Кратко и по шагам — что я бы сделал для подтверждения, локализации и интерпретации внегалактического яркого радиоимпульса, с учётом международных сетей.
1) Быстрая проверка и верификация
- Проверка сырых данных, повторная свёртка и откат к калибровочным данным (искать артефакты).
- Исключить РЧ-помехи: проверить другие пучки/антенны/поляризации, временные и частотные признаки RFI.
- Сигнатура: SNR и значимость — требовать SNR $>10$ (или критерий, используемый инструментом).
- Сравнить с одновременными телескопами (если есть) и с историей прицела.
2) Немедленная рассылка и координация
- Выпустить автоматическое оповещение через VOEvent/GCN/AMON с временной меткой, частотой, полосой, SNR, предварительной локализацией и поляризацией в течение $\lesssim 1$ часа.
- Связаться с ключевыми инструментами: CHIME/FRB, ASKAP, MeerKAT, VLA, ATCA, LOFAR, EVN/VLBI-сети, Parkes/FAST; и многомессенджерными: Swift/Fermi, LIGO/Virgo/KAGRA, IceCube.
3) Локализация
- Если это однодисковая детекция — оценить локализацию: single-dish $\sim$ десять(ы) дуговых минут ($\sim 1^{\prime }-30^{\prime }$), мешает поиск хоста.
- Перекрыть наблюдения интерферометром для точности до $\lesssim 1^{\prime \prime }$.
- Для миллисекундной точности использовать VLBI (EVN/VLBA) — локализация до $\sim 1\text{mas}$.
- Если возможно — формировать tied-array beams для немедленной узкой локализации.
4) Многочастотные и многомессенджерные наблюдения
- Радио: покрыть широкую полосу от низких частот ($\sim 10\text{MHz}$) до высоких ($\sim 100\text{GHz}$) в разные сроки (немедленно, через часы, дни, недели).
- Поляризация (линейная/круговая), измерить RM и его изменение.
- Оптичес/НУ/рентген/гамма: инициировать быстрые репойнты (Swift, ground-based optical) и длительные наблюдения (VLT, Keck, Gemini).
- Проверить совпадения в neutrino/GW-каталогах (IceCube, ANTARES; LIGO/Virgo).
5) Ключевые измерения и расчёты
- Дисперсионная мера: $DM=\int n_{e}dl$ — измерить и вычесть вклад Галактики по моделям (NE2001, YMW16) для оценки вкладa IGM/хоста.
- Спектр: оценить индекс $\alpha$ в $S_{\nu }\propto {\nu }^{\alpha }$.
- Временная структура: минимальная вариабельность $\Delta t$ даёт ограничение на размер $R\lesssim c\Delta t$.
- Люминозность: $L_{\nu }=4\pi D_L^2{S}_{\nu }$ (где $D_L$ — люминозное расстояние, извлекаемое по $z$).
- Яркостная температура: $T_B=\frac{S_{\nu }{c}^2}{2k_B{\nu }^2\Omega }$ — оценить необходимость кохерентного излучения.
- Измерить RM и ширину скattering ($\tau$) для оценки среды хоста.
6) Сценарии и критерии различения
- FRB (прерывистый/повторяющий): высокое $DM$, миллисекундовые пики, высокая $T_B$, сильная поляризация; поиск повторов.
- GRB-сопровождение/радиоафтеглоу: ожидается многодневная эволюция, спектр меняется, оптический/X-ray контрпар.
- TDE/AGN flare: более длительная шкала ($\text{дни–месяцы}$), возможно связанная с галактическим ядром; поиск постоянного радиоисточника.
- Сверхновая/килонова радиоращение: медленная нарастание/затухание, синхротроный спектр.
Использовать временную эволюцию, спектральный индекс, поляризацию и локализацию по хосту для дискриминации.
7) Хост-галактика и статистика
- Глубокие оптичес/IR-снимки и спектроскопия для определения $z$ и типа галактики; оценить вероятность случайной проекции.
- Соотнести положение с ядром/звёздными скоплениями/пульсарными локусами.
8) Архивы и повторные поиски
- Искать повторные импульсы в накопленных данных и в архивах других инструментов.
- Проверить исторические радио/оптические карты на предшествующую активность.
9) Документация и публикация
- Сохранить и распространить сырые данные и калибровки; опубликовать VOEvent обновления и, при подтверждении, circular/реферативную статью.
- Координировать открытый доступ к данным при необходимости.
10) Оценка неверифицируемости и систематики
- Всегда держать альтернативу инструментального/помехового происхождения и помнить о неопределённостях в оценках $DM\to z$ и в моделях среды.
Коротко: быстро верифицировать и исключить RFI, немедленно оповестить сети, получить интерферометрическую/ВАС-локализацию, покрыть множество частот и носителей (оптика/X/γ/ν/GW), измерить $DM$, $RM$, спектр и временную эволюцию, связать с хостом и сравнить с физическими моделями (FRB, GRB, TDE, AGN, SN).