\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, который произошел 18 апреля 2003 г. 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, Намибии 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 45 см), способные навестись на
область локализации гамма-всплеска за 5-6 секунд и автономно получать
фотометрические данные (см Akerlof et al., astro-ph/0210238).

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 (крестики) и Магеллан (ромбики).
Кривые на рисунке представляют различные модели, призванные об'яснить
поведение блеска оптисеского двойника. Популярные модели медленного
охлаждения ( штриховая кривая) и комбинированная медленного и быстрого (см.
astro-ph/9712005) 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 как раз похожей формы, см.  сплошную
кривую, построенную по наилучшим образом соответствующим параметрам.  В
предположении средних параметров межзвездной среды, а также сверхмассивной
звезды - прародителя гамма барстера, параметры кривой позволяют оценить темп
потери ею массы dM/dt, получающийся порядка 10**-3 масс Солнца в 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 конечной стадией эволюции сверхмассивных звезд.



\end{document}