WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 8 |

«ЗВЕЗД ...»

-- [ Страница 5 ] --

Похоже, что наблюдаемые закономерности вариаций блеска могут быть связаны с ансамблем микровспышек длительностью от десятых долей секунды до десятков секунд. Геометрическое среднее по ансамблю дает грубую оценку «типичной» микровспышки на V390 Aur. Согласно нашей «игрушечной модели», «типичная» микровспышка имеет максимальную амплитуду 0.005 звездной величины, частота вспышек 0 0.15 s 1, и продолжительность около 4 секунд. Она вносит существенный вклад в общую мощность на частоте около 1 Гц, в диапазоне частот f 0.125 Гц.


Выход энергии от усредненных по ансамблю микровспышек оценивается как E 8 10 4 звездной светимости. Таким образом, энергия, выделяемая

7.6 1031 erg микровспышками составляет при светимости звезды L = 9.6 10 34 erg s 1. Таким образом, на V390 Aur усредненная по ансамблю микровспышка может излучать ту же энергию, что и большая вспышка на Солнце. Поток энергии на нагрев короны можно ожидать на уровне примерно (1 – 2) % от общей мощности микровспышек.

4.4.7. Приложение

–  –  –

(4.17) Пусть F ( ) - преобразование Фурье функции h(t )

–  –  –

Чтобы упростить подход, мы предполагаем постоянную амплитуду A0 и одинаковую продолжительность 0 для всех импульсов. Как уже было сказано выше, вспышку можно представить в виде амплитудно-модулированного (АМ) сигнала. В случае микровспышек значительная часть мощности сигнала может концентрироваться в несущей частоте (ВЧК). Амплитудная модуляция выражается произведением:

–  –  –

Глубина модуляции k показывает насколько модулированная переменная колеблется относительно своего «базового» уровня, т. е. для k = 0.5 амплитуда колеблется в пределах на 50% выше и ниже немодулированного уровня.

Кривая блеска V390 Aur 7 февраля 2009 года (рис. 4.32) обеспечивает k 30%.

Микровспышки на Солнца демонстрируют глубину модуляции до k 50% [104]. Односторонний спектр АМ сигнала имеет вид

–  –  –

График множителя показан на рис 4.37.

Таким образом, зная выражения функций плотности вероятности амплитуды вспышек, их длительности, частоты появления, а также частоты колебаний 0, мы можем вычислить выходное излучение вспышки, а также ее спектр мощности.

–  –  –

4.5. Фликеринг и колебания катаклизмической переменной KR Aurigae KR Aur известна как антикарликовая новая в тесной двойной системе, состоящей из белого карлика и красного карлика с периодом обращения 3.91 часа. Здесь представлены результаты высокоскоростного мониторинга KR Aur течение 3 ночей в феврале 2002 на 2-м телескопе на пике Терскол в полосе U с временным разрешением 0.1 с. Наши наблюдения показали, что KR Aur была в состоянии яркого блеска. Быстрые мерцания (фликеринг) и когерентные колебания наблюдались с амплитудой от несколько сотых до нескольких десятых звездной величины на временных масштабах от 5 секунд до минуты.

Суммарная мощность кратковременных вариаций составляла около 1.2% от звездной светимости в U фильтре. Когерентные колебания около 0.04 Гц наблюдались в течение нескольких ночей с временем когерентности не менее 7000 циклов. Мощность колебаний составляла 0.6% в полосе U.

4.5.1. Введение. KR Aur классифицируется как антикарликовая новая.

Время от времени он демонстрирует значительные падения яркости, мерцания с амплитудой в несколько десятых звездной величины на широких временных масштабах, монохроматические и квазипериодические колебания с периодами от секунд до минут в оптическом и рентгеновском диапазоне. KR Aur наблюдалась нами фотометрически в высоком состоянии блеска в полосе U с 2-м телескопом на пике Терскол, оснащенном скоростным двухканальным фотометром в период 8-10 февраля 2002 года. Время выборки составляло 0.1 сек, а время измерений до одного часа. Кривая блеска переменной демонстрирует сильные вариации на временных масштабах от нескольких секунд до нескольких минут. Одновременные кривые блеска звезды сравнения в процессе наблюдений показывают колебания яркости, которая не превосходят уровня фотонного шума.

4.5.2. Фликеринг. Явление, называемое фликерингом (мерцания) присутствует во всех карликовых новых на всех этапах активности [74]. Это случайные изменения яркости с непрерывным распределением по частоте.

Фликеринг, как предполагается, возникает от горячего диска расположенного близко к белому карлику. Распределение частот в спектре мощности дает некоторое представление о геометрической протяженности источников фликеринга, т.е. либо это точечный, либо протяженный оптически толстый источник. Наши наблюдательные данные позволяют проследить свойства фликеринга вплоть до 5 Гц. Как будет показано ниже, фликеринг KR Aur падает практически до нуля, на временном масштабе короче 5 сек.





Ввиду случайного характера мерцаний, есть некоторые трудности для обнаружения собственной переменности звезды малого масштаба, скрытой в шумах. Новый перспективный инструмент для решения проблемы связан с теорией, учитывающей статистику квантов. Внутреннюю активность можно обнаружить с помощью факторных моментов [108]. Вопросы обнаружения стохастической переменности подробно изложены в разделе 1.5. Выражение ( 4.11)

–  –  –

Aur с амплитудой около 0.15 звездных величин. В то же время звезда сравнения показывает изменения яркости, которая не превышают фотонного шума.

Демонстрация техники показана на рис. 4.39. спектр опорной звезды не Рис. 4.38. Кривые блеска с временным разрешением 1.5 сек КР Aur (вверху) и опорной звезды (внизу) на 8 февраля 2002. Пик Терскол, 2 м телескоп, фильтр U.

превышает 95% доверительного барьера. Совершенно иная ситуация имеет место в случае KR Aur. спектр отчетливо показывает наличие активности в диапазоне 0.003 - 0.2 Гц. Относительная мощность кратковременных вариаций KR Aur оказывается около 1.2% от общей светимости в фильтре U. Для частот выше 0.2 Гц мерцания находятся под пороговым уровнем.

Если флуктуации импульсов излучения возникают случайно ( дробовой шум ), тогда форма спектра мощности в соответствии с теоремой Карсона (Carson) имеет тот же вид, что и спектр отдельного импульса [174]. В случае дробового шума частота импульсов, их эффективная длительность могут быть установлены из непрерывного спектра мощности в области низких частот.

Рис. 4.39. Относительные спектры мощности КР Aur (вверху) и опорной звезды (внизу). Верхние 95% уровни достоверности показаны штриховой линией.

Конкурирующим механизмом, приводящим к вариациям оптической светимости, может быть более или менее периодический источник излучения.

Наблюдения дают свидетельства присутствия такой периодичности.

Помимо мерцаний когерентные колебания 4.5.3 Колебания.

наблюдаются в карликовых новых звездах в яркой стадии на временных масштабах от 10 до 30 сек, амплитудой от 0.0005 до 0.005 звездной величины [74]. Строго монохроматические когерентные колебания около 0.04 Гц были обнаружены в оптическом диапазоне на AH Her [147], U Gem [147]. На U Gem колебания с периодом около 25 с ( 0.04 Гц) наблюдались в мягком рентгеновском диапазоне [64]. На WZ Sge гармоники 0.036 Гц наблюдалась в течение нескольких лет, временами были замечены и другие гармоники [160].

Рис. 4.40. Спектры мощности KR Aur 8 февраля 2002, 17:28 (1), 10, 17:00 (2), 10, 17:52 (3) UT. 95 % доверительный уровень шумовых пиков показан пунктирной линией.

Для исследования частотного спектра колебаний кривые блеска в фильтре U подвергались стандартному спектральному анализу. Для обнаружения малых колебаний поначалу были удалены большие вариации интенсивности. Мы применяли высокочастотную цифровую фильтрацию со значением частоты среза 0.02 Гц. В данном анализе было использовано спектральное окно Тьюки [103]. Нормированные спектры мощности KR Aur на 8 февраля 2002, 17:28 UT, 10 февраля 2002, 17:00 UT, 10 февраля 2002, 17:53 UT, показаны на рис. 4.40.

Нормированный спектр мощности оценивает вклад гармоники в дисперсию ряда измерений. Спектральное разрешение по частоте во всех спектрах равно

0.0009 Гц. 99 % уровень доверия для белого шума показан пунктирной горизонтальной линией.

Анализ спектров мощности показывает, что все существенные гармоники (0.023, 0.029, 0.039, 0.059 Гц) демонстрируют свойства когерентных колебаний.

Гармоника 0.039 Гц является очень стабильной и присутствует в течение двух дней, другие гармоники присутствуют, во всяком случае, в течение двух серий наблюдений продолжительностью около 2 часов. Они демонстрируют время когерентности не менее 7000 и 150 циклов соответственно. Амплитуда импульсного излучения в полосе U составляет 0.006 звездной величины.

Как упоминалось выше, для изучения кратковременных вариаций был применен фильтр верхних частот для цифровой фильтрации кривых блеска. На рис. 4.40 хорошо видны также некоторые долгопериодичные колебания.

Анализ спектра мощности показал наличие низкокогерентных колебаний с периодами 125, 69, 61, 56, 51 сек. Эти гармоники, однако, были исключены из рассмотрения как менее надежные.

4.5.4 Фликеринг или колебания? Что на самом деле присутствует в вариациях блеска: фликеринг или колебания? Типичный спектр мощности мерцаний показывает непрерывное распределение плотности. Спектры мощности KR Aur, показывающие нескольких максимумов, указывают скорее на колебания, как самого популярного механизма. Можно предположить, что частота колебаний может быть отождествлена с Кеплеровской частотой в горячем диске вокруг белого карлика. Кеплеровская частота для белого карлика с массой 0.5 M вблизи его поверхности равна 0.070 Гц. Некоторые орбиты вблизи внутреннего края диска могут быть разрушены, что приводит к формирование случайных импульсов излучения на поверхности белого карлика.

Максимальная частота колебаний 0.059 Гц соответствует Кеплеровской орбите на расстоянии 1.12 радиуса белого карлика.

–  –  –

около 1.2% з светимости звезды в фильтре U.

Обнаружены когерентные колебания около 0.04 Гц с временем когерентности не менее 7000 циклов.

Колебания составляет 0.6 % в фильтре U. Было обнаружено, что мерцания падают практически до нуля на частотах выше 0.2 Гц. Спектры мощности KR Aur указывают на колебания как самого популярного механизма вариаций звезды в ее ярком состоянии.

4.6. Быстрая фотометрия галактик. Наблюдения кратковременных вспышек

Поиск оптических вспышек в направлении центра 4.6.1. Введение.

Галактики был выполнен в начале 1970-х [57]. Были также проверены области неба, содержащие часть Малого Магелланового Облака и шарового скопления 47 Tuc. Этот эксперимент был первой попыткой обнаружить поток электромагнитных волн, которые могли бы сопровождать такие энергетические события как импульсы гравитационных волн. Наиболее многообещающим источником гравитационных волн, которые, как ожидается, будут обнаружены в таких экспериментах, является коалесценция звезд в двойной системе в последние моменты их существования [109], [69]. Самые быстрые ожидаемые изменения на шкале времени в десятки миллисекунд совместимы с моделью сталкивающихся компактных объектов. Так численное изучение газодинамики коалесценции на заключительных стадиях в системе черная дыра - нейтронная звезда, когда разделение компонентов становится сопоставимым с радиусом звезды, было выполнено [124]. Динамическое развитие коалесценции было прослежено на интервале времени 23 миллисекунды, при этом оказалось, что нейтронная звезда была полностью разрушена. Диск аккреции, сформировавшийся вокруг черной дыры, содержит несколько десятых долей солнечной массы. Было также найдено, что некоторая часть массы системы (порядка 0.01 массы Солнца) может быть динамически выброшена из двойной системы в процессе коалесценции. Подобного рода события могут происходить с частотой коалесценции в парах нейтронная звезда - черная дыра в галактиках класса S0. Также хорошо известно, что каждая галактика со сфероидальным компонентом имеет в центре супермассивную черную дыру [84]. Аккреция вещества на центральную черную дыру также может приводить к кратковременным вспышкам блеска галактик.

Ясно, что скоростная фотометрия галактик может дать прямые доказательства существования таких гипотетических процессов как коалесценция звезд в парах и аккреция вещества на компактные объекты.

Следует отметить, что скоростная фотометрия галактик в оптическом диапазоне синхронно на нескольких телескопах была предпринята впервые.

Ниже мы сообщаем о фотометрическом мониторинге двух ярких галактик M85 и NGC 7331 с временным разрешением 0.01 с. Наблюдения проводились в фильтрах UBVRI с 2-м телескопом на пике Терскол, Крымскими 1.25 м и 50дюймовым телескопами, оснащенными высокоскоростными фотометрами со счетом фотонов.

Во время мониторинга в течение 1 часа мы обнаружили необычный всплеск излучения в ядре галактики M85. Были зарегистрированы внезапная вспышка с характерным временем менее 10 мс с последующим квазиэкспоненциальным спадом в течение примерно 1 с амплитудой около 2.5 зв.

вел. в полосе V. Никаких всплесков не было обнаружено у контрольной звезды, наблюдавшейся одновременно во втором канале фотометра.

Детальные формы большинства вспышек, зарегистрированных в [57] в направлении центра Галактики показали, что наблюдаемые вариации блеска могут быть связаны с источником постоянной яркости, перемещающимся поперек диафрагмы, например метеорами, пересекающими область наблюдений в фокальной плоскости телескопа. В нашем случае кривая блеска M85 имеет вид классической вспышки - быстрое повышение и экспоненциальный спад блеска.

В ходе высокоскоростного мониторинга с двумя Крымскими телескопами, работающими синхронно, мы зарегистрировали одно событие в NGC 7331 за время 38-минутного мониторинга с временным разрешением 0.01 с. Совпавшим событием оказалась короткая вспышка с длительностью ~ 0.6 с.

Амплитуды в диапазоне от ~ 3 до ~ 0.3 зв. вел. в полосах U и I соответственно.

Отметим одно важное обстоятельство, связанное с отсутствием аналогичных вспышек во втором, референтном канале фотометра. Нам приходилось наблюдать вспышки, связанные с атмосферными процессами (грозовые разряды, зарницы, "немые молнии"). Они неизменно фиксируются в двух каналах фотометра и легко идентифицируются как атмосферный феномен.

В наших случаях с галактиками вспышки в референтном канале отсутствовали.

Приведем некоторые результаты, касающиеся двух интересных объектов, галактик M85 и NGC 7331. Оба эти объекта имеют яркое ядро и идеально подходит для высокоскоростного мониторинга в оптическом диапазоне с временным разрешением вплоть до 0.01 с, с адекватным отношением сигнал/шум.

Отметим также, что недавно были обнаружены четыре быстрых радиовсплеска миллисекундной продолжительности (Fast Radio Bursts, FRBs, ФРБ) в регионах высоких галактических широтах в рамках High Time Resolution Universe (HTRU) обзора [179]. Они имеют космологические красные смещения от 0.5 до 1, а расстояния до 3 гигапарсек.

Все данные были получены в ходе сеансов 4.6.2. Наблюдения.

наблюдений в феврале и сентябре 2003 года. Для первого сеанса наблюдений был использован высокоскоростной двухканальный UBVR фотометр на 2-м телескопе на пике Терскол. Для второго сеанса наблюдений мы использовали UBVRI фотополяриметр на 1.25 м телескопе АЗТ-11 и высокоскоростной двухканальный UBVR фотометр на 50-дюймовом телескопе Крымской обсерватории. Во втором сеансе наблюдений телескопы работали синхронно с точностью синхронизации 1 миллисекунда. Ядра двух ярких галактик наблюдались в фотометрической системе UBVRI с большими фокальными диафрагмами (от 26 до 50 угловых секунд) с временем накопления 0.01 с.

Второй канал высокоскоростного двухканального фотометра был использован для мониторинга звезд сравнения. В целом было получено 98 минут фотометрического мониторинга с частотой выборки 100 Гц.

4.6.3. Галактика М85 M85 является яркой галактикой типа S0. Он имеет интегральную

5.5 минут дуги; большая ось внутренней части величину B 10.0, размер 7.4 около 2.0 угловых минут, малая ось около 1.5 минут дуги; эффективная поверхностная яркость 20.7 зв. вел. с квадратной секунды дуги.

–  –  –

4.6.5. Идентификация вспышек. Наиболее поразительная особенность на рис. 4.43 - необычный всплеск в оптическом диапазоне при наблюдении ядра галактики M85. Вспышка состоит из внезапного увеличения яркости с характерным временем менее 10 мс, с последующим квази-экспоненциальным спадом в течение примерно 1 с. Ее амплитуда составляет 2.5 зв. вел. в полосе V.

Никаких вспышек не обнаружено у контрольной звезды, наблюдающейся одновременно во втором канале фотометра. Максимальный поток эквивалентен потоку от V ~ 9.5 в зените. Согласно данным, приведенным Алленом (1973), ожидаемая средняя частота появления в зените метеоров ярче, чем V 9.5 в поле зрения 39 угловых секунд (в фокальной плоскости диафрагмы) составляет Рис. 4.43. Фрагменты кривых блеска галактики M85 (верхний рисунок) и звезды сравнения (нижний рисунок) в V фильтре по данным 2 м телескопа на пике Терскол 8 февраля 2003 г, 02:05:22 UT (максимум).

4.8 10 5 ч. Поэтому разумно предположить, что слабый метеор не вызовет вспышки, подобной событию в M85. Кроме того, обширные многочасовые испытания в лабораторных и натурных условиях наблюдений не показали подобных статистически значимых импульсов шумового или инструментального происхождения. Таким образом, мы можем утверждать, что вспышка в M85 представляет собой реальное явление. Тем не менее, мы не можем полностью исключать, что такие события не могут быть получены в результате некоторых других неизвестных явлений, например, космических лучей.

Рис. 4.44. U кривые блеска NGC 7331 по данным телескопа АЗТ-11 (сплошная кривая) и 50 дюймового телескопа (точечная кривая) с разрешением

0.5 с (верхний рисунок) и их функции кумулятивной вероятности (нижний рисунок) 29 сентября, 2003 г, 20:06:11 UT.

Рис. 4.45. Фрагменты кривых блеска NGC 7331 по данным телескопа АЗТ-11 29 сентября, 2003 г, 20:06:11 UT в UBVRI фильтрах с временем разрешения 0.1 с.

Во время высокоскоростного мониторинга с двумя Крымскими телескопами, оперирующими синхронно, мы также нашли совпадающее событие в ядре галактики NGC 7331 во время 38-минутной регистрации. Этому событию соответствует короткая вспышка длительностью ~ 0.6 с (рис. 4.45, 4.46). Амплитуды в U и I фильтрах находятся в диапазоне от ~ 3 до ~ 0.3 зв. вел.

Мы находим сильную корреляцию между основными характеристиками вспышки, зарегистрированной двумя телескопами. Мы также изучили записи контрольной звезды, наблюдавшейся одновременно с галактикой NGC 7331, и не нашли никакой корреляции. Все это делает маловероятными предположения, что наблюдаемая вспышка продукт шумовых колебаний или атмосферных эффектов. Последующие анализ направлен на применение строгих статистических критериев для поиска и оценивания характеристик совпадающих событий, регистрируемых несколькими детекторами, оперирующими одновременно.

–  –  –

с 2m степенями свободы. Дальнейшую дискуссию по этому вопросу можно найти в работе [205].

На рис. 4.45 показано, что техника совпадений может дать значительный выигрыш в обнаружении маломасштабных вспышек. Событие на 85 секунде определяется индивидуальными доверительными вероятностями 99.999497 и 99.942578 процентов соответственно. Его совместная доверительная вероятность для двух телескопов работающих синхронно в соответствии с уравнением (4.23) составляет 99.999994 процентов. Частота возникновения такого события равна 0.000275 для записи длительностью 38 минут и частоты дискретизации 2 Гц. Это означает, что нужно выполнить в среднем 3636 статистических испытаний длительностью 38 мин каждое, что составляет 96 дней, чтобы получить аналогичный результат за счет случайных флуктуаций.

Таким образом, мы можем утверждать, что вспышка в ядре галактики NGC 7331 является реальным явлением.

4.6.7. Обнаружения совпадающих событий по наблюдениям на На рис. 4.45, 4.46 представлены кривые блеска удаленных телескопах.

вспышек в галактике NGC 7331 по данным двух крымских телескопов: АЗТ-11 и 50 дюймового телескопа. Чтобы развеять сомнения в достоверности вспышек, зафиксированных на двух близко расположенных телескопах (расстояния между инструментами около 100 метров), приведем данные синхронных наблюдений на двух телескопах, удаленных друг от друга на расстояние около тысячи километров (КрАО – Пик Терскол).

Мониторинг вспышек с двумя удаленными телескопами привел к обнаружению коротких всплесков яркости в некоторых галактиках. Например, синхронные кривые блеска от ядра галактики NGC7331, зафиксированные 2-м телескопом на пике Терскол и Крымским 50-дюймовым телескопом 19 сентября 2004, 18:27:28 UT показывают совпадающее событие с длительностью в несколько сотых долей секунды и амплитудой около 0.4 звездной величины в фильтре B (рис. 4.46). Применение техники совпадений для сейфертовской галактики NGC1068 также показало короткую вспышку (рис. 4.47). Вспышка состоит из быстрого импульса с временем нарастания ~ 0.1 с и временем затухания около 1 с.

Рис. 4.46. Кривые блеска NGC7331 полученные синхронно с интервалом в 10 мс с Терскольским 2-м телескопом (вверху) и Крымским 50-дюймовым телескопом (нижний рис.) удаленных на расстоянии около тысячи километров друг от друга 19 сентября 2004, 18:27:27.59 UT (время начала) в B фильтре.

Обе кривые в относительных единицах, нижний смещен для удобства.

Совместная доверительная вероятность всплеска равна 99.999880 процентов.

Рис. 4.47. То же самое, что и на рис. 4.46 для сейфертовской галактики NGC1068 22 сентября 2004, 00:30:00.19 UT (время начала). Кривые блеска получены синхронно с интервалом в 10 мс и свернуты с разрешением 0.5 с Терскол 2-м телескоп (вверху) и Крымский 50-дюймовый телескоп (внизу), B фильтр. Совместная доверительная вероятность вспышки 99.999917 процентов.

Рис. 4.48 показывает, что техника совпадений может привести к существенному прогрессу в обнаружении маломасштабной переменности.

Вспышки в галактике NGC1068 на 293.6 секунде имеют в отдельности доверительную вероятность 99.971338 и 99.983787 процента, соответственно.

Совместная доверительная вероятность для двух телескопов, работающих синхронно, доходит до 99,999917 процентов. Частота возникновения такого события равна 0.002300 за время регистрации 830 секунд и частоты выборки 3,33 Гц. Это значит, что нужно выполнить в среднем 435 подобных тестов по 830 сек каждый, продолжительностью испытаний 4.2 дня в общей сложности, чтобы получить тот же результат из-за случайных совпадений. Таким образом, мы убеждаемся, что наблюдаемые вспышки являются реальным явлением.

Коэффициет корреляции кривых блеска вспышки как показано на рис. 4.49 значим на уровне доверия больше 99%.

Рис. 4.48. Вспышки в галактике NGC1068 на 293.6 секунде имеют совместную доверительную вероятность для двух телескопов, работающих синхронно, равную 99,999917 процентов.

Рис. 4.49. Коэффициет корреляции кривых блеска вспышки на рис. 4.48 значим на уровне доверия больше 99%.

4.6.8. Дискуссия и заключение. Существует все больше доказательств существования черных дыр промежуточной массы в области масс 10 24 M в плотных шаровых скоплениях [128]. Должна наблюдаться коалесценция черных дыр с нормальными звездами. Звезды, орбиты которых пересекают горизонт событий или приливной радиус разрушения черной дыры будут уничтожены до завершения полного оборота на орбите [45]. Кеплеровский M орбитальный период для черной дыры массы в окрестности горизонта событий составляет P 10 5 ( M/M ) с. Таким образом, орбитальное движение в окрестности сверхмассивной черной дыры в центре галактик может быть мощным источником гравитационного излучения (и оптического излучения также) во временном диапазоне с. Для черных дыр промежуточных масс это время находится в диапазоне 1 100 мс.

–  –  –

продолжительность вспышки M85 определяется величиной орбитального периода в окрестности черной дыры.

Вспышка NGC 7331 имеет пиковое значение мощности 3.3 10 42 эрг 1 с в фильтре B, близкое к значению вспышки в M85. Слияние ЧД промежуточной массы с ЧД малых масс или с нормальными звездами в ядрах галактик и шаровых скоплений кажется наиболее вероятным механизмом коротких вспышек. Как показано [130], в ходе такого слияния выход энергии в

–  –  –

электромагнитных волн светимость может быть на много порядков величины меньше.

Подводя итог, наши наблюдения подтверждают гипотезу о существовании черных дыр промежуточных масс в центрах галактик и плотных шаровых скоплений.

В заключение отметим, что недавно были обнаружены четыре быстрых радиовсплеска миллисекундной продолжительности (Fast Radio Bursts, FRBs, ФРБ) в регионах высоких галактических широтах в рамках обзора High Time Resolution Universe (HTRU), рис. 4.50, [179]. Проект предназначен для обнаружения короткомасштабных по времени переходных процессов и галактических радиопульсаров. В исследованиях был использован 64-м радиотелескоп Паркс (Parkes) с 13-лучевым приемником для получения данных в полосе частот 400 МГц с центром в 1.382 ГГц. Были измерены минимальные потоки для ФРБ: F = 0.6 до 8.0 Ян мс. Это означает, что на космологических расстояниях они имеют большую светимость, чем всплески из любых известных переходных радиоисточников. ФРБ имеют космологические красные смещения от 0.5 до 1, а расстояния до 3 гигапарсек. При наблюдении радиовсплесков не были обнаружены совпадающие по времени рентгеновские или гамма всплески.

Последующие наблюдения на исходных позициях не обнаружили никаких повторных событий, что свидетельствующих о том, что ФРБ, скорее всего, имеют катастрофический характер.

Отметим, что наблюдения радиовсплесков миллисекундной продолжительности усиливает позиции наших исследований по наблюдениям вспышек оптического излучения в галактиках.

Рис. 4.50. Радиовсплески миллисекундной продолжительности из обзора High Time Resolution Universe (HTRU) [179].

4.7. Быстрые вариации блеска космических гамма вспышек В данном разделе представлены результаты исследований, направленных на поиск колебаний во время коротких гамма всплесков. Вейвлет метод, который используется для этого анализа, применяется к данным каталога BATSE 3В. Мы обнаружили во всплесках колебания, периоды которых лежат в диапазоне миллисекунд, а их амплитуды достигают десятков процентов.

Возможный сценарий для такого явления - слияния черных дыр и нейтронных звезд солнечной массы. В процессе коалесценции материя, вращающаяся вокруг черной дыры, порождает быстрые, периодические явления. Такая система также будет излучать гравитационные волны, которые вызывают уменьшение радиуса орбиты и приводят к излучению особого частотно модулированного оптического сигнала, называемого «чирпом» (англ. chirp – щебетанье, глиссандо). Оценки приводят к шкале времени в миллисекунды для процесса коалесценции и частоты колебаний в сотни герц. Гамма всплески, рассматриваемые в данной работе, демонстрируют как продолжительность жизни колебаний, так и их частоты близкие к указанным значениям.

Обнаружено также и явление щебетанья. Поэтому в качестве сценария для происхождения коротких гамма всплесков мы предлагаем слияние черной дыры и нейтронной звезды.

4.7.1. Введение. Вспышки гамма излучения (гамма всплески) являются самыми мощными переходными явлениями во Вселенной. Их продолжительность следует бимодальному распределению во времени от миллисекунд до сотен секунд с пиковыми значениями около 0.3 с для коротких и 20 с для длинных вспышек [117]. В общем, различное происхождение для длинных и коротких всплесков можно предположить исходя из следующих признаков: (1) бимодальное распределение длительности, (2) различные временные свойства, например, количество и ширина импульсов в кривых блеска, (3) различное распределение энергии в спектре в диапазоне 30-1800 кэВ [89].

Слияние черных дыр (BH) с нейтронной звездой (NS) является перспективным кандидатом в источники для происхождения коротких гамма всплесков. Это было подтверждено численным моделированием последней стадии эволюции двойной системы BH-NS, когда компоненты системы разделены на расстояние в несколько радиусов звезды (см., например, [79, 123, 168]). Типичная начальная конфигурация для компаньонов солнечной массы соответствуют двойной системе с разделением в несколько десятков километров и кеплеровскому периоду в несколько миллисекунд. Временная шкала процесса слияния составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятков миллисекунд. Результаты численного моделирования достаточно хорошо согласуются с наблюдениями, как мы покажем позже.

Как отмечено в работе [119], компактные объекты могут быть обнаружены как объекты, демонстрирующие периодические явления в оптическом излучении. В частности, некоторые периодичности могут появиться из-за газа, вращающегося вокруг компактного объекта на внутренней стабильной круговой орбитой с радиусом r = 6GM/c 2. Кеплеровская частота при этом равна 2200( M /M ) Гц для звезды с массой M. Для черной дыры она может быть выше, чем 11300 (M /M ) Гц.

Что касается гамма всплесков, авторы работы [72] не нашли никаких периодичностей в 20 ярких гамма всплесках с длительностью от 33 мс до 1600 с. В работе [119] был проведен обширный поиск периодичностей, используя кривые блеска 2203 гамма всплесков. Данные были проанализированы для колебаний с частотами в диапазоне от 400 до 2500 Гц. Это исследование использует показатель Рэлея в качестве индикатора наличия периодической эмиссии. По результатам моделирования можно предсказать, что тест Рэлея способен обнаружить колебания с относительной амплитудой до 10%. Однако никаких доказательств периодических колебаний эмиссии не было найдено на этих частотах. Таким образом, авторы пришли к выводу, что высокочастотные колебания гамма всплесков, если они присутствуют, должны иметь небольшие относительные амплитуды.

В данном разделе представлены результаты исследований, направленные на обнаружение высокочастотных колебаний (ВЧК) в течение коротких гамма всплесков. Вначале мы приводим данные наблюдений. Далее мы опишем метод, применяемый для анализа данных, который использует алгоритм непрерывного вейвлет преобразования для оценки периода и амплитуды колебаний. После этого мы обсудим несколько конкретных коротких гамма всплесков и представим результаты.

Для нашего анализа мы использовали 4.7.2. Данные наблюдений.

данные временных событий (the time-tagged event, TTE) из каталога BATSE 3B [127], полученные на Комптоновской гамма обсерватории (Compton GammaRay Observatory, CGRO). В связи с высоким временным разрешением TTE данных, они идеально подходят для поиска высокочастотных вариаций блеска.

Каждый набор ТТЕ данных для каждого пакета содержит время прихода для всех зарегистрированных фотонов на временном отрезке 2 мкс, а также значение энергии и номер детектора, на котором фотон был обнаружен.

Границы энергии каналов примерно равны 25-50 кэВ, 50-100 кэВ, 100-300 кэВ, и более 300 кэВ. Мы выбрали четыре коротких вспышки, а именно триггеры 00207, 00423, 00512, 02463. Как отмечается в [61] все они имеют похожую тонкую временную структуру и распределение энергии. Авторы дают следующие длительности гамма всплесков: 0.030 0.002, 0.050 0.002, 0.049 0.005 секунд соответственно. BATSE триггер 00512 0.014 0.001 и имеет самую тонкую временную структуру среди всех гамма всплесков, наблюденных на космической обсерватории CGRO – вплоть до уровня 20 микросекунд. Кривые блеска ТТЕ данных были повторно преобразованы на интервалах времени 0.1 и 0.5 мс для дальнейшего анализа.

Как упоминалось выше, возможный 4.7.3. Основные гипотезы.

сценарий для появления высокочастотных колебаний связан с коалесценцией черных дыр и нейтронных звезд солнечной массы. Яркий гамма всплеск может произойти, когда звезда пересекает границу приливного радиуса массивной черной дыры и разрушается. Время приливного разрушения порядка времени свободного падения [211]

–  –  –

Численные расчеты времени приливного разрушения, выполненные в работе [78], дали значение близкое к указанному выше. Для нейтронной звезды солнечной массы это дает Tff ~ 0.1 мс. Отсюда следует, что кратковременные гамма всплески с длительностью в диапазоне миллисекунд могут возникать в результате приливного разрушения нейтронной звезды черной дырой.

Материя, которая возникает после приливного разрушения нейтронной звезды, продолжает вращаться вокруг черной дыры. Она может продуцировать периодические явления, которые могут быть обнаружены как ВЧК.

Коалесценция приводит к излучению, как гравитационных волн, так и гамма квантов в связи с образованием очень горячей плазмы. Излучение гравитационных волн (GW) очень интенсивно, и это приводит к быстрому уменьшению радиуса орбиты системы, и порождает «чирп» излучения [165].

Из численного моделирования выполненного в работе [124] видно, что волновые формы GW сигналов (и оптической светимости) зависит от геометрических характеристик, массы и ориентации двойной системы. Они также демонстрируют сильную зависимость от жесткости уравнения состояния вещества нейтронной звезды. Было показано также, что в зависимости от показателя политропы, излучение сигнала может проявлять периодические пики высокочастотных колебаний (ВЧК) или резко падать до нуля после разрушения звезды. Таким образом, ВЧК содержат информацию, как о геометрии, так и о физике BH-NS системы.

В работе [79] авторы провели моделирование BH-NS слияний, предполагая, что BH гораздо более массивный объект, чем NS. Моделирование было сделано в релятивистском приближении. Моделирование в режиме адиабатической эволюции для NS с низкой компактностью показывают, что NS обычно полностью разрушается в течение нескольких орбитальных периодов вокруг черной дыры. Большая часть материи довольно быстро аккрецирует на BH, значительная фракция (до 30%) массы уходит наружу, а некоторая часть становится гравитационно-несвязанной и будет полностью выброшена из системы. Остальные вещество образует аккреционный диск вокруг черной дыры, который обеспечивает свечение кратковременного гамма всплеска.

По мере аккреции материи на ЧД она будет порождать квазинормальный «звон» (quasinormal ringing modes), который можно наблюдать в гравитационных волнах и электромагнитном излучении. Расчет излучения гравитационных волн, выполненный в [79], также показал наличие "щебета" в сигнале, в течение которого размеры двойной системы уменьшаются, а амплитуда гравитационных волн и их частота увеличиваются.

Это длится до наступления обмена массой от нейтронной звезды на черную дыру. В этот момент мы сталкиваемся с гораздо более быстрым явлением "обратного чирпа», когда амплитуда GW и их частота быстро уменьшаются, в то время как нейтронная звезда оказывается разрушенной приливными силами.

Отметим, что это эффект общей теории относительности вблизи горизонта событий.

В последнее время авторы работы [168] представили результаты численного моделирования релятивистского слияния двойной системы BH-NS, сосредоточив внимание на случае, когда нейтронная звезда с массой M NS = 1.3M разрушается не вращающейся черной дырой малой массы M BH = (3.3 4) M. Они обнаружили, что нейтронная звезда разрушается приливами на орбите, близкой к внутренней стабильной круговой орбите с радиусом r = 6GM/c 2. Большая доля вещества быстро аккрецирует на черную дыру, а 2-12% вещества образуют горячий и компактный тор вокруг черной дыры. Образовавшийся тор, вероятно, имеет высокую температуру, выше, чем 1010 - 1011 К. Такой сценарий может привести к коротким гамма всплескам.

Результаты моделирования показывают, что процесс слияния черной дыры с низкой массой M BH = (3.3 4) M и нейтронной звезды с радиусом ~ 13 км могут образовывать центральную машину, порождающую короткий гамма всплеск с общей энергией порядка 1049 эрг.

Наиболее простая модель для слияния BH-NS предполагает, что частота f = (GM/R 3 )1/2 /2.

ВЧК будет равна локальной Кеплеровой частоте Как свидетельствуют подробные вычисления [59, 144] для пробных частиц массы m вращающихся вокруг BH массы М внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO) имеет место при R 3rg, где rg = 2GM/c - гравитационный радиус.

Отметим, что эти оценки являются ориентировочными. Они действительны для пробных частиц, вращающихся вокруг ЧД. Коалесценция двойной системы BH-NS требует решения системы уравнений Эйнштейна.

Рис. 4.51. Диаграмма показывает изменение Кеплеровского периода вращения для внешнего наблюдателя как следует из уравнения (4.25). Единицы оси

–  –  –

где = rg /2 R. Когда радиус орбиты R больше, чем 4rg, наблюдаемая частота будет увеличиваться (см. рис. 4.51). При уменьшении радиуса она будет уменьшаться. Это снижение можно объяснить замедлением времени вблизи горизонта событий черной дыры. Наблюдаемый период T стремится к бесконечности, когда R стремится к 3rg. Таким образом, оценка орбитальной частоты и шкалы времени «чирпа» позволяет определить как массу, так и размер двойной системы.

Авторы работы [125] провели численное моделирование гидродинамической эволюции массивных аккреционных дисков образующихся при разрушении нейтронной звезды черной дырой в контексте генерации гамма всплесков. Диск массой ~ 0.1 - 0.25 M выживает в качестве мусора на орбите, что позволяет сильным магнитным полям порядка 1016 Гс удерживать плотную материю достаточно долго, чтобы обеспечивать энергией короткие гамма всплески на шкале времени аккреции порядка 0.1... 0.2 сек.

Интересно отметить, что мощная инфракрасная вспышка, наблюденная в направлении галактического центра [85] демонстрировала колебания с относительно высокой частотой. 17-минутный период колебаний можно объяснить аккрецирующим веществом на орбите супермассивной черной дыры в центре Млечного Пути.

Мы обсудим четыре отдельных 4.7.4 Изучение отдельных событий.

коротких гамма всплеска. Согласно аргументам, данным в работе [61], все упомянутые всплески очень похожи, и, следовательно, можно предположить, что их поведение, вероятно, будет характерно для всех коротких всплесков.

Мы исследовали колебания интенсивности в коротких гамма всплесках, используя вейвлет анализ, следуя подходу, предложенному в работе [175].

Анализ Фурье разлагает сигнал только в частотной области. Этот метод не эффективен для переходных колебаний. Базисные вейвлет функции локализованы как в частотной, так и во временной области. Таким образом, использование вейвлетов позволяет оценить вклад на любой частоте как функцию времени.

Некоторые практические аспекты вейвлет анализа, используемые здесь, можно найти в работе [136].

Для анализа временных рядов содержащих переменные сигналы мы используем непрерывное вейвлет преобразование. Мы используем вейвлет Морли, состоящий из плоской волны модулированной гауссианой. Детально вопросы вейвлет анализа изложены в разделе 2.1.

4.7.5 BATSE триггер номер 207

Для BATSE триггера номер 207 авторы работы [61] дают T90 длительность импульса в соответствии с TTE данными, равную 0.030 0.002 сек.

Верхняя панель на рис. 4.52 показывает фильтрованную кривую блеска всплеска с временным разрешением 500 с в двух энергетических каналах 100кэВ и более 300 кэВ. Фильтрация данных с помощью вейвлетов подробно описана в разделе 2.1. Эти кривые нормированы, чтобы иметь одинаковую интенсивность, и сглажены фильтром скользящего среднего с эффективной пропускной способностью 1.5 мс.

Оба канала показывают синхронные пульсации вокруг максимума всплеска с периодом от 2 до 5 мс следующих из измерений моментов времени пиков и с начальной относительной амплитудой примерно 20%.

Вейвлет спектры мощности дают нам информацию, где колебания локализованы в пространства частота-время. На рис. 4.53 показан вейвлет спектр мощности. Внешние контуры включают уровни значимости 90%, 95% и 99%, соответственно. Темные участки указывают на значения колебаний на уровне значимости больше 99,9%. Вейвлет оценки указывают на периоды колебаний примерно равные 2 и 5 мс. Таким образом, используя два разных подхода, мы обнаружили значимые колебания во всплеске с периодами около 2 и 5 мс.

На рис. 4.54 показана восстановленная кривая блеска вспышки в первом энергетическом канале в высокочастотном диапазоне. Техника восстановления с помощью вейвлет фильтрации описана в разделе 2.1. Пунктирные линии на нижней панели показывают коридор ошибок на уровне 3 для амплитуды колебаний. Спектр мощности кривой блеска всплеска перед началом события показан на рис. 4.54 и не демонстрирует никаких доказательств периодичности.

В то же время проведенный анализ демонстрирует надежное обнаружение высокочастотных колебаний на пост-импульсной части всплеска. Эта особенность может быть связана с аккрецией «мусора», образовавшегося после приливного разрушения нейтронной звезды черной дырой.

4.7.6 BATSE триггер номер 432 Для триггера номер 423 авторы работы [61] дают оценку длительности импульса T90, равную 0.050 0.002 сек в соответствии с TTE данными.

Рис. 4.52. BATSE триггер 207. Кривые блеска для 3-го и 4-го канала нормированы на одинаковую интенсивность (верхний график). Эти кривые охватывают диапазон частот с периодами больше 1.5 мс. Нижний график показывает разности времени между максимумами для кривых блеска на верхнем рисунке.

На верхней панели на рис. 4.55 показаны реконструированные кривые блеска всплеска с временным разрешением 500 с в двух энергетических каналах, а именно 100-300 кэВ, и более 300 кэВ. Эти кривые охватывают низкочастотный диапазон с периодами больше 4 мс. Уровень ошибок ±1 для восстановленных кривых блеска изображен пунктирными линиями. Обе кривые блеска показывают колебания с периодом пульсации 5.5 1.0 мс (182 Гц) в окрестности максимума всплеска в соответствии измерениями времени пиков. Они также показывают начальную относительную амплитуду пиков примерно равную 15%.

Рис. 4.53. BATSE триггер 207. На нижней панели показана часть кривой блеска в непосредственной близости от максимума в энергетическом канале 20кэВ с временем выборки 100 с. На верхней панели показан локальный спектр мощности импульса. Контуры отмечают области со значениями доверия, превышающие 90%, 95%, 99%. Сплошные линии отмечают конус влияния на вейвлет диаграмме, где краевые эффекты становятся важными вследствие конечной длительности временного ряда.

На нижней панели рис. 4.55 показаны реконструированные кривые блеска всплеска в энергетических каналах 25-50 кэВ и 50-100 кэВ. Применение фильтрации, реконструкции при различных значениях времени разрешения кривой блеска позволяет извлечь из данных характеристики колебаний. Однако в сырых данных колебания зачастую не видны из-за низкого отношения сигналшум. В связи с этим и, возможно, из-за больших неопределенностей в величинах потоков не всегда возможно обнаружить колебания во всех энергетических каналах.

На рис. 4.56 показана кривая блеска BATSE триггера 432 в энергетическом канале 50-100 кэВ и ее вейвлет спектр мощности. Внешние Рис. 4.54. BATSE триггер 207. Нижняя панель представляет фильтрованную кривую блеска в диапазоне периодов 4 мс P 7 мс для канала 20-50 кэВ. На верхней панели показан вейвлет спектр мощности фильтрованного сигнала.

контуры соответствуют уровням значимости 90%, 95% и 99%, соответственно.

Темные области указывают на колебания с уровнем значимости 99,9%. Этот спектр указывает на значимый пик колебаний с периодом около 5 мс. Эта гармоника в пределах ошибок совпадает с периодичностью 182 Гц по измерениям в 3 и 4 энергетических каналах, представленных выше.

Рисунок также показывает наличие «чирпа», сигнала с периодом колебаний, меняющимся во времени. Колебания обнаруживаются в начале всплеска на частоте около 300 Гц. Частота увеличивается в течение следующих 30 мс, возрастая до примерно 1000 Гц. С этого момента и дальше наблюдается уменьшение частоты. Это снижение частоты наблюдается в течение следующих 20 мс затухания всплеска вплоть до примерно 400 Гц. Как было сказано выше, его снижение может быть объяснено замедлением времени вблизи горизонта событий черной дыры. «Четочная» структура спектра Рис. 4.55. BATSE триггер 432. Верхняя панель представляет кривые блеска в полосе низких частот (период 4 мс и более) в 3-м и 4-м энергетических каналах (толстые и тонкие кривые, соответственно). Также показана исходная кривая блеска в 3-й канале. Пунктирные линии показывают ± 1 коридор ошибок для восстановленных кривых блеска. Нижняя панель показывает то же самое для 1-го и 2-го канала энергии (толстые и тонкие кривые, соответственно).

связана, в частности, с нестабильным поведением высокочастотной Это явление «щебетанья» определенно указывает на процесс компоненты.

слияния двойной системы, содержащей черную дыру звездной массы.

–  –  –

Авторы работы [61] сообщают, что BATSE триггер номер 512 имеет самую тонкую временную структуру по сравнению с любой гамма вспышкой наблюденной CGRO - возможно вплоть до 20 с уровня. Этот очень яркий всплеск имеет самый сильный поток в третьем энергетическом канале (100-300 кэВ).

Рис. 4.56. Кривая блеска BATSE триггера 432 для энергетического канала 50кэВ по TTE данным сегментированным до 100 с разрешения (вверху) и ее вейвлет спектр мощности (внизу). Контуры соответствуют уровням доверия 90

–  –  –

На рис. 4.57 показано разложение кривой блеска BATSE триггера 512 в соответствии с подходом, описанным в работе [175]. Тонкая кривая представляет собой высокочастотный диапазон, с периодами между 0.2 - 1 мс.

Жирная кривая охватывает низкочастотный диапазон с периодами больше 1 мс.

При сложении они образуют исходную кривую блеска. Пунктирными линиями отмечен 3 коридор ошибок.

Выводы, которые можно сделать из реконструкции кривых блеска можно резюмировать следующим образом:

• колебания происходят только во время фазы вспышки. Они появляются внезапно с временем нарастания сравнимым с временем разрешения 100 с.

Рис. 4.57. Декомпозиция кривой блеска BATSE триггера 512 (см. текст).

Кривая блеска в энергетическом канале 100-300 кэВ сегментирована с временем разрешения 100 с в двух частотных диапазонах. Тонкая кривая представляет собой высокочастотный диапазон (0.2 мс период 1 мс), пунктирные линии соответствуют 3 коридорe ошибок. Жирная кривая охватывает низкочастотный диапазон с периодами 1 мс.

Это согласуется с динамическим временем разрушения NS которое, как упоминалось выше, около 0.1 мс.

• Представляют интерес колебания, которые видны как в низкочастотных, так и в высокочастотных кривых блеска. Амплитуды ВЧК могут быть большим, значительная часть выделяемой энергии, излучается в высокочастотных колебаниях. Вклад ВЧК в полную светимость вспышки по оценкам составляет примерно до 50%.

• мгновенная частота ВЧК изменяется во времени, которая может быть определена по положению пиков на рис. 4.57. Похоже, что амплитуда ВЧК периодически меняется. Амплитуда модуляции колебаний составляет до 100%.

• низкочастотные кривые блеска показывает несколько циклов колебаний со средним периодом от 1.9 мс и 4.4 мс, с уменьшающейся частотой.

Амплитуда модуляции низкочастотных колебаний достигает 30%.

Вейвлет преобразование позволяет нам выделить «чирп» сигнал в инструментальных шумах. Как следует из численного моделирования, длительность процесса слияния составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятков миллисекунд. Это согласуется с оценками длительности всплесков по TTE данным. Минимальный период орбиты находится в диапазоне (1.5 3)10 сек, что соответствует массе BH около 1 M в соответствии с формулой (4.24). Как обсуждалось выше в непосредственной близости к критической орбите, вероятно, можно наблюдать лишь несколько циклов излучения до слияния двойной системы. Для радиуса орбиты R 4rg наблюдаемая частота начинает уменьшаться.

Рис. 4.58. BATSE триггер 512. На верхней панели показана кривая блеска в энергетическом канале 100-300 кэВ с временем выборки 100 с. Средняя панель показывает локальный спектр мощности импульса. Нижняя панель показывает увеличенное изображение в высокочастотной области спектра мощности. Хорошо видима часть «чирпа», при котором частота колебаний уменьшается. Контуры ограничивают регионы мощности колебаний с доверительной вероятностью более 95% относительно мощности белого шума.

На рис. 4.58 показаны две кривые демонстрирующие явление «обратного чирпа» с уменьшающейся частотой колебаний и локальный вейвлет спектр мощности BATSE триггера 512. Как отмечено в работе [125], масса газа 0.1 0.25 M выживает в виде мусора на орбите после разрушения нейтронной звезды черной дырой. Несколько кривых, демонстрирующих уменьшение частоты колебаний, могут указывать на фрагменты разной массы падающих на горизонт событий ЧД. Отметим, что уравнение (4.24) для локального Кеплеровского периода TK справедливо только для частиц бесконечно малой массы вращающихся вокруг черной дыры.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 8 |


Похожие работы:

«Антюфеев Александр Валерьевич УДК 524.6-77 БИПОЛЯРНЫЕ МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОТОКИ В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ IRAS 05345+3157, IRAS 22267+6244 И G122.0-7.1 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель Шульга Валерий Михайлович, академик НАН Украины, доктор физико-математических наук, профессор Харьков – 2015 Содержание Список...»

«Теплых Дарья Андреевна ПОИСК И ИССЛЕДОВАНИЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ОТ АНОМАЛЬНЫХ ПУЛЬСАРОВ НА НИЗКИХ ЧАСТОТАХ 01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук В.М. Малофеев Москва ОГЛАВЛЕНИЕ ВВЕДЕНИЕ 4 ГЛАВА I. Наблюдательная база § 1.1. Радиотелескопы ПРАО АКЦ ФИАН 24 § 1.2. Приёмная аппаратура...»

«УДК 530.12:531.51 АБДУЖАББАРОВ АХМАДЖОН АДИЛЖАНОВИЧ ОБЩЕРЕЛЯТИВИСТСКИЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В СТАЦИОНАРНЫХ АКСИАЛЬНО-СИММЕТРИЧНЫХ ПРОСТРАНСТВАХ Специальность: 01.03.02 Астрофизика, радиоастрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико–математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н. Б.Ж. Ахмедов Ташкент – 2009 Оглавление Введение ГЛАВА 1. Электромагнитное поле и...»

«Бурданов Артем Юрьевич Результаты поиска кандидатов в транзитные экзопланеты на телескопе МАСТЕР-II-Урал Коуровской астрономической обсерватории 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата...»

«Лыскова Наталья Сергеевна Методы определения масс эллиптических галактик, применимые для больших обзоров 01.03.02 Астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: член-корр РАН, д.ф.-м.н. Чуразов Е.М. Москва, 2015 Оглавление 1 Введение 1.1 Актуальность..................»

«Ладейщиков Дмитрий Антонович “Исследование пространственно-кинематической структуры гигантских молекулярных облаков” Специальность 01.03.02 — астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: к.ф.-м.н. Соболев...»

«Слюсарев Иван Григорьевич УДК 523.44 ТРОЯНЦЫ ЮПИТЕРА И ГРУППА ГИЛЬДЫ: ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА И ПРОИСХОЖДЕНИЕ Специальность 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук, ведущий научный сотрудник НИИ астрономии ХНУ им. В.Н. Каразина...»

«ВАРАКСИНА НАТАЛЬЯ ЮРЬЕВНА СОЗДАНИЕ НАВИГАЦИОННОЙ ОПОРНОЙ СЕТИ НА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ В ФУНДАМЕНТАЛЬНОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ Специальность 01.03.01 астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель –...»







 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.