высокая легкость лантаноидов.
- измерение массы и скорости ejecta через световые кривые даёт $M_{\mathrm{ej}}$ и $v$ — согласие с предсказанными $M_{\mathrm{ej}}\sim 10^{-3}-10^{-1}{M}_{\odot }$ и $v\sim 0.1-0.3c$ подтвердит r‑process kilonova.
4) Рентген / X‑ray:
- ранняя X‑эмиссия (секции секунд–часов) как afterglow от внешнего шока; световая кривая и спектр должны согласовываться с синхротронной моделью;
- возможная длительная X‑плато (> $10^2-10^4$ с) укажет на надёжно долгоживущий магнетарный остаток (центральный двигатель). Отсутствие плато при высокой общей массе (быстрый коллапс в BH) — тоже тест.
5) Радио:
- внешнеударная радио‑afterglow, пик через недели–месяцы; время и амплитуда пика даёт энергию джета и угол открытия ${\theta }_j$ (из джет‑брейка): примерно ${\theta }_j\sim 0.1$ радиан для $t_j\sim$ дни—недели (можно использовать стандартную скейлировку).
- VLBI‑изображения смещения источника подтвердят релятивистский джет и его структура (коррелируют с офф‑акси наблюдением).
6) Синхронность и локализация:
- совпадение по времени и пространству GW + гамма + опт/ИК/рентген с несколькими независимыми детекторами; согласованная последовательность (GW → GRB → kilonova → X/radio afterglow) — сильное подтверждение.
Набор наблюдений, опровергающих гипотезу NS–NS/NS–BH:
- отсутствие GW‑chirp при детекторной чувствительности, достаточной для подобных масс и расстояний (т.е. если GRB близкий и ожидался GW) — снижает вероятность слияния;
- отсутствие килоновой (при адекватном глубоким оптическом/ИК‑мониторинге) в локализации GW+GRB — указывает на другой источник (напр., BH–BH или магнитарный всплеск);
- гамма‑всплеск с длительностью $\gg 2$ с и спектром, несовместимым с короткими GRB, или появление вблизи активной звезды в нашей галактике (SGR giant flare) — альтернативы;
- если GW покажет компоненты с массами $\gtrsim 10M_{\odot }$ (BH–BH) и при этом наблюлен сильный GRB без промежуточного механизма — модель NS–NS/NS–BH маловероятна.
Короткая свёртка: необходимые наблюдения для подтверждения — детекция GW‑chirp с массами NS, почти одновременный ($\Delta t\lesssim 2$ с) короткий гамма‑импульс, ранний оптич./ИК обнаружение килоновы с двухкомпонентной световой кривой, X‑ray afterglow (и/или плато) и поздний радио‑пик; несовпадение любой ключевой составляющей (при адекватном покрытии) ставит под сомнение модель слияния.