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


Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 10 |

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

-- [ Страница 7 ] --

В данном параграфе мы рассмотрим структуры двух гамма-ярких источников, ассоциированных с активными ядрами галактик и показывающих признаки оболочечной структуры, образующейся вокруг центрального канала релятивистского выброса на парсековых масштабах. Уже первые поляризационные РСДБ наблюдения блазаров (под термином “блазар” мы понимаем активные ядра галактик, излучение которых усилено релятивистским доплеровским эффектом, т.е. это квазары и объекты типа BL Lacertae), выявили определённые свойства этих источников на парсековых масштабах, основываясь на восстановленных картах полной интенсивности (I) и линейной поляризации (P = Q+iU = pe2i = mIe2i, где p = (Q2 +U 2)1/2 = mI линейная поляризация, m степень линейной поляризации, угол поляризации).

В частности, было установлено, что скорости выбросов в объектах типа BL Lac в среднем ниже, чем у квазаров, а позиционные углы электрического вектора поляризации ( = 0.5 arctg (Q/U ), где Q и U параметры Стокса) в лацертидах совпадают с локальным направлением струи, тогда как в РСДБ ядре -вектора либо совпадают либо перпендикулярны внутреннему выбросу (Gabuzda et al. 2000). Излучение струи быстро просветляется и уже во внутренних областях выброса оно становится оптически тонким, как это следует из спектральных свойств и высоких значений степени линейной полярицазии m = p/I, достигающих нескольких десятков процентов (Gabuzda et al. 2001; Lister & Homan 2005), что возможно только для синхротронного излучения оптически-тонкой плазмы, поскольку для оптически-толстой она составляет m = 3/(6 + 13) = 3/(19 12) 0.1 (Pacholczyk 1970), где спектральный индекс (S ), = (1 2) показатель энергетического спектра излучающих частиц, аппроксимированного степенной функцией N (E) = N0 E. Таким образом, тенденция параллельности векторов поляризации с локальным направлением струи означает преимущественно поперечный характер магнитного поля B. Это обстоятельство, как правило, интерпретируется как свидетельство присутствия ударных волн (Laing 1980; Hughes et al. 1989), наблюдающихся в виде отдельных компонентов струи. Наблюдаемый поперечный характер магнитного поля может быть вызван наличием крупномасштабного спирального магнитного поля в выбросе (Gabuzda 1999; Pushkarev & Gabuzda 2000; Gabuzda & Pushkarev 2001; Gabuzda et al. 2004). Одно из интересных следствий второго сценария состоит в том, что в зависимости от угла к лучу зрения (отличного от 90), спиральное магнитное поле может приводить к видимой поляризационной структуре типа “канал-оболочка” в системе наблюдателя, с продольной поляризацией вдоль центральной хребтовой линии струи (канал), которая окружена областями с поперечной по отношению к направлению выброса поляризацией ближе к его краям (Laing 1996; Lyutikov et al. 2004).

Отчётливая поляризационная структура вида канал-оболочка на парсековых масштабах наблюдалась в квазаре 1055+018 (Attridge et al. 1999) и была интерпретирована как следствие наличия серии ударных волн в выбросе (B поперечно) и взаимодействия струи с окружающей средой, что приводит к продольному характеру магнитного поля на краях выброса. Однако, как мы отметили выше, эта характерная структура может вызываться и крупномасштабным спиральным полем, ассоциированным со струей.

В данном разделе мы представляем результаты наземно-космических РСДБ наблюдений двух источников квазара 1055+018 и объекта типа BL Lac 1418+546, показывающих поляризационные структуры типа каналоболочка в РСДБ выбросах. Эти объекты позиционно ассоциированы с гамма-яркими источниками 2FGL 1058.4+0133 и 2FGL 1420.2+5422, соответственно, зарегистрированными космическим гамма-телескопом Fermi в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ (Nolan et al. 2012).

4.3.1 Наземно-космические (VSOP) РСДБ наблюдения

VSOP наблюдения 1055+018 на 1.6 и 5 ГГц на эпоху 1999.36. Поляриметрические наблюдения квазара 1055+018 были выполнены с помощью наземно-космического радиоинтерферометра, использующего японский научный спутник VSOP (программа космической обсерватории для радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами) с радиотелескопом диаметром 8 м, запущенный на орбиту в 1997 г (Hirabayashi et al. 2000). Наблюдения были проведены 12 и 13 мая 1999 г на частоте 1.6 и 5 ГГц, соответственно.

Каждая из наблюдательных сессий длилась 8.5 ч. Наземная часть интерферометра для наблюдений на 5 ГГц включала десять 25-м антенн VLBA и 100-м радиотелескоп в Эффельсберге, тогда как наземная часть интерферометра для наблюдений на 1.6 ГГц включала ещё две 70-м антенны системы

–  –  –

-100

-200

-300

-400

–  –  –

Рис. 4.12. Заполнение uv-плоскости на частоте 5 ГГц для наземно-космических VSOP наблюдений квазара 1055+018 на эпоху 1999.36. Участие орбитального телескопа HALCA повышает разрешающую способность интерферометра в 4–5 раз по сравнению с сетью, состоящей только из наземных радиотелескопов, задающих центральное скопление более коротких проекций баз.

слежения в дальнем космосе (DSN) в Голдстоун и Робледо в дополнение к 11 антеннам, участвующим в первой сессии. Заполнение плоскости пространственных частот, полученное в наблюдениях на частоте 5 ГГц, показано на рис. 4.12. Покрытие uv-плоскости для наблюдений на 1.6 ГГц качественно схожее, но пропорционально промасштабировано.

Космический радиотелескоп HALCA, а также антенны Голдстоун и Робледо вели запись сигнала только в левой круговой поляризации, тогда как остальные пункты наблюдений производили запись в обеих поляризациях (RCP и LCP). Корреляция данных была выполнена с помощью коррелятора VLBA в Соккоро, Нью-Мексико.

Поляризационная калибровка была проведена с использованием процедуры LPCAL из пакета AIPS для определения совместного решения по инструментальной поляризации всех антенн и поляризации наблюдаемого источника. Инструментальная поляризация для всех наземных антенн составила 1–3%, тогда как для HALCA она был оценена на уровне 3–4%.

Для калибровки абсолютных значений позиционных углов поляризации на частоте 5 ГГц наблюдался компактный поляризованный источник OJ287 с помощью наземной части сети. Однако, интегральные поляризационные измерения источника на даты близкие к эпохе VSOP наблюдений не были доступны. Поэтому, в порядке эксперимента мы применили такую же калибровку угла поляризации, которая была использована при поляризационных VSOP наблюдениях, выполненных 4 апреля 1999 г в такой же моде, используя ту же опорную антенну (Gabuzda & G mez 2001). Данная калибровка o позволила получить поляризационную карту OJ287, общий поток с которой хорошо согласуется с интегральным поляризационным потоком, полученным при наблюдениях источника в радиоастрономической обсерватории Мичигана, проведённых на частоте 5 ГГц 30 мая 1999 г, то есть спустя две недели после нашей VSOP сессии. К тому же, как это обсуждается ниже, поляризация в хребтовой линии выброса на РСДБ изображении, восстановленном при использовании только наземных антенн очень хорошо согласуется с поляризационным изображением источника, полученным на эпоху 1997.07 (Attridge et al. 1999). Мы оцениваем точность абсолютной EVPA калибровки не хуже, чем 10, что ниже чем обычно, но даже этой точности вполне достаточно для ясности качественной картины поляризационной структуры квазара 1055+018 на его изображениях, полученных с помощью наземного и наземно-космического (VSOP) РСДБ интерферометра.

Калибровка абсолютных значений позиционных углов поляризации на частоте 1.6 ГГц осложнялась двумя факторами: (i) отсутствием интегральных поляризационных измерений с помощью наземной РСДБ сети на данной частоте для какого-либо из наблюдавшихся источников; и (ii) низкой частотой наблюдений (1.6 ГГц), на которой даже умеренное значение фарадеевского вращения может оказывать существенное влияние на ориентацию векторов поляризации. В связи с этим, мы применили следующую процедуру. Прежде всего, мы ввели соответствующую поправку за интегральную меру вращения для 1055+018, равную RM = 45 рад м2 (Kim et al. 1991), вращая наблюдаемые углы поляризации во всех пикселях -изображения 1055+018, полученного с наземной РСДБ сетью, на величину +10 на 5 ГГц и +86. 5 на 1.6 ГГц. Далее, мы определили величину вращения на 1.6 ГГц, необходимую для того, чтобы позиционные углы электрических векторов поляризации в оптически тонких РСДБ компонентах струи на расстоянии около 9 мсек дуги совпадали с углами поляризации на частоте 5 ГГц, которые надёжно калиброваны. Эта область хорошо разрешена на изображениях, полученных на обеих частотах, а линейная поляризация в этой области обнаружена на обеих поляризационных картах.

Вышеописанная процедура основана на следующих двух предположениях: (i) мера вращения в этой области неба полностью учтена после применения поворота углов поляризации, соответствующего интегральному значению меры вращения, найденному Kim et al. (1991); и (ii) истинные углы поляризации на 1.6 и 5 ГГц совпадают. Вполне вероятно, что одно или оба эти предположения точны не полностью, но рассмотренный подход позволил нам получить по крайней мере приблизительную картину поляризационной структуры источника на частоте наблюдения 1.6 ГГц. К тому же, даже если калибровка угла поляризации полностью неверна, относительные углы поляризации разных областей струи остаются корректными, поэтому данная информация о поляризационной структуре сохраняется и может быть использована для анализа, как это обсуждается ниже.

VSOP наблюдения 1418+546 на 5 ГГц на эпоху 2001.46. Наши поляризационные VSOP наблюдения объекта типа BL Lacrtae 1418+546 были проведены 18 июня 2001 г. Наблюдательная сессия длилась 8 ч. Наземная часть интерферометра состояла из 10 антенн VLBA и 100-м радиотелескопа в Эффельсберге. Результирующее заполнение плоскости пространственных частот приведено на рис 4.13. Все наземные антенны вели запись сигнала в обеих (RCP и LCP) поляризациях. Регистрация сигнала на космическом радиотелескопе HALCA велась только в LCP. Данные были скоррелированы с помощью коррелятора VLBA в Соккоро, Нью-Мексико.

–  –  –

-100

-200

-300

-400

–  –  –

Рис. 4.13. Заполнение uv-плоскости на частоте 5 ГГц для наземно-космических VSOP наблюдений объекта типа BL Lac 1418+546 на эпоху 2001.46. Участие орбитального телескопа HALCA повышает разрешающую способность интерферометра в 4–5 раз по сравнению с сетью, состоящей только из наземных радиотелескопов, задающих центральное скопление более коротких проекций баз.

Поляризационная калибровка была проведена в пакете AIPS с использованием процедуры LPCAL для нахождения объединённого решения по инструментальной поляризации для всех антенн и по поляризации источника.

Уровень инструментальной поляризации всех наземных станций составил 1–3%, тогда как для HALCA он был оценен на уровне 3%. Абсолютная калибровка углов поляризации была выполнена путём сравнения общей поляризации, полученной с наземных РСДБ карт компактных поляризованных источников OJ287 и 1749+096, с интегральными измерениями, полученных с помощью VLA наблюдений, проведённых НРАО. К счастью, для каждого из источников такие VLA наблюдения были доступны в пределах 5–8 дней как до, так и после VSOP наблюдений. Эти VLBA наблюдения не показывали признаков переменности соответствующих интегральных измерений на данных масштабах времени, что дало возможность провести абсолютную калибровку углов поляризации с точностью около 4.

4.3.2 Поляризационные структуры струй в источниках 1055+018 и 1418+546

В этом пункте мы обсуждаем результаты наблюдений объектов 1055+018 и 1418+546. На каждом из обсуждаемых и представленных ниже изображений контуры полной интенсивности совмещены с векторами электрической поляризации. Позиционные углы поляризационных векторов квазара 1055+018 были поправлены за эффект фарадеевского вращения плоскости поляризации на частоте 5 и 1.6 ГГц, который особенно силён на низких частотах (соответствующая поправка за интегральную меру вращения 45 рад м2 составляет 86. 5 на 1.6 ГГц и +10 на 5 ГГц). Корректировка позиционных углов векторов поляризаций источника 1418+546 составила

3. 5 для 1418+546 (RM = +17 рад м2; Rudnick & Jones 1983).

Моделирование структуры источников в полной интенсивности и поляризации было выполнено с помощью процедуры visfit пакета обработки РСДБ данных Brandeis, используя круговые гауссовы компоненты (Roberts et al. 1987; Gabuzda et al. 1989). Модели источников приведены в табл. 4.4–

4.6. В колонках каждой из этих таблиц представлены следующие свойства компонент структуры источника: (1) имя, (2) поток, (3) расстояние до компонента ядра, (4) ошибка этого расстояния на уровне 1, (5) позиционный угол компонента выброса по отношению к компоненту ядра, (6) ошибка этого угла на уровне 1, (7) размер по уровню половинной мощности, (8) поток в линейной поляризации, (9) позиционный угол поляризации, (10) степень поляризации. Во всех случаях, моделирование данных функции видности в I и P выполнялось отдельно. Компоненты в полной интенсивности и линейной поляризации считались кроссидентифицированными, если их положения совпадали в пределах ошибок. В тех случаях, когда P компоненты имели значительный сдвиг по отношению к ближайшему I компоненту (в направлении к краю выброса), мы приводим нижний предел соответствующей степени поляризации m. Положения, приведённые в табл. 4.4–4.6 соответствуют компонентам моделей полной интенсивности, поскольку точность их измерений выше. Ошибки удалённости компонента струи от компонента РСДБ ядра приведены на уровне 1 и соответсвуют увеличению 2 на единицу. Наименьшие из этих приведённых формальных ошибок явно недооценивают реальные ошибки, уровень которых составляет не менее 0.1 и 0.3 мсек дуги на частоте наблюдения 5 и

1.6 ГГц, соответственно.

Квазар 1055+018 Радиоисточник 1055+015, расположенный на красном смещении z = 0.889, имеет плоский спектр и классифицирован как блазар (Impey & Tapia 1990). Оптический спектр объекта показывает несколько эмиссионных линий с относительно малыми эквивалентными ширинами (Falomo et al. 1994;

Appenzeller et al. 1998): Weq ([C III] 1909) 8 A, Weq ([MgII] 2798) 5 17 A. Морфология этого источника на килопарсековых масштабах представлена классической тройной структурой, состоящей из яркого ядра и двух пятен (лоубов), находящихся на расстоянии около 30 секунд дуги друг от друга с позиционным углом 180 для южного пятна (Murphy et al. 1993).

Парсековая структура на частоте 43 ГГц, исследованная Lister et al. (1998), показала выброс протяжённостью около 2 мсек дуги в направлении позиционного угла 63 вблизи ядра (r = 0.23 мсек дуги) и 46 на б льшем о расстоянии (r = 1.95 мсек дуги). С помощью поляризационных наблюдений на частоте 5 ГГц (эпоха 1997.07) была обнаружена довольно интригующая структура источника как в полной интенсивности, так и в линейной поляризации, которая предполагает наличие фрагментарного пограничного слоя, в котором магнитное поле преимущественно параллельно направлению оси выброса (Attridge et al. 1999).

На рис. 4.14 мы представляем изображения источника 1055+018 в полной интенсивности I и линейной поляризации p, полученные на основе наших РСДБ наблюдений на частоте 1.6 и 5 ГГц, используя лишь наземные станции. Изображения на 5 ГГц, полученное с помощью наземных станций (рис. 4.14, вверху) показывают, что источник претерпел существенные изменения в сравнении с эпохой 1997.07 (Attridge et al. 1999): пик плотности потока как в полной интенсивности I, так и поляризации p уменьшился примерно на 40%. При этом, однако, поляризационная структура вдоль цен

–  –  –

-10 -10

-20 -20

–  –  –

Рис. 4.14. Слева: РСДБ I-карты квазара 1018+055 на эпоху 1999.36 по данным только наземных антенн; контуры интенсивности проведены с шагом 2 и совмещены с P -векторами (длина пропорциональна поляризационному потоку). Справа: соответствующие поляризационные изображения; контуры проведены с шагом 2 и совмещены с -векторами. Сверху:

карты на 5 ГГц с нижним I-контутром на уровне ±0.15% от пика 1054 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 3% от пика 37.8 мЯн/луч. Стрелкой показана поляризованная область между компонентами J3 и J4. Внизу: карты на 1.6 ГГц с нижним I-контуром на уровне ±0.2% от пика 1123 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 3% от пика 34.8 мЯн/луч.

трального канала выброса показывает структуру, очень схожую на ту, что приведена на рис. 2 в работе Attridge et al. (1999), с магнитным полем, перпендикулярным локальному направлению струи. Оболочка обнаруживается как на изображениях полной интенсивности I так и линейной поляризации p. Модели источника приведены в табл. 4.4.

Таблица 4.4.

Модели источника 1055+018 на эпоху 1999.36.

–  –  –

Благодаря участию радиотелескопа в Эффельсберге угловое разрешение наших наблюдений было несколько выше, чем при более ранних наблюдениях 1055+018 (Attridge et al. 1999). Это обстоятельство, скоре всего, и позволило обнаружить поляризованное излучение между двумя более яркими компонентами J4 и J3 (рис. 4.14, вверху справа), с -векторами, совпадающими с локальным направлением струи, что, в свою очередь, указывает на поперечный характер магнитного поля центрального канала выброса, ассоциированного скорее с доминирующим тороидальным компонентом поля, чем с серией ударных волн в РСДБ выбросе.

Для сравнения нашей поляризационной карты с соответствующим изображением 1(b) из работы Attridge et al. (1999) мы выполнили операцию свёртки с такой же диаграммой направленности и такими же уровнями контуров, а также применили поворот наблюдаемых -векторов на величину 90, чтобы показать распределение направлений магнитного поля в источнике. Результирующее изображение приведено на рис. 4.15. Степень схожести этих двух карт высока. Таким образом, хорошее согласие в целом ряде деталей между поляризационными структурами выброса на этих двух эпохах (1997.07 и 1999.36) заверяет нас в том, что точность абсолютной калибровки позиционных углов поляризации на частоте 5 ГГц составляет несколько градусов. Действительно, обе поляризационные карты на 5 ГГц показыва

–  –  –

-5

-5

-10

-10

–  –  –

Рис. 4.15. Поляризационная РСДБ карта квазара 1055+018 на частоте 5 ГГц по данным наземных станций на эпоху 1999.36 (справа), восстановленная с использованием такой же диаграммы и уровней контуров как и в работе Attridge et al. (1999) (слева; эпоха 1997.07), в суперпозиции с -векторами, повёрнутыми на 90 для отображения конфигурации магнитного поля в источнике.

ют переход от области внутреннего выброса с электрическими векторами поляризации, ориентированными под углом около 45 к областям, находящимся на расстоянии 5–10 мсек дуги от РСДБ ядра и характеризующимися E-векторами, ориентированными по углом около 90. Оболочечные поляризационные структуры также довольно схожи, хотя и наблюдается некоторое перераспределение поляризационного потока в оболочке между двумя эпохами. Также присутствует небольшое, но значимое изменение позиционного угла вектора поляризации в РСДБ ядре, что обычно связано с появлением нового РСДБ компонента струи, излучение которого начинает просветляться, переходя из режима оптически-толстого в оптически-тонкий.

На рис. 4.16 показаны изображения источника 1055+018, полученные нами на частоте 1.6 и 5 ГГц, используя данные со всех антенн, включая орбитальный радиотелескоп HALCA. VSOP карты на частоте 5 ГГц (рис. 4.16, вверху), имеющие угловое разрешение примерно в три раза выше, чем у карты с наземного интерферометра (рис. 4.14, вверху), показывает структуру источника более детально. Хорошо разрешена и поляризованная область между компонентами, показанная на “наземной” p-карте. Повышенное угловое разрешение, обеспечиваемое наземно-космическими базами позволило нам исследовать область РСДБ ядра и разрешить его на два компонента:

яркое, но слабополяризованное (m 0.4%, см. табл. 4.4) ядро и внутренний компонент струи J6, степень линейной поляризации которого гораздо выше, и составляет m = 10.4%. Нам удалось обнаружить присутствие этого сравнительно слабого (S = 94 мЯн) компонента отчасти потому, что поляризованное излучение вблизи VSOP ядра позиционно совпадало с областью внутреннего выброса, но не с самим компонентом VSOP ядра. Заметим также, что и для ряда других объектов типа BL Lac, наблюдавшихся с VSOP, было найдено, что доминирующий вклад в поляризацию компонента РСДБ ядра с наземной карты вносят внутренние компоненты струи, обнаруживаемые на VSOP изображениях, имеющих более высокое угловое разрешение (Gabuzda 1999; Gabuzda & G mez 2001; Gabuzda 2003).

o На наземных и наземно-космических (VSOP) изображениях источника на 1.6 ГГц (рис. 4.14 и 4.16, внизу) отчетливо видна поляризационная оболочка, обнаруживаемая на уровне чувствительности наших наблюдений на расстоянии 10–20 мсек дуги от видимого начала струи (РСДБ ядра) и смещённая к югу от хребтовой линии выброса в полной интенсивности.

Несмотря на те предположения, которые мы вынуждены были принять при проведении абсолютной калибровки углов поляризации на 1.6 ГГц, распре

–  –  –

-5 -5

-10 -10

–  –  –

Рис. 4.16. Слева: РСДБ I-карты квазара 1018+055 на эпоху 1999.36 по данным всех наземных антенн и космического радиотелескопа HALCA; контуры интенсивности проведены с шагом 2 и совмещены с P -векторами (длина пропорциональна поляризационному потоку).

Справа: соответствующие поляризационные изображения; контуры проведены с шагом 2 и совмещены с -векторами. Сверху: карты на 5 ГГц с нижним I-контуром на уровне ±0.18% от пика 927 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 8.5% от пика 22.1 мЯн/луч. Внизу:

карты на 1.6 ГГц с нижним I-контуром на уровне ±0.

25% от пика 864 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 8.5% от пика 22.0 мЯн/луч.

деления -векторов на наземной карте поляризации на 5 ГГц (рис. 4.14, вверху справа) и поляризационной VSOP карте на 1.6 ГГц (рис. 4.16, внизу справа) очень хорошо согласуются (как и должны, поскольку мы провели необходимые поправки за эффект фарадеевского вращения на Галактическом экране на обеих частотах).

Мы использовали наземную карту поляризации на частоте 5 ГГц и поляризационную VSOP карту на частоте 1.6 ГГц, имеющих схожее угловое разрешение, для восстановления двухчастотной карты распределения меры вращения квазара 1055+018 (рис. 4.17). Поскольку интегральная поправка за эффект фарадеевского вращения плоскости линейной поляризации на Галактическом экране была выполнена до операции сравнения углов поляризации на разных частотах, то эти найденные остаточные меры вращения отражают распределение тепловой плазмы в непосредственной близости от этого активного галактического ядра. Несмотря на какие-либо возможные интегральные неопределённости в распределении абсолютных значений меры вращения, это распределение корректно отображает меры вращения одних Рис. 4.17. Распределение меры вращения в источнике 1018+055 на эпоху 1999.36 по VSOP данным на 1.6 ГГц и наземным РСДБ данным на 5 ГГц, совмещенное с контурами полной интенсивности на 5 ГГц из рис. 4.14.

областей по отношению к другим. Во внешних областях РСДБ выброса, находящихся на расстоянии около 9 мсек дуги от РСДБ ядра, величина меры вращения близка к нулю, что является прямым следствием процедуры калибровки углов поляризации на частоте 1.6 ГГц. При этом, меры вращения в остальных центральных областях струи, находящихся на расстояниях 2–10 мсек дуги от РСДБ ядра, не превышают значений 10 рад м2, тогда как в регистрируемом излучении южной части оболочки меры вращения несколько выше. Распределение меры вращения по источнику является неоднородным (т.е. нет универсального значения поворота, который мог бы быть применён для углов поляризации на 1.6 ГГц, чтобы они совпадали с углами поляризации на 5 ГГц), указывая на неоднородности в распределении тепловой плазмы в окрестностях источника. Большая разница между направлениями наблюдаемых углов поляризации в области РСДБ ядра на

1.6 и 5 ГГц приводит к росту меры вращения в направлении ядра.

Мы также определили величину двухчастотного (между 1.

6 и 5 ГГц) спектрального индекса для РСДБ ядра и четырёх кроссидентифицированных компонентов струи, используя потоки, полученные по результатам моделирования структуры источника на 1.6 ГГц (VSOP) и 5 ГГц (наземные РСДБ базы), данные для которых имеют сравнимые угловые разрешения (табл. 4.5). Компонент РСДБ ядра, представляющий собой область 1, т.е. фотосферу, является оптически толстым и характеризуется инвертированным спектром ( = +0.97). Однако, по мере удаления от ядра спектр компонентов струи имеет тенденцию к укручению.

Заметим, что табл. 4.4 (стр. 215) показывает, что номинальная разница в наблюдаемых углах поляризации на 1.6 и 5 ГГц составляет около 45. Ввиду большого положительного спектрального индекса между этими частотами, вполне вероятно, что эта разница включает поворот на 90 из-за перехода режима излучения от оптически толстого в оптически-тонкий, который может иметь место между излучением на 1.6 и 5 ГГц. В то же время, из-за большой величины эффекта фарадеевского вращения на 1.6 ГГц эта разница Таблица 4.5. Спектральные индексы РСДБ компонент квазара 1055+018.

–  –  –

в углах поляризации может быть ассоциирована полностью или частично с более высокой величиной меры вращения в области РСДБ ядра по сравнению со значением RM в выбросе, которое мы использовали при калибровке углов поляризации на 1.6 ГГц. Действительно, мера вращения 23 рад м2, наблюдаемая в РСДБ ядре (рис. 4.17), привела бы к повороту плоскости поляризации, составляющему около 55.

Объект типа BL Lac 1418+546 Источник 1418+546 находится в центре относительно близкой галактики, классифицированной как SO по профилю поверхностной яркости, что указывает на то. что объект 1418+546 может принадлежать к небольшой группе лацертид со спиральными хозяйскими галактиками (Wurtz et al. 1996). Источник находится на красном смещении z = 0.152 (Stickel et al. 1993), измеренном как по линиям поглощения, так и по эмиссионным линиям спектра [O II] 3727 и [O III] 4959, 5007. Собственное движение РСДБ компонентов струи, измеренное на частоте 15 ГГц, составляет 455 ± 34 µсек дуги в год, что соответствует проекционной видимой скорости app = 4.5c (Lister et al. 2013), указывающей на релятивистский характер истечения плазмы в выбросе источника на парсековых масштабах.

Изображения источника на эпоху 2001.46, полученные при использовании данных только с наземных антенн (рис. 4.18, вверху) показывают, что структура источника в полной интенсивности прослеживается на расстояниях вплоть до 20 мсек дуги от яркого доминирующего компонента РСДБ ядра, содержащего около 60% общего потока с РСДБ карты (табл. 4.6). Линейно поляризованное излучение обнаружено как во внутренних областях струи, так и дальше от ядра. Ориентация поляризационных векторов во внутренних областях струи меняет свое направление от перпендикулярного по отноше

–  –  –

Рис. 4.18. Слева: РСДБ I-карты объекта 1418+546 на эпоху 2001.46 по данным всех наземных антенн и космического радиотелескопа HALCA; контуры интенсивности проведены с шагом 2 и совмещены с P -векторами (длина пропорциональна поляризационному потоку). Справа: соответствующие поляризационные изображения; контуры проведены с шагом 2 и совмещены с -векторами. Сверху: карты по данным только наземных станций на 5 ГГц с нижним I-контуром на уровне ±0.125% от пика 623 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 2.8% от пика 12.0 мЯн/луч. Внизу: VSOP карты на 5 ГГц с нижним I-контуром на уровне ±0.5% от пика 485 мЯн/луч и нижним p-контуром на уровне 6% от пика 9.3 мЯн/луч.

нию к выбросу в РСДБ ядре к параллельному (на расстоянии r 1.5 мсек дуги от ядра), и снова к поперечному (на r 4 мсек дуги). Одно из возможных объяснений такого поведения поляризации может состоять в том, что мы наблюдаем комбинацию базового продольного магнитного поля и локальных усилений поперечного компонента магнитного поля в областях ударных волн, как это обсуждалось, например, Wardle et al. (1994). Мы, однако, полагаем, что перемежающиеся поперечные и продольные наблюдаемые компоненты магнитного поля являются наблюдательным проявлением скорее глобального магнитного поля, чем чередой локальных явлений.

VSOP карты источника в полной интенсивности и линейной поляризации, полученные при использовании данных со всех элементов наземнокосмического интерферометра, включая HALCA, приведены на рис. 4.18 (внизу). Они показывают, что область поляризованного излучения на расстоянии около 4 мсек дуги от РСДБ ядра с -векторами, сонаправленными выбросу, совпадает с центральным каналом струи, тогда как область с поперечной поляризацией (т.е. продольным магнитным полем) ближе к ядру смещена к южному краю выброса, указывая на структуру типа канал-оболочка, как и в случае квазара 1055+018, рассмотренного нами выше. VSOP карты также показывают, что в поляризацию, которая могла быть приписана РСДБ ядру на наземном изображении, доминирующий вклад вносит поляризованное излучение внутреннего выброса, тогда как само РСДБ ядро поляризовано гораздо слабее, что также регистрировалось в ряде других лацертид по наблюдениям с VSOP (Gabuzda 1999; Gabuzda & G mez 2001; Gabuzda o 2003). Модели распределения яркости парсековой структуры источника, полученные по наземным и наземно-космическим данным, представлены в табл. 4.6.

Таким образом, в источниках 1055+018 и 1418+546 хорошо прослеживается поляризационная структура типа канал-оболочка, зарегистрированная также в гамма-ярком объекте типа BL Lac 1652+398 (Pushkarev et al.

2005a). Во всех этих источниках наблюдается похожая картина магнитТаблица 4.6. Модели источника 1418+546 на эпоху 2001.46.

–  –  –

ное поле имеет поперечный характер в центральном канале струи, тогда как ближе к краю выброса оно становится преимущественно продольным, формируя таким образом оболочечную структуру. Первоначально, такая структура была интерпретирована комбинацией ударных волн, усиливающих поперечную составляющую магнитного поля на оси выброса, а также взаимодействием с окружающей средой, приводящим к усилению продольной составляющей поля на краях струи (Attridge et al. 1999). В этом сценарии происходит формирование сдвигового слоя, поскольку плазма, находящаяся ближе к краю выброса, замедляется посредством взаимодействия с окружающей средой (Laing 1996), тем самым усиливая продольную составляющую магнитного поля. Поляризация на краях выброса тем сильнее, чем сильнее это взаимодействие.

Альтернативная, и при этом более простая, интерпретация наблюдаемой поляризационной структуры, состоит в том, что продольная по отношению к выбросу поляризация указывает на присутствие спирального или тороидального магнитного поля, ассоциированного со струей. Обнаружение поляризованного излучения между компонентами в квазаре 1055+018 с электрическими векторами поляризации, совпадающими с локальным правлением струи, свидетельствует в пользу такого сценария. Когда такое спиральное поле наблюдается под углом, отличным от 90 по отношению к оси выброса, магнитное поле вблизи хребтовой линии струи ортогонально, тогда как на краях выброса оно становится преимущественно продольным, тем самым формируя поляризационную структуру типа канал-оболочка. Кроме того, для определённых комбинаций питч-угла и угла к лучу зрения, степень поляризации может быть значительно выше на краях струи, чем на хребтовой линии (Lyutikov et al. 2004). В этом случае, асимметрия ортогональной поляризации, наблюдаемая на краях выброса определяется питч-углом спирального поля (угол между локальным направлением магнитного поля и вектором скорости движущейся заряженной частицы) и углом к лучу зрения;

а скачкообразные изменения позиционных углов углов поляризации амплитудой 90, наблюдаемые в источнике 1418+546, могут объясняться малыми изменениями угла к лучу зрения областей струи, находящихся на разных расстояниях от РСДБ ядра (Lyutikov et al. 2004).

Мы полагаем. что наблюдаемые структуры типа канал-оболочка могут быть результатом совместного действия как крупномасштабного спирального магнитного поля выброса, так и ударных волн, формирование которых также следует как из аналитических исследований (Vlahakis et al. 2000;

Polko et al. 2010), так и из магнито-гидродинамических симуляций релятивистский струй (Komissarov 1999; Krause & Camenzind 2001). Заметим также, что формирование канал-оболочечных структур в выбросах АГЯ согласуется с результатом кобминированного действия механизмов БлэндфордаЗнаека (Blandford & Znajek 1977) и Блэндфорда-Пэйна (Blandford & Payne 1982), которые формируют релятивистскую струю и окружающий его более медленный выброс, соответсвенно. Тем не менее, для установления истинной природы поляризационных структур типа канал-оболочка и определения доминирующего механизма их образования требуется проведение и анализ дальнейших многочастотных поляризационных РСДБ наблюдений АГЯ.

Заметим, что по результатам многочастотных РСДБ наблюдений ещё одного гамма-яркого блазара 3С 454.3 мы также обнаружили ряд убедительных указаний на присутствие спирального магнитного поля в выбросе на расстояниях вплоть до 107 гравитационных радиусов ( 500 пк для MBH 109M ) от центрального источника (Zamaninasab et al. 2013).

4.4 Заключение к Главе 4

Мы исследовали зависимость между интегрированным фотонным потоком в диапазоне энергий 0.1–100 ГэВ и радиопотоком на частоте 15 ГГц для выборки из 183 гамма-ярких АГЯ, наблюдающихся с помощью VLBA в рамках мониторинговой программы MOJAVE. Проведенный анализ позволил сделать следующие выводы:

1. Установлена корреляция между фотонным гамма-потоком и радиопотоком на высоком уровне значимости. Результаты корреляционного анализа при использовании потока РСДБ ядра и общего потока с изображения статистически неразличимы. Корреляция является систематически более слабой, если в качестве радиопотока используется поток струи (т.е. без оптически толстого, доминирующего в интегральном потоке РСДБ ядра), указывая на то, что область формирования гаммаизлучения локализована в пределах РСДБ ядра на частоте наблюдения 15 ГГц. Таким образом, гамма-лучи, образованные обратным Комптонэффектом, имеют тесную связь с синхротронным излучением в радиодиапазоне.

2. Впервые измерена задержка между радио- и гамма-излучением струй активных галактик. Зарегистрированные всплески радиоизлучения на частоте 15 ГГц, исходящие от компактных областей, близких к центральной сверхмассивной чёрной дыре, поступают с задержкой от одного до восьми месяцев по отношению ко вспышкам, обнаруженным в гамма-диапазоне. Широкий диапазон наблюдаемых задержек вызван рядом факторов: большим разбросом космологических расстояний до объектов, различиями в скоростях выбросов и углов к лучу зрения.Характерная величина радио/гамма задержки в системе отсчёта источника составляет около 1.2 месяцев. Данная задержка, скорее всего, обусловлена эффектом синхротронного самопоглощения в компактной ядерной области, т.е. возмущению, родившемуся в результате вспышки необходимо время, чтобы оно физически прошло по струе до области РСДБ ядра, откуда мы начинаем регистрировать радиоизлучение, тогда как для гамма-фотонов среда прозрачна и они вырываются наружу сразу.

3. Показано, что область формирования доминирующей популяции гаммафотонов в АГЯ очень компактна ( 0.1 пк) и находится на расстоянии

0.5 радиуса РСДБ ядра на частоте наблюдения 15 ГГц, что соответствует расстоянию в несколько парсек от центральной чёрной дыры, т.е.

её положение может быть ассоциировано с зоной коллимации и ускорения релятивистских струй.

С помощью наземно-космических (VSOP) поляриметрических РСДБ наблюдений обнаружена структура вида канал-оболочка в струях двух гамма-ярких АГЯ (квазара 1055+018 и объекта типа BL Lac 1418+546) на парсековых масштабах, проявляющаяся как к полной интенсивности, так и в линейной поляризации.

Магнитное поле (оно ортогонально наблюдаемым электрическим векторам поляризации оптически тонкого синхротронного излучения) преимущественно поперечно локальному направлению выброса в центральном канале и продольно ему на краях струи, образуя оболочечную поляризационную структуру вокруг выброса. При этом, области продольного поля становятся обнаружимы на некотором расстоянии от РСДБ ядра, тогда как поперечный характер магнитного поля канала проявляет себя в непосредственной близости от ядра в наиболее внутренних компонентах струи. Такие поляризационные структуры могут быть результатом совместного действия (i) серии ударных волн, распространяющихся по выбросу и усиливающих поперечный компонент магнитного поля, и взаимодействием выброса с окружающей средой, формирующим продольное поле на краях струи, так и (ii) крупномасштабного спирального или тороидального магнитного поля, ассоциированного с выбросом, наблюдаемым свидетельством в пользу которого служит обнаруженная нами область поляризации с поперечным магнитным полем между яркими компонентами струи.

229

–  –  –

Открытие рефракционных мультиизображений квазара на неоднородностях межзвёздной среды

5.1 Введение и история вопроса В рамках данной Главы обсуждаются результаты, полученные в работе Pushkarev et al. (2013a).

При прохождении радиоволн сквозь ионизованную среду, содержащую флуктуации плотности свободных электронов, например, в земной ионосфере, межпланетной и межзвёздной среде, они подвержены влиянию эффектов распространения излучения. Эти эффекты проявляются особенно сильно при наблюдении компактных и при этом ярких источников, таких как пульсары, мазеры, а также активные ядра галактик. Наблюдательные свидетельства таких эффектов представлены различными проявлениями рассеяния, включающими увеличение угловых размеров, ионосферные или межзвёздные мерцания, а также редкие явления, наблюдаемые в кривых блеска активных ядер галактик и характеризующиеся необычными значительными изменениями яркости источника, которые получили название события экстремального рассеяния (Extreme Scattering Events; ESEs) (Fiedler et al. 1987).

Газовая составляющая межзвёздной среды характеризуется большими числами Рейнольдса, отражая её сильно турбулентную природу. Примечательно, что межзвёздная среда структурирована как иерархия газовых облаков, которые выглядят самоподобно на линейных масштабах, отличающихся в более чем миллион раз, что соответствует различию в массах до миллиарда раз (Combes 2000). Эти свойства подобия делают межзвёздную среду одним из наиболее протяженных фракталов во Вселенной. Основными механизмами, создающими и поддерживающими турбулентность в межзвёздной среде, являются взрывы сверхновых, распространение нестабильностей в спиральных рукавах галактик, звёздный ветер, а также космические лучи (Elmegreen & Scalo 2004; Lazarian & Beresnyak 2006).

Турбулентные флуктуации плотности свободных электронов на малых масштабах могут приводить к эффектам рассеяния, имеющим дифракционную природу, и проявляющимся посредством увеличения угловых размеров компактных радиоисточников. Крупномасштабные же флуктуации могут приводить к рефракционному рассеянию, которое модулирует общий поток от объекта, как это наблюдается в случае событий экстремального рассеяния. То, насколько будут превалировать рефракционное или же дифракционное рассеяние, определяется, главным образом, формой пространственного спектра турбулентности электронной плотности (Goodman & Narayan 1985;

Cordes et al. 1986; Armstrong et al. 1995; Chepurnov & Lazarian 2010).

Феномен экстремального рассеяния (Fiedler et al. 1987) был впервые обнаружен по результатам долгосрочной мониторинговой программы с ежедневными измерениями потока излучения 36 компактных внегалактических радиоисточников на частотах 2.7 и 8.1 ГГц с помощью интерферометра в Грин Бэнке (GBI/NRAO300). Эти наблюдения проводились в течение семи лет, с 1979 по 1981 гг., и позволили обнаружить несколько необычных частотно-зависимых минимумов на кривых блеска источников, не согласующихся с типичными изменениями потока, которые и дали название явлению.

Поскольку эти явления регистрировались одновременно на разных частотах, а также ввиду конечности скорости распространения излучения, авторы работы (Fiedler et al. 1987) сделали вывод о том, что эти события не могли быть вызваны внутренней переменностью объектов.

Принято полагать (Fiedler et al. 1987, 1994; Romani et al. 1987; Clegg et al. 1988, 1998), что такие значительные изменения потока излучения, могут объясняться сильным рассеянием при прохождении излучения от удаленного радиоисточника сквозь частично-ионизованные облака газа с повышенной электронной концентрацией на масштабах порядка а.е. в проекции на небесную сферу. Обычно, такие явления длятся от нескольких недель до нескольких месяцев. Заметим, что события экстремального рассеяния довольно редкие явления. Всего, к настоящему моменту, известно менее 20 таких событий, отождествленных визуально.

Что до сих пор остается неясным относительно событий экстремального рассеяния, так это физическая природа, а именно происхождение и само существование, ионизованных структур (“линз”), а также их отношение к различным компонентам (фазам) межзвёздной среды. В этом отношении, было разработано несколько соответствующих моделей. Так, в одной из них было предложено, что такие линзы (облака с повышенной концентрацией свободных электронов) могут быть ассоциированы с относительно изолированными дискретными структурами в межзвёздной среде (Clegg et al. 1988, 1998). В альтернативной модели (Heiles 1997) рассматривалась возможность низкоуровневой ионизации облаков нейтрального водорода космическими лучами. Наконец, модель (Walker & Wardle 1998) предполагала фотоионизацию холодных молекулярных облаков в Галактическом гало. Однако, последующие наблюдения (Lazio et al. 2001), проведенные в запрещенной линии атомарного водорода 21 см с помощью инструмента Very Large Array, не выявили изменений эквивалентной ширины, максимальной оптической глубины, а также скорости, на которой достигается максимальное поглощение до, во время и после события экстремального рассеяния, зарегистрированного в квазаре 1741038, что явно не соответствовало модели фотоионизации молекулярных облаков в гало. Тем не менее, полностью исключить эту модель нельзя, поскольку спектры поглощения в наблюдениях (Lazio et al. 2001) покрывали только около 25% от допустимого значения скорости облаков, соответствующей модели (Walker & Wardle 1998).

Типичные концетрации свободных электронов, требуемые для моделирования кривых блеска во время событий экстремального рассеяния, составляют ne 102 104 см3 (Romani et al. 1987; Clegg et al. 1998), что при температуре плазмы T 104 К соответствует давлениям neT 106 107 К см3, что примерно в 103 104 раз превышает величину типичного давления 4000 К см3 в межзвёздной среде (Kulkarni & Heiles 1987). Для преодоления этой проблемы было предложено, что фронты ионизации и/или неустойчивости, ассоциированные с остатками сверхновых могут создавать необходимые условия для образования таких линз (Romani et al. 1987). Кроме того, анализируя спектры высокого разрешения, полученные на космическом телескопе Хаббл, и таким образом определяя давление межзвёздной среды вдоль луча зрения, Jenkins & Tripp (2007) установили, что большая часть межзвёздной среды характеризуется каноническим давлением, около 103 К см3, но при этом обнаружили также и хвост распределения со значеК см3. Таким, образом, области межзвёздной среды ниями плотности с аномально высокими давлениями существуют. Доля занимаемого ими объема мала, а также время их “жизни” может быть сравнительно малым, но сам факт их существования установлен.

Одним из наиболее интригующих предсказаний теории рассеяния является возможное формирование нескольких изображений компактного радиоисточника, наблюдаемого сквозь турбулентный экран с доминированием рефракционных свойств (Lovelace 1970; Cordes et al.

1986; Rickett & Coles 1988). Так, Goodman & Narayan (1985) аргументировали, что изображение объекта может быть разбито на несколько субизображений, каждое из которых, в свою очередь, дефрагментировано благодаря фазовым флуктуациям на ещё меньших масштабах и т.д., таким образом, формируя некую иерархическую структуру, подобную фракталу. Исследуя рефракцию на экране с гауссовым профилем концентрации свободных электронов, как модели для объяснения событий экстремального рассеяния, Clegg et al. (1998) предсказали формирование до трёх независимых изображений источника в периоды времени, соответствующие каустическим поверхностям, т.е. промежуткам времени, когда интегральный поток от радиоисточника превосходит номинальный (нелинзированный). Надо заметить, что сами плазменные линзы являются рассеивающими, но если поперечный профиль электронной концентрации переменен, то на определенных расстояниях от линзы преломлённые под разными углами лучи могут пересекаться, формируя дополнительные изображения источника. Также обсуждалась идея нескольких вторичных изображений, создаваемых множеством дискретных рассеивающих экранов (Cordes & Lazio 2001). Сам эффект субизображений был обнаружен в виде параболических арок на двумерных спектрах мощности (т.е.

вторичных спектрах от динамических спектров как результата относительных поперечных скоростей пульсара, экрана и наблюдателя) наиболее ярких пульсаров 0919+06 (вторичное изображение на уровне 10% от компонента на центральной частоте) и 1133+16 (несколько вторичных изображений, каждое из которых имеет увеличенный угловой размер и находятся на расстояниях, превышающих размер каждого их них), излучение которых подвержено межзвёздным мерцаниям (Cordes & Wolszczan 1986; Cordes et al.

1986, 2006).

Однако, для активных ядер галактик эффект мультиизображений всё никак не удавалось обнаружить, главным образом, из-за крайне низкой частоты событий экстремального рассеяния, которые могут создавать необходимые условия для формирования вторичных изображений источника. Действительно, в среднем, только около 1% времени (0.01 событий в год на источник в год) источник показывает признаки экстремального рассеяния, регистрируемые на кривых блеска (Fiedler et al. 1994). При этом, каустические поверхности, формирующиеся лишь для линз, обладающих достаточно мощной рефракционной способностью, занимают примерно в два раза меньше времени от продолжительности событий экстремального рассеяния.

Таким образом, средняя вероятность потенциальной регистрации эффекта мультиизображений в активных ядрах галактик крайне низка и, формально, составляет доли процента, причем, с условием, что объект в это время наблюдается с помощью РСДБ. Прямым свидетельством этому является тот факт, что за всю историю более ранних РСДБ наблюдений активных ядер галактик лишь однажды источник (квазар 1741038) наблюдался с помощью РСДБ во время события экстремального рассеяния (Lazio et al. 2000), но при этом так и не удалось зарегистрировать каких-либо указаний на эффект множественности изображений квазара, поскольку непосредственное картографирование источника оказалось невозможным ввиду ограниченного количества данных (большинство времени сеанса наблюдения велись на трёх антеннах). Анализ данных в плоскости пространственных частот также не показал существенных изменений источник остался компактным, предположительно из-за слабости рефракционных свойств экрана.

В данной Главе описывается открытие феномена мультиизображений активного галактического ядра на парсековых масштабах, вызванного рефракционными эффектами в пространственно изолированных структурах в межзвёздной среде, характеризующихся повышенной концентрацией свободных электронов. Приводится анализ серии РСДБ карт квазара 2023+335, полученных на частоте 15.4 ГГц в рамках программы MOJAVE (Monitoring of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments) (Lister et al. 2009a), являющейся ключевым научным проектом VLBA.

С помощью моделирования значительных вариаций интегрального потока излучения на кривой блеска, вызванных событием экстремального рассеяния, зарегистрированного на эпоху 2009.3 с помощью мониторинговых наблюдений в Owens Valley Radio Obseevatory (OVRO) в режиме одиночной антенны, оцениваются основные физические свойства экрана. Используя доступные многочастотные VLBA наблюдения, исследуется также зависимость угловых размеров квазара 2023+335 с частотой для определения свойств рассеивающего экрана в направлении источника.

В данной Главе используется современная стандартная 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.

Спектральный индекс определен посредством соотношением S, где S поток излучения, а частота наблюдения.



Pages:     | 1 |   ...   | 5 | 6 || 8 | 9 |   ...   | 10 |

Похожие работы:

«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:...»

«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...»

«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...»

«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...»

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

«УДК 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 №...»

«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...»

«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 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 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...»

«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 520.8; 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.....»

«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...»

«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...»

«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...»







 
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.