\documentclass[12pt]{article}
\usepackage[koi8-r]{inputenc}
\usepackage[russian]{babel}
\usepackage{psfig}
\textheight=23cm
\textwidth=16.5cm
\topmargin=-1.5cm
\hoffset=-1.5cm


\begin{document}

\begin{figure}[ht]
\psfig{figure=f1b.ps,height=10cm}
\caption{.
\label{fig:r1}}
\end{figure}

На рисунке изображена кривая блеска оптического двойника гамма-всплеска GRB
030418. Наиболее важная, ранняя часть кривой получена с помощью
австралийского
телескопа из массива ROTSE-III (Роботизированный эксперимент по поиску
оптических транзиентов)

Четыре роботизированных телескопа ROTSE-III (http://www.rotse.net/),
установленные на данный момент в Австралии, Техасе, Нанибии и Турции, являются
детищем совместного проекта Национальной Лаборатории в Лос-Аламосе,
Мичиганского Университета, Ливерморской Лаборатории, Австралийского 
Университета Нового Южного Уэльса и германского Института Макса Планка, 
и представляют собой полностью автоматизированные
небольшие телескопы (диаметр зеркала около 30 см), способные навестись на
область локализации гамма-всплеска за 5-6 секунд и автономно получать
фотометрические данные (см Akerlof et al., 2003).

Рисунок явно свидетельствует о наличии максимума на кривой блеска. Помимо
данных с ROTSE (треугольники), на него нанесены более поздние наблюдения сделанные в
Австралии на 40-дюймовом телескопе обсерватории Сайдинг Спринг (квадратики),
а также на телескопах Лоиано (Ferrero et al. 2003; крестики) и Магеллан
(Dullighan et al. 2003c,d ; ромбики). Кривые на рисунке представляют 
различные модели, призванные об'яснить поведение блеска оптисеского
двойника. Популярные модели медленного охлаждения (Sari et al. 1998 ;
штриховая кривая) и комбинированная медленного и быстрого не очень хорошо
описывают растущую часть кривой и плато. Авторы статьи предлагают
модифицированную модель: выброс энергии происходит не просто в межзвездную
среду, а в вещество, потерянное массивной звездой за время эволюции
посредством звездного ветра. В таком случае кривая блеска должна
аппроксимироваться профилем $F_\nu ~=~ F_0 ~t^{- \alpha} ~e^{- \beta_t /
t}$. Сплошная кривая построена по наилучшим образом соответствующим
параметрам $\alpha ~=~ 1.36 \pm 0.02$, $\beta_t ~=~ 1.81(\pm 0.05)\times
10^3$ s. В предположении средних параметров межзвездной среды, а также
сверхмассивной звезды - прародителя гамма барстера, авторы оценивают темп
потери ею массы, около $dM/dt ~\sim ~10^{-3} M_{\odot}$/год. Оценка эта на порядок-два
выше типичных значений, полученных для очень массивных звезд, но в оценке
$dM/dt$ присутствуют значительно неопределенные факторы. Главная идея работы
в том, что происхождение гамма-барстеров все более и более связывается с
конесной стадией эволюции сверхмассивных звезд.





\end{document}