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


Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 10 |

«КОЛЛИМИРОВАННЫЕ ВЫБРОСЫ ВЕЩЕСТВА В АКТИВНЫХ ЯДРАХ ГАЛАКТИК ...»

-- [ Страница 3 ] --

Пушкарев & Ковалев (2009); Pushkarev & Kovalev (2012); Пушкарев (2012);

Hovatta et al. (2012a,b, 2014).

В данной Главе мы рассмотрим результаты, основанные на анализе наблюдательных данных, полученных в рамках двух крупных долгосрочных РСДБ проектов по исследованию активных ядер агалктик: RDV (Research & Development – VLBA) и MOJAVE. Проект RDV был начат в 1997 г. под координацией Национального агентства по аэронавтике и исследованию космического пространства (NASA) и Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO).

Каждая из наблюдательных сессий проводилась одновременно на частотах 2.3 ГГц и 8.6 ГГц. Эксперименты выполнялись со средней периодичностью около двух месяцев, что соответствовало 5-6 сессиям в год. В наблюдениях участвовали все десять 25 м антенн системы VLBA (Very Long Baseline Array), а также до десяти дополнительных геодезических станций (Petrov et al. 2009). Участие радиотелескопов, расположенных в Южном полушарии, таких как HartRAO (Южная Африка) и TIGO (Чили) позволило улучшить заполнение плоскости пространственных частот, в особенности для источников с низкими склонениями. Одна из первоначальных целей проекта заключалась в определении точных абсолютных положений компактных объектов и, как следствие, улучшение международного набора реперов системы астрономических координат ICRF (Ma et al.

1998), который была расширен путем включения 776 источников (Fey et al.

2004), а позднее расширен до 3414 радиообъектов, составляющих систему ICRF2 (Boboltz et al. 2010). Второй основной целью проекта RDV при его запуске было проведение геодезических исследований и определении изменений координат опорных точек участвующих в наблюдениях телескопов, вызванных движением тектонических платформ (Petrov et al. 2009).

Мы использовали те же данные, доступные из открытого архива NRAO1, для проведения астрофизических исследований активных ядер галактик. Поскольку изначальными целями проекта RDV были геодезия и астрометрия, то основным источником информации для соответствующих исследований были измеренные фазы регистрируемых сигналов, тогда как для нас одинаково важными для восстановления и анализа изображений являются как фазы, так и амплитуды. Поэтому нами была проведена дополнительная работа для реализации надёжной амплитудной калибровки. От персонала геодезических станций, принимавших участие в наблюдениях, мы получили ценную информацию о системных температурах Tsys и системных потоках SEFD (system equivalent flux densities) на соответствующие эпохи наблюдений для определения параметров чувствительности данных радиотелескопов и перевода коэффициентов корреляции в единицы потока.

Заметим, что наши результаты по картографированию наблюдаемых объектов также важны и для астрометрических задач, а именно для уточнения абсолютных координат источников путём учёта их структуры на масштабах миллисекунд дуги.

В каждой из RDV сессий наблюдалось около 100 активных ядер галактик. Общее же число источников, наблюдавшихся хотя бы один раз в рамках этой программы, достигает 1000. Основными критериями отбора объектов для наблюдений являлись их яркость и компактность (Petrov et al.

1 http://archive.nrao.edu Рис. 2.1. Распределение по небу наблюдаемых 370 источников в проекции Аитова-Гаммера в экваториальных координатах. Жирной линией показан Галактический экватор.

2009). В данной Главе мы представляем результаты по картографированию и анализу архивных данных проекта RDV для выборки из 370 источников (рис. 2.1), наблюдавшихся в 19 сессиях, проведённых в течение периода 1998–2003 гг. Если источник наблюдался более одного раза, мы выбирали ту эпоху, на которой динамический диапазон восстановленного изображения был самым высоким. Основную часть выборки составляют квазары, тогда как доля объектов типа BL Lac и радиогалактик составили 12.4% и 8.4%, соответственно. При анализе мы использовали все имеющиеся 370 источников из обработанных нами наблюдений, поскольку, как отмечено Lister & Marscher (1997), наиболее эффективным подходом к исследованию источников с доплеровским усилением излучения, таких как АГЯ, является работа с большими выборками, поскольку в противном случае эффект селекции может приводить к некорректным выводам о тех или иных свойствах АГЯ как класса радиоисточников. Проект RDV с хронологической точки зрения был одним из первых крупных РСДБ обзоров по картографированию внегалактических радиоисточников, которые проводились в широком диапазоне частот, а именно от 2 до 86 ГГц, включая обзор калибровочных источников VLBA (VCS; Beasley et al. 2002; Fomalont et al. 2003; Petrov et al. 2005, 2006; Kovalev et al. 2007b; Petrov et al. 2008), программу наблюдений с космическим РСДБ (VSOP; Fomalont et al. 2000; Dodson et al. 2008), РСДБ обзор по картографированию и поляриметрии (VIPS; Helmboldt et al. 2007;

Petrov & Taylor 2011), выборку Caltech-Jodrell Bank источников с плоскими спектрами (CJF; Pollack et al. 2003), полную выборку объектов типа BL Lacertae (Gabuzda et al. 2000), 2 см VLBA обзор (Kellermann et al. 1998) и мониторинг струй в активных ядрах галактик с помощью VLBA экспериментов (MOJAVE; Lister et al. 2009a), а также программу астрометрических РСДБ исследований (VERA) и проект VLBA в K-полосе (Petrov et al. 2007, 2012), международную небесную систему координат (ICRF; Lanyi et al. 2010;

Charlot et al. 2010) и её расширение (Fey et al. 2004), а также обзор координированной миллиметровой РСДБ сети (CMVA; Lee et al. 2008).

Первые результаты картографирования ранних 24 ч пре-RDV сессий с участием только антенн VLBA были представлены Fey et al. (1996) и Fey & Charlot (1997, 2000). Картографирование нескольких других RDV экспериментов, выполненных до 1998 г., было проведено Piner et al. (2007). В данной Главе мы представляем результаты анализа изображений, полученных нами из 19 экспериментов программы RDV. РСДБ карты для большинства RDV сессий, включая карты, представленные в данной Главе находятся в онлайн-доступе234. Наблюдательный материал проекта RDV нашёл широкое применение для астрометрических исследований. Так, при помощи RDV данных удалось исследовать на астрометрическую стабильность около 80% источников ICRF (Charlot et al. 2008). Наблюдательные данные этой РСДБ программы также были успешно применены для исследования спектрального индекса и обнаружения эффекта поглощения излучения (Kovalev et al.

2008c; Sokolovsky et al. 2011a). Ещё одним важным применением наблюдательного материала RDV сессий являлось измерение видимых скоростей компонентов струй по многоэпоховым данным на частоте 8.6 ГГц. Первые результаты по исследованию кинематики для 54 источников по данным перhttp://astrogeo.org/images http://rorf.usno.navy.mil/rrfid.shtml http://www.obs.u-bordeaux1.fr/BVID вых пяти лет (1994–1998 гг.) наблюдений на частоте 8.6 ГГц были получены Piner et al. (2007). Увеличение временного интервала наблюдений до 10 лет и количества эпох вплоть до 50 позволило повысить точность измерений видимой скорости, а также дало нам возможность исследовать ускорения в выбросах (см. Главу 3; Piner et al. 2012).

Наблюдательный материал проекта RDV имеет ряд преимуществ в сравнении данными других крупных РСДБ программ VLBA, перечисленных выше: (i) улучшенное заполнение uv-плоскости; (ii) одновременность наблюдений на двух частотах; (iii) высокая скважность (примерно каждые два месяца) для подвыборки из примерно 60 объектов. Третья особенность позволяет проводить исследование кинематических свойств выбросов на парсековых масштабах (Piner et al. 2007), тогда как первые две важны для целей данной Главы, в которой мы обсуждаем компактность источников, их спектральные свойства, яркостные температуры и размеры РСДБ ядер, геометрию выбросов, а также проводим сравнительный анализ этих характеристик для сильных и слабых источников в гамма-диапазоне.

Среди 370 объектов, представленных в данной Главе, 147 источников были позиционно кросс-идентифицированы с объектами гамма-излучения, обнаруженными на высоком уровне значимости (4) и ассоциированными с известными активными ядрами галактик, как это следует из результатов второго каталога Fermi Large Area Telescope (2FGL; Nolan et al. 2012). Эти источники будут включатся в расписания будущих РСДБ сессий для установления связи между высокоэнергичным излучением в гамма-диапазоне и парсековыми выбросами АГЯ в радиодиапазоне.

В данной Главе используется космологическая модель CDM с постоянной Хаббла H0 = 70 км с1 Мпк1, а также параметрами m = 0.3 и = 0.7. Спектральный индекс определен через соотношение S.

Все позиционные углы даны в градусах и измеряются от направления на Север к направлению на Восток. Под термином “РСДБ ядро” мы понимаем видимое начало выброса активного галактического ядра, которое обычно Рис. 2.2. Распределение красных смещений (слева) и зависимость РСДБ светимости на

8.6 ГГц от красного смещения (справа) для 306 источников.

является самым ярким компонентом структуры на РСДБ изображении блазаров (Lobanov 1998; Marscher 2008).

2.1 Выборка источников, данные наблюдений и обработка 2.1.1 Выборка 370 источников и её полнота Исследуемая в данной Главе выборка, состоящая из 370 источников, включает 251 квазар (67.8%), 46 объектов типа BL Lacertae (12.4%), 31 радиогалактику (8.4%) и 42 оптически неотождествлённых объекта (11.4%).

Красные смещения известны для 306 источников (83%). Распределение красных смещений, приведённое на рис. 2.2 (слева), находится в интервале от zmin = 0.00436 для галактики J1230+1223 (M87) до zmax = 4.715 для квазара J1430+4204, и имеет медианное значение близкое к z = 1. Наблюдаемая РСДБ светимость на 8.6 ГГц для нашей выборки находится в интервале от Lmin 3.38 1029 эрг/с/Гц для близкой радиогалактики J1432+3618 до Lmax 3.35 1036 эрг/с/Гц для удалённого квазара J0646+4451. Светимости были получены с помощью соотношения L = 4S8.6d2, где S8.6 РСДБ L поток на 8.6 ГГц, а dL фотометрическое расстояние. Основные характеристики источников, такие как имя объекта, его альтернативное название, прямое восхождение и склонение на эпоху J2000.0, оптический класс, красРис. 2.3. Кумулятивная зависимость log N log S на частоте 8.6 ГГц для исследуемой выборки 370 RDV источников (пустые кружки) в сравнении с фундаментальным радиокаталогом (звёздочки) (Petrov et al. 2008). Точечной линией показан уровень статистической полноты по потоку, составляющий около 1.5 Ян для исследуемой выборки.

ное смещение, фактор перевода углового масштаба в одну миллисекунду дуги в линейный, соответствующий одному парсеку, а также членство в каталоге источников 2FGL, обнаруженных на энергиях 100 МэВ, приведены в табл. 2.1 (стр. 78).

Для проведения анализа на полноту исследуемой выборки мы построили кумулятивную зависимость log N log S на частоте 8.6 ГГц, представленную на рис. 2.3), для рассматриваемой подвыборки RDV объектов и сравнили её с фундаментальным каталогом радиоисточников5 (ФКР) в пределах области перекрытия небесной сферы этими двумя выборками источников, а именно со склонением выше 45. ФКР предоставляет (i) точные положения источников (с точностью до миллисекунд дуги), (ii) оценки коррелированного потока на проекциях баз от 1000 км до 8000 км, а также (iii) изображения для тысяч компактных радиоисточников, полученных в ходе обработки всех имеющихся РСДБ наблюдений, проведённых в рамках астрометрических и геодезических программ. ФКР выборка, составленная из “слепого” обзора неба на частоте 8.6 ГГц, статистически полна по потоку вплоть до 200 мЯн 5 http://astrogeo.org/rfc

–  –  –

(Kovalev et al. 2007b; Petrov et al. 2008). Различие в один-два источника, видимое на рис. 2.3, для ярких объектов объясняется двумя причинами: (1) переменностью потока источников, (2) ФКР предоставляет потоки объектов, усреднённые по всем имеющимся наблюдательным эпохам, тогда как статистика по RDV выборке основана на одноэпоховых измерениях. Как видно из рис. 2.3, исследуемая выборка RDV источников полна по потоку вплоть до 1.5 Ян. На более низких потоках выборка статистически уже неполна, но всё ещё представительна благодаря критериям отбора источников для проекта RDV (Petrov et al. 2009).

2.1.2 Данные двухчастотных наблюдений

Мы провели обработку данных, включающую первичную калибровку, картографирование, а также моделирование структуры источников, наблюдавшихся в 19 РСДБ экспериментах (RDV11, 13, 15, 18, 21, 24, 27, 29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39 и 41), продолжительностью 24 ч каждый, проведённых в период с октября 1998 г. по сентябрь 2003 г., используя глобальную РСДБ сеть из 18–20 станций, включая 10 антенн VLBA и 14 геодезических станций и радиотелескопов европейской РСДБ сети EVN (табл. 2.2), имеющих необходимую систему регистрации сигнала в модах VLBA, используя

–  –  –

от 8 до 10 таких не-VLBA станций в каждой сессии. Даты наблюдений приведены в первой колонке табл. 2.3 (стр. 86). Положения всех участвующих антенн приводятся в табл. 3 работы Petrov et al. (2009) в виде геоцентрических координат.

Наблюдения были выполнены в стандартной двухчастотной геодезической моде с регистрацией сигнала в правой круговой поляризации одновременно на 2.3 ГГц (S-полоса) и 8.6 ГГц (X-полоса), используя однобитное квантование данных. S- и X-полосы имели по четыре частотных канала (IF) с центрами на 2.236, 2.267, 2.357, 2.377, 8.410 и 8.480, 8.795 8.900 ГГц, соответственно, каждый шириной 8 МГц (4 МГц для RDV11), состоящий из 16 спектральных каналов, что дало общую ширину полосы 32 МГц

Рис. 2.4. Интервалы используемых частот наблюдений в S- (слева) и X-полосе (справа).

(16 МГц для RDV11) в каждой полосе. Поскольку частотные каналы не идут встык, а разделены частотными промежутками, то общее покрытие составило 140 МГц в S-полосе и 490 МГц в X-полосе (рис. 2.4). Отметим, что начиная с эксперимента RDV27, проведенного 9 апреля 2001 г., частотные каналы в S-полосе были сдвинуты на 5 МГц, чтобы уйти от близкой полосы спутникового вещания. Корреляция данных была выполнена на корреляторе VLBA в операционном центре в Сокорро со временем осреднения данных 4 сек. Большинство источников имело шесть сканов наблюдений, каждый продолжительностью около шести минут, что соответствует общему медианному времени слежения за источником, составившим около 40 минут.

Несколько источников имели гораздо большее количество сканов (до 15), но при этом меньшей продолжительности каждого из них, с общим временем слежения около 60 минут. Распределение сканов по эксперименту для каждого конкретного источника выбирались таким образом, чтобы соответствующее заполнение плоскости пространственных частот было максимально возможным. Медианное количество независимых измерений функции видности на индивидуальных базах интерферометра, осреднённое в пределах одного скана, составило около 200. Поскольку наблюдаемые объекты являются достаточно яркими и компактными, в наблюдениях не использовались дополнительные калибровочные источники. Так, более 92% источников в 19 обработанных экспериментах имели коррелированные РСДБ потоки, превышающие 200 мЯн (см. рис. 2.11, вверху, стр. 96).

Расписание РСДБ наблюдений было составлено в автоматическом режиме с помощью специализированного программного комплекса sked (Gipson 2010) с последующей оптимизацией для обеспечения максимального заполнения uv-плоскости, учитывая расположение антенн в интерферометре и видимость источника, адекватного покрытия неба, минимизации времени на перевод антенн с одного источника на другой и т.д. Детальное описание процесса составления расписание глобальных геодезических РСДБ сессий обсуждается в работе Petrov et al. (2009).

Примечательной особенностью RDV наблюдений является использование подрешёток. Очевидно, что участие большого количества радиотелескопов, расположенных на разных континентах не даёт возможности следить за одним и тем же источником одновременно всем станциям. Поэтому, для максимизации полезного антенного времени, проведённого на том или ином источнике каждой станцией в течение всего эксперимента, вся система задействованных в наблюдениях радиотелескопов разделяется на несколько подсистем (подрешёток) таким образом, чтобы наблюдаемый объект был виден каждой станцией данной подрешётки в течение того или иного скана.

Количество таких подрешёток варьируется от сессии к сессии и составляет от 6 до 8 штук для обработанных нами экспериментов. При этом, каждая антенна может фигурировать в разных подрешетках для разных сканов наблюдений. Таким образом, большинство источников наблюдается почти всеми антеннами, принимающими участие в эксперименте. Исключениями, конечно являются источники с высокими склонениями, которые являются невидимыми для южных станций и наоборот.

Антенна MV-3 GGAO (Goddard Geophysical and Astronomical Observatory) диаметром 5 м вблизи Вашингтона, также принимала участие в некоторых наблюдательных сессиях, но мы не использовали данные с этой антенны, поскольку уровень шума данных был экстремально высок (SEFD 5 104 Ян). Кроме того, в ряде экспериментов антенна GGAO добавлялась уже после того, как расписание сессии было составлено для других станций.

Пункт GGAO был добавлен к каждому скану таким образом, чтобы антенна успевала вовремя навестись на источник. При этом, продолжительность Рис. 2.5. РСДБ карта источника с низким склонением J04033605 на частоте 2.3 ГГц с применением естественного взвешивания данных. Слева приведена карта без использования данных антенны TIGO, справа с использованием. Контуры соответствуют одинаковому уровню потока, начиная с 2 мЯн/луч, и далее растут с коэффициентом 2. Диаграмма направленности по уровню половинной мощности приведена в нижнем левом углу в виде закрашенного эллипса.

скана для GGAO выбиралась максимальной из всех станций, уже участвующих в данном скане. Это привело к значительному количеству данных, где сигнал не был обнаружен на базах с GGAO.

В наблюдениях также принимали участие антенны, расположенные в Южном полушарии. Это 26 м радиотелескоп HartRAO в Южной Африке (широта 26), и 6 м антенна TIGO, находящаяся в Концепсьон, Чили (широта 36). Данные станции участвовали в 15 сессиях из 19 обработанных. Это существенно улучшило угловое разрешение интерферометра в направлении Север-Юг и позволило нам картографировать источники с низкими склонениями с синтезированной диаграммой направленности по форме близкой к круговой. Вклад, обеспечиваемый данными даже с такой малой антенны как TIGO, мог значительно повысить качество окончательного изображения картографируемого источника (рис. 2.5), если он достаточно яркий (S 0.5 Ян).

Участие геодезических станций и антенн EVN в RDV наблюдениях увеличило количество элементов интерферометрической сети с 10 (VLBA станции) до 18–20 (глобальное РСДБ) и позволило нам в среднем:

• увеличить число реализуемых баз примерно в 2.5 раза,

• повысить угловой разрешение сети примерно в 1.5 раза,

• уменьшить уровень остаточного шума на восстанавливаемых РСДБ изображения примерно в 2 раза.

Максимальная длина проекции базы, реализованная в RDV экспериментах, была зафиксирована между пунктами Owens Valley (VLBA) и HartRAO, и составила 12 300 км, что близко к пределу для наземных РСДБ наблюдений.

На рис. 2.6 мы приводим сравнение типичного (u, v)-покрытия на частоте

8.6 ГГц, достигаемое только антеннами VLBA, а также со всей используемой глобальной РСДБ сетью на примерах источников с низким, средним и высоким склонением. Заполнения плоскости пространственных частот на

2.3 ГГц фактически идентичны тем, что и на 8.6 ГГц, но промасштабированы соответствующим образом.

2.1.3 Обработка данных

Первичная калибровка данных была выполнена с помощью пакета программ AIPS NRAO (Astronomical Image Processing System) (Greisen 2003), используя процедуры, адаптированные для наблюдений, проведённых в режиме использования подрешёток. Обработка каждого из частотных каналов (IF) велась отдельно на протяжении всех процедур калибровки. Осреднение данных по частотным каналам было выполнено только при построении окончательных изображений. Для калибровки амплитуд функции видности использовались коэффициенты усиления антенн и системные температуры, измеренные в течение сеанса. Для некоторых не-VLBA станций Рис. 2.6. Заполнениe (u, v)-плоскости на частоте 8.6 ГГц для источников J04572324 (вверху слева), J1310+3220 (вверху справа) и J0017+8135 (внизу), имеющих низкое, среднее и высокое склонение, соответственно, с проекциями баз, реализуемые только VLBA антеннами (красные точки) и глобальной РСДБ сетью (синие + красные точки).

информация о коэффициенте усиления антенны на эпоху наблюдения отсутствовала. В таких случаях, мы оценивали параметр DPFU (degrees per flux unit), т.е. коэффициент усиления, представляющий собой меру чувствительности/эффективности радиотелескопа в направлении на зенит в правой круговой поляризации g = Tsys /SEF D, используя информацию от штата соответствующих обсерваторий о (1) параметре SEF D, измеренном на эпоху, ближайшую к дате наблюдений (обычно в пределах нескольких дней) и (2) системной температуре, осреднённой по всему эксперименту. Глобальные поправочные факторы к коэффициентам усиления для каждого частотного канала каждой из антенн были вычислены статистически, а именно как медианные значения распределений соответствующих величин, полученных в результате самокалибровки для всех источников в пределах эксперимента, учитывая тот факт, что коэффициенты усиления VLBA антенн хорошо известны и надежно измерены. Если найденное медианное значение величины поправочного фактора коэффициента усиления отличалось от единицы более чем на 10%, весь процесс первичной калибровки производился заново с учётом найденных поправок, применяя AIPS-процедуру CLCOR до выполнения процедуры фазовой калибровки FRING. Мы оцениваем точность калибровки амплитуд функции видности на уровне 10%. В табл. 2.3 мы приводим чувствительность не-VLBA станций, полученную из лог-файлов наблюдений и впоследствии вычисленную более аккуратно, используя методику поправочных факторов. Во всех случаях использовалась плоская кривая усиления, т.е. без зависимости от угла места.

Поскольку информация об инструментальных фазовых задержках была доступна лишь для VLBA станций (не-VLBA станции не имеют соответствующих детекторов), коррекция фаз за остаточные задержки по времени и частоте были найдены, используя AIPS-процедуру FRING в два этапа. Сначала FRING был использован на коротком интервале (1–2 мин.) по яркому компактному источнику, чтобы определить относительные инструментальные фазовые и групповые задержки для каждого частотного канала. Поскольку интерферометрическая сеть была разделена на несколько подрешёток (ни в одном из отдельных сканов наблюдений не могли присутствовать все антенны), мы выполняли эту процедуру на нескольких разных сканах, чтобы найти решения для всех антенн. Второй этап заключался в запуске глобального FRING-фиттинга с 4-минутным интервалом для поиска решений, моделью точечного источника, а также нижним пределом на отношение сигнал-шум равным 5 для отбрасывания шумных данных. Типичная доля отброшенных решений составляла (8–10)% в X-полосе и (10–13)% в S-полосе.

Таблица 2.3.

Список наблюдательных сессий и коэффициенты усиления не-VLBA станций. VLBA антенна участвовали во всех сессиях.

–  –  –

2001/07/05 96/69 34/20 39/38 126/124 31/67 207/207 54/34 62/72 2001/10/29 36/15 39/41 54/40 119/114 154/163 60/35 65/72 2002/01/16 98/74 42/41 139/101 46/61 39/32 211/236 46/33 61/53 2002/03/06 87/81 41/44 132/116 –/127 36/36 204/203 45/34 61/71 2002/05/08 300/188 91/76 37/16 67/42 66/42 134/113 43/34 66/78 2002/07/24 63/67 71/42 51/44 –/118 61/66 28/35 5/8 53/34 62/69 2002/09/25 98/71 72/42 60/52 129/83 24/42 5/8 309/122 56/34 71/70 2002/12/11 98/66 59/40 32/41 148/133 62/67 31/30 4/6 53/34 65/69 2003/03/12 53/38 20/45 140/114 28/34 5/8 227/335 77/33 62/72 2003/05/07 53/44 29/45 129/126 30/30 4/8 261/212 61/36 64/81 2003/06/18 57/42 –/47 31/39 6/9 220/183 66/31 –/78 2003/09/17 86/74 61/46 26/54 20/36 175/171 27/37 75/95 Амплитудная калибровка вдоль полосы (band pass) не производилась, потому что не имела существенного эффекта на динамический диапазон финальных изображений, но при этом требовала ручной правки BP-таблиц в количестве имеющихся подрешёток того или иного эксперимента.

Причина этого, по-видимому, в том, что при выполнении процедуры калибровки вдоль полосы отбрасываются крайние спектральные каналы в каждом частотном, что приводило к уменьшению чувствительности на 3.5% и, таким образом, компенсировало эффект от самой калибровки. Для записи полностью калиброванных данных для каждого источника в X- и S-полосе в виде FITS-файлов использовалась процедура SPLIT с применением усреднения данных по частоте в пределах каждого из четырёх частотных каналов в каждой из полос без усреднения по времени. Первая фазовая самокалибровка с моделью точечного источника была выполнена с помощью процедуры CALIB, позволяющей находить первое решение, используя все частотные каналы. и автоматически отбрасывать данные с низким отношением сигналшум.

Чистка изображений алгоритмом CLEAN (H gbom 1974), фазовая и амo плитудная самокалибровки (Jennison 1958; Twiss et al. 1960), а также гибридное картографирование (Readhead et al. 1980; Schwab 1980; Cornwell & Wilkinson 1981) были выполнены в пакете программ DIFMAP (Shepherd 1997), используя автоматический подход, предложенный в работе (Pearson et al. 1994), который мы адаптировали для данных RDV наблюдений. Во всех случаях для итеративного процесса картографирования в качестве начальной модели использовалась модель точечного источника. Окончательные изображения были получены, применяя естественное взвешивание данных функции видности. Разнос частотных каналов в каждой из полос относительно мал и составляет примерно 6%, поэтому техника спектральной коррекции не требовалась и не проводилась. Структура каждого из 370 источников была промоделирована в S- и X-полосе также с помощью DIFMAP.

При моделировании мы использовали минимальное количество круговых (и в некоторых случаях эллиптических) гауссовых компонент, которые, будучи свернуты с диаграммой направленности, адекватно воспроизводили восстановленное распределение яркости источника.

2.2 Анализ изображений и физические свойства струй 2.2.1 Свойства восстановленных РСДБ изображений Финальные РСДБ изображения 370 источников на частоте 2.3 и 8.6 ГГц с размером пикселя 0.5 и 0.2 мсек дуги, соответственно, восстановленные с использованием естественного взвешивания данных показаны на рис. 2.7.

Динамический диапазон карт, определяемый как отношение максимального значения интенсивности на изображении к уровню шума, довольно высок и находится в интервале от 66 до 7042 с медианным значением 1200 в X-полосе, и от 106 до 4789 с медианным значением 1000 в S-полосе (рис. 2.8). Типичное значение уровня шума составило 0.4 мЯн/луч в Xполосе и 0.5 мЯн/луч в S-полосе.

В табл. 2.4 (стр. 91) мы приводим параметры РСДБ изображений: (1) имя источника в нотации J2000.0; для X-полосы: (2) пиковое значение интенсивности в Ян/луч; (3) уровень нижнего контура в мЯн/луч; (4) интегрированный поток с изображения в Ян; (5) поток наиболее компактной детали изображения в Ян, измеренный на длинных базах, составляющих от 80% до 100% от максимальной длины проекции базы; (6) размер большой оси диаграммы направленности по уровню половинной мощности в миллисекундах дуги; (7) размер малой оси диаграммы направленности по уровню половинной мощности в миллисекундах дуги; (8) позиционный угол большой оси диаграммы в градусах; колонки (9)–(15) представляют те же параметры, что и в (2)–(8), но для карт в S-полосе. Значения интегрированного потока, приведённые в колонках (4) и (11) были вычислены, суммируя величины всех CLEAN компонентов по РСДБ карте. Колонки (5) и (12) дают величину потока неразрешённой детали Sunres, оцениваемую как медианное значение Рис. 2.7. РСДБ карты 370 АГЯ на частоте 2.3 и 8.6 ГГц. Параметры карт приведены в табл. 2.4. Модели распределения яркости приведены в табл. 2.5. Шкала по осям каждого из изображений дана в мcек дуги. Синтезированная диаграмма направленности по уровню половинной мощности показана в левом нижнем углу в виде закрашенного эллипса, Контуры проведены с коэффициентом 2, начиная с уровня 3. Отрицательный контур, также показанный на картах пунктирной линией, соответствует уровню нижнего положительного контура. Полная версия рис. 2.7 доступна в электронной версии работы Pushkarev & Kovalev (2012).

Рис. 2.8. Динамический диапазон восстановленных РСДБ карт на частоте 2.3 ГГц (пустые кружки) 8.6 ГГц (закрашенные кружки) в зависимости от максимального значения плотности потока на изображении.

амплитуд функции видности, измеренных на пространственных (u, v) радиусах ruv = (u2 + v 2)1/2 270 М для данных в X-полосе и ruv 72 М для данных в S-полосе, что соответствует интервалу от 0.8 до 1.0 от максимальной длины проекции базы. Для 15 источников в X-полосе и 6 источников в S-полосе величина потока компактной детали не приводится ввиду отсутствия данных на базах, необходимых для соответствующих вычислений.

В дополнение к табл. 2.4, все калиброванные данные, включая FITSфайлы изображений с применением естественного взвешивания данных, FITS-файлы с (u, v) данными, восстановленные изображения в векторном (postscript) и растровом (GIF) форматах, зависимости коррелированного потока от длины проекции базы, а также значения общего потока с РСДБ карт для всех источников на всех доступных эпохах, приведённых в табл. 2.3, доступны онлайн через HTML интерфейс.6

–  –  –

Примечание: полная версия табл. 2.4 для всех 370 источников доступна в электронной версии работы Pushkarev & Kovalev (2012).

2.2.2 Моделирование парсековой структуры Наблюдаемые источники имеют сложную трехмерную структуру на парсековых и гектопарсековых масштабах. Однако, будучи расположенными на космологических расстояниях, они дают нам возможность исследовать лишь двумерное распределение их яркости в картинной плоскости, которое может быть промоделировано ограниченным количеством гауссовых компонент. Число таких компонент выбирают таким образом, чтобы удовлетворялись два разнонаправленных критерия: (i) с одной стороны, это число должно быть минимальным; (ii) с другой, оно должно быть таким, чтобы компоненты модели, свернутые с соответствующей диаграммой направленности адекватно воспроизводили основную структуру распределения яркости источника.

Типичная морфология АГЯ на парсековых масштабах представлена односторонней структурой типа ядро-выброс, являющейся результатом сильных селекционных эффектов и доплеровского усиления излучения (Cohen et al. 2007). Лишь 11 источников (3% из всей исследуемой выборки) показывают двустороннюю структуру на S/X изображениях. Наблюдаются также и экстремальные случаи. Например, источник настолько компактен, что нет даже указаний на наличие выброса. Это может объясняться недостатком пространственного разрешения и/или чувствительности интерферометра на данной частоте при данной конфигурации антенн, времени слежения за источником, а также ширины полосы наблюдений. Вторая крайность источник с ярким выбросом, разрешенным в поперечном направлении. На рис. 2.9 мы приводим изображения объектов J1935+2031 и J0738+1742 в качестве примеров таких источников.

Моделирование структуры всех источников было выполнено с помощью процедуры modelfit в пакете DIFMAP, используя в алгоритме подгонки несколько круговых гауссовых компонент по самокалиброванным данным функции видности и минимизируя 2 в плоскости пространственных частот.

Рис. 2.9. РСДБ изображения источников J1935+2031 на частоте наблюдения 8.6 ГГц (слева, динамический диапазон 570) и J0738+1742 на частоте 2.3 ГГц (справа, динамический диапазон 1750) как примеры высококопактного и разрешённого как вдоль так и поперёк струи источников, соответственно. Размер и ориентация синтезированной диаграммы направленности по уровню половинной мощности показаны в виде закрашенного эллипса в левом нижнем углу.

Эллиптические гауссовы компоненты применялись в тех случаях, когда использование кругового компонента приводило к появлению осесимметричного шума на остаточной карте вблизи моделируемого компонента. Полученные модели источников приведены в табл. 2.5 (стр. 95). В ней приведены:

(1) имя источника, (2) частотный диапазон (S или X), (3) поток компонента, (4) угловое расстояние до РСДБ ядра, (5) позиционный угол по отношению к компоненту РСДБ ядра, (6) главный размер компонента по уровню половинной мощности, (7) отношение размеров малой оси к главной, (8) позиционный угол главной оси. Качество соответствия моделей восстановленной структуре источника в подавляющем большинстве случаев очень хорошее, как это видно из рис. 2.10, где мы приводим зависимость полного потока всех гауссовых компонент модели в зависимости от интегрального потока с РСДБ карты, рассчитанного как сумма всех CLEAN компонент изображения.

Рис. 2.10. Суммарный поток гауссовых компонентов модели в зависимости от интегрального потока с РСДБ карты для данных на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа). Малые отклонения от линии соответствия показывают высокое качество полученных моделей источников.

2.2.3 Компактность струй и астрометрические приложения

Одной из основных целей проекта RDV было создание международной небесной системы координат. Таким образом, источники для такой наблюдательной программы должны находиться на космологических расстояниях, быть яркими и компактными, т.е. излучать с экстремально ограниченной видимой области пространства. Наиболее подходящими объектами для достижения этой цели являются активные ядра галактик, которые удовлетворяют всем вышеперечисленным критериям. Компактность блазаров (под термином “блазар” мы понимаем активные ядра галактик, излучение которых усилено релятивистским доплеровским эффектом) на масштабах секунд дуги, соответствующих килопарсековым масштабам в линейной шкале расстояний, вычисляется как SVLBI /Stot, где Stot интегральный поток источника, измеряемый в режиме одиночной антенны, а SVLBI интегральный поток с РСДБ карты. Компактность АГЯ очень высока и составляет 0.9 на частоте 2 ГГц и 8 ГГц, как это обсуждалось в работе Popov & Kovalev (1999) по результатам небольшой выборки из 20 источников. Впоследствии, эти выводы подтвердились в работе Kovalev et al. (2005) для гораздо более

–  –  –

многочисленной выборки, состоящей из 250 АГЯ с плоскими радиоспектрами по наблюдениям на VLBA на частоте 15 ГГц. Это означает, что почти всё излучение этих объектов генерируется на миллисекундных масштабах, изучаемых с помощью РСДБ наблюдений, а также, что вклад в интегральное излучение источника на частотах в несколько ГГц с более протяженных килопарсековых масштабов, как правило, крайне мал.

Компактность источников из нашей выборки на миллисекундной угловой шкале, определяемая как отношение Sunres /SVLBI, соответствующие распределения Sunres и SVLBI представлены на рис. 2.11, статистически меньше (рис. 2.12, вверху, стр. 97), с близкими медианными значениями, составившими 0.51 на частоте 2.3 и 8.6 ГГц (табл. 2.7, стр. 106). Согласно как тесту Колмогорова-Смирнова. так и T-тесту, эти распределения статистически неразличимы. На более высоких частотах наблюдений величина РСДБ компактности находится на схожем уровне. Так, 68% выборки, состоящей из 250 внегалактических радиоисточников, наблюдаемых на 15 ГГц имеют Рис. 2.11. Распределения интегрального РСДБ потока SVLBI (вверху) и потока наиболее компактной детали Sunres (внизу) на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа).

компактность, превышающую 0.5 (Kovalev et al. 2005). Медианное значение РСДБ компактности на частоте 86 ГГц также составляет около 0.5 (Lee et al.

2008).

Важно отметить, что вклад потока РСДБ ядра в интегральный поток с миллисекундных угловых масштабов также является доминирующим (рис. 2.12, внизу). Так, для 50% источников излучение из ядерной области составляет более 75% общего РСЛБ потока. Информация о таких параметрах источников как SVLBI и Sunres, а также компактности являетя полезной для отбора наиболее перспективных кандидатов (высококомпактных ярких источников) для изучения с научной программой космической РСДБ миссии RadioAstron (Kardashev et al. 2013). В то же время, есть определенная группа источников, демонстрирующих очень яркие и мощные выбросы (M87, 3C 120 и др.), которые представляют особый интерес для детальных астрофизических исследований их протяженных струй на парсековых масштабах.

Результаты астрофизических РСДБ исследований активных ядер галакРис. 2.12. Распределения РСДБ компактности Sunres /SVLBI (вверху) и доминирования потока РСДБ ядра Score /SVLBI (внизу) на частоте 2.3 и 8.6 ГГц.

тик по данным проекта RDV, полученные и обсуждаемые в данной Главе, могут быть также использованы для повышения точности астрометрических РСДБ измерений. Так, учёт структуры объектов, может быть использован для уточнения их координат, а информация о компактности наблюдаемых источников на миллисекундных угловых масштабах может быть учтена при обновлении/расширении каталога ICRF.

Существует целое множество факторов, ограничивающих точность астрометрических измерений. Одни из них являются случайными, другие систематическими. Основными источниками случайных ошибок являются:

(i) нестабильность (турбулентность) атмосферы; (ii) радиопомехи, под которыми принято подразумевать любые сигналы (телевидение, мобильная, морская, радио- и космическая связь), кроме сигнала наблюдаемого объекта; (iii) вариации хода атомных стандартов частоты, определяемой стандартной дисперсией Аллана ( 1014 сек за промежуток времени около часа); (iv) тепловой шум измерений задержек.

Стратегия минимизации случайных ошибок заключается в увеличении числа наблюдений объекта в течение эксперимента, оптимизации расписания, уменьшении времени на перевод антенны, уточнении модели атмосферы, а также использовании только самых точных измерений задержек. Заметим, что корреляция сигнала существенно подавляет влияние помех. Действительно, те случаи, когда один и тот же паразитный сигнал будет воздействовать на оба элемента одной базы, разнесённые на большие расстояния, крайне редки.

Основными источниками систематических ошибок являются: (i) тепловые и гравитационные деформации антенны; (ii) ограниченная точность положений пунктов наблюдений; (iii) структура наблюдаемого объекта. Учёт гравитационных деформаций антенн довольно сложен, поэтому одним из самых простых методов решения данной проблемы является использование небольших, до 12–15 м в диаметре, радиотелескопов. Тепловые деформации могут быть учтены либо их непосредственным измерением с помощью температурных датчиков, либо моделированием. Другим эффективным решением является использование интерферометрии со связанными элементами малой (2 м) антенны с хорошо определенными параметрами и основной РСДБ антенны (Ichikawa et al. 2008). В этом случае, в течение всего сеанса наблюдений производятся многократные измерения базы между вспомогательной и основной антенной, на основе которых строится модель температурных и гравитационных деформаций основной антенны.

Учёт структуры источника является особенно важным. Идеальным источником для астрометрических измерений является точечный источник, причем не меняющий своего положения со временем. Реальные же источники, не только не являются бесструктурными, но еще и подвержены изменению своих координат как в зависимости от времени, так и от длины волны наблюдения (Lobanov 1998; Kovalev et al. 2008c; Sokolovsky et al.

2011a; Pushkarev et al. 2012a). Действительно, на современном этапе развития техники РСДБ эксперимента, а также методов восстановления изобРис. 2.13. Примеры РСДБ карт более (вверху слева) и менее (вверху справа) подходящего источника для астрометрии. Серыми кружками показаны положения и размеры гауссовых компонент модели структуры источников. Зависимость коррелированного потока, осреднённого в пределах каждого скана, от длины проекции базы (внизу).

ражений, структура на масштабах миллисекунд дуги становится обнаруживаемой у подавляющего большинства источников. Наличие этой структуры влияет не только на амплитуду функции видности, но также и на величину групповой задержки, и в конечном счете ограничивает точность определения координат объекта. На рис. 2.13 мы представляем примеры компактного (J0022+0608) и разрешённого (J0433+0521) источников. Индекс компактности J0022+0608 на частоте наблюдения 8.6 ГГц составляет 0.8, что делает его гораздо более подходящим объектом для астрометрических целей по сравнению с J0433+0521, компактность которого гораздо меньше, и составляет

0.14. На рис. 2.13 (внизу) приведены соответствующие зависимости коррелированного потока от длины проекции базы. Для компактного источника разброс значений амплитуды функции видности мал (рис. 2.13, внизу слева), тогда как для существенно разрешённого источника этот разброс значителен (рис. 2.13, внизу справа), отражая несимметричность структуры объекта и наличие протяжённых деталей его структуры.

Таким образом, существует два пути по решению этой проблемы: (i) использовать источники, структура которых минимально отличается от точечной; (ii) производить учёт как структуры объекта так и ее частотновременной зависимости по полностью калиброванным данным. Очевидно, что второй метод является универсальным. Однако, как показали первые попытки по учету структуры источника (Petrov 2007), его реализация представляет собой чрезвычайно сложную задачу. Тем не менее, именно этот метод позволит в будущем повысить точность астрометрических измерений.

Ожидается, что богатый наблюдательный материал проекта RDV послужит основой как для будущего уточнения координат источников, так и для расширения каталога ICRF.

2.2.4 Свойства РСДБ ядер: потоки, размеры, яркостные темпера- туры

Мы определяем РСДБ ядро как компактную яркую область излучения выброса, находящуюся в том месте струи, где она становится оптически толстой. Обычно, РСДБ ядро является неразрешённой деталью изображения вдоль одной или обеих осей диаграммы направленности и имеет плоский радиоспектр. Поскольку ядро обычно представляет собой самый яркий компонент структуры источника, то процедура фазовой самокалибровки, применяемая в гибридном картографировании, помещает его близко к фазовому центру восстанавливаемой карты, но не абсолютно точно в сам центр. Ядро всегда имеет ненулевой сдвиг положения по отношению к началу координат из-за наличия других компонент выброса ниже по течению. Существенные отклонения положения РСДБ ядра от фазового центра бывают редко и имеют место тогда, когда один из компонентов струи ярче чем ядро. РСДБ ядро

Рис. 2.14. Распределения потоков РСДБ ядер на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа).

не доминировало в распределении яркости в 18 (5%) источниках на частоте 8.6 ГГц и 24 (6.5%) объектах на частоте 2.3 ГГц.

С помощью моделирования структуры источников мы измерили потоки и размеры их РСДБ ядер. Распределения потоков ядер на частоте 2.3 и 8.6 ГГц показаны на рис. 2.14. Из-за высокой компактности компонент РСДБ ядра часто неразрешён. Ядро считалось неразрешённым, если размер кругового или хотя бы одна из осей эллиптического гауссового компонента, используемого для моделирования ядра, был меньше, чем соответствующий предел по разрешению (Kovalev et al. 2005):

–  –  –

где = 0 используется для естественного взвешивания данных функции видности, = 2 для однородного взвешивания, b размер диаграммы направленности по уровню половинной мощности в направлении позиционного угла главной оси эллиптического гауссового компонента ( = 0 для кругового гауссового компонента), SNR отношение сигнал-шум под компонентом, определяемое как отношение пиковой интенсивности компонента к шуму с остаточной карты. Определяемые таким образом пределы по разрешению использовались как верхние пределы на размер компонента ядра.

В общей сложности, почти четверть всех РСДБ ядер являются неразрешёнРис. 2.15. Распределения угловых (вверху) и линейных проекционных размеров РСДБ ядер (внизу) на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа). Для компонентов ядра, описываемых эллиптическим гауссовым компонентом, в качестве размера консервативно используется размер главной оси. Незакрашенные бины соответствуют верхним пределам.

ными: 98 в X-полосе и 87 в S-полосе. Для источников с известными красными смещениями были также вычислены линейные проекционные размеры РСДБ ядер. Соответствующие распределения угловых и линейных (в проекции на картинную плоскость) размеров компонентов РСДБ ядер представлены на рис. 2.15 (вверху и внизу, соответственно), с медианными значениями

0.28 мсек дуги (1.90 пк) и 1.04 мсек дуги (6.75 пк) в X-полосе и S-полосе, соответственно.

Яркостная температура компонента ядра в системе отсчета источника определяется как

–  –  –

Рис. 2.16. Распределения яркостных температур РСДБ ядер в системе источника на частоте

2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа) с медианными значениями 2.511011 К и 2.601011 К, соответственно. Незакрашенные бины соответствуют нижним пределам в источниках с неизвестным красным смещением или/и неразрешённым компонентом РСДБ ядра.

где k постоянная Больцмана, Score поток РСДБ ядра, maj и min размеры большой и малой осей, соответственно, по уровню половинной мощности эллиптического гауссового компонента РСДБ ядра, длина волны наблюдения, z красное смещение. Измеряя поток в Ян, размер компонента в мсек дуги, а длину волны в см, получаем

–  –  –

где a = 1.639 1010 для X-полосы ( = 3.5 см) и a = 2.337 1011 для Sполосы ( = 13 см). Для источников с неизвестными красными смещениями (см. табл. 2.1) мы использовали z = 0 для определения нижнего предела на яркостную температуру. Те источники, которые имели неразрешённые ядра также дали нижние пределы на Tb. В целом, около 40% величин Tb представляют собой нижние пределы.

Распределения яркостных температур РСДБ ядер на частоте 2.3 и

8.6 ГГц, показанные на рис. 2.16, занимают довольно широкий диапазон значений, покрывающий более четырёх порядков величины, с медианным значением 2.5 1011 К на обеих частотах, что близко к значению яркостной температуры 5 1011 К, получаемому из условия равнораспределения плотности энергии между магнитным полем и излучающими релятивистскими частицами (Readhead 1994), а также близко к пределу 1012 К, накладываемому обратным Комптон-эффектом (Kellermann & Pauliny-Toth 1969).

Значения яркостной температуры, превышающие эти пределы, могут вызываться эффектом доплеровского усиления излучения (Kovalev et al. 2005;

Homan et al. 2006; Cohen et al. 2007; Kellermann et al. 2007). Заметим, что гистограммы на рис. 2.16, полученные на разных частотах (2.3 и 8.6 ГГц), выглядят похожим образом. Это объясняется тем, что максимальная измеряемая яркостная температура Tb определяется физической длиной эффективной проекции базы интерферометра D = (majmin )1/2 и потоком РСДБ ядра (Kovalev et al. 2005; Kovalev 2009b).

Таким образом, для РСДБ наблюдений, выполненных одновременно на разных частотах, мы ожидаем получить близкие значения Tb, принимая во внимание плоский спектр компонента РСДБ ядра в большинстве источников. Свойства РСДБ ядер, полученные из моделирования распределения яркости по источнику, такие как потоки, размеры или же оцененные пределы по разрешению, вычисленные яркостные температуры или их нижние пределы, приведены в табл. 2.6 отдельно на частоте 2.3 и 8.6 ГГц. Статистические параметры распределений, показанных на рис. 2.11–2.16, приведены в табл. 2.7 (стр. 106). Средние значения распределений maj, Lmaj и Tb были рассчитаны, используя пакет программ ASURV (Astronomy SURVival Analysis пакет для статистического анализа астрономических данных, содержащих пределы измерений; Lavalley et al. 1992).

Таблица 2.6.

Свойства РСДБ ядер.

–  –  –

2.2.5 Спектральные свойства и эффект “старения” спектрального индекса Вариации потока и парсековой радиоструктуры активных ядер галактик накладывают условие одновременности на выполнение РСДБ наблюдений на разных частотах с целью исследования спектральных свойств источников. Наблюдательный материал RDV экспериментов идеально удовлетворяет этому требованию и предоставляет нам возможность изучения спектральных характеристик наблюдаемых объектов, используя (i) детальное восстановление и анализ карты распределения спектрального индекса источника, (ii) применение статистических методов для нахождения основных спектральных свойств и возможных корреляционных зависимостей или трендов. Для определения интегрального спектрального индекса и последующего статистического анализа спектральных свойств выборки наблюдаемых источников мы используем вычисленные значения полного РСДБ потока с изображений на частоте 2.3 и 8.6 ГГц (см. табл. 2.4). Подавляющее большинство источников (более 95% выборки) имеет плоские спектры, со спектралным индексом 0.5 (рис. 2.17, вверху).

Рис. 2.17. Распределения спектрального индекса по измерениям общего РСДБ потока (вверху), потока РСДБ ядер (посередине) и потока выброса (внизу) на частоте 2.3 и 8.6 ГГц.



Pages:     | 1 | 2 || 4 | 5 |   ...   | 10 |

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...»

«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...»

«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 –...»

«УДК 523.45–852:520.85 ШАЛЫГИНА ОКСАНА СЕРГЕЕВНА СВОЙСТВА СТРАТОСФЕРНОГО АЭРОЗОЛЯ В ПОЛЯРНЫХ ОБЛАСТЯХ ЮПИТЕРА ПО ДАННЫМ ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ Специальность: 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: кандидат...»

«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...»

«УДК 524.352; УДК 524.354 Пружинская Мария Викторовна Сверхновые звёзды, гамма-всплески и ускоренное расширение Вселенной Специальность: 01.03.02 астрофизика и звёздная астрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н., профессор Липунов Владимир Михайлович Москва 2014 Содержание...»

«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...»

«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...»

«Семена Андрей Николаевич Определение геометрии аккреционных колонок на поверхности магнитных белых карликов по свойствам апериодической переменности их яркости 01.03.02 Астрофизика, звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н. Ревнивцев М.Г. Москва, 2014 Оглавление 1 Введение 1.1...»

«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...»

«Жиляев Борис Ефимович УДК 524.33+524.338.6+519.2 БЫСТРАЯ МАЛОМАСШТАБНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ЗВЕЗД Специальность 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Киев – 2014 СОДЕРЖАНИЕ Стр. ВВЕДЕНИЕ...7 ГЛАВА 1 СТАТИСТИЧЕСКАЯ ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД: КОНЦЕПЦИЯ И МЕТОДЫ 25 1.1 Цифровая фильтрация для детектирования маломасштабной переменности..26 1.2...»

«Академия наук Республики Таджикистан Институт языка, литературы, востоковедения и письменного наследия им. Абуабдулло Рудаки Гасеми Тахте Чуб Насрин Структурно-семантические особенности астрономических терминов в словаре «Kaf-ul-luot va istilohot» Sur-i Bahor Специальность: 10.02.22языки народов зарубежных стран Европы, Азии, Африки, аборигенов Америки и Австралии (иранские языки) Диссертация на соискание ученой степени кандидата филологических наук Научный руководитель:...»

«УДК 520.8; 524.7 Катков Иван Юрьевич Свойства и происхождение изолированных линзовидных галактик 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель д. ф.-м. н. Сильченко Ольга Касьяновна Москва – 2014 Содержание Введение.................................... Газ в линзовидных галактиках.....»







 
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.