Тема РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТР. Исследования динамики
звездообразования в газопылевом комплексе Ориона
Гос. регистрация №
0120.0 602991
Научный руководитель
д.ф.-м.н. Матвеенко Л.И.
1.4.0. Изучение кинематики джета квазара
1803+784. Исследования ядер квазаров в рекомбинационных радиолиниях поглощения
– связь с областью HII.
Исследована сверхтонкая структура BL Lac объекта 1803+784 в широком диапазоне радиоволн от 7 мм до 18 см с угловым разрешением, достигающим 0.1 мсек дуги Рис.1. На волне 18 см реализовано угловое разрешение, на порядок превышающее предельное значение в условиях Земли и соответствующее длине базы, равной 100 т.км. Определена тонкая структура джета в виде расходящейся спирали, в вершине конуса которой расположен эжектор Рис.2. Шаг спирали растет по мере удаления от эжектора по квадрату расстояния, что предполагает квадратичное увеличение угловой скорости от времени. Одновременно происходит искривление оси спирали подобно спирали Архимеда. Наблюдаемые особенности происходят в течение двух эпох активности ядра и определяются реактивным воздействием эжектируемого потока релятивистской плазмы на структуру эжектора. Возникает двухмодовая прецессия угловой скорости оси эжектора. Прецессия определяет искривление оси и нутация спиральную структуру. Угол нутации возрастает с 4о в начале активности до 10о в конце. В период спада активности угол прецессии возвращается в первоначальное положение. В следующую эпоху все повторяется. Среднее отношение угловых скоростей за все периоды активности равно 30. Аналогичная двухмодовая спиральная структура джета наблюдается у квазара 3С 345. Но в этом случае отношение скоростей равно 20, что объясняется большим углом нутации, равным 15о.
Видимость спиральной структуры существенно зависит от длины волны, что определяется прозрачностью стенки кокона – ионизованной среды, обволакивающей поток релятивистской плазмы. Фрагменты спирали вблизи эжектора видны лишь в диапазоне миллиметровых волн. На волне 18 см их излучение ослаблено на 3 порядка. Потери в стенке кокона определяют низкочастотные завалы в спектрах вкраплений, спектральный индекс которых достигает 4. Частота излома смещается из диапазона мм волн в сантиметровый по мере удаления их от эжектора. Мера эмиссии поглощающего экрана уменьшается с расстоянием от эжектора пропорционально кубу.
Независимые исследования влияния экрана были проведены в рекомбинационных радио линиях поглощения в ряде объектов с активными ядрами. Получены первые результаты по квазару 3С 345. Программный комитет выделил время на радиотелескопе РТ-100 в Эффелсберге для проведения наблюдений, определения кандидатов и оптимальных частот для последующих исследований на глобальной РСДБ сети.
Разработана программа обработки
РСДБ данных с калибровкой по собственному компактному источнику, что позволило
повысить в несколько раз угловое разрешение получаемых изображений.
Рис.1: Объект 1803+784,
угловое разрешение 2 мсек дуги, λ=18 см, выделяется яркое ядро.
Рис. 2: Ядро объекта 1803+784, угловое разрешение 0.2
мсек дуги, λ=18 см, обнаружен джет
спиральной структуры.
Рис.3: Синтезированная спиральная структура джета по
наблюдениям на волнах 0.8-18 см .
1.4.1. Исследования динамики сверхтонкой
структуры области супермазерного излучения в
Орионе КЛ.
Проведен детальный анализ динамики
сверхтонкой структуры пуль, которые наблюдались в марте - августе 1999г на расстоянии 50 а.е.(д) и 35 а.е.(е).
Установлено, что структура ближней пули не изменяется - 1.0 x
0.3 мсек дуги. Относительное положение пули так же сохраняется. Спектр пули
имеет ширину 0.3 км/c. С марта по май
1999г. происходит спад потока с 2 КЯн
до 0.1 КЯн в мае. Скорость профиля
изменяется с V =- 0.29 км/с до V = - 0.36 км/c.
Яркостная температура головы пули падала с Tb = 1 x 1013 К до Tb = 3 x 1011
К более чем в тридцать раз, что свидетельствует о том, что наблюдается
последняя стадия мазерной активности пули. В дальнейшем пуля не видна.
Структура дальней пули в марте симметрична, вытянута 2.5 x 0.3 мсек дуги (рис.4), в апреле появляется
хвост впереди головы. К маю 1999г. структура снова симметрична. Поток излучения нарастал с 1 до 12 КЯн и
оставался постоянным, то есть наблюдается первая стадия мазерной активности
пули. Ширина спектрального профиля составляла 0.4 км/c, положение пика
смещается с V = -0.26 км/c до V = -0.22 км/c. Яркостная температура
головы пули росла с Tb = 1 x
1013 К до Tb = 5 x 1013 К. Яркость компонент ближней к эжектору биполярного
потока части пули возрастает с марта по июнь. Это соответствует смещению пика
яркости ~ 1 а.е. в сторону эжектора, что можно обьяснить тем, что пуля
представляет собой фрагмент биполярного потока, части которого изменяют свою
яркость.
Рис. 4. Динамика тонкой структуры дальней
пули 1999г.
1.4.2. Поиск излучения сверхтонкой
структуры в мазерных линиях в период молчания 1995, 1997, 2003.
Исследована тонкая структура пули в период
низкой активности 1988г. 25 сентября
1988г. в юго-восточном направлении на расстоянии 30 а.е. наблюдалась вытянутая ~ 10 мсек дуги
структура, совпадающая по ориентации с биполярным потоком (рис. 5, сверху). Ее
яркостная температура составляла Tb = 1013 K. Проекция ее скорости по лучу зрения
относительно центра биполярного потока V = -0.46 км/c. Голова пули находится
позади хвоста.
В 1995г. юго-восточная
пуля удалена от эжектора на 18.5 а.е. Она имеет кометоподобную структуру -
голова-хвост. Продольная составляющая
проекция ее скорости составляет V = 0.32 км/с. Яркостные температура пули равна
Tb ~ 1012 К. Голова
пули так же находится позади хвоста, что является тенденцией для периода низкой
активности.
В период высокой
активности большинство пуль имеют голову впереди хвоста (рис. 5, внизу).
Рис.5.
Тонкая структура пуль в период молчания и активный период(внизу).
1.4.3. Построение изображений Орион КЛ со
сверхвысоким угловым и спектральным
разрешением в поляризованном излучении в мазерных линиях.
Разработана методика
самокалибровки РСДБ данных по компактному источнику внутри самого объекта. Это
позволило существенно повысить угловое разрешение достигающее 50 мксек. дуги,
«увеличить» размеры базы, превышающие размеры Земли. (см. рис. 6 справа).
Рис.6 . Структура активной области звездообразования в Орионе КЛ, угловое разрешение 0.15 мсек – слева, со сверхвысоким угловым разрешением 50 мксек – справа .
1.4.4. Зависимость ориентации плоскости
поляризации излучения от структуры, магнитного поля и направленности накачки.
Систематическое фарадеевское вращение приводит к тому, что плоскость поляризации может быть параллельной или перпендикулярной вектору накачки. Это соответствует модели Варшаловича - ориентация спинов определяется направленной накачкой.
1.4.5. Разработка моделей структуры,
инжекции и передачи кинетической энергии диска биполярному потоку.
Как следует из наших исследований, в одной из областей в Орионе КЛ происходит формирование звезды малой массы. Ей сопутствует диск на стадии разделения на протопланетные кольца и эжекции биполярного потока вещества. Исследования структуры компактных компонет – пуль с предельным угловым разрешением, достигающим 0.1 мсек дуги или 0.05 а.е. показали, что пули являются составляющей частью эжектируемого потока. Структуры содержат гранулы льдинок, сублимация которых под действием радиационного давления и звездного ветра приводит к образованию мощного мазерного излучения в линиях водяного пара. В ряде случаев пули имеют кометоподобную форму голова-хвост, что свидетельствует о выбросе достаточно плотного ядра, состоящего из грязного льда. В зависимости от скорости и радиационного давления хвост может быть впереди головы. Наблюдаемые вытянутые пули, размерами 0.3 х 1.0 мсек дуги, представляют собой отдельные фрагменты потока, выделяемые благодаря повышенному мазерному излучению. Пули наблюдаются на расстояниях до 100 а.е., при этом их поперечное сечение практически не меняется, что свидетельствует об авто коллимации потока. Преобладает Ю-В направление Скорости пуль – потока достигают 10 км/с, при этом продольная составляющая скорости отличается на ~0.4 км/с от VLSR = 7.65 км/с, что исключает усиление ее излучения Тb = 1012 K во внешней оболочке. Выброс пуль коррелирует с моментами всплесков мазерного излучения, т.е. в эти моменты эжектируемое вещество содержит повышенное количество молекул воды, которое и определяет вспышки мощного излучения.
Наблюдаемое распределение скоростей вращение колец соответствует твердотельному вращению. В тоже время наличие самих колец предполагает кеплеровское распределение скоростей. Отклонение от этой зависимости определяется передачей кинетической энергии вращения колец поступательному движению потока - эжекции вещества, которое пропорционально квадрату скорости. Реактивное воздействие эжектируемого потока вещества приводит к прецессии оси вращения и образованию спиралевидной формы эжектируемых потоков.
Наблюдаемая структура, с чрезвычайно малой массой центрального тела М<0.01 Мо, возможно является вихрем - космическим торнадо.
Рис. 2. Наблюдаемая структура области звездообразования – в центре.
Торнадо : спиралевидный поток – слева и вихрь – справа.
Тема АСТРОПЫЛЬ Исследование пыли в космосе и атмосфере Земли астрономическими
методами
Гос. регистрация № 01.20.03 03419
Научный руководитель Маслов И.А.
На основе фотометрических наблюдений в ближней инфракрасной области спектра получены оценки параметров пылевых частиц кометы C/2004 Q2. Показано, что сброс вещества с поверхности кометы происходил в виде относительно крупных фрагментов разделявшихся при сублимации на газ и пыль за времена порядка суток, а скорость удаления пыли от ядра кометы превышала 300 м/с. (Маслов И.А., 333-4011, imaslov@iki.rssi.ru).
Построен метод выделения аэрозольного рассеяния на разных высотах в атмосфере и оценки оптических параметров аэрозоля. На основе этого метода был обнаружен слой стратосферного аэрозоля на высоте свыше 20 км в декабре 2006 года, после извержения вулкана Рабаул вблизи экватора Земли. Оценена поляризация аэрозольного рассеяния под прямым углом. (к.ф.-м.н. Угольников О.С., 333-4011, dawnsearcher@mail.ru).
На основе узкополосных фотометрических измерений Луны в полной фазе затмения построено широтное и высотное распределение водяного пара и аэрозоля в земной тропосфере. (к.ф.-м.н. Угольников О.С., 333-4011, dawnsearcher@mail.ru).
Совместно с ИРЭ и ИФП РАН разработан
многоэлементный приемник для фотометрии и измерения поляризации излучения
космической пыли в спектральных полосах 0,25 и 0,35 ТГц. Подготовлена
аппаратура для испытаний приемника на 6-м телескопе САО РАН и исследования
эффективности восстановления высоких пространственных частот и подавления
влияния атмосферного фона, как факторов определяющих реальную чувствительность
приемника. (к.ф.-м.н. Громов В.Д., 333-4011, vgromov@iki.rssi.ru).
Тема ЗВЁЗДЫ Магнитогидродинамические,
плазменные и релятивистские процессы в астрофизике
Гос.рег.
№ 0120.0403349
Научный
руководитель д.ф.-м.н. Бисноватый-Коган Г.С.
Пресмотрена проблема генерации крупномасштабного магнитного поля вблизи аккрецирующей черной дыры, что позволило решить имеющиеся трудности. Проведены двумерные численные расчеты маниторотационного взрыва сверхновой в ньютоновской модели с умеренным магнитным полем, и в рамках ото для магнитного поля магнетаров. Исследован новых механизм коллимации джетов магнито-крутильными колебаниями. Исследовано вращение первочных черных дыр в расширяющейся вселенной , образование релятивистских колец при сильном гравитационном линзировании и формирование профилей рентгеновских линий с учетом гравитационного красного смещения. Предложен проект космического оптического монитора для поиска быстрых ярких послесвечений космических гамма всплесков.
1. Пересмотрен вопрос формирования крупномасштабного магнитного поля в окрестности черной дыры за счет сжатия в аккреционном диске. Сильное крупномасштабное поле необходимо для формирования и коллимации узких направленных выбросов. В 1994 году было показано, что в турбулентном кеплеровском диске скорость диффузии поля наружу превышает скорость сжатия, поэтому образования сильных магнитных полей не происходит. Преодоление этой трудности стало возможным при пересмотре структуры турбулентного диска, и учете внешних лучистых областей с очень высокой проводимостью. Именно в этих областях текут токи, приводящие к формированию большого поля в окрестности черной дыры при дисковой аккреции. Основная часть турбулентного диска является бессиловой и токи там практически и токи там практически не возбуждаются из-за сильного омического затухания.
G.S. Bisnovatyi-Kogan (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru), R. V. E Lovelace,. Large-Scale B-Field in Stationary Accretion
Disks Astrophys. J. Lett. (2007) v. 667}, pp. L167-L169
2. Было продолжено исследование магниторотационного механизма взрыва сверхновой, предложенного Г.С.Бисноватым-Коганом в 1970 г., в двумерной постановке. Исследована ранняя эволюция взрыва сверхновой с коллапсирующим ядром после образования быстро вращающейся нейтронной звезды с дипольным магнитным полем напряженностью В=1.е15 гаусс (прото магнетар) и периодом обращения 2 мсек. Исследования проводились в рамках идеальной МГД в ОТО. При расчетах использовались реалистичное уравнение состояния, нейтринные потери (включая синхротронные), нейтринный нагрев за счет рассеяния на электронах, барионах, поглощение на барионах и аннигиляции нейтрино. Перенос нейтрино рассматривался в оптически тонком приближении. Вычисления показали, что почти сразу формируется узконаправленный выброс. Полная энергия вращения нейтронной звезды составляет величину, порядка энергии взрыва гиперновой. Представлены результаты численного расчета самосогласованной модели центральной машины, способной обеспечить формирование узко-направленной струи и подпитку ее энергией, достаточной для объяснения длинных гамма всплесков и их послесвечения (Рис.1). Исследовано аналитически и численно, развитие разрывной неустойчивости в релятивистской магнитнодоминированной плазме в рамках бессиловой магнитогидродинамики с конечной проводимостью.
S.S. Komissarov, M. Barkov (к. ф.-м. н., barkov@iki.rssi.ru), M. Lyutikov Tearing
instability in relativistic magnetically dominated plasmas astro-ph/0703146, MNRAS (accepted for publication)
S. S. Komissarov, M. V. Barkov (к. ф.-м. н., barkov@iki.rssi.ru) Magnetar-energized
supernova explosions and GRB-jets arXiv:0707.0264,
MNRAS (accepted for publication)
Рис.1. Формирование джетов при магниторотационном взрыве сверхновой.
3.: Были проведены расчеты взрыва при различной начальной массе ядра и начальной вращательной энергии. Получено, что энергия взрыва существенно зависит от начальной массы ядра и от величины начальной угловой скорости, и возрастает с увеличением обеих величин (Рис.2). Полученные величины для энергии взрыва вполне соответствуют энергиям, наблюдаемым в различных сверхновых с коллапсирующим ядром. Начата разработка трехмерной программы для моделирования магниторотационных астрофизических процессов, в частности магниторотационного механизма взрыва сверхновой, в которой используются Эйлеровы переменные.
С.Г. Моисеенко (д. ф.-м. н., moiseenko@iki.rssi.ru)
Г.С. Бисноватый-Коган (д. ф.-м. н.,
gkogan@iki.rssi.ru)
Рис.2. Зависимость выхода кинетической энергии при магниторотационном взрыве
сверхновой от массы ядра
звезды.
4.
Исследован механизм коллимации наблюдаемых разнонаправленных выбросов из ядер
галактик и молодых звезд, связанный с нелинейными магнито-крутильными
колебаниями. Построена приближенная аналитическая модель, позволившая
определить диапазоны параметров, характеризующих начальную амплитуду
закручивания, характерных для трех режимов поведения выброса с продольным
магнитным полем. 1) деколлимация при малой амплитуде колебаний, 2)
коллимированный нестационарный выброс при средней амплитуде и 3) разбиение на
отдельные сгустки при превышении критического значения начальной амплитуды.
G.S. Bisnovatyi-Kogan (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru), Dynamic confinement of jets by
magneto-torsional oscillations. MNRAS (2007), v. 376, pp. 457-464.
5.
Исследована эволюция массы и углового момента первичных черных дыр (ПЧД) на
ранних стадиях расширения горячей Вселенной. Показано, что в реалистических
предположениях угловой момент ПЧД в результате аккреции уменьшается не очень
существенно.
Г.С. Бисноватый-Коган (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru), О.Ю.Цупко (асп. tsupko@iki.rssi.ru) Эволюция углового момента первичных черных дыр в горячей вселенной. Астрофизика (2007) т. 50, № 4, стр. 653-656
6. Была изучена динамика эллипсоидальных систем. Была исследована динамическая стабилизация эллипсоидальных систем против неограниченного коллапса. Выявлено образование регулярных и хаотических траекторий, что было исследовано методом сечения Пуанкаре. Пример диаграммы Пуанкаре с регулярными и хаотическими колебаниями приведен на Рис.3,4.
Г.С. Бисноватый-Коган (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru), О.Ю.Цупко (асп. tsupko@iki.rssi.ru) (подготовлено к печати)
Рис.3. Диаграмма Пуанкаре для трех регулярных и двух хаотических траекторий при полной энергии звезды H = - 1/5, и энтропийной функции e=2/3 (в безразмерных единицах). Рассматриваются колебания сфероида с полуосями a=b>c. Точки на диаграмме соответствуют минимуму полуоси “c”.
Рис.4. Часть рисунка 2 в увеличенном масштабе.
7. Детально исследована задача о сильном гравитационном линзировании на Шварцшильдовской черной дыре. Исследованы свойства бесконечной последовательности релятивистских колец, возникающих в изображении источника, при наличии черной дыры между источником и наблюдателем. Рассчитаны прицельные параметры, лучей, образующих релятивистские кольца и их угловые размеры Показано, что релятивистские кольца трудно наблюдаемы из-а их малой светимости (Рис.5).
Г.С. Бисноватый-Коган (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru), О.Ю.Цупко (асп. tsupko@iki.rssi.ru) Сильное гравитационное линзирование на Шварцшильдовской черной дыре Астрофизика (2007) (принято к печати)
Рис.5. Кольцо Эйнштейна и релятивистские кольца.
8. Формирование спектральных линий вблизи компактных объектов с сильным гравитационным полем (нейтронные звезды, черные дыры) может в значительной степени зависеть как от влияния самого поля (гравитационное красное смещение), так и от движения плазмы. Была рассмотрена ситуация, при которой спектральная линия образуется за счет поглощения фотонов в движущейся плазме на расстоянии нескольких шварцшильдовских радиусов от компактного объекта. Целью работы являлось выяснение того, в какой степени учет гравитационного красного смещения может изменить наблюдаемый профиль линии, по сравнению с известным уже 80 лет, так называемым, профилем P-Cygni. Подобный профиль, представляющий собой, суперпозицию эмиссионной компоненты и, смещенной в синюю сторону, линии поглощения является надежным наблюдательным индикатором истечения (звездного ветра). В результате проведенных как аналитических, так и численных расчетов, было показано, что учет гравитационного красного смещения может приводить к существенному изменению профиля линии. Так, если плазма движется по закону, характерному для взрыва (например на поверхности НЗ, в рентгеновских барстерах) то профиль, линии должен иметь характерную форму с двумя абсорбционными компонентами, разделенными линией излучения. Результаты были сопоставлены с наблюдениями линий поглощения железа Fe XXVI, XXV и кислорода OVIII от рентгеновского барстера EXO0748-676, проведенными космической обсерваторией Чандра. Предполагается, что характерный наблюдаемый W-образный профиль линии кислорода, может быть объяснен в рамках предложенного эффекта.
А.В. Дородницын (к. ф.-м. н., dora@iki.rssi.ru) (подготовлено к печати).
9. Предложен проект небольшого космического оптического телескопа, предназначенного для поиска кратковременных вспышек, с помощью мониторинга всего неба. Предполагается поиск ярких послесвечений космических гамма всплесков, во время или вблизи основной вспышки, а также для исследования других транзиентных объектов.
G. Tsarevsky, G. BisnovatyKogan (д. ф.-м. н., gkogan@iki.rssi.ru) , A.
Pozanenko (к. ф.-м. н., apozanen@iki.rssi.ru), G. Beskin
, G. Popov , V. Rumyantsev Project ASTRAL: Allsky Space Telescope to
Record Afterglow Locations Известия КрАО, т. 103, стр. 78 -- 84 (2007)