Содержание к диссертации
Введение
1 Методы РСДБ и их применение к исследованию многочастотной структуры объекта типа BL Lacertae 0716+714 19
1.1 Введение 19
1.1.1 РСДБ и развитие современной науки 19
1.1.2 Внегалактический объект 0716+714 21
1.2 Методы РСДБ наблюдений и их обработки 24
1.2.1 Простой интерферометр, свертка изображения и функция видности 24
1.2.2 Системы координат 29
1.2.3 Суточное вращение и траектории на (u, v) плоскости . 32
1.2.4 Частота интерференции и функции видности 34
1.2.5 Параметры Стокса 36
1.2.6 Интерферометр с круговой поляризацией антенн . 37
1.2.7 Калибровка поляризационных РСДБ данных 38
1.2.8 Проблемы апертурного синтеза и гибридное картографирование 39
1.3 Наблюдения 0716+714, обработка и их результаты 44
1.3.1 Наблюдения 44
1.3.2 Калибровка 44
1.3.3 Результаты вторичной обработки 45
1.3.4 Мешала ли нам быстрая переменность? 56
1.4 Обсуждение и анализ результатов 58
1.4.1 Моделирование данных 58
1.4.2 Полный спектр 0716+714 и большие угловые масштабы 60
1.4.3 Направление развития струи 62
1.4.4 Движение компонента на Л = 6 см 64
1.4.5 Спектральный анализ 65
1.4.6 Поляризация РСДБ ядра и структура магнитного поля 69
1.4.7 Компонент К2 на карте линейной поляризации 1.3 см 71
1.4.8 Яркостная температура РСДБ ядер 71
1.4.9 Миллисекундная структура 0716+714 и общие свойства объектов типа BL Lacertae 72
1.5 Выводы 73
2 Компактность активных ядер галактик 75
2.1 Компактность 160 активных ядер галактик на 15 ГГц 75
2.1.1 Введение 75
2.1.2 Характеристика наблюдательных данных 76
2.1.3 Методика анализа 77
2.1.4 Результаты и их Обсуждение 79
2.2 Сравнение интегральных и коррелированных плотностей потока на 2 и 8 ГГц 110
2.3 Выводы 114
3 Наблюдения и анализ мгновенных спектров радиоизлучения компактных внегалактических объектов 117
3.1 Наблюдения мгновенных спектров 550 компактных внегалактических объектов в диапазоне 1-22 ГГц на радиотелескопе РАТАН-600 117
3.1.1 Введение 117
3.1.2 Выборка источников 119
3.1.3 Наблюдения 130
3.1.4 Обработка сканов и калибровка 134
3.1.5 Результаты наблюдений 141
3.2 Статистический и модельный анализ мгновенных радиоспектров 550 компактных внегалактических объектов 167
3.2.1 Введение 167
3.2.2 Используемые данные наблюдений 169
3.2.3 Результаты и их Обсуждение 170
3.3 Выводы 182
4 Моделирование переменного радиоизлучения и микроструктуры активных ядер галактик и сравнение с наблюдениями 184
4.1 Поиск переменных квазаров и галактик, пригодных для космологических радиоизмерений: лацертида 0235+164 184
4.1.1 Введение 184
4.1.2 Отбор данных наблюдений 185
4.1.3 Методика численного расчёта 186
4.1.4 Аппроксимация наблюдений 0235+164 моделью 188
4.1.5 Оценка физических параметров в модели 0235+164 190
4.2 Численное моделирование переменного многочастотного радиоизлучения и структуры квазара 2145+067 192
4.2.1 Используемые данные наблюдений 193
4.2.2 Методика моделирования 194
4.2.3 Результаты модельной подгонки 195
4.2.4 Эволюция физических параметров 196
4.2.5 Моделирование структуры и расстояние до объекта 198
4.3 Модель активных галактических ядер с радиальным магнитным полем и переменность миллиметровых радиоспектров200
4.3.1 Введение 200
4.3.2 Спокойные спектры 201
4.3.3 Спектры всплесков 205
4.4 Диаграмма направленности синхротронного излучения струи в модели радиального магнитного поля 208
4.4.1 Введение 208
4.4.2 Методика расчета 210
4.4.3 Результаты расчёта 210
4.4.4 Обсуждение результатов 212
4.5 Численное моделирование радиоизображений струйных выбросов из активных ядер галактик 214
4.5.1 Введение 214
4.5.2 Методика расчёта 215
4.5.3 Результаты расчёта и их обсуждение 217
4.5.4 Сравнение с наблюдениями 221
4.5.5 О проблемах модельной интерпретации 224
4.6 Сильные радиовспышки в 1997-1998 годах в 6 активных
ядрах галактик, отобранных для РСДБ исследований 225
4.6.1 Наблюдения мгновенных спектров в диапазоне 1-22 ГГц для 5 эпох на РАТАН-600 225
4.6.2 Спокойные спектры и эволюция вспышек 226
Оглавление 5
4.6.3 Сильная вспышка в объекте типа BL Lacertae 0235+164 на 1-230 ГГц 228
4.7 Выводы 230
Заключение 234
Литература 238
- Простой интерферометр, свертка изображения и функция видности
- Сравнение интегральных и коррелированных плотностей потока на 2 и 8 ГГц
- Аппроксимация наблюдений 0235+164 моделью
- Моделирование структуры и расстояние до объекта
Введение к работе
Актуальность темы. Радиоастрономические исследования структуры ядер активных галактик и их переменности начались около 35-ти лет назад, но только в последние годы стало доступным получение полноценных, подробных и высококачественных радиоспектров и радиоизображений для сотен внегалактических источников. Это произошло, в основном, по двум причинам: из-за улучшения чувствительности и углового разрешения новых радиотелескопов и создания систем апертурного синтеза, включая глобальную интерферометрическую сеть. Роль радиоастрономии в исследовании компактных объектов невозможно переоценить, так как именно методика РСДБ позволяет достичь углового разрешения на Земле в десятки микросекунд, а разработка и запуск космических радиотелескопов позволят сделать следующий качественный скачок в угловом разрешении.
Изучение галактик позволило выявить два основных возможных процесса активности: активность в ядре, обусловленная наличием сверхмассивной черной дыры, и/или вспышка звездообразования в галактике. Работа связана, в основном, с изучением первого процесса.
Излучение нетеплового спектра компактных ядер активных галактик, его переменность и наблюдаемые сверхсветовые движения объясняются синхротронным механизмом излучения релятивистских частиц, ускоряемых в окрестностях сверхмассивной черной дыры. Представляет интерес выбор между конкретными физическими моделями возникновения и излучения релятивистских струй, исследование феномена быстрой переменности в радиодиапазоне, уверенно подтвержденного только в последние годы. Данные рентгеновского и гамма диапазонов привели к новой задаче: построение модели излучения этих объектов в разных диапазонах электромагнитного спектра. Крайне интересным представляется изучение различий между найденными классами объектов, связанных со сверхмассивной черной дырой (радиогалактики, квазары, лацертиды, источники с сильным рентгеновским и гамма излучением). Комплексные многочастотные исследования структуры и спектров, использующие наблюдения на РСДБ сетях и на одиночных антеннах, позволят сделать конкретные выводы о физике процессов в этих компактных объектах. Только сейчас становится возможным проводить полноценный, значимый статистический анализ характеристик большого количества внегалактических объектов, наблюдаемых на одиночных антеннах и интерферометрах
(спектры, компактная и протяженная радиоструктура, их переменность и поляризация). Таким образом, астрономы получают возможность пользоваться мощным методом при комплексном изучении внегалактических объектов разных типов — статистически исследовать ранее недоступные большие выборки на многих частотах.
Целью работы является многочастотное исследование компактных внегалактических радиоисточников, активных ядер галактик: постоянных и переменных спектров, угловой микроструктуры и их взаимосвязи. Основу исследований образуют новые данные наблюдений, полученные с участием автора на радиотелескопе РАТАН-600, обработанные автором данные наблюдений на РСДБ сетях и результаты наблюдений других авторов как на одиночных антеннах, так и с использованием метода РСДБ. Наблюдательные свойства исследуются с помощью статистического анализа и сравнения с расчетами, проведенными для известных моделей релятивистских струй.
Научная новизна работы. Все основные научные результаты, вынесенные на защиту, являются новыми. В частности, трехчастотные РСДБ карты линейной поляризации объекта типа BL Lacertae 0716+714 получены впервые. Впервые на одном радиотелескопе проведен обзор мгновенных широкополосных спектров в диапазоне 1-22 ГГц на 6-ти частотах для 550 компактных внегалактических радиоисточников. Каждый спектр на всех частотах измерен практически одновременно — в течение нескольких минут. На данный момент это наиболее короткий временной интервал 6-ти частотных измерений, использованный для наиболее полного массового обзора широкополосных спектров компактных внегалактических объектов. Результаты анализа этого обзора являются новыми и одними из наиболее достоверных, так как на них не оказывал влияния эффект возможного искажения спектров из-за неодновременности измерений. Анализ физической модели, предложенной Кардашевым (1969), и ее приложений к наблюдениям проводился ранее во многих работах. Новизна представленных в диссертации результатов по этой модели определяется анализом новых, ранее не рассмотренных вопросов — диаграммы направленности и радиоизображений стационарных и переменных источников, а также распространением вывода других работ о возможности объяснения моделью наблюдений переменных объектов на новые источники — как переменного, так и квазистационарного излучения.
Научная и практическая ценность работы. Полученные результаты наблюдений и анализа ядер активных галактик могут быть использованы в дальнейших теоретических и экспериментальных исследованиях в области внегалактической астрономии. Таблицу с определенными параметрами компактных источников можно использовать при подготовке списков источников для наблюдений на РСДБ системах (с космическим интерферометром, в частности). Представленные данные наблюдений широкополосных спектров — для проверки и/или калибровки наблюдений на одиночных антеннах. Полученный список источников, для которых обнаружена незначительная разница между интегральным потоком излучения с площадки диаметром в миллисекунды дуги и потоком, регистрируемым одиночными антеннами, рекомендуется к использованию для калибровки и/или проверки калибровки РСДБ экспериментов. Полученные мгновенные спектры излучения 550 компактных внегалактических объектов можно использовать для целей создания инерциальной системы отсчета на основе компактных внегалактических объектов (как для отбора источников, так и для исследования их свойств). Результаты обзора спектров являются частью нового массового комплексного исследования компактных внегалактических объектов, основанного на периодических измерениях спектров 550 объектов, начатых АКЦ ФИ АН на РАТАН 600 в 1997 году. Благодаря полноте и статистической значимости выборки, периодические кооперативные измерения и анализ поведения спектров и микроструктуры этих источников позволят более полно исследовать в будущем природу объектов и причины их постоянного и переменного радиоизлучения .
Личный вклад автора в совместные работы. Восемь работ [1,2,3,4,6,7, 11,12] из 13 публикаций, перечисленных в Списке публикаций по теме диссертации, выполнены в соавторстве. Во всех совместных работах автор диссертации участвовал в постановке задачи и обсуждении полученных результатов. Кроме этого, личный вклад заключался в следующем.
-
Работа [1]. Анализ данных VLB А обзора при помощи разработанных автором программных средств, моделирование карт с использованием пакета difmap.
-
Работа [3]. Сравнительный статистический анализ данных, полученных с помощью РАТАН 600 и VLB А.
-
Работа [7]. Участие в обработке и анализе данных РСДБ измерений.
-
Работы [2,4,6]. Подготовка ежедневных электронных заданий и текущий контроль результатов наблюдений на РАТАН-600. Проведение около 40%
всех измерений мгновенных спектров в качестве дежурного наблюдателя. Участие в разработке программного обеспечения, используемого при обработке наблюдений, обработка всех наблюдательных данных в диапазоне 1-22 ГГц, кроме обработки калибраторов и получения калибровочной зависимости.
5. Работы [4,6,11,12]. Разработка пакета программ и проведение с его помощью статистического анализа и модельной интерпретации результатов наблюдений.
Структура диссертации. Диссертация состоит из Введения, четырех Глав и Заключения. Содержит 58 рисунков, 21 таблицу, и библиографию из 185 наименований. Общий объем составляет 250 страниц, включая рисунки, таблицы и библиографию.
Апробация результатов. Результаты, изложенные в диссертации, обсуждались автором на семинарах АКЦ ФИ АН, РАТАН 600 С АО РАН, РТ-22 КрАО, на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического факультета МГУ им. М.В. Ломоносова, на около 40 конференциях. В частности, результаты диссертации обсуждались и опубликованы в трудах следующих конференций.
1. IAU Symposium 159, "Active Galactic Nuclei across the Electromagnetic Spectrum".
Женева, Швейцария (1993).
-
IAU Symposium 175, "Extragalactic radio sources", Болонья, Италия (1995).
-
IAU Colloquium 164, "Radio Emission from Galactic and Extragalactic Compact
Sources", Сокорро, США (1997).
4. IAU Symposium 194, "Activity in galaxies and related phenomena", Бюракан,
Армения (1998).
-
"BL Lac Phenomenon Meeting", Турку, Финляндия (1998).
-
17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics, Мюнхен, Германия (1994).
-
Международные конференции памяти Гамова, Одесса, Украина (1994, 1999).
8. "Современные проблемы астрофизики", Одесса, Украина (1996).
9. "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино (1998, 2000).
10. "Астрофизика на рубеже веков", Пущино (1999).
11. XXV (1993), XXVI (1995), XXVII (1997) Всероссийские радиоастрономиче
ские конференции.
12. Международная конференция памяти трех выдающихся астрофизиков:
Шкловского, Каплана и Пикельнера, ГАИШ, Москва (1996).
-
Научные сессии АКЦ ФИАН, Пущино (1996, 1997, 1998, 1999, 2000).
-
"The Young European Radio Astronomers Conference": Кембридж, Великобритания, (1994); Римини, Италия (1996).
-
Международные конференции студентов-физиков: Санкт-Петербург, Россия (1994), Копенгаген, Дания (1995); Сегед, Венгрия (1996); Вена, Австрия (1997).
-
Зимняя астрономическая школа, Коуровка, УрГУ (1994, 1995, 1996, 2000).
-
Всероссийская научная конференция студентов-физиков, УрГУ, Екатеринбург, Заречный (1994, 1995, 1996).
-
Открытая конференция молодых ученых, физический факультет Киевского Университета им. Тараса Шевченко, Украина (1997, 1998).
Основные результаты, выносимые на защиту
-
Проведены обработка и анализ наблюдений структуры объекта типа BL Lacertae с внутрисуточной переменностью 0716+714 в полном и линейно поляризованном потоке: на длинах волн 6 см (мировая РСДБ сеть, эпоха 1991.43), 3.6 и 1.35 см (сеть VLBA, эпоха 1994.22). На волнах 6, 3.6 и 1.35 см РСДБ карты 0716+714 показывают загиб струи в сторону, где на секундных угловых масштабах наблюдается большое радиоизлуча-ющее облако. Обнаружена высокая степень линейной поляризации (около 50%) области струи на карте 1.35 см. Упорядоченное направление векторов линейной поляризации на РСДБ картах источника (перпендикулярно оси струи в 1991 г. и вдоль оси в 1994 г.) указывает на связь между направлением струи и силовыми линиями магнитного поля.
-
Проведены специальная посткорреляционная обработка и анализ наблюдений 160 внегалактических объектов, выполненных на длине волны 2 см с использованием системы апертурного синтеза VLBA по программе массового мониторинга структуры активных ядер галактик NRAO. Найдено, что у 40% объектов велик вклад излучения от наиболее компактной детали (больше половины от интегрального потока карты). Выделен список 70 источников с потоком более 0.5 Ян от самой компактной детали — наилучших кандидатов для исследований на наземно-космичес-ком интерферометре. Для 90% объектов этот поток больше 0.1 Ян. Распределение объектов по яркостной температуре ядер (или ее нижнему пределу — для 99 объектов из 160 был определен лишь нижний предел) имеет пик для значений 1012 К и простирается до 5 1013 К.
-
Проведены наблюдения, обработка и анализ мгновенных широкополосных спектров 550 компактных внегалактических объектов в диапазоне склонений от —30 до +43 на длинах волн 1.4, 2.7, 3.9, 7.7, 13 и 31 см с
помощью радиотелескопа РАТАН-600 САО РАН в декабре 1997 года для полной выборки объектов из РСДБ обзора Престона и др. (1985) с коррелированным потоком больше 0.1 Ян на базах 60-80 МЛ на длине волны 13 см. На основе статистического и модельного анализа в мгновенных спектрах большинства активных ядер галактик обнаружено излучение релятивистских струй. Среднестатистическая частота максимума спектра компактного источника в локальной системе отсчета оказывается около 10 ГГц.
-
Из анализа обзора 160 объектов на системе VLBA и 550 объектов на радиотелескопе РАТАН-600 следует вывод в пользу моделей, предполагающих связь между механизмами излучения активных ядер галактик в радио и гамма диапазонах. Обнаружено хорошее соответствие между потоками, получаемыми интегрированием РСДБ изображений на частотах 15, 8 и 2.3 ГГц, и из спектральных наблюдений на одиночных антеннах: сантиметровый участок радиоспектра исследованных объектов на 70-100% излучается компактным источником, который может быть непрерывной узкой струей релятивистских частиц.
-
Получены результаты анализа спокойных спектров и эволюции всплесков радиоизлучения в 17 активных ядрах галактик — для 0235+16 (в диапазонах 0.3-15 ГГц в 1981-1982 г., 1-230 ГГц в 1997-1998 г.), 2145+06 (0.3-230 ГГц в 1977-1992 г.), 0007+10, 0906+01,1622-25,1958-17, 2121+05 (1-22 ГГц в 1997-1998 г.) и 10 других источников с сильной переменностью
в миллиметровом диапазоне длин волн (на частотах от 4.8 до 380 ГГц) — на основе данных наблюдений на РАТАН-600 и измерений других авторов, выполненных на телескопах Пуэрто Рико, Метсахови, Мичиганского университета, SEST и др. Эволюция всплесков радиоизлучения может быть объяснена как моделью с радиальным магнитным полем (Карда-шев, 1969), так и моделью с релятивистской ударной волной (см., например, Маршер и Гир, 1985). Моделью с радиальным магнитным полем удается объяснить: а) спокойные спектры и спектры всплесков для 17 переменных объектов на 6-10 частотах миллиметрового-дециметрового диапазона длин волн и среднестатистическую форму мгновенных спектров 550 объектов на 6 частотах в сантиметровом-дециметровом диапазоне, б) типичную РСДБ структуру. Рассчитанная диаграмма направленности излучения релятивистской струи в этой модели имеет максимум вблизи направления оси струи. Все результаты анализа свидетельствуют в пользу единой физической природы квазаров и лацертид.
Простой интерферометр, свертка изображения и функция видности
В настоящей Главе используются возможности современного РСДБ (мировой РСДБ сети и сети VLBA) для исследования крайне интересного своими свойствами объекта типа BL Lacertae 0716+714.
Одной из первых работ, в которой было проведено довольно полное многочастотное исследование излучения, приходящего от 0716+714, была публикация Бирмана и др. (1981). Авторы построили комбинированный спектр объекта, состоящий из точек в радио, оптическом, ультрафиоле ХВ РСДБ эксперименте (u,v) плоскость с идеально полным покрытием моделирует воображаемую тарелку гигантского радиотелескопа с размером около диаметра Земли (или далее больше в случае наземно-космических экспериментов). Положение точек на (и,г ) плоскости отражает параметры векторов баз элементарных интерферометров товом и рентгеновском диапазонах. Бирман и др. (1981) идентифицировали источник 0716+714 как объект типа BL Lacertae, так как не было обнаружено эмиссионных линий в оптическом спектре. Высокой оказалась степень линейной поляризации излучения в оптическом диапазоне (13.9 ± 1.2 % вдоль направления х — И1 і 2? 4 и 28.6 ± 0.3 % вдоль направления х = 162? 5 ± 0?3), источник оказался сильно переменным.
Перлей и др. (1980) впервые опубликовали результаты VLA наблюдений этого источника на 20 и 6 см. Наблюдалось неразрешённое VLA ядро и "радиоуши" на северо-западе и юго-востоке от ядра (размеры « 7"). На 20 см карте северо-западное "ухо" превосходит второе и по интегральному потоку излучения и по угловым размерам (данная тенденция на 6 см сохранится и в более поздних VLА картах). На 6 см северо-западное образование отсутствует, зато юго-восточное простирается на масштабы около 15". Отметим, что степень линейной поляризации VLA ядра на 6 см оказалась равной р = 1.1%, позиционный угол поляризации VLA ядра Х--8Г.
Более поздние данные VLA наблюдений структуры источника 0716+714 опубликованы, в частности, в статьях Антонучи и др. (1986, карта полной интенсивности на 20 см, эпоха 1985.1, протяжённые образования простираются симметрично относительно оси с позиционным углом 30); Саикиа и др. (1987, карты полной и поляризованной интенсивности на 20 и 6 см, эпоха 1985.1, поляризация VLA ядра р « 6% на 20, 18, 6 и 2 см картах, это значение может увеличиваться до 30% в "радиоушах" на 20 см); Вагнер и др. (1996, карты полной и поляризованной интенсивности на 6 и 3.6 см, эпоха 1990.1, наблюдается та же структура протяжённых образований, позиционный угол поляризации лежит около значения 0).
Экарт и др. (1987) опубликовали результаты наблюдений полной интенсивности на миллисекундных масштабах 0716+714 на Л = 18, 6 и 1.35 см. Полная информация с результатами их моделирования представлена в табл. 1.1. В обзоре Key и др. (1995) можно видеть карту этого объекта на масштабах десятков миллисекунд дуги (Л = 6 см), где наблюдается слабое уярчение на расстоянии около 10 миллисекунд от ядра с обычным для этого объекта позиционным углом (см. ниже) около 15.
Для анализа природы переменности спектров и структуры крайне важно знать красное смещение z источника 0716+714. К сожалению, ни одна из попыток определения z не увенчалась успехом. Стикель и др. (1993) представили изображение этого объекта в R фильтре (600 нм). Рядом с ним, на расстоянии 27" и 56" наблюдаются галактики, обозначенные G1 и G2 С KpcLCHbIM СМ Є III, Є НИЄМ % rH 0.26. Никакие наблюдения (Стикель и др., 1993; Вагнер и др., 1996) не смогли подтвердить наличие родительской галактики. Никаких эмиссионных линий в оптическом спектре не обнаружено (Бирман и др., 1981; Стикель и др., 1993). Отсутствие родительской галактики исключает из рассмотрения расстояния для z 0.25. Вагнер и др. (1996) предлагают использовать оценку z 0.3 для красного смещения 0716+714. В этом случае предполагаемая родительская галактика должна быть ярче М = —20.4 абсолютной звёздной величины.
Перейдём, наконец, к заключительной части введения, к самому интригующему свойству источника. Оказывается, этот внегалактический объект является одним из нескольких на сегодняшний день достоверно известных источников, обладающих быстрой переменностью на масштабах от часов до дней (см. обзор Вагнера и Витзеля, 1995). Основные результаты наблюдений и анализа этого феномена для 0716+714 можно видеть в работах Куирренбаха и др. (1989, 1991), Каппи и др. (1994), Хайдта и Вагнера (1996), Куана и др. (1996), Вагнера и др. (1996). Суммируем основные выводы. Источник — сильнопеременный на всех частотах, характерный период переменности — около одних суток. Обнаружена корреляция быстрой переменности между данными на разных частотных интервалах. Наблюдается корреляция для радио-оптических данных (в том числе, одновременное переключение "режимов" переменности), что ставит крест на интерпретации быстрой переменности посредством межзвёздных мерцаний. Найдена тесная корреляция между спектральным индексом (5-8.4 ГГц) и плотностью потока в оптике, что указывает на увеличение оптической толщи источника в низкочастотной части синхротронного спектра во время периодов большого потока оптического излучения. Многие аргументы говорят и против гипотезы о гравитационном микролинзировании. Предположение о внутренних причинах быстрой переменности приводит к невозможно большим яркостным температурам и требует слишком большого коэффициента усиления за счёт релятивистского уярчения, чтобы избежать комптоновской катастрофы.
На сегодняшний день вопрос об интерпретации быстрой переменности остаётся открытым, большинство авторов склоняются к мысли о внутренних причинах этого явления. Поэтому так важно и интересно исследовать миллисекундную структуру объекта 0716+714. Предваряя основное содержание этой Главы и Главы 2, представляющих исследования методом РСДБ, в этом параграфе мы делаем обзор основных принципов РСДБ наблюдений и их обработки. На сегодняшний день написано уже немало более или менее подробных трудов, затрагивающих проблему апертурного синтеза в радиоастрономии вообще и РСДБ в частности. Хотелось бы отметить следующие книги, обзоры, сборники статей, статьи, диссертации, содержание которых положено в основу данной главы: Томпсон, Моран и Свенсон (1986); Тейлор и др. (1999); Габузда (1988, Ph.D. Thesis); Краус (1967); Пахольчик (1970); Слыш (1965); Келлерманн (1996); книга "Frontiers of VLBI" (1991); Есеп-кина, Корольков и Парийский (1973); Кисляков, Разин и Цейтлин (1995), и др.
Сравнение интегральных и коррелированных плотностей потока на 2 и 8 ГГц
Уравнений для определения всех истинных значений фазы не хватает. Действительно, если имеется N антенн без избыточного разнесения и измеряется корреляция всех пар, то число независимых соотношений фазового замыкания равно числу выходных фаз корреляторов минус число независимых инструментальных фаз, одна их которых может быть произвольно выбрана. Таким образом, в результате наблюдений мы получаем Кф = N(N - 1)/2 - (N - 1) = (JV - 2)(N - 1)/2 "истинных" величин фазы функции видности. Это число может быть также получено, если мы возьмём одну антенну и рассмотрим количество различных групп их трёх антенн, включающих данную антенну. Каждая из этих групп должна содержать одну базу, которой нет в любой другой группе, так чтобы соотношения были независимыми.
Тот же самый метод можно применить и при рассмотрении величин амплитуды функции видности. Предположим, что искажённое значение амплитуды функции видности можно промоделировать произведением некоторого коэффициента на "истинное" значение. Данное предположение представляется довольно разумным, если учесть, какие факторы могут привести к этому (атмосферные вариации, проблемы с калибровкой, наведением и др., см., например, Редхэд и Вилкинсон, 1978). Имеем:
В эксперименте из N антенн имеем N(N — 1)/2 элементарных интерферометров, N неизвестных амплитуд. Следовательно, мы получаем К А = N(N - 1)/2 - N = N(N - 3)/2 "истинных амплитуд".
В работе Форт и Иее (1976) и позднее в других работах метод замыкания был введён в итеративную технику картографирования, получившую название "гибридное картографирование". Один из возможных вариантов мы здесь и приводим. 1. Получение первоначальной пробной карты на основе амплитуд функции видности и любых других априорных данных, например, карты для другой длины волны или эпохи. Если пробная карта неправильна, сходимость будет медленной. Обычно достаточной бывает произвольная пробная карта, такая, как карта с фазами от одиночного точечного источника. Мы использовали при обработке модель точечного источника, при этом величины амплитуды в модели заменялись на соответствующие значения амплитуды, полученные в результате наблюдений. 2. Определение полного набора независимых уравнений замыкания фазы или амплитуды для каждого периода интегрирования функции видности. Для каждого такого набора вычисляется из модели такое достаточное число значений функции видности, при добавлении которого к соотношениям замыкания общее число независимых уравнений будет равно числу баз пространственно разнесённых антенн (элементарных интерферометров). 3. Нахождение комплексной функции видности, соответствующей каждому разнесению антенн, и построение карты по данным функции видности с помощью дискретного преобразования Фурье. 4. Использование алгоритма чистки CLEAN и выбор CLEAN компонентов в качестве новой пробной карты и новой модели. 5. Возврат к пункту (2) до тех пор, пока полученное чистое распределение радиояркости не удовлетворит обработчика. Решение в прцессе итераций будет улучшаться. Эти нелинейные процессы можно представить, как размазывание ошибок модельных значений функции видности по данным функции видности так, чтобы они были "разбавлены" в следующем итеративном цикле. Описанный процесс и большинство его вариантов формируют карту с использованием данных модели и прямых измерений. Использование фазового замыкания исключает неоднозначность поворота на 180, возникающую в отсутствие фазовых данных, неопределённость абсолютного положения при этом остаётся. Аналогично, если бы использовалась только информация от метода замкнутых амплитуд для калибровки амплитуды функции видности, мы не имели бы в результате данных для абсолютизации шкалы амплитуд. Для исследования многочастотной структуры на 6, 3.6 и 1.35 см объекта типа BL Lacertae 0716+714 было проведено два эксперимента. Первый — эпоха наблюдения 1991.43 — проводился мировой РСДБ сетью. Наблюдались правая и левая круговая поляризации на длине волны Л = 6 см, участвовало 10 антенн (Онсала, Медичина, Бонн, Джодрелл Бэнк, Хайстек, Грин Бэнк, Лос Аламос, VLA, Пи Таун, Овенс Валлей). Корреляция данных проведена в Хайстеке. Второй эксперимент — эпоха 1994.22 — проводился при использовании сети VLB А из 10 антенн (1994). Наблюдались правая и левая круговая поляризации на длинах волн Л = 3.6, 1.35 см. Благодаря конструкции VLBA телескопов удается мгновенно менять длину волны наблюдения, в результате мы имеем одновременные изображения источника 0716+714 на двух частотах. Корреляция данных проведена в Бонне. Как писалось ранее, непосредственно после наблюдений проводится попарная корреляция данных разных антенн друг с другом, после чего данные поступают непосредственно к заявителю РСДБ эксперимента, который проводит их калибровку и затем приступает ко вторичной обработке. В наших экспериментах наблюдались следующие калибраторы: непо-ляризованные источники OQ 208 и ЗС 84 (для определения инструментальной поляризации антенн), 0954+658 (для калибровки фазы линейной поляризации).
Аппроксимация наблюдений 0235+164 моделью
В соответствии с вышеизложенными целями настоящего исследования, нам необходимо определить параметры, которые будут отражать характеристики структуры радиоисточников внутри диаметра в миллисекунды дуги. Подробное моделирование могло бы дать нам такую информацию, но оно, к сожалению, не однозначно (см., например, обсуждение этого в статье, посвященной геодезическому VLBA обзору Фея и Шарлота, 1997). Также зависимым от (u,v) покрытия для конкретного наблюдения является использование какой-либо обобщённой модели распределения интенсивности (например, сумма Гаусс-функции и ( -функции). В связи с этим нами был выбран вариант, менее зависимый от заполнения (u,v) плоскости.
Пусть (и -радиус определяется как Ruv = Vu2 + v2. Мы определили величину полного потока карты Ft, как среднее всех значений амплитуды функции видности А (т.е. коррелированного потока) на наименьших базах Величина "компактного потока" Fc при этом определяется, как среднее всех значений амплитуды функции вид-ности А на базах Ruv = (0.8-=- l)i?ax. Значения і?ах лежат, обычно, около 440 МЛ. Для более жёсткого отбора источников по величине компактного потока нами был определён так называемый "минимальный компактный поток" .Fcmm, являющийся средним от трёх минимальных значений на интервале баз Ruv = (0.8 -j- l)Rfx. Здесь под одним значением подразумевается среднее за одно измерение каждого двухэлементного интерферометра (т.о. время интегрирования составляет 4-5 минут). Величина _Fcmm отражает значения амплитуды функции видности, соответствующие таким направлениям вектора базы элементарного интерферометра, для которых источник наиболее разрешён.
Мы использовали пакет DIFMAP для автоматической подгонки модели под данные комплексной функции видности. Автоматизировать процесс подгонки подробной модели очень нелегко. Поэтому была выбрана обобщённая модель, состоящая из двух эллипсоидальных Гаусс-функций. Предполагается, что в большинстве случаев одна компонента этой модели описывает PC ДБ ядро, другая — струю. Для анализа использовалась параметры самого яркого компонента, который мы называем ядром. Яр-костная температура этого компонента в системе отсчёта источника рассчитывается следующим образом где -Fcore — наблюдаемая плотность потока излучения ядра в Янских, #maj и $min — ширина эллипсоидального Гаусс-компонента модели по уровню половинной интенсивности вдоль большей и меньшей оси эллипса соответственно (для последнего равенства — в миллисекундах дуги), длина волны наблюдения Л = 2 см, z — красное смещение, к — коэффициент Больцмана. Если отношение меньшей и большей осей эллипса модели оказывалось равным нулю в результате подгонки, мы приравнивали его 0.1 при расчёте нижнего предела яркостной температуры.
В таблице 2.1 представлен пример автоматической подгонки двух-, трёх-, и четырехкомпонентной модели для квазара ЗС 273. В колонках представлены: (1) количество гауссиан в модели, (2) поток излучения компонента, (3) расстояние от центра карты до компонента, (4) позиционный угол вектора, проведённого из центра карты до компонента, (5,6) ПОЗИЦИОННЫЙ уГОЛ большей ОСИ ЭЛЛИПСа МОДЄЛИ КОМПОНЄН та. Можно видеть, что параметры первого и второго компонента (ядра и компонента струи соответственно) достаточно стабильны при изменении общего количества компонентов модели.
Кроме того, для учёта наиболее протяжённых областей источника рассматривается величина полного потока Fs на длине волны 2 см, регистрируемая одиночными антеннами. Мы использовали результаты наблюдений на Л = 2 см радиотелескопа Мичиганского университета (см. Аллер и др., 1985) и широкополосные радиоспектры в интервале 1-22 ГГц, полученные по программе массового мониторинга мгновенных спектров компактных внегалактических объектов на радиотелескопе РАТАН-600 САО (см. описание программы у Ковалева, 1997, методику наблюдений и обработки у Ковалева и др., 1999). В случае неодновременности измерений VLBA и одиночной антенны, данные наблюдений последней интерполировались с внесением дополнительной ошибки в окончательный результат. Её вклад в суммарную ошибку нередко оказывался наибольшим.
Для всех объектов (в среднем, по 3 эпохи измерений на объект) определены величины полного потока в пределах карт Ft и потока излучения от наиболее компактной детали Fc (в большинстве случаев это ядро) по данным для проекций базы интерферометра около 400 Мега длин волн. При использовании пакета DIFMAP получены значения параметров, характеризующих МОДеЛИ Ядер объектов, а ИМеННО ПОТОК ИЗЛучеНИЯ -Fcore большая #maj и малая 6m\n оси эллипсоидальной гауссианы по уровню половинной интенсивности, позиционный угол эллипса. Данные, представленные для каждого источника, усреднялись за несколько измерений каждого объекта.
На рис. 2.2 представлены гистограммы распределения объектов по определённым величинам потоков FSJ Ftj FCJ _Fsmm. На рис. 2.3 — гистограммы отношений потоков (индексов компактности) Ft/FSJ Fc/Fs, Fc/Ft и зависимости этих индексов от красного смещения. Из анализа гистограмм можно сделать несколько выводов. Существует значительная часть источников с большим абсолютным значением коррелированного потока, регистрируемого на базах более 400 МЛ (см. гистограммы для FC7 Fcmm). Существует большая группа источников, значительная часть излучения которых идёт из области, неразрешённой при максимальных базах на 2 см (см. гистограмму для Fc/Ft). У 40% объектов Fc/Ft 0.5. Таблица с соответствующими значениями параметров для каждого источника подготовлена в электронном виде. Её можно будет использовать для последующих наблюдений на РСДБ системах (с космическим интерферометром, в частности). Выделен список 70 источников с потоком более 0.5 Ян от самой компактной детали, как наилучших кандидатов для исследований на наземно-космическом интерферометре, 90% объектов полного списка имеют компактный поток больше 0.1 Ян.
В таблице 2.2 для каждого источника даны результаты на ту эпоху наблюдения, для которой оцененная яркостная температура ядра максимальна. В колонках представлены: (1) название радиоисточника; (2) альтернативное имя источника; (3) оптическое отождествление (обозначено: "Q" — квазары, "BL" — лацертиды; "G" — радиогалактики, "EF" — пустое поле); (4) красное смещение; (5) эпоха наблюдения, для которой представлены параметры источника; (6) интегральный поток VLBA карты Ft, Ян; (7) коррелированный поток для максимальной базы Fc, Ян; (8) поток излучения -FCOre ядра в модели, Ян; (9) большая ось эллипса модели ядра, миллисекунды дуги; (10) отношение размеров малой и большой осей эллипса модели ядра; (11) позиционный угол большой оси эллипса модели, градусы; (12) яркостная температура ядра Т 10 12, К; (13) полное количество эпох наблюдений источника; (14)
Моделирование структуры и расстояние до объекта
Рассмотрим возможные причины появления систематических ошибок в данных наблюдений на РАТАН-600. Даже если и существуют систематические ошибки первичной обработки (до калибровки), они должны учитываться в процессе калибровки, так как методика наблюдений и обработки абсолютно не отличается для исследуемых и калибровочных источников. Далее, в связи с существующей методикой наблюдений невозможна потеря некоторой части полного потока в связи с разрешением источников, так как наблюдаются только объекты, являющиеся точечными источниками для РАТАН-600. Теоретически возможно завышение потока из-за попадания внутрь диаграммы других объекта (хоть и абсолютно незначимо, так как работа ведётся с относительно сильными объектами), но не занижение. Кажется возможным появление ошибок на этапе пересчёта единиц антенной температуры в единицы спектральной плотности потока. Кривые пересчёта строятся отдельно для каждого сета наблюдений, для каждой частоты по результатам измерений калибровочных источников и ошибка в них неизбежно приведёт к систематической ошибке в данных. Однако наши результаты предполагают наличие систематической ошибки калибровки для источников в интервале склонений от —7 до +39. Крайне сомнительным представляется тот факт, что кривая, построенная по семи калибровочным источникам, равномерно распределенным в интервале склонений от —30 до +43, может иметь на этом широком интервале примерно одинаковую систематическую ошибку. Но и это ещё не все. Специфика РАТАНовских наблюдений предполагает получение 6-ти частотных мгновенных спектров, то есть существует дополнительная возможность проверки качества калибровки методом анализа окончательных данных, так как каждая точка спектра получается независимо, для каждой частоты строиться своя калибровочная кривая. Как показывают наблюдения внегалактических объектов, их широкополосные радио спектры оказываются преимущественно гладкими (см., например, ссылки в параграфе 3.1.1). Таким образом, систематическая ошибка калибровки на той или иной частоте была бы явно заметна даже при визуальном анализе окончательных данных измерений, как "вылетающая" точка, чего не происходит (см. также обсуждение исследования данных РАТАН-600 на возможное существование систематической ошибки в параграфе 3.1.4).
Как уже говорилось выше, поток компактной компоненты рассчитывался методом суммирования потоков излучения компонентов в моделях. Это могло привести скорее к уменьшению, чем к увеличению реального значения потока F%, так как при этом не даёт вклада некоторая, правда незначительная, часть структуры источника, не учтённая моделированием. Процедура расчёта моделей также представляется корректной в том смысле, что она не должна была бы давать систематическую ошибку. Как это и принято, модель сравнивалась с калиброванными значениями комплексной функции видности. При этом опубликованы только модели, для которых приведённое значение х2 1-4 (Фей и Чарлот, 1997). Таким образом, если в данных VLBA обзора и существуют систематические ошибки, то они могли появиться, скорее, на этапе калибровки данных (первичной и/или вторичной).
И действительно, авторы сообщают об обнаруженной разнице, не обсуждая её и не исправляя данные за эту разницу. Калибровка данных по амплитуде в работе Фея и Шарлота (1997) проводилась с использованием калибровочных кривых VLBA антенн и корректировалась с учётом наблюдений радиоисточника 1749+096. Фей и Шарлот (1997) провели сравнение одновременных измерений потоков источников 1749+096 и 1741—038 на системе VLBA и интерферометре NRAO в Грин Бэнк, США. На рассматриваемую нами эпоху были получены следующие результаты: плотность потока на 2.3 ГГц для 1749+096 и 1741—038, измеренная в VLBA эксперименте, оказалась на 14 и 13% соответственно выше, чем полученная на Грин Бенкском интерферометре. Для наблюдений на 8 ГГц результаты приблизительно совпали. Авторы пишут, что никаких коррекций в связи с этими расхождениями не делалось. Если ввести соответствующую коррекцию в 13% в используемые нами данные F%, получим на частоте 2.3 ГГц: К2 = 0.96 ± 0.03, F2 = (0.93 ± 0.04) F - (0.02 ± 0.06).
Можно с уверенностью констатировать, что исследованные нами 20 объектов (в основном, квазары и лацертиды), действительно, очень компактны. К сожалению, из-за наличия систематической разницы в потоках на 2.3 ГГц, нельзя уверенно сделать вывод о том, на какой из длин волн коэффициент компактности реально выше. Если принять во внимание скорректированное значение К% , можно заметить, что средние коэффициенты компактности совпадают на 2.3 и 8 ГГц с точностью до двух а. Это вполне разумно для выборки источников с высокой степенью компактностью.
Интересно заметить следующее. Для компактных объектов, таких, например, как рассмотренные нами здесь, наблюдения одиночных антенн дают в результате фактически поток излучения компактной компоненты. Таким образом, для таких источников удаётся проводить на FATAH-600 мониторинг мгновенных спектров излучения компактных областей с мил-лисекундных масштабов, что оказывается крайне интересным, так как позволяет без дорогостоящих РСДБ экспериментов "заглянуть внутрь" активных ядер галактик.
Тот факт, что наблюдается сильная корреляция между полным потоком с миллисекундных масштабов и потоком, полученным на одиночной антенне, для выборки ультракомпактных объектов (рис. 2.18) говорит в пользу очень хорошего согласия между данными наблюдений, полученными принципиально разными методами на разных инструментах. Также это указывает на однородность выборки источников для создания инерци-альной системы отсчёта, хотя 20 объектов и не представляют богатой статистики. Интересно сравнить эти результаты с данными, полученными в пионерском РСДБ обзоре Престоном и др. (1985), где измерялись коррелированный и полный поток на длине волны 13 см. На рис. 2.18а мы нанесли данные Престона и др. (1985), отложив по оси ординат коррелированный и по оси абсцисс полный потоки для тех же источников. Значимой корреляции для этих данных не наблюдается. Средний коэффициент компактности оказывается равным K i = 0.54 ± 0.07, что довольно понятно, если учесть задачи и специфику РСДБ обзора Престона и др. (1985) и его принципиальное отличие от наблюдений на системе апертурного синтеза VLBA (в каждом измерении участвовала только пара далёких антенн, формируя одну большую базу интерферометра). Этот результат говорит о том, что следует соблюдать известную осторожность при использовании данных РСДБ наблюдений, имеющих плохое заполнение (u,v) плоскости. Осмелимся предположить, что оценки коэффициента компактности из работы Престона и др. (1985) могут и для большинства объектов выборки сильно отличаться от оценок, получаемых на основе данных наблюдений систем апертурного синтеза. На это обстоятельство стоит обратить внимание и при анализе данных наземно-космических РСДБ экспериментов с плохим заполнением (u,v) плоскости.
