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


Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 10 |

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

-- [ Страница 6 ] --

(т.е. мы можем быть уверены в знаке ускорения), тогда мы имеем 19 компонентов, 16 из которых показывают положительное параллельное ускорение и 3 отрицательное. Биномиальная вероятность такого количества положительных значений равна p = 0.002. Средневзвешенное значение относительных параллельных ускорений равно 0.227 ± 0.020 в год и статистически отлично от нуля на высоком уровне значимости. Это распределение показано на рис. 3.17 (справа). Соответствующее распределение относительных перпендикулярных ускорений содержит 13 компонент, из которых 6 положительных и 7 отрицательных, что согласуется со случайным распределением со средней нулевой величиной. Заметим, что тенденция к превалированию положительных параллельных ускорений сохраняется даже в случае использования всех без ограничений компонент. Тогда средневзвешенное значение относительного параллельного ускорения составляет 0.113 ± 0.013 в год и 0.016 ± 0.011 в год для относительного перпендикулярного ускорения.

На рис. 3.18 показана зависимость относительного параллельного ускорения от средневзвешенного проекционного линейного расстояния между компонентом и РСДБ ядром. Непараметрический ранговый тест Кендалла указывает на присутствие отрицательной корреляции на уровне значимости 94%. Этот результат согласуется как с выводом, сделанным по исследоваРис. 3.18. Относительные параллельные ускорения из 64-компонентной подвыборки с уровнем значимости 2 (25 компонент в 18 источниках) в зависимости от средневзвешенного проекционного линейного расстояния между компонентом и РСДБ ядром. Горизонтальная точечная линия показывает границу между положительным и отрицательным ускорением. Вертикальная точечная линия на 15 пк (в проекции) от ядра показывает номинальное расстояние от ядра, на котором по результатам MOJAVE наблюдений (Homan et al. 2009) ускорение меняет свой знак с положительного на отрицательный.

нию ускорения в выборке MOJAVE на частоте 15 ГГц (Homan et al. 2009), где также обнаружена тенденция перехода от положительного ускорения к отрицательному на проекционном линейном расстоянии около 15 пк, так и с результатами раздела 2.2.6, где мы обсуждали изменение ширины поперечного профиля выброса как функцию расстояния до РСДБ ядра.

Как мы показали выше, типичные значения относительного параллельного ускорения находятся в интервале (0.1 0.2) г1 в зависимости от рассматриваемой подвыборки. Если видимые параллельные ускорения вызваны исключительно изменениями Лоренц-фактора, тогда наблюдаемое относительное параллельное ускорение может быть выражено как

–  –  –

/ 103 в системе отсчёта источника. Типичное проекционное расстояние компонента струи от ядра в RDV-выборке составляет 10 пк в проекции, что соответствует 100 пк после поправки за проекцию. Итак, типичный компонент струи из RDV-выборки имеет относительный темп изменения Лоренц-фактора на уровне 103 г1 на расстоянии 100 пк от РСДБ ядра на частоте 8 ГГц, что согласуется с результатами измерения истинного ускорения по наблюдениям выборки MOJAVE (Homan et al. 2009). Заметим, что эти истинные изменения Лоренц-фактора, соответствующие наблюдаемым ускорениям, являются относительно малыми. Действительно, если считать их постоянными, то они явно недостаточны, чтобы разогнать струю до тех высоких значений Лоренц-фактора min = (app + 1)1/2, что наблюдаются на этих расстояниях от ядра. Для этого необходимы гораздо более высокие ускорения, по крайней мере в 10 раз выше. Следовательно, типичный компонент должен ускориться до Лоренц-фактора 10 за время, когда он достигает расстояний 10 пк от начала струи. На б льших расстояниях, тио пичное остаточное ускорение составляет / 103 г1, что соответствует дополнительному 30% увеличению Лоренц-фактора, когда компонент достигает расстояний порядка 100 пк. На ещё б льших (килопарсековых) масштао бах ускорение, по-видимому, окончательно ослабевает, а потом становится отрицательным и выброс начинает замедлятся.

3.5 Заключение к Главе 3 Анализируя многоэпоховые стаковые изображения, мы измерили видимые углы раскрыва РСДБ струй для выборки из 215 АГЯ, 162 из которых были обнаружены Fermi LAT по результатам первых 24 месяцев научной работы инструмента. Установлено, что гамма-яркие источники показывают более широкие видимые углы раскрыва выброса со средним значением 25. 7 ± 1. 0 против 19. 6 ± 1. 2 для гамма-слабых объектов. При этом, все

–  –  –

и Лоренц-фактор, восстановленные по данным РСДБ наблюдений, связаны между собой обратно пропорциональной зависимостью, что согласуется с теоретическими предсказаниями как газодинамических моделей, так и моделей магнитного ускорения релятивистских выбросов.

Объекты типа BL Lacertae имеют, в среднем, более широкие углы раскрыва, чем квазары (2. 7 ± 0. 2 против 1. 4 ± 0. 1, соответственно). При этом, значимой разницы в истинных углах раскрыва между гамма-яркими и гамма-слабыми источниками не обнаружено. Таким образом, более широкие видимые углы раскрыва выбросов гамма-ярких АГЯ являются результатом статистически меньших углов к лучу зрения для этих объектов, что было показано с помощью Монте-Карло моделирования. Это подтверждает наши более ранние результаты на основе анализа меньшей по численности выборки, состоящей из 115 источников.

По результатам многолетних РСДБ наблюдений большой выборки блазаров установлено, что изменение позиционного угла внутренней области струи является типичным явлением и составляет, в среднем, несколько десятков градусов в картинной плоскости за период времени 12–16 лет. что соответствует реальным изменениям направления выброса 1. Обнаружено, что эти видимые изменения позиционного угла струи могут носить как монотонный, так и осциллирующий характер, а также могут наблюдаться резкие, скачкообразные вариации. Найдено, что объекты типа BL Lac показывают статистически меньшие вариации позиционного угла внутренней области струи, что может быть следствием их несколько б льших углов к о лучу зрения, чем у квазаров.

На основе 10-летнего ряда глобальных РСДБ наблюдений на частоте 8 ГГц мы исследовали кинематические свойства 68 источников на парсековых масштабах, имевших более 20 эпох наблюдений в рамках 50 RDV экспериментов, проведённых с 1994 г по 2003 г. В общей сложности, было получено и проанализировано 2753 РСДБ изображения с медианным количеством эпох на источник, равным 43. Исследование эволюции структуры источников позволило проследить характер движения 225 компонент в 66 источниках и сделать следующие выводы относительно видимых скоростей наблюдаемых струй. Установлено, что разброс видимых скоростей по разным компонентам одного и того же источника значительно меньше, чем разброс скоростей по разным источникам выборки, что означет, что каждый источник имеет свою характерную скорость. Видимые скорости распределены в широком интервале, от значений близких к нулю и до 44c с медианным значением 4.5c. Источники, обнаруженные с помощью гаммателескопа Fermi LAT, имеют статистически более высокие видимые скорости по сравнению с теми, что не были обнаружены в гамма-диапазоне, с медианными значениями 12.4c и 5.7c, соответственно. На высоком уровне значимости установлено, что видимые скорости более удалённых от РСДБ ядра компонент статистически выше, чем для более близких к ядру компонент. Найдены квазистационарные (медленно движущиеся) компоненты в 19 источниках. Они имеют тенденцию располагаться близко к РСДБ ядру в пределах проекционного расстояния 4 пк, и могут представлять собой истинные стационарные образования, такие как реколлимационные ударные волны.

Мы также проанализировали относительные ускорения, как параллельные так и перпендикулярные к направлению вектора средней скорости движения. Найдено, что ускоренные движения компонентов на уровне значимости 2 являются довольно распространёнными, они обнаружены в 25% случаев параллельных ускорений и 14% случаев перпендикулярных ускорений. Относительные параллельные ускорения статистически больше перпендикулярных ускорений. Отношение средних величин соответствующих распределений составляет 1.7, означая, что именно истинные изменения Лоренц-фактора компонент дают доминирующий вклад в наблюдаемые ускорения, а не возможные искривления струи. Средневзвешенное значение относительного параллельного ускорения для 64-компонентной выборки составляет 0.133 ± 0.014 г1. Таким образом, типичное ускорение величиной около 10% в год соответствует росту Лоренц-фактора, составляющему по порядку величины значение / 103 в год на расстоянии 100 пк от центральной чёрной дыры в системе отсчёта источника.

181

–  –  –

Локализация гамма-излучения в АГЯ и структуры типа канал-оболочка в гамма-ярких блазарах Одним из актуальных вопросов физики АГЯ последних лет является проблема связи их радио- и гамма-излучения, а также задача по локализации области гамма-излучения в этих объектах. Этим задачам мы посвятили ряд работ (Пушкарев и др. 2005; Pushkarev et al. 2005a; Abdo et al. 2009a,c;

Lister et al. 2009c; Vercellone et al. 2010; Pushkarev et al. 2010b; Abdo et al.

2010a,d; Pushkarev et al. 2010a; Sokolovsky et al. 2010; Hovatta et al. 2010a,b;

Пушкарев 2011; Вольвач и др. 2011; Lister et al. 2011; Foschini et al. 2011, 2012; Abdo et al. 2011; Arlen et al. 2013; Aleksi et al. 2013; Archambault et al.

c 2013; Zamaninasab et al. 2013; Sokolovsky et al. 2014). В настоящей Главе мы рассмотрим некоторые из них.

4.1 Задержка между радио- и гамма-излучением в РСДБ ядрах

Долгосрочные систематические наблюдения активных ядер галактик дали возможность получать детальные кривые блеска. Такой мониторинговый подход оказался очень мощным инструментом исследования природы этих объектов. Поскольку, переменность излучения АГЯ вдоль всего электромагнитного спектра, от радио- до гамма-диапазона, является их характерной особенностью, то мониторинговые программы, проводимые на разных длинах волн позволяют устанавливать связи между изменениями потока излучения в разных участках спектра.

Первый сравнительный анализ длинных рядов измерений потока в радио (10.7 ГГц) и оптическом диапазонах для выборки из 24 АГЯ (Pomphrey et al. 1976) показал, что корреляция была установлена только в 13 объектах, причём события в оптике предшествовали событиям в радио на масштабах времени от 0 до 14 месяцев. Дальнейший анализ кривых блеска, полученных в оптическом и радио (4.6–14.5 ГГц) диапазонах для 18 АГЯ (Clements et al. 1995) продемонстрировал схожую статистику: девять источников показали положительную корреляцию между соответствующими значениями потоков, а измеренные задержки радиоизлучения по отношению оптическому излучению также находились в интервале от 0 до 14 месяцев. В ещё одном исследовании (Tornikoski et al. 1994), где сравнивались потоки, полученные из оптических и радио (22–230 ГГц) наблюдений, сообщалось о корреляции в 10 из 22 источников. Что любопытно, в шести источниках переменность потока была одновременной. Более поздние статистические исследования временных задержек между индивидуальными пиками вспышек в миллиметровом и сантиметровом диапазоне длин волн для выборки из 55 объектов (Hovatta et al. 2008) выявили большой разброс временных задержек, самые большие из которых достигали нескольких сотен дней между частотами 4.8 и 230 ГГц. При этом, были также обнаружены указания на увеличение задержки при уменьшении радиочастоты. Jorstad et al. (2010) проводили анализ вспышек, происходящих в квазаре 3C 454.3, и установили, что оптические всплески излучения опережали на 15–50 дней соответствующие вспышки, регистрируемые в радиодиапазоне на частоте 230 ГГц, тем самым подтвердив более ранние результаты, полученные Raiteri et al.

(2008), о том, что вариации потока на миллиметровых длинах волн происходят с характерной задержкой около 60 дней по отношению к изменениям в оптическом диапазоне. Также была установлена и более длительная задержка, составившая около 10 месяцев между переменностью потока в оптике и радиоизлучением на частоте 37 ГГц в 3С 454.4 (Volvach et al. 2008). Кроме того, была исследована связь между гамма-излучением АГЯ, регистрируемым с помощью телескопа EGRET, и фазами соответствующих вспышек в радиодиапазоне на частоте 22 и 37 ГГц (L hteenm ki & Valtaoja 2003). Соa a общалось, что гамма-излучение достигало своего максимума спустя 30–70 дней после начальной фазы высокочастотной радио вспышки.

Новая эра гамма-астрономии связана с успешным запуском в июне 2008 г.

гамма-обсерватории Fermi, начавшей научную программу через два месяца, 11 августа 2008 г. Уже результаты первых трёх месяцев наблюдений (каталог 0FGL) позволили установить ряд тесных связей и зависимостей между излучением АГЯ в гамма-диапазоне и свойствами этого класса объектов по данным квазиодновременных РСДБ наблюдений, а именно (i) фотонный поток гамма-излучения коррелирует с потоком компактных струй АГЯ на парсековых масщтабах в радиодиапазоне (Kovalev et al. 2009), (ii) струи гамма-ярких АГЯ характеризуются, в среднем, более высокими видимыми скоростями с медианным значением 15 c (Lister et al. 2009c), более широкими углами раскрыва с медианным значением 20 (см. Главу 3;

Pushkarev et al. 2009), а также более высокими Доплер-факторами со средним значением 20 (Savolainen et al. 2010). Помимо этого, струи АГЯ показывают тенденцию к большей активности на масштабах времени в несколько месяцев после обнаружения в них сильных гамма-всплесков (Kovalev et al.

2009). Значимая корреляция была установлена даже между неодновременными измерениями интегрированного фотонного потока в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ и радиопотоком на частоте 8 ГГц, измеренным с помощью VLBA (Kovalev 2009a). Тем не менее, есть несколько ключевых вопросов, которые имеют исключительную важность для понимания природы высокоэнергичного излучения в АГЯ. Среди них можно выделить следующие: (i) доминирующий(е) механизм(ы) образования гамма-фотонов, (ii) локализация области гамма-излучения, (iii) природа рабочего цикла гамма-излучения в АГЯ. В этом параграфе мы исследуем задержки радиоизлучения по отношению к гамма-излучению для выбросов АГЯ на парсековых масштабах, а в разделе 4.2 мы уточняем местоположение области генерации большинства гамма-фотонов в активных ядрах галактик.

Под термином “ядро” (или “РСДБ ядро”) мы понимаем видимое основание выброса активного галактического ядра, которое обычно является самым ярким компонентом парсековой структуры источника, восстанавливаемой на РСДБ картах (Lobanov 1998; Marscher 2008). РСДБ ядро это область струи, где оптическая толщина синхротронного излучения достигает величины 1 на частоте наблюдения (см. Главу 1; K nigl 1981).

o

4.1.1 Наблюдения и выборка источников

Наблюдения источников проводились в рамках мониторинговой программы MOJAVE (Lister et al. 2009a), являющейся долгосрочным ключевым научным проектом VLBA, направленным на исследование эволюции структуры АГЯ северного неба как в полной интенсивности, так и в поляризации. Список наблюдаемых источников содержит статистически полную по потоку выборку из 135 объектов (MOJAVE-1). Источники этой выборки имеют склонение 20 на эпоху J2000.0 и коррелированный VLBA поток на частоте 15 ГГц Scorr 1.5 Ян (2 Ян для объектов со склонением

20 0) на любую эпоху с 1994.0 до 2004.0. Более слабые источники (Scorr 0.2 Ян), обнаруженные космической обсерваторией Fermi расширили полную выборку MOJAVE-1 до MOJAVE-2. Так, мониторинговый список объектов состоит из 293 источников, 183 из которых входят в Первый Fermi LAT каталог (1FGL, Abdo et al. 2010b), составленный по результатам первых 11 месяцев научной программы гамма-телескопа LAT, и позиционно ассоциированы с АГЯ (рис. 4.1, слева).

4.1.2 Задержка радио- по отношению к гамма-излучению в РСДБ ядрах АГЯ в системе отсчёта наблюдателя и источника Каталог 1FGL, помимо медианных значений фотонного и энергетического гамма-потока, также содержит величины фотонного потока усреднённые на масштабе времени в один месяц в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ, полученные в течение первых 11 месяцев научной программы Fermi LAT, Рис. 4.1. Распределение по небу в проекции Аитова-Гаммера в экваториальных координатах гамма-ярких источников в программе MOJAVE (слева). Жирной линией показан Галактический экватор. Кумулятивная кривая числа гамма-ярких АГЯ в мониторинговой программе MOJAVE (справа). Вертикальной пунктирной прямой отмечено начало научной программы гамма-телескопа Fermi LAT.

начавшейся в августе 2008 г.

Скважность наших VLBA наблюдений разная для разных источников. Так, объекты, в которых измерения структуры происходят быстрее (т.е.

характеризуются более высокими видимыми скоростями струй), наблюдаются чаще. Пять источников наблюдаются чаще одного раза в течение двух месяцев. Остальные источники имеют более длинные интервалы между наблюдениями. Начиная с 2009 г., 55 ярких гамма-источников, обнаруженных на уровне значимости 10, из каталога 0FGL, составленного по результатам работы первых трёх месяцев телескопа Fermi LAT, и позиционно ассоциированных с яркими радио-громкими АГЯ (Abdo et al. 2009b,d;

Kovalev 2009a), были последовательно добавлены в мониторинговую программу MOJAVE в течение полутора лет (рис. 4.1, справа). Более половины из этих дополнительных источников имели менее трёх эпох РСДБ наблюдений в течение эры Fermi, что делает невозможным проведение непосредственного корреляционного анализа индивидуальных кривых блеска. Поэтому, наше исследование основывается на статистическом подходе.

В целом, мы построили 564 VLBA изображения и промоделировали распределение яркости для 183 гамма-ярких источников (табл. 4.1), наблюдения которых были получены в течение периода с июня 2008 г. по Таблица 4.1. Выборка гамма-ярких MOJAVE источников.

–  –  –

Примечание: полная версия табл. 4.1 для всех 183 источников приведена в электронной версии работы Pushkarev et al. (2010b).

март 2010 г. Структура объектов на парсековых масштабах, представленная в подавляющем большинстве случаев односторонней морфологией типа ядро-выброс, была промоделирована с помощью процедуры modelfit пакета Difmap (Shepherd 1997), используя ограниченное число, главным образом, круговых гауссовых компонент. Подробное обсуждение моделирования приведено в работе Lister et al. (2009a).

Идея нашего анализа состоит в том, чтобы протестировать возможную корреляцию между интегрированным фотонным потоком гамма-излучения F в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ и потоком РСДБ ядра Score на частоте 15 ГГц, используя результаты моделирования парсековой структуры источника. Корреляционный анализ был проведён следующим образом: (i) мы выбрали все возможные пары измерений радио- и гамма-потока, разница эпох которых находится в ограниченном интервале [0.5, +0.5] месяцев, где отрицательные величины разности эпох означают, что радиоизлучение предшествует гамма-излучению, (ii) если для какого-либо источника таких пар оказывалось более чем одна, то мы использовали ту из них, разность эпох которой между радио- и гамма-наблюдениями была наиболее близкой к среднему значению выбранного интервала.

Далее, данная процедура была выполнена снова, сдвигая каждый раз Рис. 4.2. Зависимость отношения сигнал-шум для интегрированного фотонного потока LAT Fermi в диапазоне энергии 0.1–100 ГэВ в зависимости от значения самого потока. В анализе используются измерения потока с SNR 3 (чёрные точки).

границы применяемого интервала на величину 0.5 мес, чтобы исследовать область б льших положительных задержек между радио- и гаммао излучением. Аналогично была исследована область б льших отрицательо ных задержек между радио- и гамма-излучением, сдвигая границы применяемого интервала на величину 0.5 мес. Общий интервал анализируемой радио-гамма задержки составил [10, +12] мес. Мы также провели количественный анализ, который подтвердил, что наши данные не имеют систематического смещения в сторону положительных пар в разности эпох между радио- и гамма-наблюдениями.

Для анализа мы использовали значения фотонного гамма-потока с отношением сигнал-шум SNR 3 (рис. 4.2), чтобы (i) избежать систематики ввиду недостатка источников, являющихся слабыми как в радио-, так и в гамма-диапазоне, (ii) исключить влияние данных с низкой надёжностью.

Для каждого набора данных, соответствующих выбранному интервалу задержек tR для N источников, мы определили коэффициент корреляции Пирсона r и непараметрический коэффициент корреляции Кендалла, а также соответствующую ему вероятность случайной корреляции p, т.е. вероятность того, что корреляция отсутствует (табл. 4.2).

Таблица 4.2.

Корреляционная статистика радио-/гамма-поток для РСДБ ядер в системе отсчёта наблюдателя.

–  –  –

9.8 ± 0.2 2.6 101 2.1 ± 0.2 3.0 107 0.17 0.06 0.07 0.05 0.25+0.07 0.16+0.06 0.50+0.02 0.33+0.02 9.6 ± 0.2 1.3 101 2.4 ± 0.2 6.4 106 0.09 0.07 0.07 0.05 0.33+0.08 0.27+0.05 0.45+0.02 0.30+0.02 8.8 ± 0.2 1.1 102 2.9 ± 0.3 6.7 105 0.11 0.08 0.08 0.05 0.30+0.06 0.22+0.04 0.50+0.02 0.33+0.02 8.5 ± 0.2 2.1 102 3.5 ± 0.2 2.0 106 0.10 0.07 0.08 0.05 0.28+0.07 0.20+0.07 0.48+0.02 0.31+0.02 8.0 ± 0.3 6.3 102 3.7 ± 0.3 1.2 105 0.12 0.08 0.07 0.04 0.32+0.04 0.22+0.04 0.47+0.02 0.31+0.02 7.5 ± 0.2 2.1 102 4.5 ± 0.2 5.4 106 0.12 0.07 0.06 0.04 0.35+0.04 0.26+0.03 0.47+0.03 0.34+0.02 6.6 ± 0.2 3.1 103 4.9 ± 0.3 1.1 106 0.11 0.06 0.08 0.05 0.30+0.05 0.18+0.04 0.51+0.03 0.34+0.03 5.9 ± 0.3 4.2 102 5.5 ± 0.2 2.3 106 0.12 0.07 0.09 0.05 0.33+0.04 0.23+0.04 0.47+0.02 0.32+0.02 4.9 ± 0.2 1.1 102 6.1 ± 0.2 7.8 107 0.12 0.07 0.06 0.04 0.31+0.04 0.21+0.03 0.49+0.02 0.31+0.02 4.5 ± 0.2 1.1 102 6.4 ± 0.2 2.0 106 0.09 0.06 0.07 0.04 0.36+0.04 0.21+0.04 0.44+0.02 0.30+0.02 4.0 ± 0.3 8.7 103 7.1 ± 0.2 3.2 106 0.09 0.05 0.07 0.04 0.34+0.05 0.22+0.04 0.51+0.02 0.35+0.02 3.5 ± 0.2 1.1 102 7.4 ± 0.2 7.3 108 0.10 0.06 0.07 0.04 0.38+0.03 0.24+0.03 0.49+0.02 0.33+0.02 2.9 ± 0.3 3.9 103 8.1 ± 0.2 2.7 107 0.09 0.05 0.07 0.04 0.36+0.05 0.23+0.03 0.39+0.02 0.27+0.02 2.5 ± 0.1 5.7 103 8.4 ± 0.2 1.5 105 0.09 0.06 0.06 0.04 0.40+0.03 0.28+0.03 0.41+0.02 0.26+0.02 1.9 ± 0.3 7.1 104 9.1 ± 0.2 7.2 105 0.09 0.06 0.07 0.04 0.38+0.03 0.24+0.03 0.36+0.03 0.25+0.02 1.5 ± 0.2 1.9 103 9.5 ± 0.2 1.7 104 0.08 0.04 0.06 0.04 0.39+0.03 0.26+0.03 0.36+0.03 0.22+0.02 1.0 ± 0.3 1.2 103 10.1 ± 0.2 1.0 103 0.12 0.05 0.07 0.04 0.38+0.03 0.23+0.03 0.33+0.03 0.20+0.03 0.5 ± 0.1 2.2 103 10.4 ± 0.3 4.3 103 0.08 0.05 0.05 0.04 0.38+0.04 0.25+0.03 0.35+0.03 0.26+0.02 0.2 ± 0.3 1.2 103 11.0 ± 0.2 1.6 104 0.09 0.05 0.05 0.04 0.37+0.03 0.22+0.03 0.38+0.03 0.24+0.02 0.5 ± 0.1 1.9 103 11.4 ± 0.3 4.2 104 0.09 0.04 0.07 0.04 0.38+0.03 0.28+0.02 0.36+0.03 0.24+0.02 1.1 ± 0.3 1.1 104 12.1 ± 0.2 8.5 104 0.07 0.04 0.07 0.04 0.49+0.02 0.33+0.02 1.5 ± 0.2 3.8 106 0.07 0.04 Графически, данные табл. 4.2 показаны на рис. 4.3 (вверху) как зависимость корреляционных коэффициентов r и от величины временной задержки радиоизлучения по отношению к гамма-излучению. Как видно, ненулевая радио/гамма задержка, отчётливо проявляющаяся как бугор/выступ на каждой их двух кривых “корреляция-задержка”, находится в интервале от 1 до 8 месяцев. Сглаженные жирные кривые были получены методом скользящего среднего по трём точкам.

Для проверки надёжности полученного результата мы оценили неопределённость значений корреляционных коэффициентов. Поскольку распределения значений радио- и фотонных гамма-потоков далеки от нормального, то прямые методы оценки ошибки коэффициента корреляции, например, такие как z-преобразование Фишера или t-критерий Стьюдента, не могут быть Рис. 4.3. Верхняя панель: уровень корреляции поток-поток как функция интервала времени между интегрированным фотонным потоком в диапазоне энергии 0.1–100 ГэВ и потоком РСДБ ядра в системе отсчёта наблюдателя. Залитые кружки соответствуют значениям коэффициента корреляции Пирсона r, а пустые коэффициентам корреляции Кендалла. Ошибки в виде отрезков показаны на уровне 68%, тогда как закрашенные области задают 95% доверительные интервалы. Жирные кривые получены с помощью применения метода скользящего среднего по трём точкам. Пунктирные линии показывают нуль-уровень корреляции между фотонным гамма-потоком и потоком радиоизлучения РСДБ ядер АГЯ.

Нижняя панель: оценки нуль-уровня корреляции, вычисленные как медианные значения r и, каждое из которых получено как медиана соответствующих значений путём многократной генерации выборок, используя метод перестановки в массиве гамма-потоков, при этом не меняя соответствующие значения радиопотоков.

использованы. Поэтому, мы применили процедуру рандомизации, основанную на критериях перестановок, чтобы иметь возможность вычислить доверительные интервалы корреляционных коэффициентов.

Для каждого набора данных (Score, F ) процедура рандомизации была выполнена следующим образом: (i) из рассматриваемого набора данных случайным образом выбирается пара источников; (ii) значения потока РСДБ ядра для этих двух разных, случайно выбранных источников меняются местами, тогда как гамма-потоки остаются неизменными, т.е. задача сводится к ресамплингу радиопотоков; (iii) для полученного после применения пеРис. 4.4. Распределения коэффициента Пирсона (слева, rmed = 0.50) и Кедалла (справа, med = 0.33), полученное с помощью ресамплинга массива данных, составленного для интервала радио/гамма задержек [2.0, 3.0] мес. по 90 источникам, а также определение 68% и 95% доверительных интервалов для r и.

рестановки набора данных стандартным образом вычисляются корреляционные коэффициенты r и. Для каждого исходного набора данных процедура рандомизации была выполнена 2000 раз для накопления статистики.

Наконец, 95% интервал доверия, приведённый в табл. 4.2 и показанный на рис. 4.3, для корреляционных коэффициентов был определен как интервал между 2.5-м и 97.5-м процентилями в распределениях значений r и, рассчитанных после применения процедуры ресамплинга. Аналогичным образом вычислялся и 68%-й доверительный интервал, используя, соответственно, 15.9-й и 84.1-й процентили. В качестве примера, на рис. 4.4 показаны распределения величин r и, полученных в результате рандомизации одного из массивов данных, составленного по 90 источникам, имеющим задержку радио/гамма измерений потока, находящуюся в интервале [2.0, 3.0] мес.

со средним значением (2.4 ± 0.2) мес.

Чтобы произвести оценку нуль-уровня корреляции поток-поток между Score и F (рис. 4.3, внизу), величина которого отлична от нуля ввиду общей радио/гамма корреляции (см. § 4.2), для каждого источника в пределах одного набора данных, соответствующих определённому интервалу задержек tR, случайным образом выбиралось значение F из имеющихся в наличии 11 измерений интегрированного фотонного потока для каждого из 183 объектов нашей выборки. Каждое из этих 11 значений соответствует осредненному в пределах одного месяца потоку F для первых 11 месяцев научной программы LAT Fermi. Таким образом, задача сводится к ресамплингу фотонных гамма-потоков. При этом, значения радиопотоков, измеренные на соответсвующие эпохи наблюдений, равно как и сами эпохи, оставались как есть. Далее, корреляционные коэффициенты r и для рандомизированной выборки вычислялись стандартным образом. Данная процедура повторялась 2000 раз для накопления статистики. Полученные распределения корреляционных коэффициентов близки к нормальным, поэтому соответствующие ошибки на уровне 1, показанные на рис. 4.3 (внизу), вычислялись как стандартные отклонения соответствующих распределений. Мы последовательно выполнили эту процедуру для всех наборов данных, каждый из которых соответсвует определенному интервалу задержек tR. Медианное значение совокупности полученных таким образом корреляционных коэффициентов и задает результирующее искомое значение нуль-уровня корреляции потокпоток между Score и F, составившее r0 = 0.37 и 0 = 0.26 (рис. 4.3, внизу) для статистики Пирсона и Кендалла, соответственно. Мы также производили отбор 90% (а также 80%) выборки случайным образом. При этом, корреляция оставалась значимой, указывая на то, что она не является результатом присутствия измерений, сильно отличающихся от остальных. К тому же, мы не нашли никакой значимой корреляции между красным смещением и потоком РСДБ ядра, осреднённым за эру Fermi для источников исследуемой выборки.

Широкий диапазон задержек, для которых корреляция радио- и гаммапотоков значима, т.

е. превышает нуль-уровень корреляции более чем на 95% интервала доверия, по-видимому, является результатом совокупности параметров, определяющих физические условия как в компактных ядерных областях активных галактик (масса чёрной дыры, её спин и темп аккреции), так и в окружающей выброс среде. Очевидно, что на величину задержки влияет и геометрия источника, в частности, угол между лучом зрения и направлением струи, а также широкий диапазон красных смещений объектов, составляющих исследуемую выборку. Красные смещения z известны для более чем 90% источников (166 из 183). Поэтому, мы провели описанный выше корреляционный анализ, но теперь в системе источника, производя деление разности эпох между радио- и гамма-наблюдениями для каждого источника на фактор (1 + z). Соответствующая зависимость корреляции между интегрированным фотонным гамма-потоком в диапазоне энергии 0.1–100 ГэВ и потоком РСДБ ядра на 15 ГГц от величины задержки радиоизлучения по отношению к гамма-излучению приведена в табл. 4.3 и на рис. 4.5.

Как видно из рис. 4.5, переход в систему отсчёта источника приводит к значительному сокращению диапазона значимых радио/гамма задержек в АГЯ и обнаружению резкого пика корреляции на величине задержки tsour 1.2 мес. в системе покоя источника, что соответствует R tR 2.5 мес. (для z 1) в системе отсчёта наблюдателя. Остальные пики с меньшей амплитудой, видимые на б льших задержках, не отличао Таблица 4.3. Корреляционная статистика радио-/гамма-поток для РСДБ ядер в системе отсчёта источника.

–  –  –

Рис. 4.5. Верхняя панель: уровень корреляции поток-поток как функция интервала времени между интегрированным фотонным потоком в диапазоне энергии 0.1–100 ГэВ и потоком РСДБ ядра в системе отсчёта источника. Обнаружен резкий пик корреляции, соответствующий величине задержки tsour 1.2 мес. Залитые кружки соответствуют значениям R коэффициента корреляции Пирсона r, а пустые коэффициентам корреляции Кендалла.

Ошибки в виде отрезков показаны на уровне 68%, тогда как закрашенные области задают 95% доверительные интервалы. Жирные кривые получены с помощью применения метода скользящего среднего по трём точкам. Пунктирные линии показывают нуль-уровень корреляции между фотонным гамма-потоком и потоком радиоизлучения АГЯ. Нижняя панель:

оценки нуль-уровня корреляции, вычисленные как медианные значения r и, каждое из которых получено как медиана соответствующих значений путём многократной генерации выборок, используя метод перестановки в массиве гамма-потоков, при этом не меняя соответствующие значения радиопотоков.

ются значимо от нуль-уровня радио/гамма корреляции, хотя они могут указывать на возможные более длительные задержки, имеющие место у меньшего числа источников. Заметим, что точки на кривой корреляция-задержка не являются независимыми. При этом, некоторое размывание задержки даже в система отсчёта источника вполне ожидаемо, поскольку радиус РСДБ ядра (т.е. удалённость его от истинного основания струи) зависит от красного смещения объекта: более удалённые источники имеют более высокие частоты в системе покоя источника, и поэтому должны иметь статистически меньшие радиусы РСДБ ядра и соответственно более короткие задержки.

Рис. 4.6. Интегрированный в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ фотонный гамма-поток Fermi LAT в зависимости от потока РСДБ ядра на частоте 15 ГГц для 90 источников, радиодинаблюдения которых были выполнены на 2.5 ± 0.2 мес. позже соответствующих измерений в гамма-диапазоне. Каждая точка соответсттвует одному источнику.

Потенциально, этот эффект может быть исследован более детальным образом, используя более многочисленную выборку источников, анализ задержек в которой можно провести в двух (или более) подвыборках, составленных из объектов с малыми и большими красными смещениями. Поскольку распределение разных задержек ожидаемо, то мы не оцениваем ошибку на величину задержки, соответствующую корреляционному пику. Это значение tsour 1.2 мес. должно расцениваться лишь как типичное для гамма-ярких R активных ядер галактик, исследуемых в нашей выборке.

На рис. 4.6 мы приводим зависимость между интегрированным фотонным гамма-потоком в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ от потока РСДБ ядра на частоте 15 ГГц по 90 источникам, эпохи гамма-наблюдений которых предшествуют соответствующим эпохам наблюдений в радиодиапазоне на 2.5 ± 0.2 мес. в системе отсчёта наблюдателя. Зависимость характеризуется корреляционными коэффициентами r = 0.50 и = 0.33, где последний соответствует вероятности случайной корреляции на уровне 6.4 106. Если отбросить источники с фотонным потоком, превышающим 4 107 фотон см2 сек1, корреляция все равно сохраняет очень высокий уровень значимости.

Необходимо также отметить, что разброс значений фотонного гаммапотока разных источников для данного радиопотока может варьироваться в пределах одного порядка величины (рис. 4.6). Это может вызываться следующими причинами: формой гамма-спектра, эффектами K-коррекции, разными затравочными фотонами для обратного Комптон-эффекта, а также отличиями в уровнях доплеровского усиления потока в гамма- и радиодиапазоне ввиду различия соответствующих спектральных индексов (Lister 2007).

4.2 Локализация области гамма-излучения

Хотя истинная морфология радио-громких АГЯ представляет собой структуру, состоящую из центрального объекта и двух противоположно направленных струй, из-за эффектов селекции и доплеровского усиления излучения наблюдаемая парсековая структура этих объектов, как правило, представлена односторонним выбросом, направленным под небольшим углом к наблюдателю (Lister et al. 2009a; Pushkarev & Kovalev 2012). Такова типичная радиоструктура АГЯ на миллисекундных угловых масштабах. Но где конкретно формируется гамма-излучение, источник которого позиционно ассоциируется с положением активной галактики? Принято считать, что область гамма-излучения связана с коллимированными струями в АГЯ, а гамма-фотоны излучаются заряженными частицами, движущимися с релятивистскими скоростями (Blandford & Rees 1978; Maraschi et al. 1992). Тем не менее, локализация области гамма-фотонов в пределах радиоструктуры АГЯ и сам(и) физический(е) механизм(ы) образования высокоэнергичного излучения всё ещё остаются открытыми вопросами и являются предметом активного обсуждения и дискуссий.

И для этого есть веские причины. Дело в том, что из-за слабой разрешающей способности первых гамма-инструментов долгое время не удавалось даже отождествить регистрируемое высокоэнергичное излучение с какимилибо космическими объектами. Лишь один квазар (3С273), находящийся на красном смещении z = 0.153 (746 Мпк), был идентифицирован в 1978 г. с источником гамма-лучей (Swanenburg et al. 1978) по наблюдениям со спутника COS-B, выведенного на орбиту в 1975 г. и являющегося совместным проектом Европейского космического агентства и НАСА. Ситуация начала меняться только в 1991 г. после начала работы инструмента EGRET, установленного на борту космической гамма-обсерватории Compton. Пространственное разрешение EGRET по уровню доверия 68% составляло 1. 7 для фотонов с энергиями 1 ГэВ (Thompson et al. 1993), что позволило ассоциировать уже несколько десятков блазаров (квазаров и лацертид) с яркими гамма-источниками (Mattox et al. 2001; Sowards-Emmerd et al. 2003). Однако, настоящий прорыв произошел позже и связан с успешным запуском 8 июня 2008 г. космической гамма-обсерватории GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) впоследствии переименованной в Fermi, Но даже у этого, самого современного гамма-телескопа угловая разрешающая способность (с 68% радиусом ошибок) составляет 0. 8 для фотонов с энергиями 1 ГэВ и зависит от энергии примерно как E 0.8, асимптотически приближаясь к значению 0. 2 на высоких энергиях (Nolan et al. 2012), что в миллионы раз меньше типичного углового разрешения, достигаемого при наземных РСДБ наблюдениях. Таким образом, прямыми методами наблюдений установить точное местонахождение области генерации гамма-излучения в АГЯ невозможно. Поэтому в разделе 4.2.1 мы воспользуемся результатом нашей экспериментально найденной радио/гамма задержки и численным моделированием для уточнения положения зоны формирования гамма-излучения в АГЯ.

Пока же, мы рассмотрим вопрос качественно: где по отношению к РСДБ ядру на частоте 15 ГГц находится область преимущественного формирования высокоэнергичного излучения? Очевидно, существует три возможных сценария: (а) только в пределах неразрешённого радиоядра, (б) только в разрешённой области струи, (в) и в ядре и в выбросе. Прежде всего, мы провели тот же анализ, что и в разделе 4.1.2, но для интегрального РСДБ (VLBA) потока SVLBA. В этом случае мы установили, что соответствующие корреляционные коэффициенты совпадают на уровне 95% ошибок с теми, что были найдены при использовании потока РСДБ ядра Score. Результат этого сравнения, таким образом, не даёт возможности сделать какой-либо вывод в пользу того или иного сценария, поскольку источники нашей выборки имеют высокую степень доминирования РСДБ ядра, медианное значение которого составляет Score/SVLBA = 0.71.

Напротив, когда мы использовали для корреляционного анализа значения потока выброса, т.е. величину (SVLBA Score) в качестве меры излучения в радиодиапазоне, то полученные для данного случая значения корреляционных коэффициентов оказались значительно ниже, указывая на то, что сценарий (б) менее вероятен. Чтобы уменьшить неопределённость в определении потока струи, мы исключили из анализа источники с очень высоким ( 0.9) уровнем доминирования ядра. Тем не менее, корреляция между радио потоком выброса, измеренным квазиодновременно с фотонным гаммапотоком, всё ещё значима. Это может быть результатом того, что и радиои гамма-излучение усиливается близкими по значению Доплер-факторами (Lister et al. 2009c; Kovalev et al. 2009; Savolainen et al. 2010). Действительно, предполагая одинаковые Доплер-факторы струи и ядра (как оптически толстого основания выброса), можно ожидать слабую, но все же значимую корреляцию между радиопотоком выброса и интегральным гамма-излучением.

Также следует заметить, что для некоторых близких источников, для которых соответствующее пространственное разрешение выше, область генерации гамма-излучения может находится не внутри РСДБ ядра, а за ним, т.е. в разрешённом выбросе, как это было установлено нами для источника 3C 84 (Abdo et al. 2009a), находящегося на красном смещении z = 0.0176 (Strauss et al. 1992), в котором вспышка радиоизлучения, сопровождающаяся активностью источника в гамма-диапазоне, была зафиксирована во внутренРис. 4.7. Слева: VLBA карта полной интенсивности радиогалактики 3С 84 на частоте

15.3 ГГц на эпоху 25 августа 2008 г., полученная в рамках программы MOJAVE с пиком интенсивности 4.3 Ян/луч. Эллипс диаграммы направленности (0.870.58 мсек дуги) показан в левом нижнем углу. Справа: увеличенное изображение центральной области (контуры).

Дифференциальное изображение между 25 августа 2008 г. и 6 сентября 2007 г. показано цветом. Для обеих эпох использовалась круговая диаграмма размером 1 мсек дуги. Видно, что значительное увеличение потока произошло в наиболее внутренней части выброса.

Цветовая шкала дана в единицах Ян/луч. Одна миллисекунда дуги соответствует 0.36 пк.

нем выбросе вблизи РСДБ ядра объекта (рис. 4.7).

4.2.1 Монте-Карло моделирование Какова физическая природа обнаруженной задержки радиоизлучения?

Очевидно, что задержка в несколько месяцев не может быть объяснена дисперсией света разных длин волн. Даже для космологических расстояний, на которых находятся АГЯ, дисперсионная задержка будет намного меньше.

Так, наши вычисления, проведённые c использованием результатов измерения задержки в пульсаре в Крабовидной туманности (Abdo et al. 2010c) показывают, что задержки составит лишь несколько секунд для частоты 15 ГГц по отношению к гамма-излучению для источника удаленного на z 1.

Наиболее вероятной причиной наблюдаемой задержки радиоизлучения является эффект синхротронного самопоглощения в ядерных областях АГЯ, где концентрация релятивистских электронов велика. Область струи на расРис. 4.8. Схема центральной области АГЯ в модели, интерпретирующей радио/гамма задержку. Точками обозначены: ЧД чёрная дыра, 1 область генерации гамма-излучения, 2 радиоядро на частоте 15 ГГц, 3 местоположение гамма-фотона в момент, когда радиофотон выходит из области непрозрачности (радиоядра).

стояниях r rcore, оптически непрозрачна для синхротронного излучения вплоть до частотно-зависимого расстояния rcore, 1 (Blandford & K nigl 1979). Наша модель, интерпретирующая наблюдаемую задержку, o представлена на рис. 4.8. Согласно данной модели, область гамма-излучения (точка 1) находится на расстоянии r меньшем, чем радиус РСДБ ядра rcore, на 15 ГГц (точка 2). В этом случае, в результате возмущения, имевшего место на расстоянии r от чёрной дыры, и распространяющегося далее по выбросу (Marscher & Gear 1985), пики интенсивности излучения в радио- и гамма-диапазоне наблюдаются неодновременно из-за эффекта синхротронного самопоглощения. Действительно, в точке 1 излучается гамма-фотон, для которого среда оптически прозрачна, тогда как для радиоизлучения она еще непрозрачна. Возмущению, вызвавшему гамма-вспышку, и распространяющемуся по выбросу со скоростью V, требуется время t = r/V = (rcore, r )/V, по истечению которого оно достигает радиоядра и становится обнаружимым в радиодиапазоне. В этот момент времени, гамма-фотон будет находится в точке 3 на расстоянии ct = c(rcore, r )/V от точки 1 и будет впереди радио-фотона, излученного в точке 2, на расстоянии

–  –  –

где величина r является мерой сдвига rcore,1 rcore,2 абсолютного положения РСДБ ядра между частотами 1, 2 (1 2 ), измеряемого в миллисекундах дуги, и описывается соотношением

–  –  –

Видимые скорости app 26 гамма-ярких блазаров исследовались в работе Lister et al. (2009c). Соответствующее медианное значение скорости составило app = 15. Величины r вычислены нами в Главе 1 для 136 источников, 86 из которых обнаружены LAT Fermi. Для 14 из этих 86 объектов известны лишь верхние пределы величины r, поэтому медианное значение данного распределения, составившее r = 13.5 пк ГГц, было определено с помощью метода Каплана-Майера, используя пакет программ ASURV (Astronomy SURVival Analysis пакет для статистического анализа астрономических данных, содержащих пределы измерений; Lavalley et al. 1992).

Характерная величина запаздывания tsour = 1.2 мес. определена нами в R данной Главе. Центральная частота РСДБ наблюдений = 15.375 ГГц.

Поскольку параметры app, r и tsour распределены в интервалах R ненулевой ширины, то для исследования выражения (4.8) был использован метод Монте-Карло, предполагая, что все три вышеупомянутых параметра имеют нормальное распределение вида N (µ, 2), где µ математическое ожидание, стандартное отклонение ( 2 дисперсия), а именно app = N (µ = 15, = 3), r = N (µ = 13.5, = 2.0) пк ГГц и Рис. 4.9. Положение области формирования гамма-излучения по отношению к радиусу РСДБ ядра на 15 ГГц как функция видимой скорости струи (слева). Распределение величины r /rcore,15ГГц (справа) с медианным значением 0.46.

tsour = N (µ = 1.2, = 0.2) мес., соответственно. Для генерации нормальR ного распределения был использован метод трансформации Бокса-Мюллера для случайных величин равномерно распределённых в интервале [0, 1].

Результаты расчёта параметра r /rcore,15ГГц как функции видимой скорости в гамма-ярких струях показаны на рис. 4.9 (слева) для 100 тыс. реализаций метода Монте-Карло. Доверительный интервал распределения величины r /rcore,15ГГц (рис. 4.9, справа) на уровне 68% составил (0.31, 0.55) с медианным значением 0.46. Таким образом, область генерации большинства гамма-фотонов в активных ядрах галактик находится на расстоянии, составляющем около половины радиуса РСДБ ядра на частоте 15 ГГц.

Подставляя (4.5) в явном виде в выражение (4.4), а также используя тот факт, что 1/ sin app для больших ( 10), получим r в абсолютном виде

–  –  –

Результаты вычислений абсолютных значений r (в парсеках) в зависимости от видимой скорости app согласно соотношению (4.9) приведены на рис. 4.10 (слева). Анализ соответствующего распределения r (рис. 4.10, Рис. 4.10. Расстояние r от центральной чёрной дыры до зоны генерации гамма-излучения как функция видимой скорости струи app (слева). Распределение величины r (справа) с медианным значением 5.8 пк.

справа) дал оценки 68% доверительного интервала, составившего (3.80, 7.15) пк и медианного значения распределения, равного 5.82 пк. Таким образом, зона гамма-излучения находится на расстоянии нескольких парсек от центральной аккрецирующей чёрной дыры, но при этом внутри радиуса РСДБ ядра на частоте наблюдения 15.4 ГГц.

Существует несколько конкурирующих моделей того, где может располагаться зона генерации высокоэнергичных фотонов, образующихся путём комптонизации излучения релятивистскими электронами: в выбросе (Bloom & Marscher 1996), в аккреционном диске (Dermer & Schlickeiser 1994), в области формирования широких эмиссионных линий (Sikora et al. 1994) или же в газо-пылевом молекулярном торе (Sikora et al. 2009). Результаты нашего статистического подхода согласуются с моделью Bloom & Marscher (1996), а также с выводами, сделанными на основе анализа изменений параметров оптической поляризации, ассоциированных со вспышкой гамма-излучения в блазаре 3С 279 (Abdo et al. 2010f), позволившего заключить, что область, ответственная за гамма-излучение находится в релятивистском выбросе на расстоянии нескольких парсек от центральной чёрной дыры блазара. Аналогично, анализируя квазиодновременные SED спектры 20 гамма-ярких АГЯ и применяя синхротронно-комптоновские модели, Sokolovsky et al. (2010) пришли к выводу, что область гамма-излучения в АГЯ находится в пределах

–  –  –

РСДБ-ядра на см длинах волн.

Поскольку rcore, 1 (Blandford & K nigl 1979; Sokolovsky et al.

o 2011a), то с помощью соотношений (4.8) можно также оценить частоту наблюдения 0, на которой временная задержка радио- по отношению к гаммаизлучению равна нулю, что определяется условием rcore, r. Тогда искомая частота составляет

–  –  –

медианное значение которой равно 33 ГГц, а 68% доверительный интервал составляет [26, 42] ГГц. Зависимость 0 от величины видимой скорости app показана на рис. 4.11 (слева). Соответствующее распределение 0 приведено на рис. 4.11 (справа). Таким образом, это указывает на то, что РСДБ наблюдения на более высоких частотах, например, на 43 ГГц и 86 ГГц могут регистрировать более короткие задержки или даже квазиодновременные вариации потока в радио- и гамма-диапазоне, по крайней мере, для некоторых источников, а также могут пространственно разрешить область струи, где генерируется гамма-излучение, как в случае квазара 3С 345 (Schinzel et al.

2012).

Заметим также, что область формирования гамма-излучения очень компактна. Её размер d можно оценить по характерной наблюдаемой длительности ярких гамма-вспышек, составляющей obs 10 дней (Hartman et al.

1999; Abdo et al. 2010e,f). Соответствующий промежуток времени в системе источника составит sour = obs /(1 + z), где Допплер-фактор, z красное смещение. Используя значения 18 и z 1, типичные для гаммаярких АГЯ (Lister et al. 2009c; Savolainen et al. 2010), размер области формирования гамма-излучения составит d c sour 0.07 пк, т.е. d r, что соизмеримо с поперечными размерами фронтов релятивистских ударных волн, распространяющихся по выбросу.

Область радиоизлучения может иметь существенно большие пространственные размеры по сравнению с зоной гамма-излучения. Это обстоятельство также может вносить вклад в наблюдаемую задержку. Важно также отметить, что наш анализ чувствителен к задержкам между пиковыми значениями потока в радио- и гамма-диапазоне, поэтому он не может дать ответ на вопрос, какая из вспышек зарождается первой, низко- или высокоэнергетическая. Для успешного решения этой задачи необходимо проведение довольно плотного мониторинга, с высокой скважностью наблюдений большого числа гамма-ярких АГЯ в обоих диапазонах.

4.3 Поляризационные структуры типа канал-оболочка в гамма-ярких блазарах



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 10 |

Похожие работы:

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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...»

«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.....»

«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..................»

«Бакланова Диляра Наилевна Эффекты звёздного магнетизма: магнитное поле гиганта Поллукс, длительность циклов активности у солнечно-подобных звёзд 01.03.02 – Астрофизика и звёздная астрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель кандидат физико-математических наук Плачинда Сергей Иванович Научный – 2014 Оглавление Введение Метод измерения магнитных полей у звёзд........ 13...»

«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...»

«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...»

«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 –...»

«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...»







 
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.