Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Метод межпланетных мерцаний 22
1. О теории межпланетных мерцаний в приближении фазового экрана 22
2. Методика обработки наблюдений мерцающих источников на БСА АКЦ ФИАН 28
3. Результаты тестовых наблюдений мерцающих источников на БСА АКЦ ФИАН 37
ГЛАВА II. Исследование активных ядер галактик на основе модели однородного источника синхротронного излучения
1. Методика оценки физических параметров радиоисточников на основе модели однородного источника синхротронного излучения 39
2. Исследование компактных радиоисточников с крутыми спектрами
3. Эволюция физических условий в переменных радиоисточниках 70
ГЛАВА III. Методика оценки физических параметров радиоисточников на основе модели неоднородного источника синхротронного излучения 84
1. Свойства спектров неоднородных источников синхротронного излучения 84
2. Методика оценки физических параметров неоднородных радиоисточников 104
ГЛАВА IV. Исследование активных ядер галактик на основе модели неоднородного источника синхротронного излучения
1. Наблюдения 126
2. Оценка влияния тепловой плазмы 133
3. Оценка физических параметров ядер радиогалактик 135
Заключение 142
Литература 147
- Методика обработки наблюдений мерцающих источников на БСА АКЦ ФИАН
- Методика оценки физических параметров радиоисточников на основе модели однородного источника синхротронного излучения
- Свойства спектров неоднородных источников синхротронного излучения
- Оценка физических параметров ядер радиогалактик
Введение к работе
Исследование природы галактик - одна из актуальных задач современной астрофизики. Особый интерес представляют активные галактики, которые обнаруживают избыток излучения в каком-либо диапазоне электромагнитных волн по сравнению с ближними нормальными галактиками. Часто это избыточное излучение приходит из очень малых областей, расположенных в центре галактики, откуда выходят и радиовыбросы, из чего можно сделать вывод, что источником активности галактик является активность их ядер. Галактики с активными ядрами составляют по численности около 1% нормальных галактик. В отдельных случаях процессы, протекающие в активных ядрах галактик, не могут быть объяснены свойствами только сконцентрированных в них звезд и газа. Активность ядер может проявляться в генерации мощного рентгеновского, ультрафиолетового, инфракрасного и радиоизлучения, в выбросах облаков плазмы, в ускорении газовых облаков.
К настоящему времени получен обширный наблюдательный материал, на основании которого можно сформулировать отличительные свойства галактик, содержащих активные ядра: широкие эмиссионные линии водорода и запрещенные линии некоторых других элементов, мощное инфракрасное и рентгеновское излучение (у многих объектов оно переменное), очень компактные (с угловыми размерами менее 1") источники излучения, а также протяженные выбросы (джеты) и радиооблака, наблюдаемые не только в радиодиапазоне, но и в оптической и рентгеновской областях спектра.
Галактики с активными ядрами стали активно изучаться в начале 1940-х годов. В 1943 году появилась работа К. Сейферта о спектральных исследованиях шести спиральных галактик с яркими звездообразными ядрами (Seyfert, 1943). В спектрах этих объектов наблюдались необычайно
ВВЕДЕНИЕ широкие эмиссионные линии высокого возбуждения, свидетельствовавшие о движении газа со скоростями от 300 до 3000 км/с. Ядра сейфертовских галактик оказались мощнейшими источниками излучения (со светимостью от 1039 до 1045 эрг/с) с непрерывным спектром в диапазоне частот от 1012 до 10 Гц. При этом ответственной за излучение ядра позднее была признана очень компактная (около 0.1 пк) область. Косвенно об этом свидетельствовал характер переменности излучения: наряду с медленной (годы) низкоамплитудной составляющей наблюдалась быстрая (месяцы и недели) высокоамплитудная составляющая.
В 1950-1960-е годы развитие техники радиоастрономических наблюдений позволило обнаружить галактики с аномально большим радиоизлучением - радиогалактики (Jennison & Das Gupta, 1953). Этот термин возник в результате отождествления ряда мощных источников радиоизлучения с относительно слабыми источниками оптического излучения - далекими галактиками. В качестве характерного признака радиогалактик полагалось наличие двух излучающих облаков, располагающихся более или менее симметрично относительно родительской галактики, видимой в оптическом диапазоне. Обычно радиооблака находятся в 10-100 кпк от ядра родительской галактики, далеко за пределами ее звездной составляющей. Известны радиогалактики, в которых расстояние между компонентами радиоизлучения достигает 2-5 Мпк. Вместе с гигантскими радиооблаками в большинстве радиогалактик наблюдаются компактные ядра, отождествляемые с ядрами оптических галактик.
Создание в конце 1950-х годов в Великобритании на обсерватории Джодрелл Бэнк (Jodrell Bank Observatory) радиоинтерферометра с базой 122 км (Allen et al., 1962) позволило обнаружить ряд компактных источников с угловыми размерами меньше секунды дуги. Освоение метода лунных затмений радиоисточников (Гетманцев и Гинзбург, 1950) также повысило разрешающую способность наблюдений и позволило измерять точные -ВВЕДЕНИЕ координаты источников. В 1963 году таким методом была выделена компактная компонента в радиоисточнике ЗС 273 и измерены ее точные координаты (Hazard et al., 1963). В том же году было установлено, что некоторые широкие эмиссионные линии в спектре ЗС 273, ранее не поддававшиеся расшифровке, принадлежат линиям бальмеровской серии водорода и линиям Mg II, если принять, что объект имеет красное смещение z = 0.158, что соответствует расстоянию 630 Мпк (Schmidt, 1963). Таким образом, этот источник оказался очень ярким (13т) внегалактическим объектом, такие объекты стали называть квазарами (от англ. quasistellar radio source, quasar). Спектры квазаров подобны спектрам сейфертовских галактик Syl, однако в целом квазары имеют значительно большую светимость, нежели сейфертовские галактики.
Позже было обнаружено, что существует большое количество компактных голубых объектов со всеми свойствами квазаров, но не имеющих такого мощного радиоизлучения (Sandage, 1965). Радиоспокойные квазары в литературе иногда называли квазагами, иногда просто квазизвездными источниками. Среди квазизвездных источников были выделены объекты типа BL Lac (лацертиды) (Schmitt, ,,1968) -сильнопеременные источники, непрерывный спектр которых очень похож на непрерывный спектр квазаров. Однако в радиоизлучении лацертид не было ярких эмиссионных линий, по которым можно было бы определить их красное смещение. В дальнейшем было установлено, что спектральные линии у этих объектов имеются, но они настолько слабы, что видеть их можно только в минимуме яркости источника. Красные смещения, измеренные по этим линиям, показали, что лацертиды являются ядрами далеких галактик. Например, красное смещение объекта BL Lac составляет 0.07, что соответствует расстоянию 280 Мпк.
Идея радиоинтерферометра с независимыми гетеродинами (Матвеенко и др., 1965) позволила создать интерферометры со
ВВЕДЕНИЕ сверхдлинными базами (РСДБ), с помощью которых галактики с активными ядрами были изучены с высоким угловым разрешением. К настоящему времени получены подробные радиокарты множества галактик. Одним из интереснейших результатов этих исследований стало открытие видимых «сверхсветовых» разлетов радиоизлучающих источников (Cohen et al., 1971; Whitney et al., 1973).
Бурные процессы в сейфертовских галактиках, радиогалактиках, N-галактиках, лацертидах, необыкновенно высокое энерговыделение в квазарах, - все это свидетельствует о необычных по сравнению с нормальными галактиками физических условиях в этих объектах. Границы этих классов галактик не являются достаточно четкими, поэтому время от времени в литературе появляются сообщения о том, что та или иная галактика, ранее принадлежавшая одному классу, теперь должна быть причислена к другому. Также было обнаружено, что некоторые сейфертовские галактики меняют свой класс. По мере накопления наблюдательного материала появляются предложения расширить имеющуюся классификацию, выделив, например, галактики с узкими эмиссионными линиями, рокосы, блазары и т.д. В основе перечисленных классификаций нет какой-либо физической теории, и неясно, являются ли галактики разных классов действительно разными физическими системами, или это одни и те же объекты, находящиеся на разных стадиях эволюции.
Отметим, что первые исследования активных галактик были направлены на поиск различий в поведении объектов разных классов. Ряд исследователей предложили классифицировать внегалактические радиоисточники по различным признакам (см., например, Fanaroff & Riley, 1974; Miley, 1980). Однако начиная "с 1970-х годов исследователи стали обращать внимание на общие свойства квазаров, сейфертовских галактик и радиогалактик. Примерно в эти годы появился термин AGN (Active Galactic Nuclei - в пер. с англ. активные ядра галактик, АЯГ), а среди астрофизиков
ВВЕДЕНИЕ все больше распространялось убеждение, что мы имеем дело не с разными объектами, а с различными проявлениями активности галактических ядер. Например, оказалось, что квазары, активные в радиодиапазоне, являются преимущественно ядрами гигантских эллиптических галактик (Rowan-Robinson, 1977; Miller, 1981; Gehren et al., 1984), а радиоспокойные квазары -ядрами спиральных галактик (Hatchings et al., 1984; Peacock et al., 1986). Было обнаружено большое сходство между источниками типа BL Lac и сильнопеременными квазарами, в литературе их объединили в один класс -блазары.
В 1970-х годах появились и первые модели объектов, пытавшиеся объяснить различие между классами активных галактик их геометрической ориентацией по отношению к наблюдателю. Позднее такие модели были названы «унифицированными схемами». Так, в 1977 году М. Роуан-Робинсон предложил (Rowan-Robinson, 1977), а А. Лауренси и М.Элвис (Lawrence & Elvis, 1982) развили идею существования пылевых экранов в центральных частях галактик. Модель пылевых экранов хорошо объясняла разницу между различными типами сейфертовских галактик, однако она столкнулась с серьезными трудностями при объяснении перехода галактик из одного типа в другой.
Особый интерес представляет центральный источник излучения активных галактик - так называемая центральная машина. Существует несколько моделей центрального источника: звездные скопления (Coldate, 1967; Peebles, 1972), сверхмассивная звезда (Fowler, 1966) или магнетоид (Озерной и Чертопруд, 1966). В настоящее время наиболее распространенной является модель черной дыры (Зельдович и Новиков, 1971; Begelman et al., 1980; Новиков и Фролов, 1986). В частности, энерговыделение объясняется аккрецией окружающего газа на черную дыру, а морфологическая конфигурация центральных областей определяется темпами аккреции.
ВВЕДЕНИЕ
В 1980-х годах появились унифицированные модели центральной машины, пытавшиеся объяснить существование различных классов объектов. В ряде работ источником мощности радиогалактик и квазаров предполагались черные дыры, окруженные кольцом пыли. Если источник ориентирован по отношению к наблюдателю так, что ось пылевого кольца расположена вдоль луча зрения, то есть вдоль джета, то объект должен быть быстро переменным, у него не должно наболюдаться радиооблаков, что характерно для блазаров. Если же источник повернут так, что наблюдатель смотрит на него под не очень большим углом к оси и может видеть генератор энергии в центре, то такой объект будет иметь все свойства квазара. Если же наблюдатель видит такой объект сбоку, когда пыль закрывает центр, то в этом случае источник проявит себя как радиогалактика. Наиболее радикально гипотеза унификации квазаров и радиогалактик была сформулирована в работе П. Бартела (Barthel, 1989). Автор этой работы постулировал, что самые яркие квазары и все радиогалактики (даже самые слабые в видимом свете) внутренне одинаковы, а все различие их наблюдательных характеристик определяется ориентацией луча зрения относительно пылевого кольца.
Множество нерешенных проблем, касающихся как строения центральных областей активных галактик, так и их физики в целом, способствовали тому, что в настоящее время эти объекты активно исследуются во всем диапазоне электромагнитных волн. Так, например, были обнаружены галактики с ультрафиолетовым континуумом - галактики Маркаряна (Маркарян, 1967; Маркарян и Липовецкий, 1972). С выходом за атмосферу начались наблюдения в инфракрасном и рентгеновском диапазонах, где галактики с активными ядрами также являются сильными источниками излучения. Подробные обзоры результатов этих исследований приведены в работах (Kellermann & Pauliny-Toth, 1981; Wiita, 1985). Эффективно ведутся исследования и в радиодиапазоне. Большинство
ВВЕДЕНИЕ квазаров и радиогалактик имеют малые угловые размеры и являются слабыми радиоисточниками вследствие большой удаленности. Поэтому их изучение требует наблюдений с высокой чувствительностью и разрешающей способностью.
В последнее десятилетие особое внимание уделялось космологическим проблемам. В частности, большой прогресс достигнут в исследовании неоднородностей микроволнового фона (см., например, Насельский и др., 2003). На системе радиотелескопов VLA на 1,4 ГГц были выполнены обзоры неба NVSS (Condon et al., 1998) с разрешением 45" и чувствительностью до 2.5 мЯн, а также FIRST (White et al., 1997) с разрешением 5" и чувствительностью до 1 мЯн. Кроме того, к уже имевшимся с 1960-х годов обзорам ЗС (Edge et al., 1950) и 4С (Scott & Ryle, 1961; Pilkington & Scott, 1965; Gower et al, 1967) добавились обзоры GB6 (Gregory et al., 1996) на 5 ГГц с чувствительностью до 20 мЯн; PMN (Griffith & Wright, 1993; Wright et al., 1994; Griffith et al. 1994) на 5 ГГц с чувствительностью до 20 мЯн; WENSS (Rengelink et al., 1997) на 325 МГц с чувствительностью до 18 мЯн. Эти обзоры позволили уточнить зависимость числа источников от плотности потока, исследовать крупномасштабные неоднородности Вселенной, провести статистический анализ радиоспектров сотен объектов, а также осуществить поиск гравитационных линз (см., например, De Breuck et al., 1999; Rengelink, 1999; Winn et al., 2001; Myers et al., 2003). Оптические отождествления позволили к настоящему времени открыть несколько десятков тысяч квазаров и радиогалактик, особенно благодаря данным обзора Sloan Digital Sky Survey (Stoughton et al., 2002).
Несмотря на впечатляющие достижения последних лет, остались и нерешенные проблемы. В частности, множество вопросов связано с возникновением и эволюцией галактик, с природой активности галактических ядер. Для решения этих проблем нужна, в частности, информация о физических условиях в АЯГ. Обзор работ, посвященных
ВВЕДЕНИЕ исследованию физических условий в АЯГ, можно найти в работе (Begelman et al., 1984).
Информацию о физических условиях можно получить из наблюдений компактных радиоисточников в АЯГ, когда в их спектрах имеются низкочастотные завалы. В радиодиапазоне практически все наблюдения ядер галактик проведены в сантиметровом и дециметровом диапазонах волн, где можно добиться высокой чувствительности и разрешения. Система VLA позволяет наблюдать радиоисточники с плотностями потока порядка нескольких миллиянских с разрешением ~ 1". Системы MERLIN и VLBA позволяют проводить наблюдения компактных радиоисточников с разрешением от 0.01" до 0.0001". Однако для решения ряда задач при исследовании ядер активных галактик необходимы наблюдения и на низких частотах, причем также с высоким разрешением и высокой чувствительностью.
В метровом диапазоне волн весьма эффективным оказался метод межпланетных мерцаний, в частности, подробно описанный в работе (Артюх, 1990). С 1970-х годов этот метод успешно применяется в исследовании активных галактик, позволяя получать информацию об угловой структуре источников малых угловых размеров (менее 1"). Привлекательность метода связана с его дешевизной и эффективностью. Например, на частоте 100 МГц интерферометр с разрешающей способностью в 0.1" (типичное разрешение при наблюдениях методом межпланетных мерцаний) должен иметь базу 6000 км. Создание такого интерферометра связано с большими финансовыми и техническими трудностями, тогда как метод мерцаний требует одиночной антенны даже с некалибруемой эффективной площадью.
Наблюдения мерцаний радиоисточников успешно ведутся с 1964 года на Радиоастрономической станции Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук (ныне Пущинской
ВВЕДЕНИЕ радиоастрономической обсерватории АКЦ ФИАН). Ввод в строй в 1974 году Большой синфазной антенны (радиотелескоп БСА) с эффективной площадью в направлении на зенит 3-Ю4 м2 (Виткевич и др., 1976) позволил измерять угловые размеры слабых компактных радиоисточников с плотностью потока порядка 1 Ян.
Как известно, подавляющее большинство внегалактических радиоисточников имеют степенные спектры в широком диапазоне частот. Поскольку радиоизлучение многих источников к тому же частично линейно поляризовано, то наиболее вероятным и общепризнанным механизмом нетеплового излучения внегалактических источников является синхротронное излучение ансамбля релятивистских электронов, распределение которых по энергиям также является степенным. На низких частотах спектр излучения некоторых радиоисточников отклоняется от степенного закона, наблюдается уплощение спектра или его завал.
Известно несколько возможных причин низкочастотных завалов спектров радиоисточников: обрыв энергетического спектра радиоэлектронов при низких энергиях, эффект Разина (Разин, 1960), поглощение излучения тепловой плазмой и синхротронное самопоглощение. В работе (Артюх, 1988) было показано, что синхротронное самопоглощение излучения является наиболее вероятным механизмом, вызывающим низкочастотные завалы спектров компактных радиоисточников в АЯГ.
В 1963 году В.И. Слыш предложил использовать наблюдения низкочастотных завалов спектров компактных радиоисточников в АЯГ для оценки угловых размеров источников, делая предположение о напряженности магнитного поля в них (Slish, 1963). Тем самым было предложено использовать самопоглощение синхротронного излучения для получения информации о самом источнике излучения. В дальнейшем эта идея была использована другими авторами для получения оценок
ВВЕДЕНИЕ физических параметров радиоисточников (de Bruyn, 1976; Marscher, 1977; Marscher, 1987; Артюх, 1988).
С 1987 года на ПРАО проводятся исследования физических условий в АЯГ по методике, представленной в (Артюх, 1988). В ходе этих исследований низкочастотные завалы спектров многих компактных радиоисточников были обнаружены с помощью наблюдений, выполненных на радиотелескопе БСА на частоте 102 МГц методом межпланетных мерцаний. Были получены оценки напряженности магнитных полей, плотности релятивистских электронов, энергий магнитных полей и релятивистских электронов для десятков АЯГ. Обнаружено, что в ряде АЯГ не выполняется широкораспространенное предположение о равнораспределении энергий магнитного поля и релятивистской плазмы (Артюх и Оганнисян, 1988; Артюх и др., 1999; Tyul'bashev & Chernikov, 2001). Найдена корреляция между физическими условиями в галактических ядрах и морфологией родительских галактик (Артюх, 1987). Исследования пяти гигантских радиогалактик показали, что, возможно, существует связь между формой радиогалактик и физическими условиями в их ядрах (Артюх и др., 1994). Обзор проведенных работ содержится в (Artyukh, 2001).
Стоит отметить, что методика оценки физических параметров радиоисточников была основана на модели однородного источника синхротронного излучения. В то же время массовые наблюдения, проведенные в 1980-1990-х годах, показали, что спектры компактных радиоисточников, находящихся в галактических ядрах, явно отличаются от спектра однородного источника, и в некоторых случаях отличия очень сильны (см., например, Stanghellini et al., 1998). Поэтому возникла необходимость создания новой системы интерпретации радиоастрономических данных, основанной на модели неоднородного источника синхротронного излучения.
ВВЕДЕНИЕ
Цели и задачи исследования
Настоящая диссертационная работа посвящена исследованию физических условий в активных ядрах галактик. Часть этих исследований была проведена с помощью старой методики (Артюх, 1988). Однако главная задача заключалась в разработке новой методики оценки физических параметров радиоисточников в АЯГ, основанной на модели неоднородного источника синхротронного излучения.
Научная новизна
В диссертации получен ряд новых результатов. Наблюдения компактных радиоисточников, выполненные на радиотелескопе БСА на частоте 102 МГц методом межпланетных мерцаний, являются самыми низкочастотными наблюдениями АЯГ со столь высоким разрешением (порядка 0.1") и с предельно высокой для метрового диапазона волн чувствительностью (порядка 0.1 Ян). Благодаря этому у 32 радиоисточников обнаружены низкочастотные завалы спектров. Для этих и еще 10 объектов, у которых завалы спектров выявлены по опубликованным в литературе результатам наблюдений, получены оценки напряженности магнитного поля и концентрации релятивистских электронов, а также плотности энергий поля и частиц по старой методике, основанной на модели однородного источника синхротронного излучения (Артюх, 1988).
Выявлены особенности спектров неоднородных источников синхротронного излучения в результате модельных расчетов спектров излучения для сферически симметричных моделей степенного вида. Установлена связь этих особенностей спектров с параметрами моделей.
На основе выявленных особенностей спектров неоднородных источников синхротронного излучения создана новая методика оценки физических параметров радиоисточников. Данная методика дает принципиально новую возможность получения информации о степени
ВВЕДЕНИЕ неоднородности пространственного распределения магнитного поля и плотности релятивистских электронов в АЯГ, чего нельзя получить с помощью старой методики, основанной на модели однородного источника.
С помощью новой методики в ядрах радиогалактик ЗС 111 и ЗС 465 обнаружены сильно неоднородные магнитные поля напряженностью 102<#<104 Гс в центральных частях галактических ядер на масштабе порядка 0.1 пк.
Практическая значимость
Новая методика оценки физических параметров радиоисточников на основе модели неоднородного источника синхротронного излучения позволяет получать информацию о характере неоднородности в распределении магнитных полей и релятивистских электронов в АЯГ, содержащих компактные радиоисточники. Применение этой методики к исследованию физических условий в АЯГ позволит выявить особенности физических условий в АЯГ разных классов. Исследование АЯГ с разными красными смещениями позволит установить характер изменения физических условий в галактических ядрах в ходе эволюции галактик. Исследование переменных радиоисточников в АЯГ позволит установить характер изменения во времени физических условий в этих объектах.
Полученные оценки физических параметров радиоисточников с крутыми спектрами и близких радиогалактик будут использованы в дальнейших статистических исследованиях этих объектов.
Разработанный автором комплекс компьютерных программ для обработки наблюдений мерцающих источников позволил автоматизировать процесс обработки данных, получаемых на радиотелескопе БСА ФИАН.
ВВЕДЕНИЕ
Основные результаты, выносимые на защиту
1. В результате наблюдений 56 локализованных в АЯГ компактных радиоисточников с крутыми спектрами, которые были выполнены на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 102 МГц методом межпланетных мерцаний обнаружены низкочастотные завалы спектров у 32 источников. Для этих и еще 10 объектов, у которых завалы спектров выявлены по опубликованным в литературе результатам наблюдений, получены оценки физических параметров (напряженности магнитного поля, плотности релятивистских электронов, энергий магнитного поля и релятивистских частиц) по методике, основанной на модели однородного источника синхротронного излучения (Артюх, 1988). Равнораспределение энергий частиц и поля наблюдается в 8 радиоисточниках (6 радиогалактиках и 2 квазарах). В ядрах большей части радиогалактик доминирует магнитное поле. В квазарах наблюдается различное соотношение между энергиями поля и частиц. Напряженности магнитных полей в ядрах радиогалактик в среднем на порядок превосходят напряженности полей в квазарах.
Исследована эволюция выбросов вещества в переменных радиоисточниках ЗС 120, ЗС 273, ЗС 279 и ЗС 345. Получены указания на то, что по мере расширения выбросов вещества напряженность магнитного поля в них убывает, в то время как концентрация релятивистских частиц растет.
На основании модельных расчетов исследованы спектры неоднородных источников синхротронного излучения. Спектры источников вычислялись путем численного решения уравнения переноса излучения. Расчеты выполнялись для одномерных и сферически симметричных моделей степенного вида.
В области частичной непрозрачности спектры одномерных моделей круче спектров трехмерных структур: у одномерных спектральный индекс в области полупрозрачности анч > 1.2, а у сферических моделей анч < 1.4.
ВВЕДЕНИЕ
Выявлено, что изменение формы магнитного поля влияет на форму спектра источника значительно сильнее, чем форма пространственного распределения частиц. В частности, когда меняется только плотность частиц, а магнитное поле однородно, спектры неоднородных источников практически неотличимы от спектра однородного источника. Небольшие отличия появляются только при очень больших значениях перепада концентрации частиц от центра источника к краю (более чем в 104 раз). С увеличением перепада поля от центра к краю источника увеличивается длина спектра, где источник частично непрозрачен, а величина спектрального индекса анч не меняется.
Особо выделены модели, в которых Н~ 1/r, а релятивистские частицы распределены приблизительно однородно. Спектры таких моделей являются плоскими (ссНч ~ 0). Магнитное поле радиальной формы может создавать тепловая плазма, истекающая из центра галактического ядра (подобно солнечному ветру, который формирует магнитное поле Солнца в районе Земли). Возможно, плоские спектры некоторых компактных радиоисточников в АЯГ формируются таким способом.
Показано, что приближенные аналитические спектры источников, полученные в (De Bruyn, 1976; Marsher, 1977), не всегда совпадают с более точными, полученными путем численного решения уравнения переноса излучения. Сделан вывод, что методика оценки физических параметров радиоисточников, основанная на модели неоднородного источника синхротронного излучения, должна строиться на численных решениях.
4. Предложена новая методика оценки физических параметров радиоисточников в АЯГ, основанная на модели сферически симметричного источника синхротронного излучения, в котором напряженность магнитного поля и плотность релятивистских электронов меняются по степенному закону. Данная методика позволяет получать принципиально новую
ВВЕДЕНИЕ информацию о характере неоднородности пространственного распределения магнитных полей и плотности релятивистских электронов в радиоисточниках, чего нельзя сделать в рамках модели однородного источника.
5. Проведено исследование ядер радиогалактик ЗС 111 и ЗС 465 по новой методике. Обнаружено, что магнитные поля в ядрах этих радиогалактик являются сильно неоднородными. В центральных областях на масштабах порядка 0.1 пк магнитное поле является очень сильным (отЮ2Гс до 104 Гс), в то время как средние поля на масштабе в несколько парсеков малы: в ЗС 111 <#> ~ 10~2 Гс, а в ЗС 465 <Н> ~ 10"' Гс. Плотность энергии магнитного поля везде внутри ядер данных радиогалактик значительно превосходит плотность релятивистской плазмы. Последнее обстоятельство указывает на то, что магнитное поле может играть существенную роль в формировании узких прямых джетов, выходящих из ядер данных радиогалактик.
Публикации и личный вклад автора
Материалы диссертации опубликованы в восьми статьях:
1. Артюх B.C., Тюльбашев С. А., Черников П. А., «Исследование компактных радиоисточников с крутыми спектрами методом межпланетных мерцаний на 102 МГц», 1999, Астрономический журнал, 76, 3;
Тюльбашев С. А., Черников П. А., «Физические условия в компактных радиоисточниках с крутыми спектрами», 2000, Астрономический журнал, 77, 331; Tyul'bashev S. A., Chernikov P. A., «Properties of CSS radio sources from 102 MHz interplanetary scintillation observations», Astronomy and Astrophysics, 2001, 373, 381; Tyul'bashev S. A., Chernikov P. A., «Physical Conditions in CSS Radio Sources», IAU Symposium, 2002,199,211;
ВВЕДЕНИЕ
Артюх В. С, Черников П. А., «Синхротронные спектры неоднородных радиоисточников», 2001, Астрономический журнал, 78, 20;
Тюльбашев С. А., Черников П. А., «Относительное изменение физических параметров внегалактических радиоисточников с переменным излучением», 2004, Астрономический журнал, 81, 789;
Артюх В. С, Черников П. А., «Исследование физических условий в активных ядрах галактик. Методика оценки физических параметров радиоисточников», 2006, Астрономический журнал, 83, 224;
Черников П. А., Артюх B.C., Тюльбашев С. А., Лапаев К. А., «Исследование физических условий в активных ядрах галактик. Физические условия в ядрах близких радиогалактик», 2006, Астрономический журнал, 83,233.
В этих работах автором проведен анализ структуры радиоисточников и выполнены необходимые для получения оценок физических параметров расчеты. Автору диссертации принадлежит разработка необходимых для численного моделирования алгоритмов и вычислительных программ, проведение расчетов выполнено автором самостоятельно. Проведение наблюдений на БСА ФИАН, анализ и интерпретация полученных результатов выполнены совместно с сотрудниками ПРАО АКЦ ФИАН.
Апробация работы
Материалы по всем разделам диссертационной работы докладывались на семинарах и Ученом совете АКЦ ФИАН, а также на следующих российских и международных конференциях:
Школа-семинар молодых радиоастрономов «Радиоастрономия в космосе», Пущино, 1998;
IAU Symposium 199 «The Universe at Low Radio Frequencies», Индия, 1999;
Всероссийская конференция «Астрофизика на рубеже веков», Пущино, 1999;
ВВЕДЕНИЕ
Всероссийская конференция «Радиоастрономия на пороге XXI века», Пущино, 2000;
Всероссийская конференция «Актуальные проблемы внегалактической астрономии», Пущино, 2004;
Всероссийская астрономическая конференция (ВАК-2004) «Горизонты Вселенной», МГУ, ГАИШ, 2004;
Всероссийская конференция «Актуальные проблемы внегалактической астрономии», Пущино, 2005.
Краткое содержание диссертации
Диссертация состоит из четырех глав, введения и заключения. Во введении дан краткий обзор наблюдений активных ядер галактик. Отмечен дефицит низкочастотных наблюдений и необходимость этих наблюдений для понимания природы активности галактик.
В первой главе представлено краткое описание метода межпланетных мерцаний, изложены основные принципы методики обработки наблюдений мерцающих источников на БСА ФИАН, представлены результаты модернизации системы автоматизации наблюдений на БСА ФИАН и обработки данных, в качестве примера приведены итоги обработки наблюдений ряда радиоисточников каталога ЗС.
Вторая глава посвящена исследованию АЯГ по методике, основанной на модели однородного источника. Приведено краткое описание этой методики. Представлены оценки физических параметров 42 компактных радиоисточников с крутыми спектрамии, а также описана эволюция физических параметров расширяющихся сверхсветовых выбросов в квазарах ЗС 120, ЗС 273, ЗС 279 и ЗС 345.
В третьей главе приведены результаты исследования влияния неоднородностей магнитного поля и релятивистской плазмы на спектры синхротронных источников. Выявлены основные закономерности спектров
ВВЕДЕНИЕ неоднородных источников. Представлен новый метод оценки физических параметров радиоисточников, основанный на модели неоднородного источника синхротронного излучения.
В четвертой главе приводятся результаты исследования АЯГ по методике, основанной на неоднородной модели радиоисточника. Приведены результаты исследования физических параметров в ядрах близких (z < 0.1) протяженных (порядка нескольких угловых минут) радиогалактик.
В заключении обсуждаются основные результаты работы.
ВВЕДЕНИЕ
Методика обработки наблюдений мерцающих источников на БСА АКЦ ФИАН
Как было отмечено во введении к диссертационной работе, информацию о физических условиях в активных ядрах галактик можно получить из радиоастрономических наблюдений компактных радиоисточников, расположенных в них. Для этого, в частности, нужно знать спектр компактного радиоисточника, нужны наблюдения с высокой чувствительностью и высоким разрешением на всех частотах. Существующие РСДБ-системы работают только в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн, и имеется большой дефицит низкочастотных наблюдений. Для получения информации на метровых волнах мы используем метод межпланетных мерцаний.
Эффект межпланетных мерцаний был открыт в 1964 году (Hewish et al., 1964). Физическая суть эффекта заключается в следующем. Солнце порождает солнечный ветер - плазму, распространяющуюся от Солнца. В районе Земли средняя скорость этой плазмы составляет около 400 км/с. Сама плазма является неоднородной. Схематически распределение средней электронной плотности межпланетной плазмы вдоль луча зрения показано на рис. 1.1 (Артюх, 1990). Поскольку коэффициент преломления радиоволн различается в местах большей и меньшей плотности электронов, то это приводит к искажению первоначально плоского фронта электромагнитной волны, проходящей через околосолнечную плазму. На Земле это искажение приводит к пространственным флуктуациям интенсивности излучения радиоисточника.
Движение солнечной плазмы приводит к движению флуктуации интенсивности излучения относительно радиотелескопа, и наблюдатель регистрирует эти флуктуации интенсивности излучения во времени. Установлено, что флуктуации интенсивности излучения вызваны флуктуациями фазы электромагнитной волны проходящей через неоднородную среду. На рис. 1.2 представлена схема прохождения плоской волны через фазовый экран. Величина флуктуации интенсивности зависит от углового размера источника (хорошо заметны флуктуации плотности потока от источников с размерами менее 1"), от его элонгации (близко к Солнцу мерцания ослабляются из-за конечности угловых размеров источника, а далеко от Солнца сказывается уменьшение средней плотности межпланетной плазмы) и от частоты наблюдений (поскольку коэффициент преломления зависит от частоты). Наблюдения мерцаний радиоисточников, вызванных дифракцией радиоволн на неоднородностях межпланетной плазмы, дают информацию как о межпланетной среде, так и о компактных источниках. Самым удобным для наблюдения мерцаний радиоисточников оказался метровый диапазон длин волн. В декаметровом диапазоне сильны промышленные помехи и влияние ионосферы. В дециметровом и сантиметровом диапазонах ограничения на использование метода межпланетных мерцаний иного рода. Чтобы мерцания были значительными, необходимы большие фазовые набеги при пересечении плоским волновым фронтом неоднородностей электронной плотности.
Математически мерцания радиоисточников описываются теорией распространения волн в случайных средах. Современная теория опирается на довольно сложный математический аппарат (см., например, Шишов, 1967; Гочелашвили и Шишов, 1981), что затрудняет ее изложение. Но она сравнительно проста в приближении фазового экрана, которого вполне достаточно для описания межпланетных мерцаний на малых элонгациях.
Средняя плотность межпланетной плазмы уменьшается пропорционально квадрату расстояния от Солнца (Hundhausen, 1972). Из рис. 1.1 видно, что при малых элонгациях (е 50) на луче зрения можно выделить некоторую область толщиной L значительно меньше 1 а.е., где средняя плотность межпланетной плазмы максимальна. Именно этот слой вносит основные возмущения в проходящие радиоволны. Поскольку внутри выделенного слоя модулируется только фаза волны и практически не меняется ее амплитуда, то для описания распространения радиоволн в межпланетной плазме можно воспользоваться моделью фазового экрана.
В среде меняется скорость распространения волны из-за изменения показателя преломления и удлиняется ее путь из-за изменения направления распространения волнового фронта. Вследствие этого на выходе экрана плоская волна в каждой точке х будет иметь случайный набег фазы Ф(х) относительно невозмущенной волны. Это приводит к флуктуациям интенсивности излучения в дальней зоне, где находится наблюдатель. Предположим, что все рассматриваемые случайные процессы полностью задаются их автокорреляционными" функциями.
Методика оценки физических параметров радиоисточников на основе модели однородного источника синхротронного излучения
Впервые компактные радиоисточники с крутыми спектрами были выделены в отдельный класс в работах (Kapahi, 1981; Peacock & Wall, 1982). В обзоре ярких радиоисточников, проведенном на частоте 2.7 ГГц (Peacock & Wall, 1982) было обнаружено, что около 30% всех наблюдаемых источников имеют угловые размеры менее 2" и крутые спектры на высоких частотах (до этого считалось, что компактные радиоисточники имеют преимущественно плоские спектры). Оптические отождествления показали, что это источники являются квазарами и радиогалактиками. Линейные размеры компактных радиоисточников оказались меньше размеров родительских галактик.
Обзор компактных радиоисточников в площадке размером 0.144 стерадиан, выполненный методом межпланетных мерцаний на частоте 102 МГц (Артюх и Тюльбашев, 1996; Артюх и др., 1998), показал, что на метровых волнах компактные источники с угловыми размерами менее 1" составляют около 10% от общего числа радиоисточников с плотностями потоков более 0.1 Ян. Было показано, что плотность мерцающих радиоисточников такова, что на всем северном небе существует порядка 104 мерцающих источников, доступных наблюдениям на БСА, и большинство из них имеет крутые спектры на низких частотах, то есть имеют спектральный индекс а 0,5 (Тюльбашев, 1997). Отождествления мерцающих источников Пущинского обзора показали, что среди объектов ярче 21т 60% составляют квазары и 40% - радиогалактики (Kopylov et al., 2004). Голубые галактики, активность которых определяется вспышкой звездообразования, не обнаружены. Отсюда следует, что мерцающие источники Пущинского обзора представляют собой объекты, активность которых определяется активностью галактических ядер.
Таким образом, существует довольно многочисленная популяция компактных источников с крутыми спектрами. Можно ожидать, что различие спектров радиоисточников сопровождается различием физических условий в ядрах галактик, где эти компактные источники находятся. Поэтому представляет интерес исследование физики активных ядер галактик, содержащих компактные радиоисточники.
Компактные источники с крутыми спектрами наблюдаются с высоким угловым разрешением в сантиметровом и дециметровом диапазонах длин волн. В то же время для получения информации о физических условиях в них, как уже подчеркивалось выше, необходимо регистрировать низкочастотные завалы спектров, которые приходятся чаще всего на метровый диапазон радиоволн. Отсюда следует необходимость наблюдений компактных радиоисточников на низких частотах с высокой чувствительностью и разрешением.
Для исследования были выбраны 56 компактных радиоисточников с крутыми спектрами из выборки (Sanghera et al., 1995). Наблюдения на частоте 102 МГц были выполнены в 1995-1997 годах на радиотелескопе БСА АКЦ ФИАН. Наблюдения проводились методом межпланетных мерцаний, описанным в первой главе данной работы. Эффективная площадь антенны в направлении на зенит на момент наблюдений Лэ =3-104 м2, постоянная времени приемника т = 0.4 с, полоса приема Av = 200 кГц. Среднеквадратическая величина эффекта путаницы протяженных (немерцающих) источников на радиотелескопе БСА АКЦ ФИАН равна 1 Ян, а для мерцающих - порядка 0.1 Ян.
Калибровка наблюдений проводилась по радиоисточникам ЗС-каталога. В каждом сеансе, как правило, записывалось не меньше пяти калибровочных источников. Все оценки плотностей потоков сделаны в шкале Келлерманна (Kellermann, 1964). Типичная погрешность оценок плотности потока 20-25% для элонгации менее 40 и флуктуации потока больше фолуктуационной чувствительности антенны в заданном направлении (Артюх и Тюльбашев, 1996b; Артюх и др., 1998). Результаты наблюдений приведены в табл.И. 1 - интегральная плотность потока указана в колонке Su, плотность потока компактной (мерцающей) компоненты - в колонке SK.
На рис. II.3 для примера приведена аналоговая запись квазара СТА 102, который является одним из самых слабых мерцающих радиоисточников в выборке. На рисунке показана диаграмма направленности антенны. На рис. И.4 показана аналоговая запись СТА 21 (4С 16.09). Асимметрия мерцаний в этом случае вызвана мешающим расположенным рядом немерцающим радиоисточником 4С 16.10. Оценки интегральной плотности потока на 102 МГц и плотности потока компактной (мерцающей) компоненты для каждого источника выборки приведены в работах (Артюх и др., 1999; Тюльбашев и Черников, 2000; Tyul bashev & Chernikov, 2001).
Чтобы корректно построить спектры компактных компонент радиоисточников, нами была детально изучена структура каждого источника по опубликованным данным РСДБ-наблюдений. Дело в том, что радиоисточники, как правило, имеют сложную структуру. В квазарах и радиогалактиках обычно выделяют ядро и джеты, которые в свою очередь состоят из нескольких узлов, каждый из которых имеет различные плотности потока и спектральные индексы на высоких частотах.
Анализ структуры источника позволяет определить компоненты, спектр которых имеет максимум на высоких частотах. Излучение таких компонент не может доминировать на частоте 102 МГц, следовательно, в данном случае их можно исключить из дальнейшего рассмотрения. Мы также исключали из рассмотрения компоненты, имеющие относительно малые плотности потока и плоские спектры. Среди оставшихся компонент мы определяли, какая из них имеет сравнительно большую плотность потока и крутой спектр. Таким образом, анализ структуры источника позволяет определить компоненты, излучение которых на частоте 102 МГц является определяющим.
Стоит отметить, что при подобном анализе необходимо учитывать и характеристики телескопов, с помощью которых построены карты источников. Так, например, при наблюдениях с интерферометром протяженные области могут оказаться полностью разрешенными на высоких частотах, а на частоте порядка 100 МГц их вклад в интегральную плотность потока может оказаться определяющим. Также мы выбирали из литературы оценки угловых размеров компактной компоненты с максимально возможной точностью, поскольку этот параметр наиболее сильно влияет на получаемые в конечном результате оценки физических параметров.
Свойства спектров неоднородных источников синхротронного излучения
Для некоторых источников были получены оценки физических параметров в разных компонентах источника, поэтому в таблице эти компоненты обозначены буквами С, Ю, В, 3 (северная, южная, восточная, западная). Из таблицы видно, что в большинстве случаев оценки относятся к линейным масштабам L 100 пк.
Очень важно отметить, что аномально завышенные оценки напряженности магнитного поля (отмеченные в таблице знаком « » -например, 105 Гс для ЗС 190) связаны с завышением угловых размеров источников. Для многих источников имеются лишь скудные данные об угловых размерах компонент, и для некоторых из них характерный угловой размер исследуемой детали, определенно, является лишь верхней оценкой. Возможной причиной получения завышенных оценок является также неточное знание спектра источника. Например, в спектрах источников ЗС 298 и ЗС 454 мы фактически имеем единственную и довольно спорную точку в области завала и при реальном отсутствии завала оценки физических условий становятся некорректными. В случае источников с аномально низкой напряженностью магнитного поля (отмеченные в таблице знаком « » - например, 10" Гс для СТА 102) мы имеем дело с объектами, в которых излучающее вещество движется к наблюдателю с релятивистской скоростью. Доплеровское уярчение приводит к завышенной оценке плотности потока и, как следствие, к занижению оценки Н. На релятивисткое движение области излучения говорят и наблюдаемые «сверхсветовые» разлеты в этих радиоисточниках.
Наибольшую погрешность в оценку напряженности магнитного поля вносит погрешность углового размера исследуемого радиоисточника. Точность определения плотности потока на метровых волнах составляет 10-20%, что приводит к погрешности 50% в оценке Н. Величина же частоты наблюдений v всегда известна с большой точностью (не более 1%), поэтому она практически не вносит вклада в погрешность Н.
Из табл. И.4 видно, что энергии магнитного поля и релятивистских частиц значительно отличаются друг от друга. Равнораспределение энергий наблюдается только у 8 источников из 42 (3С 119, ЗС 138, 3С 237, северная компонента ЗС 268.3, ЗС 286, 4С 29.56, 4С 31.04, 4С 32.44). В большинстве случаев напряженности магнитного поля меняются в пределах от 10 Гс до 10 5Гс.
Еще раз стоит подчеркнуть, что в методе оценки физических параметров, описанный во второй главе данной работы, не используется предположение о равнораспределении в радиоисточнике энергий частиц и магнитного поля, часто применяемое при подобных оценках.
Полученные нами оценки физических параметров относятся к компонентам, имеющим разную природу - это и ядра, и джеты, и уярчения в джетах. Безусловно, сравнивать физические параметры объектов разных классов довольно трудно. Однако стоит оговориться, что в нашем случае классификация компонент источников довольно условна. Для ряда объектов, например, сложно утверждать, является ли та или иная компонента ядром, а в некоторых случаях практически невозможно отделить радиоизлучения ядра от околоядерной части джета или диффузного гало. В целом же все исследованные нами детали источников объединяются одним общим свойством: это компактные (менее 1") околоядерные области, параметры которых позволяют судить о физических условиях в самих ядрах. Это позволило нам провести анализ полученных оценок для всей выборки в целом, не разделяя исследованные объекты на разные классы в зависимости от их природы.
На рис. И.9 представлены зависимости напряженности магнитного поля (слева) и плотности релятивистских электронов (справа) от линейного размера источника для всех галактик исследуемой выборки. На рис. 11.10 представлены те же зависимости для всех исследованных нами квазаров. Здесь и далее пустыми кружками обозначены источники, оценки физических условий в которых могут вызывать сомнения. Это источники, магнитные поля у которых либо больше 1 Гс, что представляется маловероятным, либо меньше КГ Гс, что меньше среднего магнитного поля в Галактике и тоже представляется маловероятным. Как видно из рисунков, напряженность магнитного поля и концентрация релятивистских частиц зависят от размеров источника, причем параметры зависимостей различны для галактик и квазаров. Для квазаров мы получили:
Для определения этих зависимостей мы использовали все полученные нами оценки, включая сомнительные. Необходимо отметить, что если концентрация ведет себя довольно естественным образом (тем выше, чем меньше масштаб детали), то поведение магнитного поля трудно объяснимо. Поле фактически отсутствует на малых линейных масштабах и начинает расти при увеличении линейных масштабов источника.
К сожалению, однозначно интерпретировать эти зависимости нельзя. Например, в случае квазаров мы можем иметь дело с проявлением эволюции источников: на больших z наблюдаются молодые компактные объекты, которые с течением времени увеличиваются в размерах, а в случае радиогалактик может сказываться эффект селекции: компактные радиоисточники наблюдаются лишь у близких галактик, так как в целом компактные источники в радиогалактиках существенно слабее, чем в квазарах.
Нами были также рассмотрены зависимости полученных оценок физических параметров от красного смещения источников. Явных зависимостей найдено не было, что может говорить об отсутствии указаний на эволюцию параметров вплоть до z = 2 + 3.
Оценка физических параметров ядер радиогалактик
Переменность радиозлучения внегалактических источников наблюдается на временных масштабах от долей секунды до нескольких лет. Это явление может быть вызвано как внутренними причинами (процессами, протекающими в самом источнике), так и внешними (процессами, не связанными с источником). Вариации интенсивности излучения на масштабах от долей секунды до нескольких минут довольно быстро были объяснены мерцаниями источников на неоднородностях плотности околосолнечной плазмы и мерцаниями на неоднородностях ионосферы Земли. Однако с объяснением переменности на больших временных масштабах возникли проблемы, часть которых неразрешена по сей день.
Много споров вызывает переменность на масштабах нескольких часов или дней. Существуют аргументы как в пользу внутренних ее причин, так и в пользу внешних причин. На данный момент объяснение переменности источников, вызванных мерцаниями на межзвездной плазме выглядит более убедительным. Не до конца выяснены причины и долговременной переменности (на масштабах нескольких месяцев и лет).
Переменность с характерным масштабом времени порядка сотни дней была впервые обнаружена Шоломицким в 1965 году у источника СТА 102, наблюдения которого были проведены на частоте 900 МГц (Шоломицкий, 1965). Спустя несколько месяцев после публикации Шоломицкого в работе (Dent, 1965) была отмечена переменность источника ЗС 273, выявленная по результатам наблюдений на частоте 8 ГГц.
В 1986 году Витцел и др. (Witzel et al., 1986) показали, что переменность внегалактических источников на временном масштабе дни или даже доли дня - явление массовое. Самый малый масштаб временной переменности (порядка нескольких часов), не связанный с ионосферой и межпланетными мерцаниями, отмечен у источника Л819+3845 (Dennetthorpe & de Bruyn, 2000).
Источникам с долговременной и коротковременной переменностью посвящено множество обзоров, из которых выделим работы (Altschuler, 1989; Bregman, 1990) по долговременной переменности и (Wagner & Witzel, 1995) по коротковременной переменности. В настоящее время принято считать, что долговременная переменность на частотах выше 1 ГГц вызвана процессами, протекающими внутри источника. В этом случае линейный размер областей источника, определяющих переменность, должен быть связан с характерным временем переменности. Например, если излучение источника переменно на масштабе 1 год, то линейный размер таких областей не должен превышать одного светового года.
В самом переменном источнике можно выделить две области. Первая примыкает непосредственно к ядру и в РСДБ-наблюдениях ее ассоциируют с ядром. Наблюдаемая плотность потока излучения этой области практически постоянна во времени. Вторая - область так называемой "вспышки", которую ассоциируют с разовым выбросом вещества из ядра. Физически эта область также недалека от ядра, и принято считать, что переменность связана именно с ней. Зная плотность потока источника и верхнюю оценку его угловых размеров, можно оценить нижний предел яркостной температуры в области вспышки. Оказывается, что у источников с масштабом переменности больше года эта температура близка к комптоновскому пределу (10 К). В случае источников с характерным масштабом переменности в несколько часов эта температура может на много порядков превышать комптоновский предел. Высокие яркостные температуры при этом объясняются тем, что выброс движется в направлении на наблюдателя с релятивистской скоростью, вследствие чего наблюдается доплеровское уярчение радиоизлучения.
Типичный размер области вспышки довольно мал. В последние годы проведены наблюдения, в которых были разрешены детали, определяющие долговременную переменность для нескольких источников (см., например, Fomalont et al., 2000). Линейные размеры этих деталей оказались порядка светового года.
В 1960 году И.С. Шкловский при исследовании остатков сверхновых предложил модель адиабатически расширяющегося источника, содержащего релятивистские частицы и магнитное поле (Шкловский, 1960). Эту же модель он использовал и при исследовании переменных внегалактических радиоисточников (Шкловский, 1965). Затем подобные модели подробно рассмотрели и другие авторы (Paulinyoth & Kellermann, 1966; Van der Laan, 1966). В работе (Van der Laan, 1966), в частности, описана форма кривой блеска источника и временная задержка между максимумами кривой блеска в зависимости от частоты наблюдения. Впоследствии эта теория была развита в работах (Marscher & Gear, 1985; Hughes et al., 1989; Hughes et al., 1989b; Hughes et al., 1991; Valtaoja et al., 1992).
В итоге в настоящее время принято считать, что в результате некоторого взрыва в центре галактического ядра рождается компактное образование - так называемый сгусток, который впоследствии адиабатически расширяется. Сразу после рождения сгустка плотность потока источника существенно увеличиватеся, а по мере расширения сгустка - постепенно уменьшается. Наблюдатель при этом видит вспышку, которая видна на разных частотах в кривых блеска исследуемого источника.
На сегодняшний день разработаны теории, объясняющие эволюцию сгустков, их влияние на форму кривой блеска и изменение со временем спектра источника. В то же время на ряд интересных вопросов, касающихся физики активных ядер галактик, до сих пор нет однозначных ответов. В частности, не ясно, каковы физические условия в этих областях и как они меняются со временем. В этом параграфе предпринята попытка показать, как можно оценить изменение физических условий в околоядерных областях во время вспышки, используя данные кривых блеска.
В 1 данной главы представлен обзор метода оценки напряженности магнитного поля и концентрации релятивистких частиц в радиоисточниках на основании анализа низкочастотных звалов их спетров. Однако использование этого метода при исследовании источников с долговременной переменностью затруднено. Это связано с тем, что в большинстве случаев невозможно оценить угловые размеры источников, поскольку отсутствуют соответствующие РСДБ-наблюдения. Необходимо также определить, как использовать кривые блеска и каким образом извлекать из них спектр исследуемой компоненты источника. Кроме того, применение этого метода осложняет наличие сверхсветовых разлетов в ядрах, на что указывают яркостные температуры, зачастую превышающие комптоновский предел.
