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


Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 10 |

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

-- [ Страница 5 ] --

Мы провели статистический анализ источников обеих выборок (MOJAVE-1 и MOJAVE-2). Заметим, что в выборке MOJAVE-1 доминируют блазары (101 квазар и 22 объекта типа BL Lac), составляющие 91% источников. Мы исключили из анализа восемь радиогалактик и четыре оптически неотождествлённых объекта. Также были исключены ещё восемь источников (семь квазаров и один объект типа BL Lac), характеризующиеся малой галактической широтой |b| 10, для проведения корректного сравнения углов раскрыва парсековых струй между двумя подгруппами источников, а именно между необнаруженными (гамма-слабые) и обнаруженными в гамма-диапазоне источниками (гамма-сильные) по результатам первых трёх месяцев научной работы гамма-телескопа LAT на борту обсерватории Fermi (Abdo et al.

2009d). Позиционно ассоциировались лишь источники с |b| 10 из-за уменьшения чувствительности LAT на более низких галактических широтах. Из оставшихся 115 MOJAVE-1 блазаров, 29 являются гамма-яркими АГЯ (Abdo et al. 2009d). Это соответствует 25% уровню детектирования источников выборки MOJAVE-1 в гамма-диапазоне. Заметим также, что уровень обнаружения объектов типа BL Lac существенно выше (48%) в сравнении с квазарами (20%) в пределах выборки MOJAVE-1 благодаря статистически более жёстким спектрам лацертид, позволяющим обнаруживать такие источники на более низких фотонных потоках на данном уровне значимости. В рамках параграфов 3.1.2 и 3.1.3 под термином гаммаярких АГЯ мы понимаем источники, обнаруженные инструментом LAT на уровне значимости, превышающем 10, в течение первых трёх месяцев его научной работы, общее количество которых составило 116 из 206 продетектированных ярких гамма-источников разных типов.

3.1.2 Наблюдаемые углы раскрыва струй Видимый угол раскрыва выброса можно измерить двумя способами: (i) анализируя поперечные профили струи в плоскости изображения, (ii) моделируя структуру источника с помощью ряда круговых или эллиптических гауссовых компонент, работая с интерферометрическими данными функции видности в (u, v)-плоскости. Для повышения достоверности наших выводов мы использовали оба метода и сравнили полученные результаты.

Для анализа данных в плоскости изображения мы использовали MOJAVE1 VLBA карты, полученные в полной интенсивности на частоте 15 ГГц на последнюю из доступных эпох наблюдений в пределах периода 2008–2009 гг. Видимый угол раскрыва струи рассчитывался как медианное значение величины

–  –  –

где d ширина вписанной в поперечный профиль яркости выброса гауссианы по уровню половинной амплитуды, r угловое расстояние до компонента РСДБ ядра, отсчитываемое вдоль оси струи, b размер синтезированной диаграммы направленности по уровню половинной мощности вдоль позиционного угла поперечного профиля струи, а величина (d2 b2 )1/2 представляет собой поперечную ширину выброса, производя учёт эффекта свертки с лучом. Направление оси выброса задавалось как медиана позиционных углов всех компонент струи, полученных в результате моделирования структуры источника на всех доступных эпохах. Поперечные профили струи были сделаны с интервалом, равным размеру пикселя изображения, составляющим 0.1 мсек дуги, начиная с положения РСДБ ядра и вплоть до области, где струя становится необнаружимой. а именно, когда максимальная амплитуда вписанной в профиль гауссианы не превышает уровня 4, где уровень шума карты. В том случае, если выброс претерпевает существенное изменение направления, то струя аппроксимировалась двумя прямыми с соответствующими позиционными углами. Общее количество таких источhttp://www.physics.purdue.edu/MOJAVE Рис. 3.1. РСДБ карта полной интенсивности квазара 1641+399, полученная на эпоху 25 февраля 2009 г. на частоте наблюдения 15 ГГц при использовании естественного взвешивания данных функции видности (слева вверху). Ось струи аппроксимирована двумя прямыми линиями с позиционными углами 90 и 50. Контуры равной интенсивности показаны, начиная с уровня 0.4 мЯн луч1 и далее с шагом 2. Пиковое значение потока карты составляет 4770 Ян луч1. Оси диаграммы направленности по уровню половинной мощности показаны в левом нижнем углу карты. Поперечный размер выброса вдоль его оси (справа вверху). Видимый угол раскрыва струи вдоль оси (внизу) с медианным значением 13.

ников составило 21 (15%), а именно 15 объектов из выборки MOJAVE-1 и 6 из MOJAVE-2. На рис. 3.1 в качестве примера приведена карта полной интенсивности квазара 3C 345 (1641+399) на частоте 15 ГГц, а также соответствующий поперечный размер струи и угол её раскрыва в зависимости от углового расстояния до компонента РСДБ ядра.

Рис. 3.2. Распределения видимых углов раскрыва струй из анализа поперечных профилей выброса для 86 блазаров, необнаруженных LAT (вверху), 29 LAT блазаров (посередине и внизу, темно-серый тон) из выборки MOJAVE-1, а также 27 блазаров, обнаруженных с помощью LAT (внизу, светло-серый тон) из выборки MOJAVE-2.

Значения видимых углов раскрыва выбросов app, измеренные с помощью анализа поперечных профилей струи в полной интенсивности, распределены в довольно широком интервале значений, от 5 до 60, с пиком, составляющим около 16. Соответствующие распределения измеренных видимых углов раскрыва выбросов показаны на рис. 3.2.

Распределение для 29 гамма-сильных блазаров из выборки MOJAVE-1, т.е. источников, обнаруженных с помощью инструмента LAT более узкое и не показывает малых углов раскрыва по сравнению с распределением для 86 гамма-слабых источников. Согласно тесту Колмогорова-Смирнова, вероятность того, что обе выборки извлечены из одной и той же родительской популяции, составляет лишь p = 0.019. При учёте дополнительных 27 гамма-ярких блазаров из расширенной выборки MOJAVE-2 соответствующая вероятность уменьшается до значения p = 3.6104, а среднее значение

–  –  –

18. 0 ± 1. 1, соответственно. Т-тест Стьюдента подтверждает, что значения средних величин распределений отличаются на уровне значимости 96.1% для источников выборки MOJAVE-1 и на уровне 99.4% для расширенной выборки MOJAVE-1,2. Относительно небольшая разница в средних значениях является результатом наличия гамма-слабых источников с большими видимыми углами раскрыва струи. Тут необходимо отметить, что эти источники с довольно широкими углами раскрыва не были обнаружены LAT за первые три месяца научной работы, поскольку не имели ярких гаммавспышек в течение этого периода времени, но как будет показано в параграфе 3.3, все они будут иметь статус гамма-ярких АГЯ по результатам работы телескопа LAT за два года. Найденные значения видимых углов раскрыва выбросов приведены в табл. 3.1 (стр. 151).

Как обсуждалось выше, объекты типа BL Lac показывают более жёсткие гамма-спектры чем квазары, а потому имеют более высокий уровень обнаружения (Abdo et al. 2009d). Поэтому, мы провели анализ на предмет того, влияет ли данный фактор на полученный нами результат о статистически более широких углах раскрыва струй гамма-ярких АГЯ. Для этого мы сравнили распределения app для 22 объектов типа BL Lac и 101 квазара из выборки MOJAVE-1. Согласно тесту Колмогорова-Смирнова, данные выборки статистически неразличимы (p = 0.740). Второй способ проверки состоял в том, что мы провели сравнительный анализ распределений видимого угла расркыва для гамма-ярких и гамма-слабых блазаров, исключив из них лацертиды. Тест Колмогорова-Смирнова, и также T-тест Стьюдента подтвердили, что эти распределения значимо отличаются (pKS = 0.006, pTtest = 0.017). Таким образом, мы делаем вывод о том, что присутствие объектов типа BL Lac не влияет на результаты нашего анализа по статистическому сравнению наблюдаемых углов раскрыва струй для гамма-ярких и гамма-слабых блазаров.

В то же время, мы не нашли значимой корреляции между наблюдаемым углом раскрыва выброса и средним фотонным потоком в диапазоне энергий 0.1–1 ГэВ, измеренным на телескопе Fermi LAT (Abdo et al. 2009d), поскольку последний зависит от расстояния до источника.

Углы раскрыва из данных в (u, v) плоскости. Оценки видимого угла раскрыва выброса могут быть также получены из данных в (u, v) плоскости, используя моделирование структуры. Наблюдаемое распределение яркости по источнику было промоделировано с помощью ряда круговых и эллиптических гауссовых компонент, используя процедуру “modelfit” пакета Difmap (Shepherd 1997). Параметры этих моделей приведены в работе Lister et al.

(2009b). Мы использовали все доступные 2336 компонент моделей, полученные для 115 блазаров из выборки MOJAVE-1, имеющих галактическую широту |b| 10. Оценка величины app была выполнена следующим образом:

(i) для каждой эпохи наблюдения угол раскрыва был измерен по каждому отдельному компоненту струи в пределах данной эпохи с последующим усреднением полученных значений, (ii) проведено усреднение соответствующих значений по эпохам и, таким образом, получена окончательная оценка угла раскрыва струи. Распределения угла раскрыва гамма-ярких и гамма-слабых блазаров выборки MOJAVE-1, полученных по результатам моделирования структуры, различаются на уровне значимости, превышающем 99%, согласно тесту Колмогорова-Смирнова. Статистические результаты, полученные из анализа распределения углов раскрыва выброса по данным моделирования в (u, v) плоскости, находятся в хорошем согласии с соответствующими значениями, полученными методом поперечных профилей струи в плоскости изображения, что подтверждает достоверность наших результатов. В частности, медианное значение отношения значений наблюдаемого угла раскрыва струи, полученного из анализа профилей и моделирования структуры, составляет величину, равную 0.9.

3.1.3 Истинные углы раскрыва Статистически более широкие видимые углы раскрыва струй гаммаярких блазаров могут быть результатом (i) меньших углов к лучу зрения (т.е. из-за эффекта проекции) и/или (ii) их отличительных свойств, например, присутствия структуры типа канал-оболочка, как это наблюдалось в гаммаярком квазаре 1055+018 (см. Главу 4; Attridge et al. 1999; Pushkarev et al.

2005a), ТэВ-объекте типа BL Lac Mrk501 (Pushkarev et al. 2005a; Giroletti et al. 2008), а также в радиогалактике M87 (Kovalev 2008).

Чтобы выяснить, какое из этих двух объяснений является доминирующим и наиболее реальным, мы рассчитали величины углов к лучу зрения и Лоренц-факторы для блазаров выборки MOJAVE-1 (см. табл. 3.1), используя следующие соотношения:

–  –  –

где app представляет собой максимальную видимую скорость выброса по данным мониторинговой программы MOJAVE, измеренную по движению кросс-идентифицированного между разными (не менее 5) эпохами компонента, движение которого происходит радиально и без ускорения (Lister et al.

2009b), а var фактор Доплера, полученный по результатам анализа кривых блеска источников по данным долгосрочной мониторинговой программы Метсахови (Hovatta et al. 2009). Общее количество источников, наблюдающихся в обеих программах, составляет 56, для которых соответственно измерены как видимые скорости, так и Доплер-факторы.

Для проверки первого из наших вышеупомянутых предположений по объяснению в среднем более широких видимых углов раскрыва струй гамма-ярких блазаров по отношению к гамма-слабым мы сравнили соответствующие величины углов к лучу зрения. Действительно, углы к лучу зрения 21 источника, обнаруженного с помощью инструмента LAT, оказались несколько меньше, со средним значением 3. 6 ± 0. 4 против 5. 7 ± 1. 3 для 34 объектов, не обнаруженных на LAT за первые три месяца научной работы телескопа. Эта разница, однако, не является статистически значимой для этой небольшой подвыборки (56 источников, по сравнению с выборкой 115 объектов, используемой для анализа видимых углов раскрыва струи), состоящей из квазаров и объектов типа BL Lac (в параграфе 3.3.1, используя стаковые изображения источников и результаты двухлетней работы FermiLAT, мы исследуем функции плотности вероятности соответствующих распределений и покажем, что они отличаются значимо). Если рассматривать только квазары, то статистическая разница распределений углов к лучу зрения для гамма-ярких и гамма-слабых квазаров достигает более 94%. Кроме того, мы нашли указание на то, что объекты типа BL Lac имеют в среднем более широкие истинные углы раскрыва (2. 4 ± 0. 6), чем квазары (1. 2 ± 0. 1).

Соответствующие распределения различаются на уровне значимости 94.6%, согласно тесту Колмогорова-Смирнова, а средние значения различаются на уровне значимости 96.1%, согласно Т-тесту Стьюдента.

Для тестирования второго сценария мы вычислили величину истинного (с поправкой за эффект проекции) угла раскрыва выброса для 56 источников, используя соотношение (3.3) int = app sin.

Соответствующие значения int приведены в табл. 3.1. Они находятся в пределах от долей градуса до 8 (рис. 3.3). Тест Колмогорова-Смирнова показывает, что распределения величины int для гамма-сильных и гаммаслабых источников статистически неразличимы (p = 0.797). Это означает, что установленное нами значимое различие в видимых углах раскрыва Рис. 3.3. Истинный угол раскрыва струи в зависимости от Лоренц-фактора РСДБ выброса для 56 источников. Два объекта со значениями, int равными (45, 0.96) и (65, 0.53) находятся за пределами рисунка. Жирной линией показана медианная кривая, предполагая зависимость вида = /, где является константой. Закрашенные кружки соответствуют гамма-ярким источникам, обнаруженным LAT за первые 3 месяца работы инструмента тогда как пустые гамма-слабым (необнаруженным LAT). Пунктирные линии представляют зависимости между углом раскрыва и Лоренц-фактором согласно газодинамической модели струи с различными значениями параметра.

струй (рис. 3.2), скорее всего, является результатом эффекта проекции, т.е.

выбросы гамма-ярких блазаров ориентированы под статистически меньшим углом к лучу зрения, а потому показывают более широкие видимые углы раскрыва струй app.

Мы также проанализировали зависимость между истинным углом раскрыва и Лоренц-фактором выброса на парсековых масштабах (рис. 3.3). Гидродинамическая модель релятивистских струй (Blandford & K nigl 1979) o предсказывает обратно пропорциональный характер такой зависимости.

Кроме того, как газодинамическая модель (Daly & Marscher 1988), так и численная модель магнитного ускорения (Komissarov et al. 2007), также предсказывают эту зависимость. Поэтому, мы осуществили подгонку соответствующей зависимости, используя соотношение int = /, где коэффициент был свободным параметром. Результатом подгонки медианной

–  –  –

кривой, то есть когда половина точек расположена под кривой, стало значение = 0.26 рад (рис. 3.3, жирная линия). Несмотря на то, что значения Лоренц-фактора и угла к лучу зрения (который требуется для определения int ) вычисляются из одних и тех же параметров (видимой скорости app и Доплер-фактора ), полученных из наблюдений, результаты моделирования методом Монте-Карло показывают, что видимая отрицательная корреляция между величинами int и является реальным эффектом.

Заметим, что в газодинамической модели компактных релятивистских выбросов (Daly & Marscher 1988) истинный угол раскрыва струи является функцией Лоренц-фактора и отношения внешнего давления Pext к величине первоначального давления P0 плазмы в области ядра, обозначаемого = Pext /P0. Мы применили эту модель для различных значений (рис. 3.3, пунктирные линии) и установили, что он находится в в интервале значений [0.17, 0.96] и величиной = 0.67 для медианной кривой, и соответствует интервалу значений [1.1, 34.6] для отношения P0 /Pext и величиной P0 /Pext 2 для медианной кривой.

3.2 Вариации позиционного угла выбросов

Явление изменения позиционного угла парсековых выбросов блазаров было надёжно установлено с помощью длительных РСДБ исследований нескольких АГЯ. Точная причина таких изменений неясна. В качестве возможных причин были предложены прецессия аккреционного диска, орбитальное движение аккреционной системы, а также нестабильности в выбросе. Основным признаком прецессии является синусоидальные вариации поцизионного угла, указания на которые были видны в таких блазарах как 3C 273 (Savolainen et al. 2006), 3C 345 (Lobanov & Roland 2005), 0716+714 (Bach et al. 2005), BL Lac (Stirling et al. 2003), а также M81 (Marti-Vidal et al.

2013). Другие источники показывали монотонные изменения позиционного угла выброса без каких-либо признаков периодичности: 3C 279 (Jorstad et al. 2004), NRAO 150 (Agudo et al. 2007). Однако, систематического обзора вариаций позиционных углов струй по большой выборке блазаров до

–  –  –

Рис. 3.4. Слева: распределение интервала позиционных углов внутреннего выброса (максимальное минус минимальное значение) по выборке из 60 источников, наблюдаемых не менее 12 лет. Справа: распределение кругового стандартного отклонения. В верхней части каждой из панелей даны распределения по всем источникам, в средней по квазарам, в нижней по лацертидам.

настоящего времени не проводилось. Используя нашу базу данных проекта MOJAVE, мы провели анализ наиболее внутренних областей выбросов 60 АГЯ, для которых было доступно не менее 20 эпох наблюдений на VLBA, покрывающих по крайней мере 12-летний период времени. Мы определили позиционный угол внутренней части выброса путём нахождения средневзвешенного по потоку позиционного угла всех CLEAN-компонент, которые ярче трёхкратного остаточного шума карты и находятся на расстоянии от

0.15 мсек дуги до 1 мсек дуги от компонента ядра.

Мы установили, что позиционные углы внутреннего выброса существенно меняются в течение интервала времени, составляющего 12–16 лет, покрываемого нашими данными. Соответствующие изменения распределены в широком интервале значений, вплоть до 150 в источнике NRAO 150 (рис. 3.4). Типичное значение кругового стандартного отклонения в измерениях позиционного угла составляет около 10. Распределения соответствующих интервалов по квазарам и лацертидам значимо отличаются, согласно тесту Компогорова-Смирнова (p = 1.1%). Аналогичный вывод имеет место и для распределений стандартных отклонений (p = 1.3%). Неизвестно, являются ли статистически меньшие вариации позиционных углов струй в лацертидах внутренним эффектом или же результатом несколько б льших о углов к лучу зрения, чем у квазаров.

Некоторые источники, напрмер NRAO 150 (0355+508), показывают очень широкие интервалы позиционных углов внутренного выброса. Скорее всего, это происходит потому, что угол к лучу зрения внутреннего выброса находится в пределах угла раскрыва струи, предположительно конической формы. В других случаях, как например в 3C 273 (1226+023), выброс разрешён поперёк стуи на множество компонентов, некоторые из которых движутся вдоль разных позиционных углов на практически одинаковых радиальных расстояниях от ядра. К тому же, распределения, показынные на рис. 3.4, достигают своего пика не в первом бине, указывая на то, что выбрасывание компонентов струи в блазарах в разных позиционных углах является типичным.

На рис. 3.5 мы показываем величину позиционного угла внутреннего выброса с течением времени, используя одинаковый интервал по вертикальной шкале. Струи разных источников показывают разные характерные особенности, которые мы разделили на четыре основные категории. Так, 14 источников показывают монотонные тренды, 5 зигзагообразные, 12 осциллирующие (более одного цикла). 29 не относящиеся ни к одной из первых трёх категорий, 11 выбросов показали один или более скачкообразных изменений позиционного угла, вызванных появлением нового компонента струи, испущенного из ядра в позиционном угле, значительно отличающемся от позиционных углов выброшенных ранее компонент.

Мы также искали указание на периодичность во всех 60 источниках, используя периодограммы Ломба-Скаргла, которые хорошо подходят для неоднородных рядов измерений (Lomb 1976; Scargle 1982). За исключением источников 0234+285 и 2145+067, остальные 10 объектов, показанные на рис. 3.6, имеют значимые (на уровне более 2) пиковые значения периодов, Рис. 3.5. Позиционный угол внутреннего выброса как функция времени для 60 источников из выборки MOJAVE, имеющих 20 и более эпох VLBA наблюдений за период времени не менее 12 лет на примере 15 из 60 источников.

указанных на каждом субизображении и находящихся в пределах от 5 до 12 лет. Пунктирные линии отображают вписаные в данные наблюдений синусоиды с указанным периодом. При 2 -подгонке этих синусоид в качестве своРис. 3.6. Позиционный угол внутреннего выброса как функция времени для 12 источников из выборки MOJAVE, показывающих осциллирующие тренды. Пунктирные линии отображают вписаные в данные синусоиды, основанные на пиковых значениях соответствующих периодограмм Ломба-Скаргла.

бодных параметров были амплитуда, среднеее значение и фаза. Предполагая величину типичной ошибки измерений позиционного угла на уровне 2, основанной на статистике остаточных отклонений по вписыванию линейной регрессии для источников с монотонными трендами, наилучшее значение критерия 2 составило 1.5 для 0716+714 и 2.5 для 1823+568. Надо заметить, что установить надёжную периодичность мы не можем ввиду недостаточного количества циклов в данных, а также из-за того, что во многих случаях остаточные отклонения от вписаной синусоиды значительны, как напрмер в источниках 1308+326, 1803+784 и 2145+067). Это подразумевает, что такое поведение реальных данных является результатом более сложногого характера переменности, чем простого гармонического.

3.3 Многоэпоховые (стаковые) РСДБ изображения

В этом параграфе мы проводим аналогичные исследования углов раскрыва струй, но используя (i) б льшую выборку источников, состоящую из о 215 объектов программы MOJAVE, (ii) результаты Fermi-LAT за 24 месяца научной работы (Ackermann et al. 2011), (iii) многоэпоховые (стаковые) изображения струй активных ядер галактик. Каждый из этих факторов повышает достоверность получаемых результатов. Из 215 исследуемых объектов выборки, 162 являются гамма-яркими, а именно, обнаруженными гаммателескопом Fermi-LAT на уровне 4 (T S 25) в интервале энергий от 100 МэВ до 100 ГэВ по результатам первых 24 месяцев наблюдений инструмента.

Стаковые изображения источников были получены следующим образом: (i) все имеющиеся РСДБ карты распределения яркости объекта, полученные на эпохи до 2011 г. в рамках программы MOJAVE, были свёрнуты с одинаковой медианной диаграммой направленности с использованием естественного взвешивания данных, (ii) к каждому изображению применён сдвиг таким образом, чтобы положение компонента РСДБ ядра, найденное при моделировании, совпадало с фазовым центром карты, (iii) проведено усреднение по всем имеющимся изображениям данного источника. Преимущество стаковых многоэпоховых изображений состоит в том, что они позволяют более полно восстановить структуру выброса. Здесь мы исходим из предположения, что из-за ограниченной чувствительности наблюдений на одноэпоховых картах распределения яркости мы обнаруживаем лишь те области струи, где излучение усилено по тем или иным причинам Рис. 3.7. Стаковая РСДБ карта полной интенсивности квазара 1642+690, полученная по данным на 15 эпох с 31 августа 1994 г. по 16 января 2010 г. на частоте наблюдения 15 ГГц при использовании естественного взвешивания данных функции видности (слева). Ось струи аппроксимирована прямой линией с позиционным углом 166. Контуры равной интенсивности показаны, начиная с уровня 0.2 мЯн луч1 и далее с шагом 2. Пиковое значение потока карты составляет 482 Ян луч1. Диаграмма направленности по уровню половинной мощности показана в левом нижнем углу карты в виде эллипса. Видимый угол раскрыва струи вдоль оси (справа) с медианным значением 15.

(доплеровское усиление, проявление или распространение нестабильностей по струе), а потому не заполняет поперечное сечение выброса полностью. В пользу этого предположения говорит как сама морфология струй на стаковых изображениях, где выброс становится шире и более равномерно заполнен, так и установленный эффект изменения позиционного угла внутренних частей РСДБ выбросов, обсуждаемый в пункте 3.2, с типичной амплитудой в несколько десятков градусов в картинной плоскости за период времени 12–16 лет, что соответствует истинным изменениям 1.

Измерения видимого угла раскрыва струи на стаковых изображениях были проведены с помощью той же процедуры, что была рассмотрена нами в предыдущем параграфе.

В 47 источниках ось выброса была аппроксимирована двумя прямыми линиями, в остальных случаях одной. На рис. 3.7 в качестве примера приведено стаковое РСДБ изображение гамма-слабого квазара 1642+690 на частоте 15 ГГц в полной интенсивности, полученное Рис. 3.8. Распределения видимых углов раскрыва струй из анализа поперечных профилей выброса для 215 АГЯ (вверху), 53 из которых не обнаружены LAT (посередине, светлосерый тон), 163 являются гамма-яркими АГЯ и входят во второй каталог 2FGL Fermi LAT (внизу, темно-серый тон).

по 15 эпохам в интервале времени около 16 лет, а также зависимость угла раскрыва выброса от углового расстояния до РСДБ ядра.

Распределение измеренных видимых углов раскрыва выброса для всех 215 источников приведено на рис. 3.8 (вверху). Соответствующие распределения 53 гамма-слабых и 163 гамма-ярких источников показаны на рис. 3.8 (посередине и внизу, соответственно). Согласно тесту КолмогороваСмирнова, эти распределения различаются на уровне значимости более 98.9%. Заметим также, что все источники с углом раскрыва более 40 являются гамма-яркими. На рис. 3.9 мы приводим примеры двух гамма-ярких квазаров (1520+319 и 1638+398), показывающих самые широкие видимые углы раскрыва выброса среди объектов нашей выборки.

Аналогичным образом, как и для одноэпоховых изображений, мы определили значения угла к лучу зрения и Лоренц-фактора для 56 источников с известными видимыми скоростями (Lister et al. 2009b) и Доплерфакторами (Hovatta et al. 2009), используя соотношения (3.2). Истинные углы раскрыва int = app sin также были получены для данных 56 источниРис. 3.9. Стаковые РСДБ карты полной интенсивности гамма-ярких квазаров 1520+319 и 1638+398, имеющих наибольшие видимые углы раскрыва струй среди объектов нашей выборки.

–  –  –

результатам параграфа 3.1.3, данные по стаковым изображениям и информация о гамма-яркости объекта на основе 24 месяцев наблюдений Fermi-LAT показывают, что между истинными углами раскрыва гамма-ярких и гаммаслабых источников нет значимого различия согласно тесту КолмогороваСмирнова (p = 0.42). Это означает, что найденная нами статистическая разница в видимых углах раскрыва струй является результатом эффекта проекции, т.е. выбросы гамма-ярких источников ориентированы под меньшим углом к лучу зрения. Результатом подгонки медианной кривой между истинным углом раскрыва струи и Лоренц-фактором, используя соотношение int = /, где коэффициент является свободным параметром, стало значение = 0.29 рад (рис. 3.10, жирная линия). Заметим, что это значение хорошо согласуется с независимой оценкой параметра int, находящемся в интервале 0.2–0.4 и полученной нами из статистической модели видимых углов раскрыва релятивистских струй (Clausen-Brown et al. 2013a,b).

Подтверждён также вывод о том, что объекты типа BL Lacertae, в среднем, имеют более широкие истинные углы раскрыва струй (2. 7 ± 0. 2), чем квазары (1. 4±0. 1), а соответствующие распределения отличаются на уровне Рис. 3.10. Истинный угол раскрыва струи в зависимости от Лоренц-фактора РСДБ выброса для 56 источников. Жирной линией показана медианная кривая, предполагая зависимость вида = /, где является константой. Закрашенные кружки соответствуют гамма-ярким источникам, обнаруженным LAT за первые 24 месяца научной работы инструмента, тогда как пустые гамма-слабым (необнаруженным LAT). Пунктирные линии представляют зависимости между углом раскрыва и Лоренц-фактором согласно газодинамической модели струи с различными значениями параметра.

значимости 98.9%, согласно тесту Колмогорова-Смирнова. Этот результат согласуется с более высокими видимыми скоростями и более мощными выбросами квазаров, что подразумевает более эффективную коллимацию релятивистской струи.

–  –  –

Угол к лучу зрения может быть получен из соотношения = arcsin (int /app ), где истинный угол раскрыва выброса обратно пропорционален Лоренц-фактору и может быть получен из соотношения int = / (где является константой, медианное значение которой по нашим данным составило = 0.29 рад), как предсказывается гидродинамической моделью выброса (Blandford & K nigl 1979; Daly & Marscher 1988), а также модеo лью магнитного ускорения (Komissarov et al. 2007) релятивистской струи и подтверждается наблюдениями (рис. 3.10; см. также Jorstad et al. (2005)).

С помощью метода Монте-Карло мы смоделировали распределение углов к лучу зрения, используя соотношение

–  –  –

отдельно для гамма-ярких и гамма-слабых источников, предполагая плоское распределение параметра в интервале значений [0.1, 0.5] (рис 3.10) и Лоренц-фактора LAT_Y = [7, 25] для гамма-якрих и LAT_N = [3, 15] для гамма-слабых АГЯ, используя соотношение min = (app + 1)1/2, где в качестве app выбиралась максимальная видимая скорость выброса по данным мониторинговой программы MOJAVE на частоте 15 ГГц, измеренная по движению кросс-идентифицированного между разными (не менее 5) эпохами компонента, движение которого происходит радиально и без ускорения (Lister et al. 2009b).

Квантильные функции распределения видимого угла раскрыва выброса, необходимые для моделирования, были получены отдельно для гамма-ярких и гамма-слабых источников, используя соответствующие эмпирические распределения величины app, применяя процедуру подгонки распределений методом обобщённого -распределения (King & MacGillivray 1999). Далее, используя 10 тыс. реализаций метода Монте-Карло, мы получили распределение угла к лучу зрения отдельно для гамма-ярких и гамма-слабых источников, функции плотности вероятности которых были полученные методом максимального правдоподобия с помощью RS-параметризации (Ramberg & Schmeiser 1974) обобщённого -распределения. Соответствующие распределения показаны на рис. 3.11, из которого видно, что релятивистские струи гамма-ярких активных ядер галактик показывают тенденцию к статистически меньшему углу к лучу зрения, чем гамма-слабые, с медианными значениями около 3 и 6, соответственно. На углах к лучу зрения, превышающих 5, вероятность обнаружения гамма-слабого источника начинает превалиРис. 3.11. Функция плотности вероятности угла к лучу зрения для гамма-ярких (сплошная кривая) и гамма-слабых (пунктирная кривая) с медианными значениями 3 и 6, соответственно, в ограниченной по потоку выборке по результатам Монте-Карло моделирования.

–  –  –

статистически мы можем ожидать один такой источник из выборки, состоящей из 162 объектов, как в случае с нашей выборкой гамма-ярких АГЯ.

3.4 Кинематика выбросов на парсековых масштабах Движение плазмы с высокими значениями Лоренц-фактора в коллимированных релятивистских выбросах является надёжно установленным свойством мощных блазаров и проявляется, в частности, посредством видимых сверхсветовых скоростей компонентов струй при РСДБ наблюдениях (Lister et al. 2009b, 2013), под которыми мы понимаем сгустки излучающей синхротронной плазмы с повышенной концентрацией частиц и магнитного поля.

Таким образом, должна существовать зона эффективного ускорения выброса. Наблюдения показывают, что выброс начинает образовываться уже на нескольких десятках гравитационных радиусов от центральной чёрной дыры (Hada et al. 2011). Предполагается, что ускорение струи происходит при конвертации энергии электромагнитного поля, которая доминирует вблизи чёрной дыры, в кинетическую энергию частиц (Sikora et al. 2005), которая, в свою очередь, преобразуется в синхротронное излучение движущихся заряженных частиц, наблюдаемое на парсековых масштабах с помощью РСДБ. Но даже в рамках этой общей концепции ускорения струй остаётся ряд открытых вопросов, таких например как, является ли это ускорение постоянным или импульсным (Lyutikov & Lister 2010), а также до каких пространственных масштабов оно происходит, а именно заканчивается ли оно до масштабов, доступных с помощью РСДБ наблюдений или же продолжает иметь место и на парсековых масштабах.

Непосредственные измерения истинного ускорения с помощью РСДБ наблюдений представляют собой довольно сложную задачу, поскольку для этого требуется проведение точных измерений положений компонентов на большом количестве эпох, необходимых для надёжного измерения второй производной по координате как функции времени. Для индивидуальных компонент выброса видимая скорость задается соотношением:

sin (3.5) app = 1 cos где c истинная скорость, а угол к лучу зрения. Таким образом, видимая скорость может меняться в результате изменений либо истинной скорости, либо угла к лучу зрения. Чтобы статистически разделить эти два случая, необходимо иметь наблюдения большого количества компонентов со значимым ускорением. На практике, для измерения вариаций истинной скорости струи требуются наблюдения большого количества источников на большом количестве эпох, дающих в общей сложности тысячи РСДБ изображений. Так, первые исследования ускорения в выбросах статистически большой выборки блазаров были основаны на 2424 изображениях (Homan et al. 2009), полученных в рамках обзора MOJAVE на частоте 15 ГГц.

3.4.1 Наблюдения и выборка источников В данном разделе мы проводим анализ кинематики струй на основе 50 суточных РСДБ экспериментов в рамках мониторинговой программы RDV (Research & Development VLBA, подробнее см. Главу 2), проведённых в течение 10 лет с 1994 г и по 2003 г на частоте 8 ГГц со средним временным интервалом около двух месяцев. Источник включался в анализ, если имел более 20 эпох наблюдений. Таким образом, была составлена выборка, состоящая из 2753 РСДБ изображений 68 объектов с медианным значением эпох на источник, равным 43. Медианное значение размера синтезированной диаграммы направленности составило 0.9 мсек дуги, что соответствует линейному размеру около 7 пк на красном смещении z 1. Данная выборка источников представлена преимущественно квазарами. Так, согласно оптической идентификации (V ron-Cetty & V ron 2010), выборка из 68 исe e точников включает в себя 56 квазаров, 7 лацертид, 4 галактики и 1 оптически неотождествлённый объект. Около 60% объектов исследуемой RDVвыборки (43 из 68) являются гамма-яркими источниками, обнаруженными гамма-телескопом Fermi LAT по результатам первых 24 месяцев научной работы (Ackermann et al. 2011).

Обработка данных, включающая амплитудную и фазовую калибровку, картографирование, а также моделирование структуры источника, была выполнена с помощью пакетов AIPS и Difmap, как это подробнее описано в разделе 2.1.3 Главы 2. В данном разделе используется космологическая модель CDM с постоянной Хаббла H0 = 71 км с1 Мпс1 и параметрами m = 0.27 и = 0.73 (Komatsu et al. 2009). Все позиционные углы даны в градусах и отсчитываются в направлении от Севера к Востоку.

3.4.2 Видимые скорости

Прежде всего, мы провели идентификацию компонент выброса на разные эпохи для отобранных 68 объектов. Общее количество таких компонентов составило 5069, что соответствует около 87% от общего их числа, равного 5818. Кинематический анализ был выполнен для 225 индивидуальных компонент струй, имеющих не менее четырёх эпох наблюдений. Это дало нам выборку из 66 источников. При этом, среднее количество эпох наблюдений для этих 225 компонент составило 23.

Для исследования кинематики выбросов мы выполнили два типа подгонки зависимости положения каждого из 225 компонент от времени. Первый тип состоял в подгонке линейной зависимости расстояния между компонентом струи и РСДБ ядром от времени, имевшей два свободных параметра. Таким образом, наклон прямой на графике расстояние-время определял значение собственного движения µ, которое связано с видимой скорости

app = Vapp /c компонента следующим соотношением:

µ DL (3.6) app =, 63.24 (1 + z) где DL фотометрическое расстояние до источника в Мпк, µ собственное движение в мсек дуги в год. В качестве примера, на рис. 3.12 приведена РСДБ карта источника 0003066 на частоте 8 ГГц на среднюю эпоху (29 октября 2001 г), на которой отмечены положения компонент выброса, а также зависимости их расстояния от компонента РСДБ ядра от времени.

Гистограмма измеренных видимых скоростей для 224 компонент 65 источников с известными красными смещениями (красное смещение объекта 1657261 неизвестно) представлена на рис. 3.13 (слева). Видимые скорости распределены в широком интервале от значений близких к нулю и до 44c со средним значением 7.2c и медианным значением 4.5c. На рис. 3.13 (справа) показано распределение максимальной видимой скорости по каждому из Рис. 3.12. Слева: РСДБ карта объекта 0003066 из эксперимента RDV30, проведённого 29 октября 2001 г. Оси даны в единицах миллисекунд дуги. Контуры проведены, начиная с уровня 3, где уровень шума карты = 0.9 мЯн/луч, и далее с коэффициентом 2. Пиковое значение потока составляет 0.96 Ян/луч. Эллипс диаграммы направленности по уровню половинной мощности показан в левом нижнем углу. Чёрными квадратами отмечены положения компонент струи. Справа: угловое расстояние между компонентами струи и РСДБ ядром в зависимости от времени. Прямыми линиями показаны соответствующие решения, полученные методом наименьших квадратов для радиальных движений с постоянной скоростью.

Рис. 3.13. Распределение видимых скоростей для 224 компонент струй 65 источников из обзора RDV с известными красными смещениями (слева). Распределение максимальных видимых скоростей для 65 источников (справа).

65 источников, характеризующееся медианным значением 8.3c.

Часть компонентов имеет довольно малые видимые скорости, являясь практически стационарными. Так, 43 компонента в 19 источниках показывают величину собственного движения менее 50 µсек дуги в год. Из этих 43 компонент 21 не имеет значимого ускорения, а их скорость существенно меньше скоростей остальных компонент того же выброса. При этом, эти квазистационарные компоненты находятся, как правило, ближе к РСДБ ядру, чем средний компонент выброса, а в 8 из 19 источников такие компоненты являются ближайшими к РСДБ ядру. Более половины (12 из 21) квазистационарных компонент находятся на проекционном расстоянии около 4 пк от РСДБ ядра, тогда как для компонент с высокой скоростью оно составляет около 9 пк. Таким образом, мы подтверждаем как само наличие квазистационарных компонент, так и их удалённость от РСДБ ядра, найденные ранее в рамках программы MOJAVE (Lister et al. 2009b), где скорости измерялись по наблюдениям на частоте 15 ГГц и по другой выборке источников. Такие видимые стационарные компоненты могут быть как следствием проекционных эффектов, если выброс ориентирован под очень малым углом к лучу зрения, или же, что вероятнее, быть результатом истинно стационарных образований, таких как реколлимационные волны, предсказанные симуляциями релятивистских течений (Komissarov 1999; Krause & Camenzind 2001), а также обнаруживаемые в ряде объектов с помощью РСДБ наблюдений (Cheung et al. 2007; Cohen et al. 2014).

Мы также подтверждаем ещё один важный результат, полученный в ряде предыдущих исследований кинематики струй АГЯ (Kellermann et al.

2004; Piner et al. 2007; Lister et al. 2009b) о том, что разброс значений видимых скоростей разных компонентов одного и того же источника меньше, чем разброс значений видимых скоростей источников по всей выборке. Для получения численной оценки этого эффекта мы использовали следующий подход. Во-первых, мы определяли стандартное отклонение по измеренным видимым скоростям по каждому мультикомпонентному источнику. Затем вычислялось медианное значение этих стандартных отклонений, составившее

3.1c. Данная величина представляет собой типичный разброс измеренных app в пределах одного источника. Во-вторых, используя медианное значение видимой скорости для каждого из источников выборки, мы определяли стандартное отклонение этого распределения, составившее 7.6c. Данная величина представляет собой разброс значений app между источниками в пределах выборки. Таким образом, для каждого источника выборки существует своё характерное значение физической скорости, которое отражает реальную скорость течения струи.

Поэтому видимые скорости индивидуальных компонент в том или ином источнике имеют сравнительно малый разброс значений относительно этой характерной скорости. Если же выброс ускоряется, тогда значения Лоренц-фактора могут находится в пределах некоторого интервала для данного источника, но этот интервал всё равно будет меньше. чем соответствующий интервал значений Лоренц-факторов для разных источников выборки.

Около 60% источников RDV выборки (43 из 68) были обнаружены с помощью гамма телескопа Fermi LAT по результатам первых 24 месяцев научной работы инструмента (Ackermann et al. 2011). Гамма-яркие источники показывают статистически более высокие видимые скорости с медианным значением 12.4c, тогда как этот параметр для гамма-слабых объектов выборки равен 5.7c (рис. 3.14). Это согласуется с выводами пункта 3.3.1 о статистически меньших углах к лучу зрения для струй гамма-ярких АГЯ.

В среднем, более удалённые от РСДБ ядра компоненты выброса имеют более высокие видимые скорости, чем компоненты ближе к ядру. Так, компоненты типичного источника, удалённые на расстояние 3 мсек дуги от ядра (15 пк в линейном проекционном масштабе для красного смещения z 0.5) показывают скорости примерно на 50% выше, чем для компонентов, расположенных на расстоянии 1 мсек дуги от ядра (5 пк в линейном проекционном масштабе на красном смещении z 0.5). Это является указанием на то, что компоненты струи подвержены положительному видимому радиальному ускорению. Мы обсуждаем этот вопрос в следующем пункте.

Отметим также, что исследуя эволюцию структуры радиогалактики 3C120 на частоте 8.4 ГГц в области изображения, восстанавленной с помощью метода максимальной энтропии (Байкова & Пушкарев 2008), мы устаРис. 3.14. Распределение максимальных видимых скоростей струй для 65 объектов, разделенных на обнаруженные с помощью Fermi LAT (N = 41, вврху) и необнаруженных Fermi LAT (N = 24, внизу).

новили, что более удалённые компоненты струи имеют меньшие видимые скорости, указывая на возможное взаимодействие со средой.

3.4.3 Видимые ускорения Для исследования видимых ускорений каждого из 225 компонент мы выполнили второй тип подгонки зависимости координат от времени x(t) и y(t) отдельно для каждого компонента, используя полином второй степени, содержащий три свободных параметра для x(t) и y(t), т.е. всего шесть свободных параметров для каждого компонента. Вектор собственного движения для каждой из подгоняемых зависимостей определялся как среднее значение собственных движений в направлениях x и y (µx и µy ), что эквивалентно вектору собственного движения, приходящемуся на средний момент времени tmid = (ti + tf )/2, где ti и tf моменты времени первой и последней эпох наблюдения компонента, соответственно. Величину этого вектора среднего собственного движения мы обозначили как µ, а его направление. Затем, величина µ была использована для вычисления видимой скорости app. Величина |P.A. | задаёт отклонение средневзвешенного позиционного угла компонента от направления вектора µ.

Видимое ускорение, определяемое как x и y (µx и µy ), может быть разложено на два компонента, параллельно (µ ) и перпендикулярно (µ ) по отношению к направлению скорости, определяемое углом. Таким образом, эти компоненты представляют собой видимое угловое ускорение из-за изменения абсолютной величины видимой скорости и из-за изменения её направления, соответственно. Для удобства сравнения видимого ускорения между быстрыми и медленными выбросами мы используем величину относительного параллельного ускорения, определяемую как

–  –  –

Таким образом, компонент с относительным параллельным ускорением, например, 0.1 увеличивает свою скорость на 10% в год. Заметим, что относительное ускорение, определяемое вышеприведённым способом, измеряется в обратных единицах времени. Предполагается также, что величина ускорения остаётся постоянной в интервале времени наблюдения компонента, хотя мы не можем исключать и более сложных временных зависимостей ускорения.

Рис. 3.15. Координаты x (слева) и y (посередине) компонента C1 в источнике 0003066 относительно РСДБ ядра по результатам моделирования в зависимости от времени. Кривые получены методом наименьших квадратов, предполагая постоянное ускорение. Изменение положения компонента со временем (справа). Пунктирной линией показано радиальное направление к и от РСДБ ядра относительно средневзвешенного положения компонента.

Жирной линией показана подогнанная траектория движения компонента.

Для анализа ускоренного движения в струях наблюдаемых источников мы сформировали две подвыборки компонентов с надёжно определёнными значениями ускорения. Первая подвыборка состоит из 48 компонент 26 источников, имеющих не менее 10 эпох наблюдений, при этом собственные движения компонент определены на уровне значимости 3, а также они удовлетворяют условию |P.A. | 5. Чтобы получить более многочисленную подвыборку мы несколько ослабили критерии, а именно, компонент должен иметь не менее 4 эпох наблюдений и удовлетворять условию |P.A. | 6. Это дало подвыборку из 64 компонент 34 источников. На рис. 3.15 приведены результаты нелинейной подгонки зависимости положения компонента С1 в источнике 0003066 от времени в виде полинома второй степени в качестве примера одного из компонент данных подвыборок.

Чтобы определить, являются ли наблюдаемые видимые ускорения результатом лишь искривления струи или же ещё и изменения Лоренц-фактора компонента, мы сравнили распределения параллельных и перпендикулярных ускорений. Если в типичной (составленной по потоку) выборке блазаров наблюдаемые ускорения вызваны исключительно искривлением струй, Рис. 3.16. Распределения абсолютной величины относительного параллельного (вверху) и перпендикулярного (внизу) ускорений для выборки из 64 компонентов. Заштрихованные и закрашенные бины отображают значимости ускорений на уровне 2–3 и 3, соответственно.

то величина наблюдаемых параллельных ускорений должна составлять около 60% от величины наблюдаемых перпендикулярных ускорений (Homan et al. 2009). Так, для угла к лучу зрения sin = 1/(n) при n 1 ожидаемое отношение величины параллельного к перпендикулярному ускорению, вызванному только лишь искривлением выброса, приблизительно задаётся соотношением (n2 1)/(n2 + 1) для 1. Homan et al. (2009) рассматривают случай n = 2, как наиболее типичный для статистически полной выборки, составленной по потоку. Для б льших n это отношение ещё больо ше, но всегда меньше единицы.

На рис. 3.16 показаны гистограммы абсолютной величины относительного параллельного и перпендикулярного ускорений для подвыборки из 64 компонент, описанной выше. Тест Колмогорова-Смирнова показывает значимую разницу между этими двумя распределениями на уровне более 99% со средневзвешенным абсолютным значением относительного параллельного ускорения, равным = 0.20 ± 0.01 г1, что в 1.7 раза больше соответствующего значения перпендикулярного ускорения, равного = 0.12 ± 0.01 г1, тогда как ожидаемое значение относительного параллельного ускорения, являющееся результатом лишь искривления выброса, составило бы 0.6 = 0.07 г1, что в три раза меньше наблюдаемого. Это означает, что в наблюдаемые параллельные ускорения доминирующий вклад вносят истинные изменения Лоренц-фактора компонентов релятивистских струй АГЯ на парсековых масштабах по сравнению с эффектом от искривления выброса.

Мы исследовали распределение относительного параллельного наблюдаемого ускорения с учётом его знака, чтобы определить, является ли характер движения компонент преимущественно ускоренным или же замедленным. Для подвыборки, состоящей из 64 компонент, 41 имеет положительные параллельные ускорения, 22 отрицательные, один нулевое значение после операции округления. Биномиальная вероятность получения 41 или более положительных ускорений для выборки из 63 значений при условии их случайного распределения составляет лишь p = 0.

01. Средневзвешенное значение относительных параллельных ускорений (теперь с учётом знака) равно 0.133±0.014 в год и статистически отлично от нуля на высоком уровне значимости. Это распределение относительного параллельного ускорения приведено на рис. 3.17 (слева). Для сравнения, распределение относительных перпендикулярных ускорений для 64-компонентной подвыборки содержит 34 положительных и 30 отрицательных ускорений, а его средневзвешенное значение составляет 0.016 ± 0.012 в год, что статистически согласуется со случайным распределением со средней нулевой величиной, как и ожидается.

Если мы используем 48-компонентную подвыборку, из которой отберём компоненты с относительным параллельным ускорением на уровне 2 Рис. 3.17. Распределения величины относительного параллельного ускорения для выборки из 64 компонентов (слева) и 48 (справа). Заштрихованные и закрашенные бины отображают значимости ускорений на уровне 2–3 и 3, соответственно.



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

«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...»

«УДК 520.27, 520.8.056, 520.374 ЦЫБУЛЁВ Петр Григорьевич РАЗВИТИЕ СИСТЕМ РЕГИСТРАЦИИ РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИХ ДАННЫХ И ПОВЫШЕНИЕ ЧУВСТВИТЕЛЬНОСТИ РАДИОТЕЛЕСКОПА РАТАН-600 Специальность: 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата технических наук Научный руководитель академик РАН доктор физико-математических наук Ю. Н. Парийский Нижний Архыз – 2014 Оглавление...»

«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...»

«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...»

«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.....»

«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..................»

«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 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...»

«УДК 522.33-38:523.81 Шульга Александр Васильевич МОНИТОРИНГ ОБЪЕКТОВ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА НАЗЕМНЫМИ ОПТИЧЕСКИМИ И РАДИО СРЕДСТВАМИ 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Научный консультант доктор физико-математических наук профессор Пинигин Г.И. Киев СОДЕРЖАНИЕ №...»

«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...»

«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...»







 
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.