Содержание к диссертации
Введение
1 Релятивистские струи и их эволюция на суб-парсековых масштабах 22
1.2 VLB А измерения струй в активных галактиках на 15 ГГц: дашгые 23
1.2.1 Описание статистически полной МО J AVE выборки 23
1.2.2 Наблюдения и обработка данных 25
1.2.3 Морфология 31
1.3 Тонкая структура струй в активнвгх галактиках по резулвтатам VLB А измерений на 15 ГГц 34
1.3.1 Описание выборки, анализ которой проводится в 1.3 34
1.3.2 Дашгые функции видности 40
1.3.3 Моделирование и оценка параметров тонкой структурві 54
1.3.4 Гезулвтаты и их обсуждение 60
1.4 Кинематика струй на парсековвгх масштабах по даннвім VLBA мониторинга на 15 ГГц 77
1.4.1 Наблюдения и обработка даннвгх 77
1.4.2 Кинематика струй на парсековвгх масштабах 83
1.4.3 Общие характеристики кинематики струй в выборке МО J AVE . 94
1.5 Струя в радиогалактике Дева А с суб-парсековвгм разрешением 102
1.5.1 Наблюдения и построение изображения 102
1.5.2 Структура джета 102
1.5.3 Кинематика джета 105
1.5.4 Обсуждение 107
1.6 Открытие часовой переменности болвшой амплитуды в квазаре 1156+295
1.6.1 Современное состояние исследований быстрой переменности . 109
1.6.2 Наблюдения и анализ 110
1.6.3 Обсуждение 114
1.7 Заключение 116
2 Поисковый обзор компактных внегалактических радиоисточников 119
2.2 Отбор источников — кандидатов в поисковвій ГСДБ обзор 121
2.2.1 Метод на основе анализа мгновеннвгх широкодиапазоннвгх полнвгх радиоспектров 121
2.2.2 Популяция внегалактических радиоисточников 121
2.2.3 Отбор на основе неодновременных даннвіх измерений интегралвного радиоизлучения 122
2.3 VLBA наблюдения и их обработка 124
2.3.1 Наблюдения 124
2.3.2 Обработка даннвіх 125
2.4 Проверка метода отбора 128
2.5 S/X РСДБ каталог 129
2.6 Свойства источников полученного S/X РСДБ каталога 131
2.6.1 Плотноств фазоввгх калибаторов на небе с 8 > -40 131
2.6.2 Статистика основнвгх параметров каталога с 8 > —30 131
2.7 Заключение 134
3 Компактные релятивистские струи в радио и 7 диапазонах: тесная связь 137
3.1.1 Идентификация 7-источнкиов 137
3.1.2 Резулвтатві телескопа EGRET 138
3.1.3 Одновременнвіе измерения в радио и 7 139
3.2 Идентификация внегалактических объектов из обзора неба в 7-лучах телескопом Fermi LAT 139
3.2.1 Исполвзуемвій РСДБ каталог 139
3.2.2 Fermi LAT - РСДБ кросс-идентификация 139
3.2.3 РСДБ свойства отождествленнвгх 7-источников 143
3.3 РСДБ кинематика релятивистских струй в 7-ярких активнвгх галактиках 146
3.3.1 Сравнение ввіборок АЯГ из MOJAVE и детектированнвгх в LAT . 146
3.3.2 Обсуждение 149
3.4 Связв между радио- и 7-излучением акивнвгх галактик 150
3.4.1 Радио даннвіе и ввіборка источников 150
3.4.2 Резулвтатві 151
3.5 Углві раскрвіва струй и яркоств АЯГ в 7-лучах 157
3.5.1 Углві раскрвіва, полученнвіе в плоскости изображения 157
3.5.2 Углві раскрвіва, полученнвіе в (u,v) плоскости 159
3.6 Задержка между приходом радио и 7-излучения от компактнвгх струй активнвгх галактик 160
3.6.1 Радио/7 задержки в РСДБ ядрах 160
3.6.2 Положение областей, излучающих в 7-лучах 162
3.6.3 Обсуждение 164
3.7 Индивидуалвнвіе ядра 7-ярких активнвгх галактик на парсековвгх масштабах168
3.7.1 Поворот позиционного угла линейной поляризации ядер в квазаре 1502+106 и Сейфертовской галактике PMN J0948+0022 168
3.7.2 Локализация источника 7-вспышки в радиогалактике ЗС84 168
3.8 Заключение 174
4 Синхротронное самопоглощение в основании компактных струй 176
4.2 Измерения сдвига ядер 179
4.3 Физические и астрометрические приложения 185
4.3.1 Оценка физических свойств непрозрачного основания струи и поглощающей среды 185
4.3.2 Вспвпнки и сдвиг ядра 186
4.3.3 Эффект сдвига ядра и многочастотнвіе РСДБ исследования . 187
4.3.4 Радио-оптическое совмещение астрометрических положений . 189
4.4 Оценка физических параметров для двух индивидуалвнвгх источников . 193
4.4.1 Квазар ЗС 309.1 (1458+718) 193
4.4.2 Квазар 0850+581 195
4.5 Заключение 198
5 Широкодиапазонные спектры активных ядер галактик 200
5.2 Наблюдения мгновеннвгх спектров 550 компактнвгх внегалактических объектов в диапазоне 1-22 ГГц на радиотелескопе РАТАН-600 201
5.2.1 Ввіборка источников 201
5.2.2 Наблюдения 202
5.2.3 Обработка сканов и калибровка 204
5.2.4 Резудьтаты наблюдений 208
5.3 Переменноств широкодиапазоннвгх спектров 550 активнвгх ядер галактик 215
5.3.1 Наблюдения 216
5.3.2 Обсуждение 216
5.4 Анализ ввіборки внегалактических радиоисточниковWMAP на частотах 2.3-22 ГГц 221
5.5 “Транзиентнвіе” источники с пиком на Гигагерцах 224
5.6 Компактная струя в далеком квазаре PKS 0858—279 со спектром типа GPS 226
5.6.1 Свойства GPS квазара 0858-279 226
5.6.2 Обнаружение струи на парсековвгх масштабах 227
5.7 Спектралвное распределение энергии от радио до 7-ДЦапазона 232
5.8 Заключение 236
Заключение — основные результаты, выносимые на защиту 239
- Моделирование и оценка параметров тонкой структурві
- Отбор на основе неодновременных даннвіх измерений интегралвного радиоизлучения
- Сравнение ввіборок АЯГ из MOJAVE и детектированнвгх в LAT
- Радио-оптическое совмещение астрометрических положений
Введение к работе
Общая характеристика работы
Актуальность темы. Изучение галактик позволило выявить следующие основные процессы их активности: активность в ядре, обусловленная наличием сверхмассивной черной дыры, вспышка звездообразования в галактике, взаимодействие галактик. Работа связана с изучением первого процесса.
Современные представления об активных ядрах галактик предполагают наличие сверхмассивной черной дыры массой в миллиарды солнечных масс, которая подпитывается веществом и энергией из аккреционного диска ( ). Часть материи из диска преобразуется в коллимированные релятивистские выбросы, излучающие синхротронным механизмом в длинноволновой области электромагнитного спектра, высокоэнергичные фотоны генерируются механизмом обратного Комптон-эффекта.
Радиоастрономические исследования структуры ядер активных галактик и их переменности начались около 45-ти лет назад, но только в последние годы стало возможным получение полноценных, подробных и высококачественных радиоспектров и радиоизображений с высоким угловым разрешением для сотен внегалактических источников. Это произошло, в основном, по двум причинам: из-за улучшения чувствительности и углового разрешения новых радиотелескопов и создания многоантенных систем апертурного синтеза, включая VLBA NRAO (Very Long Baseline Array, США) и EVN (European VLBI Network, Европейская РСДБ сеть). Роль радиоастрономии в исследовании компактных объектов невозможно переоценить, так как именно методика радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами (РСДБ, ) позволяет достигать предельное угловое разрешение на Земле до долей миллисекунды дуги, а разработка и запуск космических радиотелескопов (VSOP/Halca, Радиоастрон/Спектр-Р) делает следующий качественный скачок в угловом разрешении.
Характеристики нетеплового спектра компактных ядер активных галактик, их переменность и наблюдаемые сверхсветовые движения в релятивистских струях успешно объясняются синхротронным механизмом излучения релятивистских частиц, ускоряемых в магнитном поле в окрестностях сверхмассивной черной дыры. Под релятивистской струей понимается узкий поток релятивистской плазмы, физические параметры которой, в общем случае, меняются во времени и пространстве. Представляет интерес выбор между конкретными физическими моделями возникновения и излучения релятивистских струй, исследование феномена быстрой переменности в радиодиапазоне, массово зарегистрированного в последние годы (см., например, ). Комплексные многочастотные исследования структуры и спектров, использующие наблюдения на РСДБ сетях и на одиночных антеннах, позволяют сделать количественные и качественные выводы о физике процессов в этих компактных объектах. Сейчас становится возможным
ВВЕДЕНИЕ проводить полноценный, значимый статистический анализ характеристик большого количества внегалактических объектов, наблюдаемых на одиночных антеннах и интерферометрах: спектров, компактной и протяженной радиоструктуры, их переменности и поляризации. Таким образом, астрономы получают возможность пользоваться мощным методом при комплексном изучении внегалактических объектов разных типов — статистически исследовать ранее недоступные большие выборки объектов на многих частотах и с высоким угловым разрешением.
Качественный скачок в исследовании природы релятивистских струй в активных ядрах галактик обязан осуществлению многодиапазонного подхода — изучению электромагнитного спектра синхро-комптоновского излучения струй в диапазоне от радио до гу. Это происходит благодаря появлению телескопов нового поколения, обладающих необходимой чувствительностью в малоизученных диапазонах — ультрафиолетовом, рентгеновском, гамма, ТэВ. Многие из этих новых инструментов — космические.
В настоящее время открываются новые увлекательные возможности для изучения феномена активных ядер галактик. С одной стороны, опубликованы массовые результаты космического телескопа 7-диапазона Fermi по наблюдениям активных ядер галактик. В диссертации представлены результаты анализа этих уникальных данных. С другой стороны, 18 июля 2011 г. произведен успешный запуск космического радиотелескопа Спектр-Р проекта наземно-космического радиоинтерферометра Радиоастрон (Kardashev 1997). Этот проект даст возможность исследовать тонкую структуру ядер активных галактик с небывалым угловым разрешением до десяти микросекунд дуги. Большой наблюдательный материал и анализ наземных РСДБ исследований, представленные в настоящей диссертации, будут использоваться для эффективного планирования миссии. Заметим также, что результаты диссертации будут полезны и для будущих новых миссий наземно-космических радиоинтерферометров.
Целью работы является комплексное многоволновое исследование релятивистских струй в ядрах активных галактик. Основу исследований образуют новые данные наблюдений, полученные с участием автора на радиотелескопе РАТАН-600, РСДБ системе апертурного синтеза VLBA, глобальной РСДБ сети, а также результаты наблюдений других авторов в различных диапазонах электромагнитного спектра. Наблюдаемые свойства исследуются с помощью статистического анализа и сравнения с численными и аналитическими предсказаниями известных моделей релятивистских струй.
Научная новизна. Новизна работы определяется тем, что все основные результаты, вынесенные на защиту, получены либо впервые вообще, либо впервые по столь большому количеству объектов в изученных выборках. В частности, получен долговременный ряд измерений суб-миллисекундной структуры более 200 внегалактических объектов на 15 ГГц с помощью системы VLBA. Более 1300 внегалактических объектов были впервые успешно продетектированы методами РСДБ. Была измерена их миллисекундная структура и коррелированный поток излучения. На одиночном радиотелескопе РАТАН-600 проведены измерения мгновенных широкополосных спектров в диапазоне 1-22 ГГц на шести частотах для более 500 компактных внегалактических радиоисточников. Каждый спектр на всех частотах измерен практически одновременно --в течение нескольких минут. На данный момент это наиболее короткий временной интервал шести-частотных измерений, использованный для наиболее полного массового обзора широкополосных спектров компактных внегалактических объектов. Систематически для полной выборки струй измерены на 15 ГГц яркостная температура, кинематика и ускорение видимого движения. Метод оценки величины потока излучения РСДБ компактных обла-
ВВЕДЕНИЕ стей по результатам анализа интегрального потока на одиночных антеннах предложен и апробирован в настоящей работе. Используя этот метод и измерения мгновенных спек-тров на РАТАН-600, в результате проведенного РС ДБ обзора на 2 и 8 ГГц плотность покрытия неба фазовыми калибраторами достигла величины, позволяющей проводить массовые эксперименты с применением относительной РСДБ астрометрии. Предложен метод идентификации 7-ярких объектов с использованием РСДБ каталогов. Найдена прямая статистически значимая корреляция фотонного 7-потока активных ядер галактик с плотностью радиопотока излучения их компактных струй. Статистически значимо локализована область генерации вспышек в 7-диапазоне. Продетектирована рекордная (40%) амплитуда быстрой переменности потока излучения компактного внегалактического объекта на 15 ГГц. Найдена прямая связь между свойствами быстрой переменности и РСДБ компактностью. Измерен эффект видимого сдвига РСДБ ядра с частотой для выборки 29 внегалактических объектов и показана важность его приложения для астрофизических и астрометрических РСДБ исследований. Уверенно продетектирован “контр-джет” в галактике Дева A (M87) и достигнут рекордный динамический диапазон РСДБ изображения на 15 ГГц - 15000:1. Получены массовые квазиодновременные спектры излучения активных ядер галактик от радио- до 7-диапазонов.
Научная и практическая ценность. Полученные результаты наблюдений и анализа ядер активных галактик могут быть использованы в дальнейших теоретических и экспериментальных исследованиях в области внегалактической астрофизики. Полученный список источников, для которых обнаружена незначительная разница между интегральным потоком излучения с площадки диаметром в миллисекунды дуги по данным VLBA и потоком, регистрируемым одиночными антеннами по данным РАТАН-600, рекомендуется к использованию для амплитудной калибровки и/или её проверки в рамках обработки РСДБ наблюдений. Обнаруженные РСДБ-компактные внегалактические объекты уже использованы для построения новой более точной инерциальной системы отсчета (ICRF2, см. IERS Technical Note 35), а также как опорные источники при геодезических РСДБ сеансах и фазовые калибраторы РСДБ наблюдений. Те из них, которые оказываются достаточно яркими в оптическом диапазоне, будут использоваться для привязки и независимой оценки ошибок радио (РСДБ - ICRF2) и будущей высокоточной оптической (по результатам астрометрического спутника GAIA) систем отсчета. Этот же список активно используется для идентификации Fermi объектов. Увеличение видимой плотности на небе открытых РСДБ-компактных объектов привело к увеличению точности РСДБ экспериментов относительной астрометрии. Измеренная величина видимого сдвига РСДБ ядра с частотой, а также метод по её учету, будут полезны для многочастотного РСДБ анализа релятивистских струй и для увеличения точности сравнения инерциальных систем отсчета, построенных на разных частотах в радиодиапазоне, а также при сличении радио (РСДБ) и оптических (космический проект GAIA) систем отсчета. Таблица с параметрами компактных источников на многих частотах на парсеко-вых и суб-парсековых масштабах используется при подготовке списков внегалактических объектов для наблюдений и калибровки РСДБ экспериментов, в частности, в рамках проекта космического интерферометра Радиоастрон — как для подготовки тестов, так и научной программы миссии. Данные наблюдений широкодиапазонных спектров на РАТАН-600 используются для проверки и/или калибровки наблюдений на одиночных антеннах, для отбора кандидатов в предельно компактные объекты с целью дальней- :
ВВЕДЕНИЕ ших измерений их в РСДБ-обзорах и для совместного анализа с данными, полученными на РСДБ-сетях и в многоволновых экспериментах от радио- до ТэВ-диапазона.
Личный вклад автора в совместные работы. Все работы из приведенного Списка публикаций по теме диссертации представляют результаты экспериментов и их анализа. Все, кроме работ ,,, выполнены в соавторстве, в период с 1997 по 2011 год. В основном, это РС ДБ и широкодиапазонные спектральные радиоизмерения, в которых автор принимал активное непосредственное участие на всех или ключевых этапах эксперимента: РСДБ-измерения с помощью международных многоантенных систем апертурного синтеза в США и Европе, и многочастотные спектральные наблюдения на радиотелескопе РАТАН-600 САО РАН (ст. Зеленчукская, КЧР, Россия). На защиту выносятся те результаты, в которых вклад автора диссертации был определяющим или сравнимым со вкладом соавторов. Конкретизация вклада:
Вклад диссертанта в РСДБ исследования состоял в определяющем или равном участии в постановке задачи, планировании эксперимента, калибровке данных для получения астрофизической информации, включая картографирование, анализе РСДБ результатов в области пространственных частот, статистическом анализе результатов, интерпретации и выводах, написании статей.
Во всех работах на РАТАН-600 автор: готовил и представлял в Комитет по тематике больших телескопов научные заявки на наблюдательное время; составлял круглосу-точные расписания наблюдений и электронные задания на установки радиотелескопа; участвовал в наблюдениях; обрабатывал измерения всех источников, кроме калибровоч-ных; строил мгновенные спектры по результатам обработки и калибровки измерений; участвовал с соавторами в анализе и интерпретации результатов и в написании статей.
Участие в работах по совместным многодиапазонным исследованиям (в том числе с орбитальной 7-обсерваторией Fermi, WEBT и другими телескопами во всем диапазоне электромагнитных волн — от радио до ТэВ): представление новых результатов наблюдений и анализа по избранным исследуемым источникам, выполненных на РСДБ-сетках и на РАТАН-600, обсуждение много-диапазонного анализа всех данных и его результатов, участие в написании статей. Определяющее или равное участие на всех этапах работ по радио-7 анализу больших выборок (более сотни) “радио-громких” активных ядер галактик.
Структура диссертации. Диссертация состоит из Введения, пяти Глав и Заключения. Содержит 95 рисунков, 24 таблиц, и библиографию из 382 наименований. Общий объем составляет 260 страниц, включая рисунки, таблицы и библиографию.
Апробация результатов. Результаты, изложенные в диссертации, обсуждались автором на семинарах Астрокосмического центра ФИАН (Россия), Отделения теоретической физики им. И.Е. Тамма ФИАН (Россия), Специальной Астрофизической Обсерватории РАН (Россия), Главной Пулковской Астрономической Обсерватории (Россия), На-циональной Радиоастрономической Обсерватории (Грин Бэнк и Шарлоттесвиль, США), Национального Аэрокосмического Агентства (NASA, Годдард, США), Физического фа-культета университета Purdue (США), ASTRON (Нидерланды), института Макса Планка по радиоастрономии (Германия), университета Тюбингена (Германия), Национальной Астрономической Обсерватории Японии (Япония), Космического Агентства Японии (JAXA, Япония), университета Ямагучи (Япония), университета Кагошима (Япония), университета Валенсии (Испания), на более 20 научных конференциях в СНГ и России, а также на более 40 международных научных конференциях, включая шесть конференций с приглашенными обзорными докладами. В частности, результаты диссертации
ВВЕДЕНИЕ обсуждались на следующих конференциях:
1. Всероссийские астрономические конференции, Санкт-Петербург (2001), Москва (2004),
Казань (2007), Нижний Архыз (2010). “Актуальные проблемы внегалактической астрономии”, Пущино (2002, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008, 2009). “International VLBI Service for Geodesy and Astrometry (IVS) 2008 General Meeting”, Санкт-Петербург, Россия (2008). EVN Symposium, Бонн, Германия (2002), Болонья, Италия (2008)
5. 202-ая конференция Американского Астрономического Общества, Нэшвиль, США (2003). “Blazar Variability workshop”, Майами, США (2005). “Challenges of Relativistic jets”, Краков, Польша (2006). “Extragalactic Jets: Theory and Observation from Radio to Gamma Ray”, Гирвуд, Аляска (2007).
9. IAU Symposium 248, “A Giant Step: from Milli- to Micro-arcsecond Astrometry”, Шанхай,
Китай (2007).
10. “Reaching Micro-Arcsecond Resolution with VSOP-2: Astrophysics and Technology”, Токио, Япония (2007). “The Fourth Workshop on Compact Steep Spectrum and GHz-Peaked Spectrum”, Ричи-оне, Италия (2008). “Радиовселенная с экстремальным угловым разрешением”, Москва, Россия (2008). “The Central Kiloparsec: Active Galactic Nuclei and Their Hosts”, Иэрапетра, Крит, Греция (2008). “Accretion and ejection in AGN: a global view”, Комо, Италия (2009). Fermi symposium II (2009: Вашингтон, США) и III (2011: Рим, Италия). “Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра”, Москва (2010).
Региональная конференция МАС Азиатско-Тихоокеанского региона, Чан Май, Таиланд (2011).
Опубликованные статьи, содержащие основные результаты диссертации, признаны, подтверждены независимыми исследованиями, часто цитируются в мире (более 1600 цитирований). Индекс Хирша ( ) на июль 2011 г. равен 26. Эта статистика приведена по данным базы астрофизических публикаций NASA ADS ( ).
Основные результаты, выносимые на защиту
Данная научно-квалификационная работа суммирует результаты по изучению природы релятивистских струй в активных ядрах галактик, полученные при качественном изменении подхода — от исследований отдельных объектов особого интереса к глубокому изучению больших статистически полных выборок компактных внегалактических объектов на многих частотах с линейным разрешением вплоть до суб-парсеков.
Основные результаты работы суммированы в Заключении диссертации
Содержание работы
Диссертация состоит из Введения, пяти Глав и Заключения.
ВВЕДЕНИЕ
Во Введении кратко рассмотрены основные представления о природе активных ядер галактик, их переменности, показана важность и перспективность исследований компактных внегалактических объектов современными методами, дана общая характеристика диссертации.
Моделирование и оценка параметров тонкой структурві
На Рис. 1.7 показаны для нашей выборки распределения плотности полного потока Stot из наблюдений одиночными антеннами и коррелированной плотности потока Sumes из наблюдений на длинных базах VLBA. Пик распределения по Stot соответствует нашему номинальному пределу на плотность потока 1.5 или 2 Ян (в зависимости от склонения). На обоих графиках хвост со стороны малых плотностей потока обусловлен переменностью, и в полной выборке 250 АЯГ (график слева) хвост также включает в себя результаты для некоторых галактик, представляющих особый интерес, однако не удовлетворяющих нашему критерию на плотность потока. На Рис. 1.8 показаны распределения “индексов компактности” на масштабах угловых секунд 5УЬВА/Я и на суб-миллисекундных масштабах — iS unres/SvLBA, а также индекса доминирования VLB A ядра
Многие источники из нашей выборки имеют значительный поток на пространствен-ных масштабах, соответствующих самым длинным базам VLBA. На нижнем левом графике Рис. 1.7 мы видим, что более 90% источников имеют плотность неразрешенного потока больше 0.1 Ян на проекциях баз длиннее 360 MX, а на среднем левом графике Рис. 1.8 показано, что 68% источников имеют медиану Sunres/SVLBA 0.5. В Табл. 1.3.3 для каждого источника перечислены плотности потока и результаты модельной подгонки (а также другая информация) на эпоху, в которую неразрешенная плотность потока Sumes была максимальна. Эти данные представляют ценность для разных приложений, включая планирование будущих РСДБ наблюдений с использованием наземных и наземно-космических баз. Для 163 из этих источников, медианное значение плотности Комментарий. — Табл. приводит параметры только на одну эпоху для каждого источника. Результаты для всех эпох наблюдения можно найти в электронной версии Astronomical Journal, Kovalev et al. (2005), http://iopscience.iop.org/1538-3881/ 130/6/2473/dataf ile2.txt. В колонках представлено: (1) IAU имя источника; (2) эпоха наблюдения (ГГГГ/ММ/ДД); (3) полная плотность потока, измеренная антенной с заполненной апертурой и интерполированный на эпоху из колонки (2) (Ян); (4) интегральная плотность потока (CLEAN) с карты SVLBA (Ян); (5) коррелированная плотность потока, измеренная на максимальных проекциях базы интерферометра SunTeB (Ян); (6) как исключение из правила, мы представляем в этой колонке медианное значение SvLBA/ S tot по всем эпохам из-за того, что SvLBA/ S tot слабо переменен; (7) плотность потока ядра Score (Ян); (8) полная ширина по половине мощности для большей оси VLBA ядра 6 maj (миллисекунды дуги); (9) то же самое для меньшей оси ядра 0min (миллисекунды дуги); (10) яркостная температура VLBA ядра в системе отсчета источника (K); (11) позиционный угол направления струи PAjet (градусы), определенный как медиана позиционного угла первого компонента струи относительно положения ядра за все эпохи; (12) количество эпох наблюдения источника / количество эпох наблюдения источника, в которые ядро было найдено неразрешенным хотя бы по одной оси.
Использовалось более двух компонент для моделирования структуры объекта. потока от наиболее компактного компонента больше 0.5 Ян. Мы сравнили измеренные величины SVLBA и Stot. Рис. 1.8 показывает, что нет значительных систематических ошибок между шкалами плотностей потока, построенными независимо на инструментах VLBA, РАТАН-600 и UMRAO. Медианное значение индекса компактности на масштабах угловых секунд SVLBA/Я равен 0.91 для полной выборки и 0.93 - для выборки MOJAVE. Это говорит о том, что у большинства источников VLBA карта содержит почти всю плотность потока. Некоторые источники имеют видимую компактность на масштабах угловых секунд SvLBA/Stot 1. Наиболее вероятно, что это обусловлено переменностью источников и неодновременностью наблюдений на VLBA и одиночной антенне. Источники с индексом компактности близким к 1 (см. Табл. 1.3.3) хорошо подходят в качестве калибраторов для других VLBA наблюдений.
Кривыми на Рис. 1.9 показаны средние амплитуды видности в зависимости от проекций интервалов пространственных частот, усредненные по всем источникам из выборки MOJAVE и усредненные отдельно по квазарам, лацертидам и активным галактикам из выборки MOJAVE. Значения параметров моделей двух Гаусс-компонентов, наилучшим образом описывающих наблюдения, перечислены в Табл. 1.6 для каждой из кривых средней видности.
Объекты с оптической классификацией “активные галактики”, в среднем, имеют относительно слабое VLBA ядро и наименее компактны на масштабах как угловых секунд (Рис. 1.8), так и суб-миллисекунд (Рис. 1.8 и 1.9 и Табл. 1.6). Обстоятельство, что относительный вклад протяженного компонента (то есть струи) значительно больше для активных галактик, согласуется с унифицированными схемами, в которых радиогалактики наблюдаются под большими углами к лучу зрения, чем лацертиды и квазары (см., например, Antonucci et al. 1987, Antonucci 1993, Urry & Padovani 1995, Wills 1999). Последние имеют большие Доплер-факторы, излучение их ядер более релятивистски усиленно. Тест Колмогорова-Смирнова подтверждает, что и для полной выборки и для выборки MOJAVE для параметра компактность на масштабах угловых секунд (SVLBA/Stot) или суб-миллисекунд (Sunres/SVLBA) очень мала вероятность того, что активные галактики имеют то же родительское распределение, что и квазары или лацертиды. По индексу доминирования ядра Score/SVLBA эта вероятность меньше 2%. При сравнении лацертид и квазаров, критерий Колмогорова–Смирнова не позволяет сделать окончательный вывод. Однако Рис. 1.9 и Табл. 1.6 показывают, что лацертиды в среднем даже более компактны на суб-миллисекундах, чем квазары.
Наша выборка не показывает значимой зависимости индекса компактности на суб Невзвешенное усреднение видности в зависимости от проекции базы на картинную плоскость для выборки MOJAVE. Нормировка проводилась по значениям видности для проекции 25 MЛ. При расчетах использовались значения видности для эпох с мак-симальной коррелированной плотностью потока, измеренной на максимальных РСДБ базах. Вертикальные линии показывают формальную статистическую ошибку усреднения ±1 т, горизонтальные — интервалы значений (всего 10 бинов). Линии показывают результат подгонки двухкомпонентной модели с Гауссовым распределением яркости. См. параметры моделей для разных классов объектов в Табл. 1.6. миллисекундных масштабах SWes/iSvLBA от красного смещения, хотя несколько сильно разрешенных источников -- это, в основном, активные галактики на малых красных смещениях.
Horiuchi et al. (2004) опубликовали рисунок, похожий на Рис. 1.9, основанный на наблюдениях VLBA и VSOP на 5 ГГц 189 радиоисточников, которые покрывают диапазон пространственных частот, сравнимый с нашим диапазоном у данных VLBA на 15 ГГц. Они нашли, что средняя видность в интервале от 400 до 440 M равна 0.21–0.24. Для 116 источников, общих для двух выборок (см. Табл. 1.3.1), мы нашли среднюю видность на 15 ГГц, равную примерно 0.6. Излучение компактного компонента доминирует на 15 ГГц ( 75%, см. Табл. 1.6), но не на 5 ГГц (40%, Horiuchi et al. 2004). Это отражает тот факт, что наблюдения на 5 ГГц обнаруживают больший вклад от крутого спектра оптически тонких протяженных компонент. Выборки обзора VSOP на 5 ГГц и нашего VLBA на 15 ГГц не идентичны, но указанный результат подтверждается, если использовать для сравнения только подвыборку перекрывающихся источников из обзора VSOP Pearson–Readhead (Lister et al. 2001, Horiuchi et al. 2004).
Отбор на основе неодновременных даннвіх измерений интегралвного радиоизлучения
Идентификация деталей струй в разные эпохи В большинстве случаев процесс идентификации деталей струй в разные эпохи прошел сравнительно просто, благодаря медленной эволюции источников. Мы провели дополнительные проверки на непре-рывность во времени плотности потока и яркостной температуры, для подтверждения кросс-идентификаций. Однако в некоторых случаях ситуация осложнялась по разным причинам: 1) недостаточное покрытие по временным частотам, 2) детали струй имели экстремально большие угловые скорости и/или очень быстро затухали, 3) высокий темп рождения компонентов, 4) струи с образованиями очень малых размеров (возможно, искривленной формы), находящимися на или под уровнем углового разрешения VLB A и 5) струи одновременно содержали движущиеся и почти неподвижные детали. В работе Piner et al. (2007) обсуждается как недостаточная временная выборка часто может приводить к ошибочной идентификации компонентов и неправильным оценкам видимых скоростей струй в АЯГ.
В Табл. 1.9 мы перечисляем все надежные компоненты, которые имеют явную идентификацию по крайней мере по 5 эпохам. Отметим, что, хотя некоторым деталям в списке всех промоделированных компонентов (Табл. 1.8) были присвоены в разных эпохах одинаковые ID номера, только те из них, которые перечислены в Табл. 1.9, имеют надежную кросс-идентификацию.
Для восьми источников мы не смогли обоснованно определить скорости струй: 0109+224, 0235+164, 0727-115, 0742+103, 1124-186, 1324+224, 1739+522 и 1741-038. Три из них были очень компактными, со слабо разрешаемой структурой (см. 1.2.3). Источники 0235+164, 1324+224 и 1741-038 были чрезвычайно компактны, без измеренных компонентов на масштабах более 0.4 mas. Компоненты, которые мы наблюдали, имели значи-тельный разброс моделированных положений, из которых ни одно не было надежным. С учетом того, что структуры этих струй имели угловые размеры, сравнимые или менее размера диаграммы направленности, мы не можем привести надежных верхних пределов на их видимые скорости. Их кинематика может быть лучше исследована в наблюдениях на более коротких длинах волн в наземных и/или космических РСДБ экспериментах, характеризующихся лучшим угловым разрешением. Другие пять струй, для которых было невозможно надежно измерить скорости, следующие: 0109+224, 0727-115, 0742+103, 1124-186, 1739+522.
Ошибки параметров моделирования Ошибки параметров отдельных Гауссовых компонентов на VLBA изображениях сложно определять из-за нелинейной зависимости от степени заполнения (u,v) плоскости, теплового шума и близкого соседства рассмат-риваемых компонентов с другими деталями джета.
Данные, описывающие зависимость положения деталей струи от времени, аппроксимируются кривыми, соответствующими линейному движению без ускорения и движению с ускорением, описанному в 1.4.2, по методу \2 (Press et al. 1992). Хорошо известны трудности получения надежных и статистически точных ошибок положений компонентов непосредственно из интерферометрических данных независимо по каждой эпохе.
Поэтому мы используем методику из работы Homan et al. (2006a), в которой изначально предполагаются равные веса для всех точек, используемых для аппроксимации, а затем однородно масштабируются их веса таким образом, чтобы Х2 = Npoints - Nparameters.
В дополнение к ограничению, связанному с равными весами для всех точек, используемая методика имеет тот недостаток, что окончательное, минимальное значение %2 фиксировано на величине, равной количеству степеней свободы, и поэтому не может быть использовано для проверки качества выбранной модели движения. Однако, если предположить, что применяемая модель действительно описывает данные, описанный подход позволяет получать оценки ошибок для всех модельных параметров.
Мы исследовали разброс измеренных положений компонентов вокруг значений, по-лучаемых в модели собственного движения, обеспечивающей наилучшее согласие. Напомним, что модель движения была либо линейной моделью с постоянной скоростью, либо с ускорением, если измеренное ускорение было 3а. Оценки типичных ошибок положений компонентов приведены в двух последних столбцах Табл. 1.9. На Рис. 1.17 изображено распределение этих ошибок положений по ж и у. Распределения для х и у настолько похожи, что мы совместили данные при построении Рис. 1.17. Мы нашли, что наиболее вероятная позиционная ошибка лежит в диапазоне 0.04 — 0.06 mas, и 68% компонентов имеет рассчитанную позиционную ошибку 0.12 mas, а 95% — 0.29 mas.
Альтернативный способ оценки ошибок положений компонентов (например, Piner et al. 2007) заключается в рассмотрении разницы между результатами моделирований наблюдений двух и более эпох, близких во времени, при условии, что струя обладает примерно одинаковой структурой в эти эпохи. Мы проделали такой анализ для 10 пар и одной тройки эпох для нескольких источников MOJAVE. Эпохи наблюдения были разделены не более семью днями и характеризовались сопоставимым качеством данных. С учетом самого быстрого собственного движения в каждом источнике, предсказываемое реальное движение компонентов между эпохами для каждой пары было менее 0.01 mas для всех источников, за исключением лацертиды, в которой было оценено смещение в 0.04 mas. Таким образом, разница смоделированных положений компонентов между эпохами яви-лась эффективной оценкой ошибки положения компонентов.
Распределение разниц положений отдельных модельных компонентов характеризуется узким центральным пиком в нуле с Гауссовой формой и не-Гауссовыми хвостами, простирающимися примерно до 0.6 mas. Если рассмотреть их х координату (прямое восхождение), примерно 68% компонентов имеет ошибку определения положения менее 0.08 mas или, примерно, 10% диаграммы направленности. В направлении у (склонения) примерно 95% компонентов имеет ошибку положения меньше 0.33 mas (примерно 30% диаграммы направленности).
Мы обнаружили, что точность определения положения зависит от размера компонента и, в некоторой степени, от плотности потока от него (то есть, от отношения сигнала к шуму). Распределение разниц положений, измеренных в единицах размеров компонентов, свернутое с размером диаграммы направленности, очень близко к Гауссиане. Для протяженных компонентов, доверительная граница на уровне 68% (95%) равна 7% (22%) от размеров компонентов, свернутых с диаграммой направленности. Для точечного источника или компонента, моделируемого дельта-функцией, с хорошим отношением сигнала к шуму, ошибка положения на уровне 1-а меньше одной десятой размера диаграммы направленности. Эти оценки ошибок положений согласуются с ошибками, полученными в результате моделирования нескольких близких по времени наблюдений по методу, описанному выше.
Сравнение ввіборок АЯГ из MOJAVE и детектированнвгх в LAT
Принимая в расчет, что Доплеровски-усиленная релятивистская струя в M87 имеет односторонний вид до килопарсековых масштабов, отсутствие каких бы то ни было ясных движений во внутреннем джете немного неожиданно. Мы измерили, что отношение плотностей потока джета и контр-джета равно величине между 10 и 15 (в 2000 году) на расстояниях между 0.5 и 3.1 mas от ядра, и равно как минимум 200 на большем удалении, между 3.1 и 6.0 mas. Предполагая, что струя по своей природе двусторонняя и симметричная, и что скорость потока релятивистской плазмы соответствует скорости движения видимых структур, максимальная наблюдаемая скорость арр = 0.026 ± 0.004 должна бы означать примерное равенство видимых потоков излучения от джета и контр-джета для широко принятых значений углов зрения 40 (например, Owen et al. 1989, Reid et al. 1989). Если джет и контр-джет симметричны по своей природе и направлены под углом 30-40 к лучу зрения, тогда из наблюдаемого отношения плотности потока джета и контр-джета следовало бы значение внутренней скорости потока от 0.5 до 0.6 между 0 и 3.1 mas от ядра и увеличивается до 0.9 дальше, чем 3.1 mas. Также отметим, что довольно малое отношение скоростей джета и контр-джета (Табл. 1.10), менее 2.5, не согласуется с простыми моделями релятивистского усиления. Мы делаем вывод, что либо внутренний джет по природе своей асимметричен, либо отсутствуют движущиеся детали внутри быстро текущей плазмы, которые можно было бы продетектировать.
Этот фильм показывает эволюцию джета с 1999 по 2007 г. Он доступен в электронной версии Astrophysical Journal. Карты до 1999 г. имеют более высокий уровень шума, поэтому они не были включены. Версия фильма, включающая наблюдения до настоящего момента, а также журнал наблюдений, FITS файлы с изображениями и функциями видности можно найти в web базе данных http://www.physics.purdue.edu/MOJAVE/sourcepages/1228+126.shtm ванием релятивистских джетов (Aloy et al. 2000, Perucho et al. 2007) и может быть проявлением нестабильности Кельвина-Гельмгольца, которая присутствует во внегалактических джетах и на килопарсековых (M87б Lobanov et al. 2003) и на парсековых масштабах (3C273, Lobanov & Zensus 2001). Уярчение к краю может быть особенно выраженным, если угол раскрыва джета больше, чем угол наблюдения струи (Gopal-Krishna et al. 2006), и тем более, если есть градиент скорости поперек джета. Двухкомпонентная модель “сердцевина-оболочка” была предложена для объяснения наблюдаемого сильного ТэВ-ного излучения от лацертид, у которых обнаруживается медленное видимое движение радио джетов (Chiaberge et al. 2000, Piner & Edwards 2004, Giroletti et al. 2004). Stawarz & Ostrowski (2002) и Ghisellini et al. (2005) рассмотрели двухкомпонентную струю с быстрой сердцевиной, испускающей гамма-излучение механизмом обратного Компто-новского рассеяния на радиофотонах из окружающего слоя (оболочки). Модели типа “сердцевина-оболочка” также обсуждались в работах Bridle (1996), Swain et al. (1998), Attridge et al. (1999), Laing & Bridle (2002) и Cohen et al. (2007a). Центральный зазор, видимый на наших VLBA картах M87, а также наблюдаемое ТэВ-ное излучение (Aharonian et al. 2006, и упоминавшиеся выше) в сочетании с отсутствием измеряемого движения внутри центрального 1.6 пс ( 1.5.3), видимо, говорят в пользу двухкомпонентной модели.
Недавно опубликованное обнаружение сильного переменного ТэВ-ного излучения от M87 (Aharonian et al. 2006) также представляет собой трудность, так как если излучающая плазма не имеет большой Доплер-фактор, энергетические потери на рождение 7 —7 квантов должна приводить к подавлению гамма-излучения (например, Dondi & Ghisellini 1995). Хотя мы не находим никаких свидетельств в пользу быстро движущейся струи в M87 вблизи центральной машины, наблюдаемое ТэВ-ное излучение может объясняться в рамках модели двойного слоя с быстрым внутренним джетом и более медленно движущимся внешним слоем (Ghisellini et al. 2005). В такой картине, внутренний джет усилен в сторону от нас и поэтому не виден на VLBA изображениях; мы наблюдаем только более медленный внешний слой. Однако, даже медленный внешний слой должен двигаться по крайней мере с /3 0.5-0.8, чтобы согласовать отношение плотностей потока джета и контр-джета, как уже обсуждалось выше.
Cheung et al. (2007) утверждают, что не основание джета, а сверхсветовая деталь HST-1, локализованная на расстоянии более 100 пс по джету, может быть источником ТэВ-ного излучения в M87. Далее, они высказывают предположение о том, что активность блазаров вообще может быть не связана с областями вблизи центральной машины, как это принято считать. Если это так, можно было бы ожидать увидеть структуру на малых масштабах в детали HST-1 на 2 см. Chang et al. (2010) провели специальное ши-рокопольное РСДБ картографирование данных обзора MOJAVE, дополнив их данными VLBA+Y1 2000 года, обсуждаемыми в этом параграфе. Они смогли продетектировать вспышку в детали HST-1 на большом удалении от ядра. Однако компактной детали в излучении HST-1 обнаружено не было, радиоспектр ее излучения оказался крутым (без завала / плоской части, ожидаемой для случая синхротронного самопоглощения). Таким образом, Chang et al. (2010) гипотезу о блазарной природе детали HST-1 в струе M87 не поддержали. Aharonian et al. (2006) комментирует это следующим образом: источник ТэВ-ного излучения в HST-1 означал бы нереально малый угол раскрыва для источника энергии, в предположении, что источник был расположен в основании струи. А Acciari et al. (2009) удалось вообще увидеть прямую корреляцию между более поздней вспышкой в M87 в диапазоне ТэВ и вспышкой в РСДБ-компактном ядре на 7 мм.
Часовая переменность (Intraday variability, IDV) компактных, радио-активных АЯГ на сантиметровых длинах волн была впервые открыта в середине 80-х годов (Witzel et al. 1986, Heeschen et al. 1987). Обширно исследовались два механизма часовой переменности источников, внутренний и внешний (см. обзор Wagner & Witzel 1995). Детектирование временных задержек между моментами прихода профилей переменности на далеко разнесенные телескопы, а также наблюдаемая годовая модуляция характерного времени переменности привели к выводу о том, что межзвездное мерцание (interstellar scintillation, ISS) является причиной вариаций плотностей потока на масштабах часа, наблюдаемых в трех наиболее выраженных IDV источниках PKS 0405-385 (Jauncey et al. 2000), J1819+3845 (Dennetthorpe & de Bruyn 2002, 2003) и PKS 1257-326 (Bignall et al. 2003, 2006). Свидетельство в пользу межзвездного мерцания как причины часовой переменности источников было также найдено в источниках 0917+624 (Rickett et al. 2001, Jauncey & Macquart 2001, Fuhrmann et al. 2002), PKS 1519-273 (Jauncey et al. 2003) и J1 128+5925 (Gabanyi et al. 2007). Это дало возможность исследовать и мелкомасштабные пространственные флуктуации межзвездной среды, и структуру компактных радио источников на масштабах микросекунд. К сожалению, количество экстремальных быст-ропеременных источников, наиболее подходящих для изучения, мало. Экстремальными источниками мы называем источники, показывающие переменность на временах порядка нескольких часов или меньше, у которых индекс модуляции более 10%. В данной Главе мы расскажем о случайном открытии быстропеременного источника с очень большой амплитудой переменности в квазаре 1156+295 с характерными временами переменности короче 3 часов. Это открытие также необычно в том отношении, что оно было сделано в результате РСДБ эксперимента.
Радио-оптическое совмещение астрометрических положений
Непосредственное сравнение этих двух величин, строго говоря, неправомерно, так как наши измерения не выполнялись для полной выборки. Надо отметить, что несоответствие между предсказанным и измеренным значениями может быть легко устранено, если разрешить малые вариации модельных параметров (то есть варьируя среднюю светимость выборки, как проиллюстрировано в Табл. 4.2). При этом максимальная измеренная величина сдвига ядра между 2.3 и 8.4 ГГц может быть легко объяснена в рамках 1-а отклонения от среднего в выборке компактных струй с Гауссовым распределением Лоренц-факторов, характеризующимся (Tj) = 30 и аг = 10.
Непосредственно из Табл. 4.2 можно видеть, что средние сдвиги между радио и оптическими полосами сравнимы по величине с позиционной точностью РСДБ и GAIA и значительно превосходят точность SIM. Эти числа, хоть и не окончательные и модельно-зависимые, указывают на то, что сдвиги ядер должны детально исследоваться и учитываться, прежде чем проводить привязку между ICRF и системами отсчета, разработанными GAIA и SIM.
Для достижения этой цели должна быть разработана скоординированная программа, направленная на определение первичной опорной выборки внегалактических объектов (Primary Reference Sample, PRS), которые будут использоваться для радио-оптического совмещения систем отсчета и для исследования величин и переменности сдвигов ядер в этой выборке. Это потребует проведения многочастотных и многократных РСДБ наблюдений источников из первичной опорной выборки с тем, чтобы измерить сдвиги ядер и наблюдать их переменность за время, сравнимое с длительностью миссий GAIA и SIM. Понадобятся дополнительные РСДБ наблюдения выборки одновременно с оптическими.
Точность определения оптического положения ядра из радио измерений может быть оценена следующим образом. Рассмотрим N - 1 измерений сдвигов ядер между N радио частотами (у і,..., VN). Положение ядра на некоторой частоте может быть определено из меры сдвига ядра Пгг, (cм. определение в Lobanov 1998b) при том, что Пгг, const для всех измерений (это дает гарантию того, что точность экстраполяции не будет зависеть от той длины волны, к которой экстраполируется положение ядра). Ошибку ov можно оценить из формулы где сі — точность позиционного измерения на самой низкой частоте v\ для рассматриваемых данных. Для типичных РСДБ измерений (SNRcore 500, SNRjet 100) диапазон частот охватывает четыре полосы от 8 до 43 ГГц. Оцениваем ov 0.05 mas при привязке положения ядра к оптически тонкой детали струи (измерения на 2 и 5 ГГц могут все же потребоваться для мониторинга Пгг, на более низких частотах и проверки того, что она не переменна). Для относительных астрометрических РСДБ измерений с привязкой по фазе, мы получаем av 0.04 mas, учитывая, что измерения проводятся на четырех частотах между 5 и 22 ГГц и что относительные позиционные ошибки имеют типичные значения, опубликованные в работе Fomalont (2005) для случая одного фазового калибратора на расстоянии 3 от исследуемого источника. Эти оценки показывают, что экстраполяция сдвигов ядер к оптическим длинам волн может быть совершена с точностью, необходимой для астрометрических приложений.
Если не учитывать эффект сдвига ядра, достижение запланированной точности при радио-оптическом совмещении потребует увеличения в количество раз числа опорных источников. Используя средний радио-оптический сдвиг ядра из Табл. 4.2, мы оцениваем этот фактор как 3.5 и 4.5 при совмещении системы отсчета ICRF с системой GAIA и SIM, соответственно. Эти величины можно уменьшить на приблизительно 20 процентов, если индивидуальные радио-оптические сдвиги положений будут взвешиваться в соответствии с направлением радио струи, вдоль которого ожидается смещение ядра (см., например, Kovalev et al. 2005). Но даже тогда потребуется значительное увеличение количества опорных источников для достижения необходимой точности совмещения систем отсчета.
В настоящем разделе мы хотим продемонстрировать два примера применения эффекта сдвига видимого ядра для многочастотных измерений. Оба этих объекта наблюдались на системе апертурного синтеза VLBA в программах диссертанта (Kovalev et al. 2008b,c).
Возможный значимый сдвиг ядра в квазаре с крутым спектром 1458+718 обсуждался Ros & Lobanov (2001). Мы провели на VLBA сеанс в 2006 году, в рамках которого были получены карты этого квазара на частотах от 1.4 до 15 ГГц (Рис. 4.10). Результаты многочастотных измерений видимого сдвига ядра по методике самопривязки, описанной в 4.2, представлены на Рис. 4.11. Для оценки физических параметров в рамках модельных предположений, описан-ных в начале этой Главы и в Lobanov (1998b), мы примем следующие параметры струи: Лоренц-фактор jet = 5, угол наблюдения струи tfjet = 20, угол раскрыва ф = 2 и спектральный индекс оптически прозрачного излучения струи а = —0.6. В этом объекте величина относительного сдвига гг, (Lobanov 1998b) может оказаться немного испорченной эффектом блендирования на частотах ниже 5 ГГц. В этой связи, для оценки параметров струи мы решили использовать только измерения на частоте 5 Ггц и выше. Применяя модель и метод, описанные в Lobanov (1998b), а также результаты измерений сдвига ядра, мы определяем следующие основные параметры струи в районе ее основания.
Мы используем измерения на 5, 8 и 15 ГГц и оцениваем расстояние от видимого РС ДБ ядра на 15 ГГц до центральной сверх-массивной черной дыры в 5 ± 2 пк. Величина магнитного поля на расстоянии 1 пк от центрального ядра оценивается как 2.3 ± 0.5 Гс, предполагая плотность электроов Ne = 17,000 см"3 (Kus 1993). Полученная величина напряженности магнитного поля сравнима с величиной магнитного поля, рассчитанной из условия равнораспределения энергии поля и частиц, Вщ = 1.7 ± 0.8 Гс. Данные оценки соответствуют величине рассчитанного нами магнитного поля в видимом ядре на 15 ГГц: 0.1 ± 0.2 Гс. Cинхротронная светимость оценивается нами как Lsyn = (1.4 ± 0.3) х 1046 эргс-1, для компактной неразрешенной части струи. Макси-мальная истинная яркостная температура предсказывается для данной области струи на уровне (8 ± 6) х 10й K, что предполагает серьезные потери энергии за счет эффекта обратного Комптона.
