Содержание к диссертации
Введение
1 Поглощение радиоизлучения в ядерных областях струй 15
1.1 Метод измерения сдвига положения РСДБ ядра 25
1.2 Результаты измерения сдвига РСДБ ядра 30
1.3 Точность метода 39
1.3.1 Случайные ошибки 39
1.3.2 Систематические ошибки 42
1.3.3 Влияние стационарных компонент 49
1.4 Физика выбросов по измерениям сдвига РСДБ ядра 51
1.4.1 Магнитное поле на 1 пк от чёрной дыры 52
1.4.2 Удалённость РСДБ ядра от истинного начала струи . 58
1.4.3 Магниное поле вблизи чёрной дыры 62
1.5 Частотная зависимость сдвига 64
1.6 Заключение к Главе 1 69
2 Статистические исследования физических свойств релятивистских выбросовнапарсековых масштабах 71
2.1 Выборка источников, данные наблюдений и обработка 76
2.1.1 Выборка 370 источников и её полнота 76
2.1.2 Данные двухчастотных наблюдений 78
2.1.3 Обработка данных 83
2.2 Анализ изображений и физические свойства струй 88
2.2.1 Свойства восстановленных РСДБ изображений 88
2.2.2 Моделирование парсековой структуры 92
2.2.3 Компактность струй и астрометрические приложения . 94
2.2.4 Свойства РСДБ ядер 100
2.2.5 Спектральные свойства выбросов 106
2.2.6 Эволюция яркостной температуры вдоль струи 116
2.2.7 Гамма-яркие АГЯ на парсековых масштабах 121
2.3 Многочастотные РСДБ наблюдения 190 источников 125
2.3.1 Фарадеевское вращение 125
2.3.2 Распределение спектрального индекса вдоль струи 129
2.4 Заключение к Главе 2 133
3 Углы раскрываикинематика струй 137
3.1 Углы раскрыва струй на парсековых масштабах 141
3.1.1 MOJAVE наблюдения и выборка источников 141
3.1.2 Наблюдаемые углы раскрыва струй 142
3.1.3 Истинные углы раскрыва 148
3.2 Вариации позиционного угла выбросов 152
3.3 Многоэпоховые (стаковые) РСДБ изображения 157
3.3.1 Углы к лучу зрения 161
3.4 Кинематика выбросов на парсековых масштабах 163
3.4.1 Наблюдения и выборка источников 165
3.4.2 Видимые скорости 166
3.4.3 Видимые ускорения 170
3.5 Заключение к Главе 3 177
4 Локализация гамма-излучения в АГЯ и структуры типа канал- оболочкавгамма-ярких блазарах 181
4.1 Задержка между радио- и гамма-излучением в РСДБ ядрах 181
4.1.1 Наблюдения и выборка источников 184
4.1.2 Задержка радио- к гамма-излучению в РСДБ ядрах АГЯ в системе отсчёта наблюдателя и источника 184
4.2 Локализация области гамма-излучения 195
4.2.1 Монте-Карло моделирование 198
4.3 Поляризационные структуры типа канал-оболочка в гамма- ярких блазарах 205
4.3.1 Наземно-космические (VSOP) РСДБ наблюдения 207
4.3.2 Структуры в источниках 1055+018 и 1418+546 212
4.4 Заключение к Главе 4 226
5 Открытие рефракционных мультиизображений квазара на неод-нородностях межзвёздной среды 229
5.1 Введение и история вопроса 229
5.2 Наблюдения квазара 2023+335 235
5.2.1 РСДБ наблюдения на VLBA в рамках проекта MOJAVE 235
5.2.2 Мониторинг в режиме одиночной антенны 237
5.2.3 Fermi-LAT наблюдения 239
5.3 Рефракционное рассеяние и наблюдаемые признаки 240
5.3.1 Крайне нетипичная парсековая структура 240
5.3.2 Положение на небесной сфере 244
5.3.3 Регистрация события экстремального рассеяния 245
5.3.4 Совместный анализ данных в радио- и гамма-диапазонe248
5.3.5 Индуцированная структура субизображений 250
5.3.6 Частотная зависимость углового расстояния между вторичными изображениями 255
5.3.7 Обобщение указаний на рефракционное рассеяние 257
5.4 Физические свойства экрана 258
5.4.1 Модель стохастического уширения 259
5.4.2 Модель рефракционной дефокусировки 264
5.5 Увеличение угловых размеров на турбулентном экране 265
5.6 Заключение к Главе 5 273
Заключение 276
Литература
- Точность метода
- Данные двухчастотных наблюдений
- Вариации позиционного угла выбросов
- Рефракционное рассеяние и наблюдаемые признаки
Точность метода
Научная новизна работы состоит в том, что все основные результаты, вынесенные на защиту, получены либо впервые вообще, либо впервые по столь большому количеству источников в исследованных выборках. Так, на основе VLBA наблюдений измерены видимые углы раскрыва парсековых струй 215 источников и истинные углы раскрыва для 56 выбросов. Экспериментально подтверждена обратнопропорциональная зависимость истинного угла раскрыва струи от Лоренц-фактора, предсказанная теоретическими моделями. Выполнено картографирование выборки 370 АГЯ по данным глобальных геодезических РСДБ наблюдений с участием до 20 антенн (вклю 9 чая 10 антенн VLBA), проведённых одновременно на частоте 8 и 2 ГГц, и исследована соответствующая парсековая и гектопарсековая структура источников, изучена зависимость яркостной температуры вдоль струи, а также построены карты распределения спектрального индекса и измерены его значения в РСДБ ядре и оптически тонких областях выброса. Обнаружен и измерен эффект старения спектрального индекса вдоль хребтовой линии струи. С помощью совместного анализа данных наблюдений в радио- и гамма-диапазоне по выборке из 183 гамма-ярких АГЯ экспериментально обнаружена величина временной задержки всплесков радиоизлучения РСДБ ядра на частоте 15 ГГц по отношению к гамма-излучению как в системе наблюдателя, так и в системе источника. Используя моделирование методом Монте-Карло, локализована область формирования гамма-излучения в АГЯ. Показано, что она находится внутри РСДБ ядра на 15 ГГц на расстоянии нескольких парсек от чёрной дыры. Разработан новый метод измерения частотного сдвига положения РСДБ ядра и применён к выборке из 163 источников, наблюдавшихся одновременно на четырёх частотах, что дало возможность измерить радиусы РСДБ ядер и оценить величину магнитного поля в окрестности центральной чёрной дыры. По 10-летнему ряду глобальных РСДБ наблюдений на 8 ГГц изучена кинематика 66 источников, измерены скорости и ускорения струй. Проведён сравнительный анализ таких характеристик как спектральный индекс, яркостная температура, угол раскрыва, угол к лучу зрения, а также видимая скорость для гамма-ярких и гамма-слабых активных ядер галактик. Открыт эффект мультиизображений квазара, сформированных в результате анизотропного рефракционного рассеяния на неоднородностях межзвёздной среды. Установлена прямая связь эффекта с событием экстремального рассеяния.
Результаты, вошедшие в диссертацию, были отмечены Научным Советом по астрономии Отделения физических наук РАН среди важнейших достижений астрономических исследований в России за 2010, 2011 и 2012 гг. Теоретическая и практическая значимость. Результаты диссертации, а именно статистика измеренных истинных углов раскрыва выбросов, а также скоростей и ускорений коллимированных течений в АГЯ на парсековых масштабах, важны для уточнения теоретических моделей релятивистских струй. Измерения частотно-зависимых векторов сдвига РСДБ ядра для 163 блазаров, а также результаты картографирования и моделирования структуры компактных струй в выборке 370 активных ядер галактик по данным глобальных РСДБ наблюдений были успешно использованы для повышения точности в определении координат объектов. Непосредственную практическую значимость для РСДБ астрометрии имеет и информация о компактности объектов, измеренной на миллисекундных угловых масштабах. Она может быть учтена при обновлении/расширении каталога ICRF, задающего международный набор реперов астрономической системы координат. К тому же, данные о компактности и яркости источников имеют прикладное значение при отборе объектов для наземно-космических РСДБ наблюдений и используются в рамках миссии космического интерферометра РадиоАстрон. Разработанный метод по измерению частотного сдвига абсолютного положения РСДБ ядра, позволивший произвести соответствующие измерения для максимального на сегодняшний день количества объектов (163), имеет высокую степень применимости и практической значимости. Обнаруженный эффект формирования множественных рефракционных изображений квазара и его динамика важны как для разработки теоретической модели событий экстремального рассеяния, ассоциирующихся с этим явлением, так и для исследований высокотурбулентных областей межзвёздной среды.
Экспериментальные результаты диссертации доступны в электронной форме в виде ASCII таблиц и нескольких тысяч FITS файлов с РСДБ изображениями и данными функции видности в открытых международных базах данных, таких как CDS, NRAO, astrogeo.org, а также доступны на сайтах научных реферируемых журналов. Апробация результатов. Результаты, изложенные в диссертации, обсуждались автором на семинарах Главной Пулковской Астрономической Обсерватории, Астрокосмического центра ФИАН, Крымской Астрофизической Обсерватории, Физического факультета Таврического Национального Университета им. В.И. Вернадского, Физического факультета университета г. Корк (Ирландия), Астрономической Обсерватории Урумчи (Китай), Института радиоастрономии имени Макса Планка (Германия). Основные результаты диссертационной работы докладывались на следующих российских и международных научных конференциях:
Данные двухчастотных наблюдений
Подставляя результаты моделирования структуры и двумерной кросс-корреляции в выражение (1.4), мы определили абсолютную величину rcore, 12 и направление cs вектора сдвига РСДБ ядра между частотами 15.4–8.1, 15.4–8.4 и 15.4–12.1 ГГц для 160, 158 и 147 источников, соответственно. Общее число источников, для которых есть измерение сдвига ядра по крайней мере на двух парах частот, составило 163. Для остальных 31, 33, и 44 источников измерить соответствующие сдвиги ядра между частотами 15.4–8.1, 15.4–8.4 и 15.4–12.1 ГГц не представлялось возможным, в основном из-за слабости излучения струи в этих объектах, особенно на 15.4 ГГц. Это не позволило применить метод двумерной кросс-корреляции из-за недостатка оптически тонкой структуры выброса, необходимой для выполнения процедуры по совмещению этих областей на разных частотах. Мы также исключили две категории источников: (1) в основном это близкие радиогалактики, перечисленные в табл. 1.1, область РСДБ ядра в которых сложна, как, например, в 3C 84 или M 87 (сдвиг РСДБ ядра в радиогалактике M 87 был исследован Hada et al. (2011) с помощью VLBA наблюдений с опорными фазами); (2) объекты с неясной идентификацией положения РСДБ ядра, как например в радиогалактиках 0108+388 и 1509+054. Таблица 1.1. Источники, исключенные из анализа ввиду неопределённости положения РСДБ ядра.
Найденные сдвиги РСДБ ядра для 163 источников приведены в табл. 1.2 (стр. 32). В ней представлены: (1) название источника, (2) дата наблюдения, (3) позиционный угол направления струи на частоте 15.4 ГГц, рассчитанный как медианное значение позиционных углов компонентов струи по отношению к компоненту РСДБ ядра, (4) позиционный угол вектора сдвига ядра между частотами 15.4–8.1 ГГц, (5) абсолютная величина вектора сдвига ядра между частотами 15.4–8.1 ГГц, (6) проекция вектора сдвига ядра между частотами 15.4–8.1 ГГц на медианное направление выброса, (7)-(9) и (10)-(12) то же что и (4)-(6), но для сдвига ядра между частотами 15.4–8.4 ГГц и 15.4–12.1 ГГц, соответственно.
Максимальные и медианные значения модуля вектора сдвига РСДБ ядра между частотами 15.4–8.1 ГГц (по 160 источникам), 15.4–8.4 ГГц (по 158 источникам) и 15.4–12.1 ГГц (по 143 источникам) в угловой и линейной шкале (по 154, 152 и 142 источникам, соответственно) приведены в табл. 1.3 (стр. 33). Как видно из табл. 1.3, медианные значения сдвига ядра, найденные между частотами 15.4–8.1 и 15.4–8.4 ГГц - сравнимы, тогда как сдвиг ядра между 15.4 и 12.1 ГГц - статистически меньше, как это и ожидается для более близкой пары частот. В угловом масштабе эти величины составляют около 8% размера диаграммы направленности частоте 8.1 ГГц.
На рис. 1.8 представлены найденные вектора сдвигов РСДБ ядра в полярных координатах, где конец каждого вектора сдвига ядра соответствует положению компонента ядра на более низкой частоте, тогда как положения всех комопонентов ядра на более высокой частоте помещены в начало координат. Полярная ось, направленная вправо от полюса соответствует медианному направлению струи #jet, рассчитываемому из позиционных углов компонентов выброса относительно компонента РСДБ ядра, используя модель структуры источника по данным на частоте 15.4 ГГц.
Таким образом, полярные координаты конца каждого вектора представляют собой абсолютную величину вектора сдвига ядра, ДгСОГе,г,1г,2, и угловое отклонение от направления струи, 6CS — #jet. Как видно из рис. 1.8, эффект сдвига ядра происходит преимущественно вдоль направления выброса. В более чем 80% случаев, вектора сдвига ядра отклоняются менее чем на 45 от позиционного угла медианного направления струи.
Статистически, сдвиги ядра с большей магнитудой показывают меньшие отклонения от направления выброса. Этому обстоятельству есть два объяснения: (i) большие сдвиги слабее подвержены влиянию случайных ошибок, (ii) в большинстве случаев сдвиг ядра происходит вдоль струи. Средневзвешенное отклонение вектора сдвига ядра от направления распространения струи 6CS — #jet близко к нулю. Значительные угловые отклонения вектора сдвига ядра от медианного направления выброса могут быть в источниках с существенными проекционными искривлениями струи, имеющими место либо в пределах неразрешенной области вблизи РСДБ ядра, либо во внешних областях выброса, что влияет на позиционный угол меди 0.2 --.. 0.3 0.4 0.5 mas
Вектора сдвига РСДБ ядра между частотами 15.4–8.1 ГГц (вверху слева), 15.4– 8.4 ГГц (вверху справа) и 15.4–12.1 ГГц (внизу) в полярных координатах. Полярная ось направлена вправо и совпадает с медианным направлением струи. Радиальное расстояние дано в мсек дуги. Линии, состоящие из точек, проведены с интервалом 30. анного направления выброса. Мы также проанализировали распределения углового отклонения между вектороами сдвига ядра и (i) внутреннего направления выброса, определяемого как позиционный угол самого близкого к РСДБ ядру компонента струи на частоте 15.4 ГГц и (ii) средневзвешенного по потоку значения позиционного угла всех гауссовых компонент струи на частоте 15.4 ГГц. В обоих этих случаях разброс соответствующих девиаций был больше. Это указывает на то, что в большинстве случаев позиционный угол медианного направления выброса является более достоверной оценкой направления истечения вещества в источнике.
Медианное значение сдвига ядра между 15.4 и 8.1 ГГц, полученное нами, составляет 128 сек дуги. Заметим, что оно превышает соответствующее значение, равное 80 сек дуги, полученное в работе Sokolovsky et al. (2011a) и измеренное между теми же частотами, но основанное на гораздо меньшей выборке, состоящей из 20 источников, для которых частотные смещения для 160 источников. Пунктирные линии соответствуют заданным значениям линейной шкалы расстояний в проекции на небесную сферу, составляющим 0.1, 1 и 3.1 пк. Кривая, соответствующая максимальному проекционному расстоянию 3.1 пк, ограничивает все значения сдвига ядра. Сплошными кружками показаны квазары, пустыми — объекты типа BL Lacertae, треугольниками — радиогалактики. Величина типичной ошибки измерения сдвига ядра обсуждается в разд. 1.3. сдвиги ядра были получены, используя метод самопривязки по яркому компактному компоненту струи. Однако, если рассчитывать величины сдвига ядра между 15.4 и 8.1 ГГц в этой выборке из 20 объектов, используя подогнанные гиперболические зависимости (Sokolovsky et al. 2011a), которые обеспечивают более аккуратные величины сдвига ядра, то соответствующее медианное значение составляет 127 /хсек дуги, которое хорошо согласуется с медианной величиной сдвига, полученной в нашей выборке.
Все источники с самыми значительными угловыми сдвигами ядра являются относительно близкими объектами, расположенными на красном смещении z 1, как видно из рис. 1.9, на котором показана величина сдвига ядра между частотами 15.4 и 8.1 ГГц в зависимости от красного смещения. Заметим, что все измерения ограничены кривой, которая соответствует расстоянию 3.1 пк, представляющему собой максимальное значение сдвига ядра в линейной шкале расстояний в проекции на небесную сферу (см. табл. 1.3). Зависимость углового масштаба в[мсек] от линейного а[пк] рассчи о
Вариации позиционного угла выбросов
Наблюдаемые источники имеют сложную трехмерную структуру на парсековых и гектопарсековых масштабах. Однако, будучи расположенными на космологических расстояниях, они дают нам возможность исследовать лишь двумерное распределение их яркости в картинной плоскости, которое может быть промоделировано ограниченным количеством гауссовых компонент. Число таких компонент выбирают таким образом, чтобы удовлетворялись два разнонаправленных критерия: (i) с одной стороны, это число должно быть минимальным; (ii) с другой, оно должно быть таким, чтобы компоненты модели, свернутые с соответствующей диаграммой направленности адекватно воспроизводили основную структуру распределения яркости источника.
Типичная морфология АГЯ на парсековых масштабах представлена односторонней структурой типа ядро-выброс, являющейся результатом сильных селекционных эффектов и доплеровского усиления излучения (Cohen et al. 2007). Лишь 11 источников (3% из всей исследуемой выборки) показывают двустороннюю структуру на S/X изображениях. Наблюдаются также и экстремальные случаи. Например, источник настолько компактен, что нет даже указаний на наличие выброса. Это может объясняться недостатком пространственного разрешения и/или чувствительности интерферометра на данной частоте при данной конфигурации антенн, времени слежения за источником, а также ширины полосы наблюдений. Вторая крайность -источник с ярким выбросом, разрешенным в поперечном направлении. На рис. 2.9 мы приводим изображения объектов J1935+2031 и J0738+1742 в качестве примеров таких источников.
Моделирование структуры всех источников было выполнено с помощью процедуры modelfit в пакете DIFMAP, используя в алгоритме подгонки несколько круговых гауссовых компонент по самокалиброванным данным функции видности и минимизируя 2 в плоскости пространственных частот
РСДБ изображения источников J1935+2031 на частоте наблюдения 8.6 ГГц (слева, динамический диапазон 570) и J0738+1742 на частоте 2.3 ГГц (справа, динамический диапазон 1750) как примеры высококопактного и разрешённого как вдоль так и поперёк струи источников, соответственно. Размер и ориентация синтезированной диаграммы направленности по уровню половинной мощности показаны в виде закрашенного эллипса в левом нижнем углу.
Эллиптические гауссовы компоненты применялись в тех случаях, когда использование кругового компонента приводило к появлению осесимметрич-ного шума на остаточной карте вблизи моделируемого компонента. Полученные модели источников приведены в табл. 2.5 (стр. 95). В ней приведены: (1) имя источника, (2) частотный диапазон (S или X), (3) поток компонента, (4) угловое расстояние до РСДБ ядра, (5) позиционный угол по отношению к компоненту РСДБ ядра, (6) главный размер компонента по уровню половинной мощности, (7) отношение размеров малой оси к главной, (8) позиционный угол главной оси. Качество соответствия моделей восстановленной структуре источника в подавляющем большинстве случаев очень хорошее, как это видно из рис. 2.10, где мы приводим зависимость полного потока всех гауссовых компонент модели в зависимости от интегрального потока с РСДБ карты, рассчитанного как сумма всех CLEAN компонент изображения. 0.1 1 10 0.1 1 10
Суммарный поток гауссовых компонентов модели в зависимости от интегрального потока с РСДБ карты для данных на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа). Малые отклонения от линии соответствия показывают высокое качество полученных моделей источников.
Одной из основных целей проекта RDV было создание международной небесной системы координат. Таким образом, источники для такой наблюдательной программы должны находиться на космологических расстояниях, быть яркими и компактными, т.е. излучать с экстремально ограниченной видимой области пространства. Наиболее подходящими объектами для достижения этой цели являются активные ядра галактик, которые удовлетворяют всем вышеперечисленным критериям. Компактность блазаров (под термином “блазар” мы понимаем активные ядра галактик, излучение которых усилено релятивистским доплеровским эффектом) на масштабах секунд дуги, соответствующих килопарсековым масштабам в линейной шкале расстояний, вычисляется как SVLBI/Stot, где Stot - интегральный поток источника, измеряемый в режиме одиночной антенны, а SVLBI - интегральный поток с РСДБ карты. Компактность АГЯ очень высока и составляет 0.9 на частоте 2 ГГц и 8 ГГц, как это обсуждалось в работе Popov & Kovalev (1999) по результатам небольшой выборки из 20 источников. Впоследствии, эти выводы подтвердились в работе Kovalev et al. (2005) для гораздо более Таблица 2.5. Модели источников.
Примечание: полная версия табл. 2.5 для 370 источников доступна в электронной форме работы Pushkarev & Kovalev (2012). многочисленной выборки, состоящей из 250 АГЯ с плоскими радиоспектрами по наблюдениям на VLBA на частоте 15 ГГц. Это означает, что почти всё излучение этих объектов генерируется на миллисекундных масштабах, изучаемых с помощью РСДБ наблюдений, а также, что вклад в интегральное излучение источника на частотах в несколько ГГц с более протяженных килопарсековых масштабов, как правило, крайне мал.
Компактность источников из нашей выборки на миллисекундной угловой шкале, определяемая как отношение Sunres/SVLBI, соответствующие распределения Sunres и SVLBI представлены на рис. 2.11, статистически меньше (рис. 2.12, вверху, стр. 97), с близкими медианными значениями, составившими 0.51 на частоте 2.3 и 8.6 ГГц (табл. 2.7, стр. 106). Согласно как тесту Колмогорова-Смирнова. так и T-тесту, эти распределения статистически неразличимы. На более высоких частотах наблюдений величина РСДБ компактности находится на схожем уровне. Так, 68% выборки, состоящей из 250 внегалактических радиоисточников, наблюдаемых на 15 ГГц имеют
Распределения интегрального РСДБ потока SVLBI (вверху) и потока наиболее компактной детали Sumes (внизу) на частоте 2.3 ГГц (слева) и 8.6 ГГц (справа). компактность, превышающую 0.5 (Kovalev et al. 2005). Медианное значение РСДБ компактности на частоте 86 ГГц также составляет около 0.5 (Lee et al. 2008).
Важно отметить, что вклад потока РСДБ ядра в интегральный поток с миллисекундных угловых масштабов также является доминирующим (рис. 2.12, внизу). Так, для 50% источников излучение из ядерной области составляет более 75% общего РСЛБ потока. Информация о таких параметрах источников как SVLBI и Sumes, а также компактности являетя полезной для отбора наиболее перспективных кандидатов (высококомпактных ярких источников) для изучения с научной программой космической РСДБ миссии RadioAstron (Kardashev et al. 2013). В то же время, есть определенная группа источников, демонстрирующих очень яркие и мощные выбросы (M87, 3C 120 и др.), которые представляют особый интерес для детальных астрофизических исследований их протяженных струй на парсековых масштабах.
Результаты астрофизических РСДБ исследований активных ядер галак 2.3 GHz pi 8.6
Существует целое множество факторов, ограничивающих точность астрометрических измерений. Одни из них являются случайными, другие -систематическими. Основными источниками случайных ошибок являются: (i) нестабильность (турбулентность) атмосферы; (ii) радиопомехи, под которыми принято подразумевать любые сигналы (телевидение, мобильная, морская, радио- и космическая связь), кроме сигнала наблюдаемого объекта; (iii) вариации хода атомных стандартов частоты, определяемой стандартной дисперсией Аллана ( 10-14 сек за промежуток времени около часа); (iv) тепловой шум измерений задержек. Стратегия минимизации случайных ошибок заключается в увеличении числа наблюдений объекта в течение эксперимента, оптимизации расписания, уменьшении времени на перевод антенны, уточнении модели атмосферы, а также использовании только самых точных измерений задержек. Заметим, что корреляция сигнала существенно подавляет влияние помех. Действительно, те случаи, когда один и тот же паразитный сигнал будет воздействовать на оба элемента одной базы, разнесённые на большие расстояния, крайне редки.
Основными источниками систематических ошибок являются: (i) тепловые и гравитационные деформации антенны; (ii) ограниченная точность положений пунктов наблюдений; (iii) структура наблюдаемого объекта. Учёт гравитационных деформаций антенн довольно сложен, поэтому одним из самых простых методов решения данной проблемы является использование небольших, до 12–15 м в диаметре, радиотелескопов. Тепловые деформации могут быть учтены либо их непосредственным измерением с помощью температурных датчиков, либо моделированием. Другим эффективным решением является использование интерферометрии со связанными элементами - малой (2 м) антенны с хорошо определенными параметрами и основной РСДБ антенны (Ichikawa et al. 2008). В этом случае, в течение всего сеанса наблюдений производятся многократные измерения базы между вспомогательной и основной антенной, на основе которых строится модель температурных и гравитационных деформаций основной антенны.
Рефракционное рассеяние и наблюдаемые признаки
В данном разделе мы проводим анализ кинематики струй на основе 50 суточных РСДБ экспериментов в рамках мониторинговой программы RDV (Research & Development - VLBA, подробнее см. Главу 2), проведённых в течение 10 лет с 1994 г и по 2003 г на частоте 8 ГГц со средним временным интервалом около двух месяцев. Источник включался в анализ, если имел более 20 эпох наблюдений. Таким образом, была составлена выборка, состоящая из 2753 РСДБ изображений 68 объектов с медианным значением эпох на источник, равным 43. Медианное значение размера синтезированной диаграммы направленности составило 0.9 мсек дуги, что соответствует линейному размеру около 7 пк на красном смещении z 1. Данная выборка источников представлена преимущественно квазарами. Так, согласно оптической идентификации (Veron-Cetty & Veron 2010), выборка из 68 источников включает в себя 56 квазаров, 7 лацертид, 4 галактики и 1 оптически неотождествлённый объект. Около 60% объектов исследуемой RDV-выборки (43 из 68) являются гамма-яркими источниками, обнаруженными гамма-телескопом Fermi LAT по результатам первых 24 месяцев научной работы (Ackermann et al. 2011).
Обработка данных, включающая амплитудную и фазовую калибровку, картографирование, а также моделирование структуры источника, была выполнена с помощью пакетов AIPS и Difmap, как это подробнее описано в разделе 2.1.3 Главы 2. В данном разделе используется космологическая модель CDM с постоянной Хаббла Я0 = 71 км с-1 Мпс -1 и параметрами m = 0.27 иА = 0.73 (Komatsu et al. 2009). Все позиционные углы даны в градусах и отсчитываются в направлении от Севера к Востоку.
Прежде всего, мы провели идентификацию компонент выброса на разные эпохи для отобранных 68 объектов. Общее количество таких компонентов составило 5069, что соответствует около 87% от общего их числа, равного 5818. Кинематический анализ был выполнен для 225 индивидуальных компонент струй, имеющих не менее четырёх эпох наблюдений. Это дало нам выборку из 66 источников. При этом, среднее количество эпох наблюдений для этих 225 компонент составило 23.
Для исследования кинематики выбросов мы выполнили два типа подгонки зависимости положения каждого из 225 компонент от времени. Первый тип состоял в подгонке линейной зависимости расстояния между компонентом струи и РСДБ ядром от времени, имевшей два свободных параметра. Таким образом, наклон прямой на графике расстояние-время определял значение собственного движения /І, которое связано с видимой скорости АФР = Крр/с компонента следующим соотношением: где DL - фотометрическое расстояние до источника в Мпк, /І - собственное движение в мсек дуги в год. В качестве примера, на рис. 3.12 приведена РСДБ карта источника 0003-066 на частоте 8 ГГц на среднюю эпоху (29 октября 2001 г), на которой отмечены положения компонент выброса, а также зависимости их расстояния от компонента РСДБ ядра от времени.
Гистограмма измеренных видимых скоростей для 224 компонент 65 источников с известными красными смещениями (красное смещение объекта 1657-261 неизвестно) представлена на рис. 3.13 (слева). Видимые скорости распределены в широком интервале - от значений близких к нулю и до 44с со средним значением 7.2с и медианным значением 4.5с. На рис. 3.13 (справа) показано распределение максимальной видимой скорости по каждому из
Слева: РСДБ карта объекта 0003-066 из эксперимента RDV30, проведённого 29 октября 2001 г. Оси даны в единицах миллисекунд дуги. Контуры проведены, начиная с уровня За, где уровень шума карты а = 0.9 мЯн/луч, и далее с коэффициентом у/2. Пиковое значение потока составляет 0.96 Ян/луч. Эллипс диаграммы направленности по уровню половинной мощности показан в левом нижнем углу. Чёрными квадратами отмечены положения компонент струи. Справа: угловое расстояние между компонентами струи и РСДБ ядром в зависимости от времени. Прямыми линиями показаны соответствующие решения, полученные методом наименьших квадратов для радиальных движений с постоянной скоростью.
Часть компонентов имеет довольно малые видимые скорости, являясь практически стационарными. Так, 43 компонента в 19 источниках показывают величину собственного движения менее 50 /хсек дуги в год. Из этих компонент 21 не имеет значимого ускорения, а их скорость существенно меньше скоростей остальных компонент того же выброса. При этом, эти квазистационарные компоненты находятся, как правило, ближе к РСДБ ядру, чем средний компонент выброса, а в 8 из 19 источников такие компоненты являются ближайшими к РСДБ ядру Более половины (12 из 21) квазистационарных компонент находятся на проекционном расстоянии около 4 пк от РСДБ ядра, тогда как для компонент с высокой скоростью оно составляет около 9 пк. Таким образом, мы подтверждаем как само наличие квазистационарных компонент, так и их удалённость от РСДБ ядра, найденные ранее в рамках программы MOJAVE (Lister et al. 2009b), где скорости измерялись по наблюдениям на частоте 15 ГГц и по другой выборке источников. Такие видимые стационарные компоненты могут быть как следствием проекционных эффектов, если выброс ориентирован под очень малым углом к лучу зрения, или же, что вероятнее, быть результатом истинно стационарных образований, таких как реколлимационные волны, предсказанные симуляциями релятивистских течений (Komissarov 1999; Krause & Camenzind 2001), а также обнаруживаемые в ряде объектов с помощью РСДБ наблюдений (Cheung et al. 2007; Cohen et al. 2014).
Мы также подтверждаем ещё один важный результат, полученный в ряде предыдущих исследований кинематики струй АГЯ (Kellermann et al. 2004; Piner et al. 2007; Lister et al. 2009b) о том, что разброс значений видимых скоростей разных компонентов одного и того же источника меньше, чем разброс значений видимых скоростей источников по всей выборке. Для получения численной оценки этого эффекта мы использовали следующий подход. Во-первых, мы определяли стандартное отклонение по измеренным видимым скоростям по каждому мультикомпонентному источнику. Затем вычислялось медианное значение этих стандартных отклонений, составившее 3.1с. Данная величина представляет собой типичный разброс измеренных /Зарр в пределах одного источника. Во-вторых, используя медианное значение видимой скорости для каждого из источников выборки, мы определяли стандартное отклонение этого распределения, составившее 7.6с. Данная величина представляет собой разброс значений /Зарр между источниками в пределах выборки. Таким образом, для каждого источника выборки существует своё характерное значение физической скорости, которое отражает реальную скорость течения струи. Поэтому видимые скорости индивидуальных компонент в том или ином источнике имеют сравнительно малый разброс значений относительно этой характерной скорости. Если же выброс ускоряется, тогда значения Лоренц-фактора могут находится в пределах некоторого интервала для данного источника, но этот интервал всё равно будет меньше. чем соответствующий интервал значений Лоренц-факторов для разных источников выборки.
Около 60% источников RDV выборки (43 из 68) были обнаружены с помощью гамма телескопа Fermi LAT по результатам первых 24 месяцев научной работы инструмента (Ackermann et al. 2011). Гамма-яркие источники показывают статистически более высокие видимые скорости с медианным значением 12.4с, тогда как этот параметр для гамма-слабых объектов выборки равен 5.7с (рис. 3.14). Это согласуется с выводами пункта 3.3.1 о статистически меньших углах к лучу зрения для струй гамма-ярких АГЯ.
В среднем, более удалённые от РСДБ ядра компоненты выброса имеют более высокие видимые скорости, чем компоненты ближе к ядру. Так, компоненты типичного источника, удалённые на расстояние 3 мсек дуги от ядра ( 15 пк в линейном проекционном масштабе для красного смещения z 0.5) показывают скорости примерно на 50% выше, чем для компонентов, расположенных на расстоянии 1 мсек дуги от ядра ( 5 пк в линейном проекционном масштабе на красном смещении z 0.5). Это является указанием на то, что компоненты струи подвержены положительному видимому радиальному ускорению. Мы обсуждаем этот вопрос в следующем пункте.
