II

II. РЕЗУЛЬТАТЫ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ И ТЕОРЕТИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

*) Обозначены наиболее важные результаты, представленные на обсуждение и утверждение ученого совета Института. Важнейшие результаты научных исследований, рекомендованные ученым советом Института космических исследований в отчет РАН, доклады Президента РАН и академика-секретаря ОФН отражены в разделе V.

2.1. Фундаментальные и прикладные научные исследования в области астрофизики и радиоинтерферометрии

Тема ВСЕЛЕННАЯ. Исследования в области астрофизики высоких энергий, теоретической физики и наблюдательной космологии. Научный руководитель Академик Р.А. Сюняев

1. Теоретические и экспериментальные исследования в области астрофизики высоких энергий за 2003 год

Определение параметров спектра мощности возмущений плотности по данным о скоплениях галактик

По данным наблюдений близких скоплений галактик создана статистически полная подборка из 50 скоплений на красных смещениях z<0.1. Для каждого скопления точно измерена масса барионной составляющей (т.е., межгалактический газ + звездное вещество галактик), и таким образом построена функция масс барионной компоненты близких скоплений. С использованием разработанного метода, наблюдаемую функцию масс барионной компоненты можно непосредственно аппроксимировать космологическими моделями, не опираясь при этом на ненадежные измерения полной массы (т.е., включая скрытую материю). Таким образом, обходится одна из основных трудностей, мешающая применению наблюдений скоплений к космологическим исследованиям. Параметры аппроксимации барионной функции масс позволяют определить нормировку и степенной наклон спектра мощности первичных возмущений плотности материи на масштабах 8-10 Мпк. Полученные результаты отличаются высокой степенью надежности и хорошо согласуются с другими независимыми измерениями.

Рис. 1. Измерение функции масс барионной компоненты скоплений галактик на низких красных смещениях. Функция полных масс получается постоянным логарифмическим сдвигом вдоль оси M, что значительно облегчает применение космологических моделей к данным измерений.

Рис. 2. Область достоверности для параметра формы (W´h) и амплитуды среднеквадратичных флуктуаций плотности материи на масштабе 8 Мпк.

(д.ф.-м.н. А. Вихлинин, А. Воеводкин, 333-33-77, alexey@hea.iki.rssi.ru)

Voevodkin. A., Vikhlinin, A., “Constraining Amplitude and Slope of the Mass Fluctuation Spectrum Using Cluster Baryon Mass Function”, 2003, Astrophysical Journal, in press

Измерение средней плотности материи и космологической постоянной по эволюции скоплений галактик на больших красных смещениях

На основе самого крупного на сегодняшний день обзора далеких скоплений галактик (обзор 160d) было выполнено измерение функции масс барионов по данным наблюдений, выполненных спутником «Чандра». Сравнение функции масс на z=0.55 и z=0 показывает, что пространственная плотность скоплений при заданном пороге по массе уменьшилась почти в 10 раз. Такая сильная эволюция объясняется постепенным ростом амплитуды линейных возмущений плотности материи. Наблюдаемая эволюция функции масс позволяет измерить фактор роста возмущений: D=0.76±0.05 между z=0 и z=0.55.

В том случае, если основной вклад в плотность Вселенной вносит т.н. «холодная» темная материя, фактор роста возмущений в зависимости от z однозначно определяется значениями параметра плотности W и космологической постоянной L. Измеренное по эволюции функции масс скоплений значение D позволяет определить значение следующей комбинации W и L: W+0.23L=0.41±0.10. Соответствующая область достоверности пересекается с доверительными областями по наблюдениям микроволнового фона и далеких сверхновых звезд в узкой области вокруг точки W=0.3, L=0.7.

Важным побочным результатом исследования эволюции скоплений на z=0.5 стало первое точное измерение изменения в корреляционных соотношениях между основными параметрами, такими как масса, светимость и температура. Данные результаты чрезвычайно важны для понимания вклада различных процессов в общий энергетический баланс различных процессов, приводящих к нагреву межгалактической среды до рентгеновских температур.

Рис. 1. Эволюция функции масс скоплений галактик между z=0 и z=0.55.

Рис. 2. Область достоверности для значений параметра плотности (W_M) и космологический постоянной (L), полученная по наблюдаемой эволюции функции масс скоплений галактик, в сравнении с независимыми измерениями по сверхновым звездам и угловым флуктуациям реликтового фона.

(д.ф.-м.н. А. Вихлинин, А. Воеводкин, 333-33-77, alexey@hea.iki.rssi.ru)

Vikhlinin, A., VanSpeybroeck, L., Markevitch, M., et al, “Evolution of the Cluster X-Ray Scaling Relations since z > 0.4”// Astrophysical Journal, 2003, V.587, L107;

Vikhlinin, A., Voevodkin, A., Mullis, C., et al. “Cosmological Constraints from the Evolution of the Cluster Baryon Mass Function at z ~ 0.5”// Astrophysical Journal, 2003, V.590, P.15.

Рентгеновские двойные - индикатор темпа звездообразования и звездной массы родительской галактики

В зависимости от массы нормальной звезды-донора, рентгеновские двойные делятся на массивные (HMXB) и маломассивные (LMXB). Масса оптического компаньона определяет характерное время эволюции рентгеновских двойных и их связь с фундаментальными параметрами родительской галактики. Время жизни массивных двойных ограничено ~10^6-7 лет, что сравнимо с характерным временем процесса звездообразования. Можно ожидать, что их количество и общая светимость отражают интенсивность процессов звездообразования в родительской галактике. Время жизни маломассивных двойных на несколько порядков больше, ~10 ^9-10лет, и сравнимо с временем жизни галактик. Поэтому их популяция определяется историей звездообразования галактики и должна отражать ее звездную массу.

Распределение рентгеновских двойных по светимости в отдельно взятой галактике в первом приближении описывается универсальными функциями светимости, форма которых не зависит от параметров родительской галактики, а нормировка пропорциональна темпу звездообразования (в случае HMXB) и полной звездной массе (LMXB). Форма универсальных функций светимости различна для массивных и маломассивных двойных, что отражает различные режимы аккреции в этих системах -аккреция звездного ветра в массивных двойных и перетекание вещества через внутреннюю точку Лагранжа в случае маломассивных систем. Для наблюдаемой функции светимости массивных рентгеновских двойных (степенной закон с наклоном 1.6 и обрывом на светимости ~ 2´10⁴⁰ эрг/с, Рис.1) суммарная светимость определяется несколькими ярчайшими источниками. При малых темпах звездообразования наиболее вероятное значение светимости ярчайшего источника растет не линейно, поэтому при увеличении темпа звездообразования все более и более яркие источники определяют полную светимость галактики и их суммарная светимость растет быстрее, чем темп звездообразования. Лишь после того как будет достигнуто максимально возможное значение светимости рентгеновских двойных (например Эддингтоновский предел светимости для черной дыры), проявляющее себя в виде обрыва функции светимости, дальнейшее увеличение звездообразования будет приводить лишь к увеличению числа ярких источников при их неизменной светимости. Лишь тогда связь между суммарной светимостью рентгеновских двойных и темпом звездообразования станет линейной. На языке статистики нелинейный режим вызван особенностями распределения вероятности суммарной светимости популяции дискретных источников, L_tot= åL_k,, а именно различием между наиболее вероятным значением полной светимости и ее средним значением (Рис.2).

Рис.1. Универсальные функции массивных и маломассивных рентгеновских двойных в локальной Вселенной.

Рис.2 Распределение вероятности для полной светимости массивных рентгеновских двойных, L_tot= åL_k, при различных значениях темпа звездообразования в родительской галактике.

(д.ф.-м.н. М. Гильфанов, академик Р. Сюняев, 333-33-77, tim@hea.iki.rssi.ru)

Gilfanov, M., Grimm, H.-J. and Sunyaev, R.: «Lx-SFR relation in star forming galaxies», Mon. Not. R. Astron. Soc., submitted, 2003, astro-ph/0301331.

Gilfanov, M.: «Low mass X-ray binaries as a stellar mass indicator of the host galaxy», Mon. Not. R. Astron. Soc., submitted, 2003, astro-ph/0309454

Gilfanov, M., Grimm, H.-J. and Sunyaev, R.: «HMXB, ULX and star formation», Proc. of the BeppoSAX Symposium: «The Restless High-Energy Universe», E.P.J. van den Heuvel, J.J.M. in't Zand, and R.A.M.J. Wijers (Eds), 2003, astro-ph/0309725.

Слияние скоплений галактик

Скопления галактик являются самыми массивными структурами во Вселенной, прошедшими стадию релаксации. Потенциальная яма, создаваемая темным и видимым веществом скоплений, заполнена горячим и разреженным газом с температурой в несколько десятков миллионов градусов. Газ с такой высокой температурой интенсивно излучает в рентгеновском диапазоне энергий, что позволяет исследовать его с помощью современных орбитальных телескопов. Хотя газ в скоплениях стремится придти в состояние гидростатического равновесия, частые слияния с более мелкими скоплениями и группами галактик вызывают постоянные возмущения в распределении плотности и температуры газа. Рентгеновские наблюдения позволяют выявить подобные явления строя, например, исследуя спектр излучения газа и строя карты распределения температуры газа. В качестве иллюстрации на рисунке приведены карты поверхностной яркости и температуры газа в ярких скопление в созвездии Персея. Наблюдения позволяют предположить, что в настоящее время происходит процесс слияния основного скопления с более мелкими группами. Характерная асимметрия распределения температуры газа и цепь ярких галактик, видимых на оптическом изображении, означают, что слияние происходит в направлении запад-восток (справа налево на рисунке). Исследование таких процессов позволяет глубже понять эволюционный статус скоплений галактик в настоящее время.

Слева: Контурами показано распределение рентгеновской яркости в скоплении галактик в созвездии Персея, наложенное на оптическое изображение этого участка неба. Темные пятна на изображении соответствуют отдельным ярким галактикам. Справа: Карта распределения температуры газа в КэВ.

(д.ф.-м.н. Е. Чуразов, 333-33-77, chur@hea.iki.rssi.ru)

Churazov, E., Forman, W., Jones, C., Boehringer, H., «XMM-Newton Observations of the Perseus Cluster. I. The Temperature and Surface Brightness Structure”// Astrophysical Journal, 2003, V.590, P.237.

Исследование ударной волны в межгалактическом газе скоплений галактик A754

А754 - богатое, горячее скопление галактик с z=0.0541, которое находится в стадии бурного развития. Морфология рентгеновского изображения указывает на то, что картина представляет собой движение холодного плотного облака межгалактического газа небольшой группы галактик, через, более горячий, газ окружающего скопления. На рентгеновском изображении, полученном спутником РОСАТ, наблюдается разрыв поверхностной яркости, который логичнее всего отожествить со скачком плотности плазмы на фронте ударной волны. Рентгеновские данные позволяют восстановить амплитуду скачка плотности, а затем - число Маха. Важность данного наблюдения заключается в том, что скопление А754 представляет собой пока лишь третий пример объекта, в котором удается четко идентифицировать межгалактическую ударную волну.

Рис. Рентгеновское изображение скопления A754, в котором обнаружен разрыв поверхностной яркости, соответствующий ударной волне.

(Р. Кривонос, д.ф.-м.н. А. Вихлинин, 333-54-45, kris@hea.iki.rssi.ru)

Кривонос,Р., Вихлинин,А., Маркевич,М., Павлинский, М., 2003, Письма в АЖ, т. 29, стр. 425

Рентгеновское излучение сверхмассивных черных дыр, расположенных в центрах эллиптических галактик в «спокойном» состоянии.

Несмотря на то, что на сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах эллиптических галактик, должна идти активная аккреция межзвездной среды, очень часто не наблюдается значительного излучения, которое должно сопровождать процесс аккреции. При анализе наблюдений ряда близких эллиптических галактик спутником «Чандра» выявлены очень мягкие точечные рентгеновские источники, совпадающие по положению с оптическими центрами галактик. Данный результат представляет по-видимому первое детектирование излучения сверхмассивных черных дыр в «спокойном» состоянии.

Рис. 1. Рентгеновское изображение эллиптических галактик NGC 4472 и NGC 4649. Компактные источники в центрах - излучение сверхмассивных черных дыр в спокойном состоянии.

(Д. Солдатенков, д.ф.-м.н. А. Вихлинин, д.ф.-м.н. М. Павлинский, 333-54-45, sold@hea.iki.rssi.ru)

Солдатенков,Д., Вихлинин, А., Павлинский, М., 2003, Письма в АЖ, т. 29, стр. 298

Исследование межгалактической плазмы и переменности активных ядер галактик с помощью рентгеновской спектрометрии и поляриметрии.

Показано, что в ситуации когда в плотном молекулярном облаке в далекой галактике вспыхивает космический гамма-всплеск, заметная доля рентгеновского излучения от всплеска будет рассеиваться в облаке, в результате чего на месте всплеска возникнет слабый (на грани детектирования современными телескопами Chandra и XMM-Newton) рентгеновский источник, затухающий в течение нескольких месяцев - лет, т.е. значительно более медленно, чем послесвечение всплеска. По характернуму времени затухания можно оценить угол коллимации гамма-всплеска.

Рис. Кривая блеска остаточного рентгеновского источника на месте гамма-всплеска

(к.ф.-м.н. С. Сазонов, академик Р. Сюняев, т. 333-33-77, ss@hea.iki.rssi.ru)

Sazonov, S., Sunyaev, R., “Observing scattered X-ray radiation from gamma-ray bursts: A way to measure their collimation angles” // Astronomy and Astrophysics, 2003, V.399, P.505

Нагрев газа в эллиптических галактиках излучением центральных квазаров.

По совокупности данных о космическом рентгеновском фоне, суммарном инфракрасном излучении от активных ядер галактик, плотности массы сверхмассивных черных дыр в локальной Вселенной и спектрах активных ядер в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах Сазонов, Острайкер и Сюняев (MNRAS, в печати) рассчитали характерный, усредненный по всем углам, широкополосный спектр излучения от среднего квазара во Вселенной. Показано, что излучение от таких источников может ионизировать и нагревать окружающий газ до равновесной температуры t_c ~ 2´10⁷ K. Поглощение излучения в плотном молекулярном торе около ядра не влияет существенно на темп Комтоновского нагрева и охлаждения. В результате значение t_c, указанное выше, соответствует как поглощенным, так и непоглощенным квазарам. Эта температура превышает температуры газа в эллиптических галактиках и вириальные температуры, соответствующие самым большим галактикам. Результаты данной работы могут быть использованы в расчетах радиационного отклика массивных черных дыр на межзвездную среду в их галактиках.

Рис. Широкополосный спектр излучения от среднего квазара во Вселенной

(к.ф.-м.н. С. Сазонов, академик Р. Сюняев, т. 333-33-77, ss@hea.iki.rssi.ru)

Sazonov, S., Ostriker, J., Sunyaev, R.// MNRAS, 2003, (in press)

2. Обработка архивной научной информации

Спектр космического фонового излучения по данным RXTE/PCA

Рис. 1. Карта всего неба по данным сканирующих наблюдений RXTE.

С конца 70-х годов, когда впервые с хорошей чувствительностью был измерен спектр космического фонового излучения, исследователи столкнулись с проблемой согласования результатов измерений рентгеновских спектрометров по большому телесному углу и измерений рентгеновских телескопов по малым телесным углам. Для хорошего согласования полученных результатов нужно решить две проблемы - согласовать калибровки используемых приборов (точно измерить эффективную площадь приборов, эффективный телесный угол их полей зрения и т.д.) и избежать проблем с неоднородностью фона. В настоящее время считается хорошо доказанным, что космический рентгеновский фон является суперпозицией излучения большого числа квазаров и активных галактических ядер во всей Вселенной. Ввиду внутренней дискретности фона и наведенной таким образом неопределенности плотности числа источников на квадратный градус возникает неопределенность полного потока фонового излучения при его измерениях в различных точках неба. Впервые с 1979 г. (измерения обсерватории HEAO1) нам удалось измерить величину потока фонового излучения, усредненного по большому телесному углу (>22 тыс. кв.град.). Полученные результаты представляют большую ценность для теоретической и наблюдательной космологии.

Рис. 2. Слева: измерения потока космического рентгеновского фона различными инструментами. Справа: спектры, космического рентгеновского фон по данным различных обсерваторий.

(к.ф.-м.н. М. Ревнивцев, д.ф.-м.н. М. Гильфанов, академик Р. Сюняев, 333-33-77, mikej@hea.iki.rssi.ru)

Revnivtsev, M., Gilfanov, M., Sunyaev, R., Jahoda, K., Markwardt, C., “The spectrum of the cosmic X-ray background observed by RTXE/PCA” // Astronomy and Astrophysics, 2003, accepted for publication

Распределение излучения Галактического балджа на Галактических широтах |b|>2° по данным сканирующих наблюдений RXTE

Используя большой набор данных сканирующих наблюдений обсерватории RXTE в области Галактического центра (более 10 тысяч наблюдений) построены карты и профили потока Галактического диффузного излучения. Высокая чувствительность спектрометра RXTE/PCA впервые позволила с хорошей значимостью проследить профиль диффузного излучения Галактики до широт ~10°. Результаты этой работы могут быть использованы для проверки различных моделей возникновения диффузного излучения Галактики.

Рис. Слева: Карта области галактического центра по данным сканирующих наблюдений RXTE. Справа: Профиль диффузного Галактического излучения в различных энергетических диапазонах.

(к.ф.-м.н. М. Ревнивцев, 333-33-77 mikej@hea.iki.rssi.ru)

M. Revnivtsev, “Distribution of the Galactic Bulge emission at |b|>2deg according to the RXTE Galactic Center scans”, 2003, Astronomy and Astrophysics, accepted

Природа апериодической переменности в аккрецирующих нейтронных звездах

При аккреции на медленно вращающуюся слабозамагниченную нейтронную звезду возникает пограничный слой между поверхностью нейтронной звезды и аккреционным диском. В этом пограничном слое вещество замедляется от Кеплеровской скорости до скорости вращения нейтронной звезды и растекается по ее поверхности. Более половины рентгеновского излучения формируется в пограничном слое.

На основе наблюдений обсерватории RXTE показано, что апериодическая и квазипериодическая переменность рентгеновского излучения аккрецирующих нейтронных звезд (в состоянии с большой светимостью, L_X>0.1L_Edd) на временных масштабах ~ секунд-миллисекунд вызвана вариациями светимости пограничного слоя. Излучение аккреционного диска значительно менее переменно на этих масштабах и его спектр мощности следует закону самоподобных вариаций P_disk(f) µ f^-1, давая вклад в наблюдаемую переменность только на низких частотах и на низких энергиях (см. Рис.6). Килогерцовые QPO имеют то же происхождение, что и переменность на более низких частотах - независимо от природы «часов» модуляция рентгеновского потока происходит на поверхности нейтронной звезды. Спектр пограничного слоя практически постоянен в ходе вариаций потока. В диапазоне темпов аккреции он слабо зависит от конкретного значения темпа аккреции и в пределе близок к Виновскому спектру с температурой kT~2.4 (в системе отсчета удаленного наблюдателя). Спектр аккреционного диска значительно мягче и в широком интервале светимостей хорошо описывается моделью релятивистского диска с темпом аккреции совместимым с наблюдаемой рентгеновской светимостью (см. Рис.1).

Рис.1 Спектр мощности аккреционного диска и пограничного слоя вблизи поверхности нейтронной звезды в источнике GX340+0 (слева). Энергетические спектры диска (пунктирная линия), пограничного слоя (штриховая линия) и полный спектр (точки с ошибками и сплошная линия) для двух аккрецирующих нейтронных звезд (справа).

(д.ф.-м.н. М. Гильфанов, к.ф.-м.н. М. Ревнивцев, С. Мольков, 333-33-77, tim@hea.iki.rssi.ru)

M.Gilfanov, M.Revnivtsev, S.Molkov, «Boundary layer, accretion disk and X-ray variability in luminous LMXBs», Astron.Astrphys., accepted for publication.

Наблюдение рентгеновских барстеров

Проведен анализ данных телескопа АРТ-П обсерватории ГРАНАТ с целью поиска рентгеновских всплесков. Для более чем 100 обнаруженных всплесков построены временные истории и измерены пиковые потоки, проведены локализация и отождествление с источниками постоянного излучения, проведен анализ рекуррентности всплесков. Все обнаруженным всплески относятся к I типу, причиной которых являются термоядерные взрывы на поверхности нейтронной звезды. Наиболее характерные профили зарегистрированных всплесков приведены на рис.1

Двадцать шесть рентгеновских всплесков были отождествлены с рентгеновским барстером, расположенным в области галактического центра A1742-294. Было показано, что профиль рентгеновских всплесков, регистрируемых от него, зависит от величины потока во время всплеска: всплески со средним потоком 100-300 мКраб имеют «треугольную» форму (время нарастания потока сравнимо со временем спада), а мощные всплески (средний поток 600-1000 мКраб) имеют «классическую» форму (резкий подъем интенсивности и затем плавный спад). Исходя из энерговыделения во время всплесков было оценено реккурентное время t между всплесками, за которое на поверхность нейтронной звезды выпадет необходимое количество вещества: t @ 3.2 ч и 7.2 ч для обычных и мощных всплесков, соответственно. Подробно исследована эволюция светимости и температуры источников во время мощных всплесков, зарегистрированных от источников A1742-294 и SLX1732-304.

(д.ф.-м.н. С. Гребенев, к.ф.-м.н. А. Лутовинов, 333-22-22, sergei@hea.iki.rssi.ru)

Гребенев, С.А., Лутовинов, А.А., Лященко, О.В., Павлинский, М.Н., Сюняев, Р.А., «Наблюдение рентгеновских всплесков телескопом АРТ-П обсерватории «ГРАНАТ». Временные истории и локализация», «Письма в Астрономический Журнал», 2004, Т.30, в печати.

3. Обработка и анализ научной информации проекта Интеграл

Наблюдения рентгеновских двойных обсерваторией ИНТЕГРАЛ. Новые транзиентные источники.

В результате анализа рентгеновских изображений, полученных обсерваторией ИНТЕГРАЛ в ходе глубокого обзора области галактического центра и еженедельных сканов галактической плоскости, обнаружено семь новых источников IGR J16318-4848, IGR J17091-3624, IGR J17597-2201, IGR J18325-0756, IGR J18483-0311, IGR J18539+0727, IGR J17544-2619, открыто несколько вспышек известных транзиентных источников SLX1746-331, AX1820.5-1434, GRS1758-258, MXB1730-335, XTEJ1739-302, проведено уточнение положения рентгеновского пульсара EXO1722-363. Сообщения об этих результатах опубликованы в 13 IAU Circulars и Astronomer's Telegrams. На рис.2 приведена рентгеновская карта неба, полученная в апреле 2003 г. во время наблюдений центра Галактики в диапазоне 15-40 кэВ, на которой можно видеть некоторые из новых и известных источников.

Последующие наблюдения двух новых источников IGR J17091-3624 и IGR J18539+0727 обсерваторией RXTE показали, что энергетические спектры источников, а также спектры мощности их кривых блеска дают возможность классифицировать их как рентгеновские двойные системы в низком/жестком спектральном состоянии. Параметры спектра мощности IGR J18539+0727 таковы, что позволяют сделать предварительное заключения о том, что компактным объектом в этой двойной системе является черная дыра.

Получены предварительные результаты анализа наблюдений рентгеновского пульсара SAX J2103.5+4545 обсерваторией ИНТЕГРАЛ в декабре 2002 г. Показано, что источник значимо регистрируется вплоть до энергий ~100 кэВ. Поток жесткого рентгеновского излучения в диапазоне энергий 15-100 кэВ является переменным и, предположительно, зависит от фазы орбитального периода. Форма спектра пульсара и его параметры, полученные по данным телескопа IBIS в диапазоне 18-150 кэВ, хорошо согласуются с результатами наблюдений источника обсерваторией RXTE.

(к.ф.-м.н. А. Лутовинов, к.ф.-м.н. М. Ревнивцев, 333-22-22, aal@hea.iki.rssi.ru)

Лутовинов А.А., Мольков С.В., Ревнивцев М.Г., «Первые результаты наблюдений транзиентного пульсара SAX J2103.5+4545 обсерваторией ИНТЕГРАЛ», Письма в АЖ, 2003, Т.29, С.713-718.

Лутовинов А.А., Ревнивцев М.Г., «Наблюдения транзиентных источников IGRJ17091-3624 и IGRJ18539+0727 обсерваторией RXTE», Письма в АЖ, 2003, Т.29, С.719-723.

Двойная система Aql X-1 по данным обсерватории «Интеграл»

Двойная система Aql X-1 переходит в состояние с высоким рентгеновским излучением примерно раз в год. Этот факт позволил нам спланировать наблюдение такого рода события приборами обсерватории «Интеграл» на 2003 год. Была подготовлена соответствующая заявка, которая успешно прошла конкурсный отбор. В конце февраля 2003 года по данным рентгеновского монитора ASM/RXTE было зафиксировано увеличение потока от Aql X-1, что послужило сигналом к началу серии наблюдений источника приборами миссии «Интеграл». Серия состояла из шести наведений с экспозицией ~50 ксек, повторяющихся с интервалом 5-6 дней (см. Рис). Такая стратегия позволила провести мониторинг всей вспышечной стадии. По результатам этих наблюдений был проведен спектральный анализ и подтверждена антикорреляция между величиной потока и жесткостью спектра.

Мониторинг излучения Aql X-1 (слева), карта поля Aql X-1 по данным IBIS/ISGRI (справа).

(С. Мольков, к.ф.-м.н. А. Лутовинов, 333-22-22, aal@hea.iki.rssi.ru)

Molkov, S., Lutovinov, A., Grebenev, S. «First results from TOO observations of the Aql X-1 field with INTEGRAL», Astron.Astrophys., 2003, astro-ph/0309630.

4. Наблюдения и обработка данных телескопа РТТ-150

Первые часы послесвечения гамма-всплеска GRB29032003 в оптическом диапазоне энергий

На 1.5-м Российско-Турецком телескопе РТТ150, установленном в Национальной обсерватории ТУБИТАК (Турция, гора Бакырлытепе), проведены наблюдения исключительно яркого оптического послесвечения космического гамма-всплеска 29 марта 2003г. РТТ150 оказался одним из первых телескопов среднего класса, которые были наведены на послесвечение. Наблюдения начались уже примерно через 6 часов после гамма-всплеска. За вычетом плавного падения потока, переменности потока послесвечения не наблюдается. Верхние пределы на переменность составляют 10-1% на временных масштабах 0.1-1000 с соответственно. Широкополосный спектр в радио, оптическом и рентгеновском диапазонах согласуется с предположением о синхротронном излучении ультрарелятивистского выброса.

(к.ф.-м.н. Р. Буренин, д.ф.-м.н. М. Павлинский, 333-33-77, rodion@hea.iki.rssi.ru)

Буренин Р., и др., 2003, Циркуляры GCN

Буренин Р., и др., 2003, Письма в АЖ, т. 29, 649.

5. Разработка детекторов для современных задач рентгеновской астрономии

Создание экспериментальной установки для исследования свойств полупроводниковых рентгеновских детекторов на основе соединений CdTe и CdZnTe

В рентгеновских телескопах с кодированной апертурой, предназначенных для исследования астрофизических объектов в диапазоне энергий от 10 кэВ до 250 кэВ (и даже до 1 МэВ), стали применять полупроводниковые детекторы на основе CdTe (телескоп IBIS/ISGRI КА «Интеграл») и CdZnTe (телескоп BAT КА SWIFT). Достоинством этих детекторов является их широкое промышленное производство и хорошие спектрометрические характеристики при «комнатных» температурах. Данные полупроводники обладают высоким атомным номером (Z_Cd=48, Z_Te=52, Z_Zn=30), малой энергией образования электронно-дырочной пары (~5,5 эВ) и большой шириной запрещенной зоны (~1,47 эВ).

Перед установкой CdTe/CdZnTe -детекторов в аппаратуру необходимо провести предварительный отбор детекторов, а именно, определить оптимальную температуру и напряжение смещения детекторов, при которых достигаются наилучшие спектрометрические характеристики системы, измерить их основные физические характеристики - удельное сопротивление r и произведение подвижности на время жизни для электронов (m×t)_e и дырок (m×t)_p. Для решения этих задач была разработана экспериментальная установка. Установка содержит три независимые системы: управления температурным режимом детектора, вакуумирования и съема сигнала с детектора.

Основные технические характеристики установки:

- максимальный размер детектора	- 10´10´5 мм
- температурный диапазон работы детектора	- (-40 / +10) °С
- диапазон напряжений питания детектора	- (0 – 1000) В
- разрешение ЗЧУ (FWHM)	- 400 эВ
- диапазон постоянных времени формирователя	- (0,25 - 13,5) мкс
- количество каналов спектрометрического АЦП	- 1024.

Разработанная установка может быть использована для измерения характеристик детекторов при их производстве или при комплектовании детекторами аппаратуры, а также для проведения оптимизации электрического и температурного режима работы детекторов с целью достижения наилучших спектрометрических характеристик.

Рабочее место для исследования характеристик полупроводниковых детекторов на основе CdTe. Проведение исследований детекторов.

(к.ф.-м.н. В. Акимов, И. Чулков, 333-40-44, vakimov@space.ru)

В.В. Акимов, И.В. Чулков, В.В. Левин, Н.П. Семена, А.В. Семенов, ИКИ РАН, 2003

Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдений быстрых транзиентных явлений.

Рассмотрены способы оптимизации схемы рентгеновского монитора для наблюдений быстрых транзиентных явлений, в частности быстрых рентгеновских тразиентов. Приведены результаты моделирования характеристик рентгеновского монитора. Получены оценки ожидаемого числа зарегистрированных событий и особенностей регистрации событий от разных классов источников. Для коротких событий (рентгеновские вспышки, рентгеновские всплески первого рода от малоаккрецирующих барстеров, вспышки от звезд поздних спектральных классов dMe-dKe) ожидается до 10⁴ событий в год, от более длинных событий (вспышки систем типа RS-CVn, супервсплески первого рода, яркие вспышки магнитных звезд) ожидается до 10³событий в год.

(В.Арефьев, С. Лавров, 333-22-77, gita@hea.iki.rssi.ru)

Арефьев, В., Лавров, С., «Оптимизация рентгеновского монитора для наблюдений быстрых рентгеновских транзиентов», Препринт ИКИ РАН, Пр-2008, 2003

* Исследование задачи о коллапсе ядра и образовании быстровращающейся нейтронной звезды.

Проведено двумерное численное моделирование задачи о коллапсе ядра и образовании быстровращающейся нейтронной звезды.

Уравнения состояния учитывают вырождение электронов и нейтронов, релятивизм электронов, ядерные превращения и ядерные взаимодействия и температурные эффекты. В уравнении энергии учтены нейтринные потери.

В результате коллапса, ударная волна отскока приводит квыбросу малого количества вещества. Это не позволяет объяснить взрыв сверхновой II типа.

В центре формируется нейтронная звезда, вращающаяся почти твердотельно с периодом 0.00152сек. наружные части звезды вращаются дифференциально, на внешней границе, вблизи экваториальной плоскости, период вращения составляет 0.31сек.

Полученная в расчетах сильная дифференциальность вращения при наличии даже слабого начального магнитного поля должна привести к росту магнитного давления, возникновению ударной МГД волны, передаче энергии вращения в радиальную энергию разлета (магниторотационному взрыву сверхновой). Ведутся расчеты магниторотационного взрыва с начальными условиями из данной модели.

Распределение плотности (слева) и угловой скорости в центральной части расчетной области.

Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru

С.Г.Моисеенко moiseenko@iki.rssi.ru

S.G.Moiseenko, N.V.Ardeljan, G.S.Bisnovatyi-Kogan,. RevMexAA (Serie de conferencias), 15,231, 2003

N.V.Ardeljan, G.S.Bisnovatyi-Kogan, S.G.Moiseenko, mechanism, Proc of IAU symposium No.214 High Energy Processes and Phenomena in Astrophysics, Suzhou, China 5-10 August 2002 ( in press)

Н.В.Арделян, Г.С.Бисноватый-Коган, К.В.Космачевский, С.Г.Моисеенко Астрофизика (послано в печать)

Модель Выброса Вещества из Плотного Звездного Скопления и Хаотическое Поведение Самогравитирующих Оболочек.

Рассмотрено движение с пересечениями релятивистских гравитирующих оболочек в шварцшильдовском гравитационном поле центрального тела. Получены формулы для вычисления параметров оболочек после пересечения через их параметры до пересечения, исследован эффект выброса одной из оболочек на бесконечность в релятивистской области. Численное решение уравнений движения оболочек показало возможность появления хаотического поведения. В случае, когда гравитацией одной из оболочек («легкой» оболочкой) на другую оболочку («тяжелую») можно пренебречь, («ограниченная задача») была описана структура и свойства фазового пространства (см. рисунки ниже).

Г.С.Бисноватый-Коган gkogan@iki.rssi.ru , Барков М.В. barmv@iki.rssi.ru

Barkov M. V., Belinski V. A., Bisnovatyi-Kogan G. S, Neishtadt A.I., Series: Lecture Notes in Physics. Vol.. 626 (2003). Contopoulos, G.; Voglis, N., (Eds.) Galaxies and Chaos

Численное моделирование аккреции вещества на звезду с дипольным магнитным полем

Исследовалась аккреция на звезду с дипольным магнитным полем. Рассматривались случаи сферической аккреции на звезду, вращением которой можно пренебречь, сферической аккреции на звезду в режиме «пропеллера» и цилиндрической аккреции. Проводилось двумерное осесимметричное магнитогазодинамическое моделирование с учетом гравитации и конечной проводимости вещества. Для исследуемых задач удалось установить структуру течения в окрестностях звезды и исследовать зависимость характеристик течения от параметров системы. Найдена зависимость темпа аккреции на диполь от параметров системы: магнитного момента звезды, угловой скорости вращения звезды, величины магнитной вязкости.

Структура аккреционного течения в режиме «пропеллера» для звезды, вращающейся с угловой скоростью W _*=0.5W_K*, спустя 6.9 оборотов звезды. Расстояние измеряется в радиусах звезды. Показаны распределение логарифма плотности (заливка), магнитного поля (тонкие линии) и поле скоростей. Длина векторов пропорциональна полоидальной скорости.

Расчитано в двумерной постановке течение излучающего газа при его падении на полюса нейтронной звезды с сильным магнитным полем. Исследовано влияние Комптоновских нагрева и охлаждения на скорость аккреции и расположение ударных волн.

Торопина О.Д. toropina@iki.rssi.ru , Бисноватый-Коган Г.С., gkogan@iki.rssi.ru

Romanova M.M., Toropina O.D., Toropin Yu.M., Lovelace R.V.E., “MHD simulations of accretion to a star in the "propeller" regime”, ApJ, 2003. V.588 P.400 - 407.

Toropina O.D., Romanova M.M., Toropin Yu.M., Lovelace R.V.E., “Magnetic Inhibition of Accretion and Observability of Isolated Old Neutron Stars”, ApJ, 2003. V.593 P.472 - 480.

Kryukov, I. A.; Pogorelov, N. V.; Anzer, U.; Bisnovatyi-Kogan, G. S.; Börner, G. ” The influence of radiative effects on the accretion onto stellar magnetospheres”, A&A, v.402, p.13-28 (2003)

* Механизм ускорения вещества за счет давления излучения в линиях в сильном гравитационном поле.

Наблюдения активных ядер галактик и квазаров свидетельствуют о наличии быстрых (до 0.1с) неколлимированных выбросов из их центральных областей. Наиболее вероятным механизмом, ответственным за подобное истечение является ускорение вещества за счет давления излучения в линиях. В работе А.В.Дородницына (MNRAS, 2003, 339, 569) был предложен новый механизм ускорения плазмы за счет давления излучения в линиях в сильном гравитационном поле и впервые исследован эффект к которому приводит учет гравитационного красного смещения при формировании такого ветра. Учет этого эффекта приводит к образованию истечения существенно более быстрого чем в стандартной теории Кастора, Абботта и Клейна (1975). В настоящее время Дородницыным численно исследуется обобщение данной задачи в ОТО.

MATLAB Handle Graphics

Распределение скорости от радиуса в ветре. Разные кривые соответствуют разному положению основания ветра относительно черной дыры. Пунктирные кривые – истечение без учета гравитационного красного смещения.

А.В.Дородницын dora@iki.rssi.ru

Dorodnitsyn A.V., Bisnovatyi - Kogan G.S., On the modeling of outflowing invelopes of massive evolved stars at arbitrary optical depths. Proceedings of IAU Symposium No. 212,

2003

Dorodnitsyn A.V., Line-driven winds in presence of strong gravitational fields, MNRAS, 2003, 339, 569;

Тема ИНТЕГРАЛ. Организация и функционирование Российского Центра Научных Данных проекта ИНТЕГРАЛ Научный руководитель д.ф.-м.н.

С.А. Гребенев

Спутник выведен на орбиту 17 октября 2002 года. Проект «Интеграл» - совместный проект Европейского Космического Агентства и Российского авиационно-космического агентства по созданию и выведению на высокоапогейную орбиту в 2002 г. международной астрофизической лаборатории гамма-лучей «Интеграл».

Первые научные результаты обсерватории «Интеграл».

Практически сразу после запуска обсерватория «Интеграл» стала давать ценную научную информацию. На двенадцатый день «Интеграл» зарегистрировал первый гамма-всплеск антисовпадательной защитой гамма-спектрометра SPI, а спустя еще месяц гамма-всплеск был зарегистрирован уже в поле зрения основных телескопов обсерватории (SPI и IBIS), что позволило достаточно точно его локализовать. С тех пор количество зарегистрированных ИНТЕГРАЛом гамма-всплесков достигло нескольких десятков, из которых семь попали в поле зрения основных телескопов и были локализованы (пять с точностью несколько минут дуги), а в последующем и идентифицированы по результатам оптических наблюдений.

Первые наблюдения компактных источников в составе рентгеновских двойных: черной дыры Лебедь Х-1, микроквазара Лебедь Х-3, рентгеновского пульсара Центавр Х-3, были выполнены во время калибровочной программы в ноябре-декабре 2002 года. Изображение, полученное телескопом IBIS в диапазоне 15-40 кэВ при исследовании поля Лебедя Х-1, представлено на рис.1.

Рис. 1 Поле Лебедь Х-1

С конца декабря обсерватория начала регулярные наблюдения в рамках Общей и Основной программ. В рамках Общей программы (составленной по итогам конкурса заявок) Россия имеет 27% данных. На текущий момент обсерваторией уже выполнен значительный объем российских наблюдений (более 75%), а именно: полностью проведены сверхглубокое наблюдение центра Галактики, наблюдения скопления галактик Волосы Вероники, транзиентного источника Aql X-1 во время вспышки в марте-апреле 2003 г., пульсара LMC X-4, перкулярного источника SS433. На октябрь 2003 г. запланированы длительные наблюдения остатка вспышки сверхновой IC433.

В рамках Основной программы наблюдений, в которой российские ученые имеют 24% данных, обсерваторией выполнен ряд сканов галактической плоскости и «глубокое» (с большой экспозицией) наблюдение области Галактического Центра.

Главные цели этой программы:

1. построение карт диффузного и локализованного излучения Галактики в ядерных гамма-линиях (радиоактивного распада Al²⁶, Ti⁴⁴, Na²², Fe⁶⁰) и линии 511 кэВ аннигиляции электрон-позитронных пар;

2. исследование долговременной переменности известных и поиск новых рентгеновских и гамма-источников, мониторинг вспышек транзиентных источников.

Карты области вблизи центра Галактики и вдоль галактической плоскости в диапазонах энергий 15-40, 40-100 и 100-200 кэВ показаны на рис.2, 3 и 4 соответственно. Они были построены по данным всех наблюдений этой области, выполненных гамма-телескопом IBIS с января по апреля 2003 г.

Рис. 2 Карта области Центра Галактики в диапазоне 15-40 кэВ

Рис. 3 Карта области Центра Галактики в диапазоне 40-100кэВ

Рис. 4 Карта области Центра Галактики в диапазоне 100-200 кэВ

Аналогичные карты были получены по данным телескопов JEM-X и SPI. На картах видны десятки зарегистрированных с разной значимостью компактных источников. Диффузное излучение было удалено в процессе обработки. Часть из зарегистрированных источников были ранее неизвестны и получили название INTEGRAL Sources (IGR).

В целях обеспечения российского приоритета при открытии новых и транзиентных рентгеновских источников в густонаселеной области галактического центра сотрудники РЦНД с января 2003 года обеспечивали ежедневное дежурство на приеме данных с их оперативной обработкой. В результате анализа рентгеновских изображений, полученных в ходе индивидуальных наблюдений и, особенно в ходе глубокого обзора области галактического центра и еженедельных сканов галактической плоскости, ими было обнаружено 10 новых источников (IGR J16318-4848, IGR J16358-4726, IGR J17091-3624, IGR J17464-3213, IGR J17597-2201, IGR J18325-0756, IGR J18483-0311, IGR J18539+0727, IGR J16479-4514, IGR J17544-2619), открыто несколько вспышек известных транзиентных источников (например, SLX1746-331, AX1820.5-1434, XTE J1550-564, GRS1758-258, MXB1730-335, XTEJ1739-302).

Карта, на которой указано положение некоторых из открытых с помощью ИНТЕГРАЛа источников, представлена на рис.5. Выше перечислены лишь те источники и транзиентные события, в открытии которых сотрудники ИКИ РАН играли ведущую или весьма значительную роль. Сообщения об этих открытиях опубликованы в IAU Circulars и Astronomer's Telegrams.

Рис. 6 Новые рентгеновские источники, открытые обсерваторией ИНТЕГРАЛ

Проведенное, пока еще далеко не полное исследование обнаруженных источников по данным обсерватории ИНТЕГРАЛ, архивным данным более ранних астрофизических миссий, данным оптических наблюдений показывает, что все открытые источники можно разбить на две большие группы: а) транзиентные источники и рентгеновские новые и б) жесткие источники с сильным поглощением на низких энергиях. Последние, хотя и сильно переменны, по-видимому, могли оставаться яркими в диапазоне выше 20 кэВ на протяжении многих лет. Они почти не видны в стандартном рентгеновском диапазоне из-за сильного поглощения и поэтому не были обнаружены предыдущими миссиями.

Тема РТТ150. Подготовка и реализация научных программ наблюдений на оптическом телескопе РТТ150. Научный руководитель д.ф.-м.н. А.А. Вихлинин

Выполнены работы по доработке системы управления и регистрации наземного телескопа РТТ-150 с реализацией системы автогидирования в Кассегреновском фокусе. С этой целью разработаны и изготовлены детали автогида для установки ПЗС-матрицы DW436 увеличенного формата. Работы проводились в ИКИ РАН и на базе ТУБИТАК (Турция).

Рис. Элементы системы автоматической фокусировки РТТ-150 на основе сельсин-датчиков (показаны стрелками).

Программа наблюдений, которые проводились ИКИ РАН в январе-июне 2003 года, включала в себя наблюдения различных типов источников, в том числе:

скоплений галактик, рентгеновского барстера Aql X-1, оптического послесвечения гамма-всплеска GRB030329, рентгеновского пульсара Her X-1, рентгеновского транзиента XTE J1746, рентгеновского источника, открытого спутником «ИНТЕГРАЛ» IGR J17464, микроквазара SS433. Эти наблюдения в оптическом диапазоне, проводились согласованно с наблюдениями в рентгеновском и гамма-диапазоне, которые велись спутником «ИНТЕГРАЛ».

В июле-декабре продолжаются наблюдения скоплений галактик, проводятся наблюдения некоторых рентгеновских источников с целью подтверждения их оптических компаньонов, например: рентгеновского транзиента V4641, рентгеновского барстера GS1826-238, рентгеновские пульсары SAX J2103.5+4545, MX0656-072 и Xpersei и продолжены наблюдения согласованные со спутником «ИНТЕГРАЛ»

Тема РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТР. Исследования динамики звездообразования в газопылевом комплексе Ориона. Научный руководитель д.ф.-м.н. Л.И. Матвеенко

В 2003 году проведены исследования тонкой структуры области вспышек мощного H₂O мазерного излучения в туманности Ориона, эпохи 1979-1987 гг., 1995.5 и 1998-1999 гг. Плотности потоков радиоизлучения вспышек достигали F_peak~8 MЯн. Обработка радиоинтерферометрическиъ данных проводилась на современных вычислительных средствах с помощью специальных программ, что позволило выделить со сверхвысоким угловым разрешением структуры в широком диапазоне температур до 40 дБ. В первую эпоху активности обнаружена высокоорганизованная структура - цепочка из компактных источников, длиной 25 мсек или 12 ае. На рисунке 1 показана общая структура области на разных скоростях. Скорость компонентов растет вдоль цепочки от 6.2 км/с до 8.7 км/с. Мазерное излучение линейно поляризовано, P » 70%. Цепочка компактных компонентов соответствует диску, разделенному на протопланетные кольца, наблюдаемые с ребра. Предполагается, что в центре системы расположен массивный объект (0.1-0.5) M_О. Высокая яркость компонент: v = 7.7 км/с, T_b = 5 ´ 10¹⁶K и v = 7.9 км/с, T_b=9 ´ 10¹⁶ K определяется усилением более чем на два порядка в окружающей оболочке на скорости v = 7.68 км/с.

Рис.1. Распределение мазерных источников в октябре r 1985 г. Угловое разрешение равно 0.2 мсек. Максимальная яркость равна T_b » 10¹⁶K.

Анализ данных со сверхвысоким угловым разрешением, равным 0.1 мсек, позволил выделить в центре джета яркий компактный источник, предполагаемый эжектор с яркостной температурой T_ej@ 10¹³ K, эпоха молчания, 1995.5, Рис.2. Мазерное излучение линейно поляризовано, P@55%.

В период активности 1998-1999 гг. H₂O мазерное излучение вспышки нарастало экспонентиально достигнув 4.3 MЯн в августе 1998 г., а в ноябре начался спад. На первом этапе вспышки (март-октябрь, 1998 г.) структура области практически сохранялась такой же как и в период молчания, но яркость возросла более чем на три порядка, достигнув T_jet @ 10¹⁵ K и T_ej @10¹⁷ K. На завершающей фазе в январе-апреле 1999 г. в центральной части появилась тороидальная структура 1.2 х 0.8 ае и толщиной ~ 0.15 ае, рис. 2. Радиальная скорость биполярного потока v_||@ 0.15 км/с. Составляющая скорости в картинной плоскости перед пиком всплеска достигала v_^ @ 10 км/с, затем снизилась до 6 км/с в максимуме излучения и до ~ 3 км/с в конце активности. Спиральная структура биполярного потока образуется в результате прецессии оси вращения системы. Период прецессии равен ~10 лет, угол прецессии ~30^о.

Рис. 2. Структура области H₂O супермазерного излучения в Орионн КЛ, шкалы в мсек. Синтезированный луч приведен внизу слева на каждой из карт, эпоха наблюдений указана сверху. Угловое разрешение равно 0.15 мсек.

Анализ данных со сверхвысоким угловым разрешением, равным 0.1 мсек, позволил выделить в центре джета яркий компактный источник – эжектор. Размер эжектора ~ 0.05 а.е. , его яркостная температура T_ej@ 10¹³ K в эпоху молчания, 1995.5, Рис.2. Мазерное излучение линейно поляризовано, P@55%. Профиль линии излучения эжектора имеет широкие крылья и может быть представлен в виде двух гауссиан, шириной Df = 31 кГц и Df = 163 кГц (Dv = 2.2 км/с). Интенсивности линий равны I₁= 3x10⁵Ян/луч и I₂= 400 Ян/луч соответственно. Показано, что широкая линия определяется излучением вращающегося биполярного потока непосредственно на выходе эжектора. Период вращения потока равен 5 месяцам. Это излучение усиливается практически на три порядка в окружающей оболочке, на скорости 7.64 км/с в полосе 31 кГц (Dv = 0.42 км/с). Режим усиления частично насыщен. Скорость оболочки (усилителя) определяет скорость супермазерного излучения.

Рис. 3. Модель области звездообразования: аккреционный диск на стадии разделения на протопланетные кольца, биполярный поток и оболочка. В центре расположен тор диаметром ~1.2 а.е. и толщиной 0.15 а.е. Масса центрального тела (0.1-0.5)M_О. Период вращения эжектора T ~ 0.5 г., период прецессии ~10 лет, угол прецессии ~30^o.

Руководитель темы: д.ф.м.н. Л.И.Матвеенко lmatveen@iki.rssi.ru, тел 333-2389.

Matveenko L.I., Zaharin K.M., Diamond P.D., and Graham D.A. The star forming region in Orion KL. Astronomy letters vol.29, No 10, 2003, pp. 641-643.

Тема АСТРОПЫЛЬ. Исследование пыли в космосе и атмосфере Земли астрономическими методами. Научный руководитель И.А. Маслов

Исследование пыли в космосе и атмосфере Земли астрономическими методами.

С целью исследования свойств и распределения межпланетной и межзвездной пыли, а также пыли в атмосфере Земли, проведены широкоугольные поляриметрические наблюдения в стандартных фотометрических полосах В, V, R, I ряда галактик большого углового размера (NGC 147, 185, 891, 925, 6946, 7331, 7640, UGC 668), отражательных туманностей (около звезд BD+1^o3694, HD200775, IL Cep), комет (С/2001 НТ50, С/2002 Т7) и фона ночного и сумеречного неба. Предложен метод разделения свечения ночного неба на основные компоненты: свечение атмосферы, излучение слабых звезд и зодиакальный свет. Для обработки больших серий изображений, получаемых при проведении этих наблюдений, разработана методика и написан ряд компьютерных программ, обеспечивающих: а) автоматическую координатную привязку каждого изображения к звездному каталогу Tycho 2; б) фотометрию звезд и исключение вклада звезд с блеском до 12^m; в) определение величины и изменения в течение ночи оптической толщины атмосферы; г) вычисление компонент вектора Стокса для квадратных участков неба размером 1°х1°; д) исключение атмосферной составляющей фона. Для стандартной фотометрической полосы V (5500 А) наблюдения фона ночного неба в Крыму (п. Научный, Украина) показали, что поляризация атмосферной составляющей на небольших высотах над горизонтом направлена вертикально, составляет примерно 4-6%, причем это значение коррелирует с прозрачностью атмосферы. Обнаружено увеличение атмосферного фона неба в некоторые дни, вероятно связанное с увеличением альбедо Земли из-за выпадения снега в пункте наблюдения. Значения внеатмосферной составляющей фона неба, полученные в разные ночи, получились близкими друг к другу и согласующимися с известными данными по зодиакальному свету, что можно рассматривать как подтверждение корректности предложенного метода исключения атмосферной компоненты фона и возможности проведения исследований зодиакального света в данном пункте.

(к.ф.-м.н. Угольников О.С., Маслов И.А., тел.333-4011, imaslov@iki.rssi.ru).

Тема РЕЛИКТ. Создание высокочувствительных приемных систем для исследований микроволнового реликтового излучения и для радиоастрономических исследований. Научный руководитель д.ф.-м.н. И.А. Струков

Исследования и разработки, выполненные за отчетный период были несколько шире задач данного направления. Частично данные работы проведены в рамках программы «ПЕРСПЕКТИВА».

Основной целью исследований являлось создание на современном уровне радиотехнических узлов и приборов, которые могут рассматриваться как научный и технический задел будущих научных космических экспериментов. При этом предполагается, что эти узлы и приборы могут быть с минимальными доработками легко адаптированы для достаточно широкого класса экспериментов. В качестве основных приложений результатов настоящей работы можно рассматривать следующие:

· космические и наземные астрофизические исследования с применением радиотехнических средств;

· космические и наземные радиоастрономические исследования, в том числе радио-интерферометрические;

· исследования природных ресурсов, атмосферы Земли и планет радиофизическими методами.

Отличительной особенностью прошедшего десятилетия явилось необычайно бурное развитие технологии полупроводниковых приборов и интегральных схем. Причиной этого стала всё увеличивающаяся потребность в мощных средствах получения, обработки, передачи и сохранения информации. Современные приёмные системы должны обладать очень малыми шумами, быть надёжными, компактными, работающими в широком интервале температур. Кроме того, они должны быть относительно дешёвыми. Развитие систем многоканальной связи потребовало уплотнения частотных каналов, что в свою очередь вызвало необходимость разработки источников колебаний с очень высокой стабильностью частоты, амплитуды и фазы колебаний. Такие источники также крайне необходимы для обеспечения радио-интерферометрических исследований со сверхбольшими базами, например для космических радио-интерферометров.

Развитие технологических процессов в обеспечение перечисленных выше требований привело к рождению нового поколения радиотехнических элементов и устройств – монолитных СВЧ интегральных схем, позволяющего радикальным образом понизить вес, габариты, время проектирования и стоимость изготовления радиотехнических систем.

Другим, не менее важным фактором, значительно ускоряющим и удешевляющим процесс проектирования радиотехнических систем, является появление пакетов прикладных программ, позволяющего проводить электродинамический расчет трехмерных структур.

Как показал успешно осуществляемый космический эксперимент WMAP, надёжность и повторяемость характеристик малошумящих приемных систем мм диапазона длин волн достаточна для реализации систем из множества приемников, т.е. матричной структуры приёмных систем. Однако детальный анализ показывает, что для решения ряда важных задач, связанных с измерением поляризации реликтового излучения, необходимо существенное улучшение чувствительности существующих приемников.

Для астрофизических и планетных экспериментальных исследований одним из перспективных является субмм диапазон волн. Одной из важнейших задач в освоении этого диапазона является исследование возможности согласования и интегрального включения приёмного датчика в антенную систему.

Перечисленные выше факторы определили основные направления работы за отчетный период:

· Теоретический анализ и экспериментальная проверка параметров современной элементной базы радиотехнических изделий, развитие методов проектирования и изготовления радиотехнических устройств научного и прикладного назначения и систем на их основе. Развитие методов расчёта структур радиотехнических устройств методом трехмерного электромагнитного моделирования, экспериментальная оценка точности подобных расчетов.

· Исследование возможности повышения чувствительности малошумящих приемных систем мм диапазона длин волн.

· Исследование возможности создания интегральных антенных структур для единичных и матричных приёмных систем субмм диапазона длин волн.

· Создание действующего образца двухканального приемника диапазона 18 – 26 ГГц для радиоастрономических и радио спектрометрических наблюдений.

1.1. Развитие методов проектирования радиотехнических систем с применением новейшей элементной базы. Использование пакетов программ 3-х мерного электромагнитного моделирования.

В последнее время все большее применение находят компьютерные программы 3-х мерного (3D) электромагнитного моделирования СВЧ элементов, в частности Agilent HFSS, CST Microwave Studio и другие. Использование вычислительных методов позволяет во многих случаях исключить многие этапы весьма длительного и дорогостоящего процесса экспериментальной отработки. Примерами успешного применения машинных методов для создания СВЧ элементов могут быть волноводно-полосковый переход (ВПП) и полосовой фильтр Ka-диапазона, представленные ниже. Для оптимизации ВПП была создана геометрическая модель перехода, необходимая для выполнения расчетов. Трехмерная геометрическая модель перехода была выполнена с помощью программы AUTOCAD. После выполнения процедуры оптимизации были получены оптимальные размеры ВПП и соответствующие электрические характеристики. На Рис. 1. изображена кривая согласования ВПП в диапазоне частот 26-40 ГГц. Полученные в результате оптимизации размеры были использованы для изготовления ВПП, изображенного на рис. 11. Результаты измерений параметров перехода оказались в хорошем соответствии с расчетом, что позволило исключить дополнительную экспериментальную отработку ВПП.

Вторым примером, подтверждающим эффективность применяемых машинных расчетов, может быть полосовой фильтр диапазона 35-38 ГГц. Фильтр необходим для режекции зеркального канала в супергетеродинном приемнике. Фильтр выполнялся на связанных полосковых резонаторах. Фотография фильтра дана на рис. 2. После выполнения расчетов были получены необходимые размеры фильтра, по которым были изготовлены требуемые микрополосковые элементы. Расчетная частотная характеристика фильтра представлена на рис. 3. Экспериментально измеренная частотная характеристика оказалась очень близкой к расчетной.

Представленные выше два примера показывают эффективность и точность машинных методов в расчете геометрии различных СВЧ устройств.

Нами были также рассмотрены по литературным данным поляризационные СВЧ устройства, которые могут быть использованы в приборах для измерения поляризации реликтового излучения с борта космического аппарата, а также в приборах для исследования природных ресурсов. С использованием пакета программ Agilent High-Frequency Structure Simulator (HFSS) было произведено численное тестирование устройств по заданным авторами исходным параметрам. Вычислялись электромагнитные поля и параметры рассеяния (S – параметры), по которым оценивались электродинамические характеристики. В первом приближении они совпали с результатами, приведенных авторами в публикациях. Варьирование геометрии конструктивных элементов позволило выявить и оценить зависимость выходных характеристик от геометрических размеров и влияние их на полосовые и другие электрические характеристики устройств.

(д.т.н. Косов А.С., тел.333-2267, akosov@iki.rssi.ru).

Рис.1. Кривая согласования (параметров рассеяния S₁₁) оптимизированного плоско-волноводного перехода

Рис.2. Микрополосковый полосовой фильтр на связанных резонаторах (длина платы фильтра( темного цвета) 4,5 мм.

Рис.3. Частотная характеристика полосового микрополоскового фильтра

1.2. Анализ методов достижения предельной чувствительности приемных систем

Для решения ряда астрофизических наблюдательных задач, например для измерения поляризации реликтового излучения, в СВЧ диапазоне требуются космические радиометры с максимальной чувствительностью. При этом необходимо измерять очень малые тепловые контрасты ( на уровне ~10^-5…10^-6 К) на фоне температуры фонового излучения . Минимально обнаружимый радиометром сигнал (флуктуационный порог) . Этот порог определяется шумовой температурой системы, радиометрической полосой пропускания , флуктуациями коэффициента усиления , а также временем накопления сигнала и схемой построения радиометра, которая определяет коэффициент . Температура шумов радиометрической системы складывается из температуры реликтового фона , шумов радиометра и квантовых шумов приёмного модуля , где -частота, на которой проводятся измерения, - постоянная Планка, - постоянная Больцмана. На частоте спектральная плотность квантовых шумов становится равной спектральной плотности реликтового фона.

Таким образом, фактором, определяющим предельную шумовую температуру системы на частотах выше , становится квантовый шум и при выборе приёмной системы мы должны стремиться к тому, чтобы температура шума входного каскада была бы меньше квантового предела. Основным элементом, определяющим чувствительность радиометра является малошумящий усилитель (МШУ) на входе. В диапазоне частот 20-120 ГГц наиболее перспективны охлаждаемые МШУ на транзисторах с высокой подвижностью носителей (НЕМТ) и вырожденные варакторные параметрические усилители (ВПУ). В настоящее время НЕМТ усилители занимают господствующее положение и применяются практически во всех космических экспериментах.

Нами были разработаны и исследованы охлаждаемые ВПУ. Эквивалентная шумовая температура разработанных ВПУ существенно меньше, чем усилителей на НЕМТ. Этот факт, как было показано нами ранее, связан с принципиальными преимуществами ВПУ. Лучшие современные усилители на НЕМТ, установленные в бортовых радиометрах запущенного в США в 2001г. космического аппарата WMAP (эксперимент по измерению анизотропии реликтового излучения), имеют Т_эф = 65К при охлаждении до 85 К.

Разработанный нами ВПУ на частоте 60 ГГц уже при охлаждении до 80 К имеет эффективную шумовую температуру Т_эф = 10К. Разработанные ВПУ приблизились к предельным расчетным характеристикам, которые в настоящее время можно получить на ВПУ.

Увеличение чувствительности бортовых радиометров может быть достигнуто, в том числе, выбором оптимальной структуры приемного устройства. Мы рассмотрели различные схемы радиометров, с целью выбора оптимальной. Учитывая низкий уровень шумов МШУ, важным становится вопрос о входных потерях, поскольку их вклад может значительно превышать шумы МШУ. В традиционной модуляционной схеме модулятор на входе приводит к увеличению шумовой температуры радиометра в раза и ограничивает полосу пропускания. Поэтому мы исследовали схемы, в которых модулятор переносится за ВПУ. При этом ВПУ не охвачен модуляцией и поэтому должен удовлетворять жестким требованиям по уровню флуктуаций коэффициента передачи. Нами была предложена и исследована двухканальная схема с идентичными каналами, включающими ВПУ. За счет питания от одного генератора накачки компенсировались уходы коэффициент усиления, вызванные нестабильностью мощности и частоты генератора накачки. Нами была также предложена новая оригинальная схема двухканального радиометра, показанная на рис. 4, имеющая ряд преимуществ. В схеме применяется вырожденный ПУ, в котором методом модовой развязки снимается вырождение и образуются две пространственно разделенные ортогональные моды.

Рис. 4. Схема радиометрического приемника с двухканальным ВПУ.

Сигналы от антенн поступают на гибридный волноводный мост, в выходных плечах которого получаются суммарный и разностный сигналы, которые поступают на два входа ВПУ. Сигналы каждого из каналов усиливаются, но в то же время преобразуются на холостую частоту, усиливаются и распространяется по другому каналу. Из-за применения одного усилителя полностью компенсируются уходы коэффициента усиления, включая флуктуации, вызванные фликкер шумом. Применение коммутации сигналов на выходе гибридного моста позволяет в два раза увеличить время наблюдения полезного сигнала, по сравнению с традиционной модуляционной схемой. Таким образом, в этой схеме нет ухудшения чувствительности за счёт флуктуаций коэффициент усиления, как в обычной компенсационной схеме и сигнал принимается непрерывно, в отличие от обычной модуляционной схемы. Это позволяет получить чувствительность, которая только в раз хуже предельной чувствительности идеальной компенсационной схемы радиометра.

(д.ф.-м.н. Струков И.А., Корогод В.В., тел.333-1545, strukovi@mx.iki.rssi.ru).

1.3. Исследования антенных структур субмм диапазона длин волн

Расчетным путем нами был проведен анализ однощелевых, двухщелевых, трёхщелевых, кольцевых (с одной и двумя щелями) антенных структур с балометрическими приемниками субмм диапазона. Были выполнены расчеты процесса сходимости решения, оценка влияния границ, частотной зависимости импеданса нагрузки в точке включения детектора, дальнего поля и диаграммы исследуемой антенны. Расчеты проводились в диапазоне частот 200-400 ГГц.

Первый вопрос, возникший при решении поставленной задачи это вопрос сходимости решения, точности расчетов и влияния граничных поверхностей на результаты расчетов. Программа выполняла около 12 итераций для получения нужной точности расчета параметра рассеяния S₁₁.

В расчетах принималось, что размеры Si пластины приемника были 2 х 2 мм и 7 х 7 мм . Расчёт показал, что коэффициенты S₁₁ для этих случаев мало отличаются, что говорит о слабом влиянии границ на результаты расчетов при размерах более 2 х 2 мм (размеры антенны равны 0,15 х 0,3 мм). Точность расчетов оценивается как изменение S₁₁ между двумя последними итерациями процесса вычислений. Это изменение составляло менее 1% в наших расчетах.

Исследовались частотная зависимость импеданса щелевой антенны и температурная зависимость её потерь. Достаточно высокие потери при нормальных температурах создают проблему в применении щелевых антенн в неохлаждаемых чувствительных приёмных системах субмм диапазона длин волн. Однако такой тип антенны с успехом может быть применён в охлаждаемых приёмных системах субмм диапазона, в которых в качестве датчика используется болометрический детектор на горячих электронах nHEB. Такой детектор обладает чувствительностью, близкой квантовому пределу при работе при температуре ниже 1К в субмм диапазоне. Как показывают расчёты, импеданс щелевой антенны (около 40 Ом) близок по величине к оптимальному импеданса для детектора (около 30 Ом).

Проведенные исследования 2-х и 3-х щелевых антенн показали целесообразность исследования антенной решетки. Была проанализирована решётка, состоящей из 3-х щелевых антенн размером 240 х 20 мкм и размещенная на линзе диаметром 4000 мкм с расширением 600 мкм. Анализ результатов расчёта показывает следующее:

1. Антенная решетка пригодна для систем с углом сканирования 24 градуса с перекрытием соседних лучей на уровне -3 дБ. Ширина диаграммы направленности каждой из антенн составляет 12 градусов. Сравнение с результатами, полученными для линзы диаметром 2000 мкм и расширением 300 мкм, показывает, что ширина диаграммы направленности и угол сканирования обратно пропорциональны диаметру линзы. Аналитические результаты [4] подтверждают этот вывод. Из работы следует также, что максимальный сдвиг от оси элементарной антенны может составлять X/R < 0.14, что обеспечивает требуемую форму диаграммы направленности. Таким образом, на антенне диаметром 4000 мкм при расстоянии между антеннами 160 мкм (наш случай) можно разместить три антенны (наш случай). Если увеличить размер линзы до 16000 мкм и расширение до 2400 мкм, то на линзе можно разместить 9 антенн (предположительный вариант для космического проекта «Субмиллиметрон»). Угол сканирования останется равным 24 градуса, а ширина диаграммы направленности каждого пикселя будет 3 градуса.

2. Развязка между ближайшими антеннами составляет не менее 15 дБ, между крайними не менее 20 дБ.

3. Оптимальный импеданс болометра составляет 30 Ом, что близко к сопротивлению болометров nHEB.

4. Щелевые антенны обладают резонансными свойствами, которые могут быть использованы для создания спектрометров. В приведенных результатах резонансная частота была около 400 ГГц, ширина полосы около 50%.

Представляет интерес изучить излучательные характеристики кольцевых планарных антенн. Этот интерес обусловлен тем, что этот тип антенн позволяет одновременно принять две ортогонально поляризованные волны.

На рис.5 представлены внешний вид и диаграмма направленности кольцевой антенны с единичным возбудителем. Если в кольцевой антенне создать два зазора, расстояние между которыми составляет четверть и три четверти длины волны, то такая структура должна одновременно принимать два ортогональных линейно поляризованных колебания. На рис.7 представлены общий вид, импедансная характеристика антенны, её диаграмма направленности и развязка между приёмными каналами. Развязка по уровню –20дб наблюдается в 20% полосе частот, а по уровню –10дб - в 67% полосе частот (при нормальной диаграмме излучения). Из этого можно сделать заключение о возможности применения данного типа антенн для построения матричных приемных систем.

Проведенные расчеты подтвердили высказанное предположение. На рис.6. представлены внешний вид, импедансные и излучательные характеристики двухэлементной решётки и развязка между каналами. Полученные результаты свидетельствуют о пригодности применения этого типа антенн в построении матричных пляриметрических приёмных систем субмм диапазона длин волн.