CC BY
15
УДК 524.35-355:520.27
АНОМАЛИЯ СПЕКТРА ОСТАТКА СВЕРХНОВОЙ 3C58
2019 В. П. Иванов*, А. В. Ипатов, И. А. Рахимов, Т. С. Андреева
Институт прикладной астрономии РАН, г.Санкт-Петербург, 191187 Россия Поступила в редакцию 19 января 2017 года; после доработки 15 ноября 2018 года; принята к публикации 15 ноября 2018 года
На радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН на четырех частотах от 1550 до 8450 МГц измерены мгновенные спектры остатка сверхновой 3С58 на эпохи 2003.4,2004.4 и 2013.2. Спектры 3С58 для временных интервалов 1963—1971 гг., 1981 — 1998 гг. и 2004—2010 гг. получены на основе опубликованных данных, позволяющих сравнить интенсивности 3С58 и стандартных источников. Для приведения всех данных в единую систему и построения спектров использовалась шкала потоков «искусственная луна». Сравнение спектров по данным, полученным в 1963—2013 гг., выявило нестационарные частотно-зависимые изменения плотностей потоков, а также локальные отклонения спектров 3С58 от степенной частотной зависимости. Обсуждаются возможные причины обнаруженных аномалий.
Ключевые слова: мера эмиссии, нестационарные изменения, остаток сверхновой, радиотелескоп, спектр
1. ВВЕДЕНИЕ
Источник нетеплового радиоизлучения 3С58 был открыт в 1952 г. и отождествлен с остатком сверхновой (ОСН) 1181 г. По структуре распределения радиояркости его относят к ОСН крабоподобного типа. Как и Крабовидная туманность, 3С58 содержит пульсар PSR J0205+6449, наблюдаемый на радиочастотах и в рентгеновском диапазоне. С открытием пульсара появилась серьезная проблема с определением возраста радиоисточника 3C58, подробно обсуждаемая в работе [1]. Период пульсара по его динамическому возрасту оказался равным 5400 лет [2]. Близкая по величине оценка возраста получена при определении средней скорости расширения туманности 3C58 по результатам сравнения изображений по данным VLA 1973 и 1998 гг., которой соответствует динамический возраст 5000 ± 2250 лет [3]. В более поздней работе [4] это значение было уточнено: получен возраст около 7000 лет с нижним пределом на уровне 3а 4300 лет. Таким образом, оказалось, что возраст радиотуманности сравним с возрастом пульсара и примерно в 5 раз превышает возраст сверхновой, наблюдавшейся в 1181 г. Анализ данных наблюдений в радио- и ИК-диапазонах показал наличие в спектре 3C58 изломов на частотах, не превышающих 30 ГГц и 200 ГГц, в обоих случаях выше частоты излома крутизна спектра возрастает [5]. Предполагается [6], что более низкочастотный излом обусловлен скачком
E-mail: ivanov_vp41@mail.ru
показателя в энергетическом распределении частиц, инжектируемых пульсаром в туманность, в то время как второй излом связан с механизмом расходования энергии релятивистскими электронами на синхротронное излучение. В этом случае излом в спектре может указывать на длительную эволюцию туманности в течение времени, сравнимого с возрастом пульсара.
В то же время в динамике переменности 3С58 присутствуют особенности, характерные для молодых ОСН. Анализ изменений плотностей потока 3С58, полученных по данным измерений различных авторов на разных частотах, показал наличие нерегулярных изменений спектра источника, ранее обсуждавшихся в работе [1 ]. Относительные измерения плотностей потоков 3С58/Св8А, проведенные на частоте 8000 МГц в 1978—1984 гг., выявили рост потока 3С58 со средней скоростью (0.284 ± 0.046)%/год [7]. Измерения, выполненные на частоте 408 МГц в 1967 и 1986 гг. на одном и том же радиотелескопе и по одинаковой методике, показали рост потока 3С58 со скоростью (0.32 ± 0.13)%/год [8]. Однако этот эффект не был стабильным: поток на частоте 5000 МГц не менялся с 1986 г. по 1996 г. [9], а по данным [4] плотность потока 3С58 на этой частоте сохранялась на постоянном уровне с 1984 г. до 2004 г. Для выявления динамики эволюции источника на фоне нерегулярных изменений его радиоизлучения нужны были дальнейшие измерения спектров, выполненные в течение достаточно коротких временных интервалов.
2. СПЕКТРЫ 3C58, ИЗМЕРЕННЫЕ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ РТФ-32
Измерения плотностей потоков ОСН 3С58 относительно стандарта спектральной плотности потока 3С295 были выполнены на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН в апреле—мае 2003 г., в апреле—мае 2004 г. и в феврале—марте 2013 г. Параметры полноповоротного параболического радиотелескопа РТФ-32 диаметром 32 м обсерватории «Светлое» ИПА РАН приведены в таблице 1: (1) f — частота, MHz; (2) Trec — шумовая температура входа приемника, K; (3) Tna — шумовая температура антенны, K; (4) Tsys — шумовая температура системы, K; (5) Af — полоса пропускания приемника, MHz; (6) КИП — коэффициент использования поверхности; (7) HPBW — ширина диаграммы направленности на уровне 0.5 по мощности, в минутах дуги; поляризация всех облучателей круговая.
Важнейшим условием корректного решения задачи отображения изменений в спектрах исследуемых источников является сведение всех имеющихся данных сравнения потоков излучения этих объектов со стандартами в единую систему на основе прецизионной шкалы потоков. Шкала потоков BGPW [13] для этой цели не пригодна вследствие причин, обсуждаемых в работе [14]. В нашей работе в этом качестве используется шкала потоков «искусственная луна» (ИЛ) [14—16], включающая более 15 стандартных источников со спектрами, перекрывающими диапазон частот 38 МГц—200 ГГц. Шкала потоков ИЛ базируется на абсолютных измерениях по методу «искусственной луны», превосходящем по точности другие методы. Существенным отличием от других шкал и преимуществом шкалы ИЛ является независимый от абсолютных измерений контроль формы спектров источников (метод относительных спектров). Шкала потоков ИЛ адаптирована на частоты до 200 ГГц и более на основе стандартного спектра Крабовид-ной туманности. Спектры Крабовидной туманности многократно и подробно измерялись методом «искусственной луны» в диапазоне частот 0.5—15 ГГц на временном интервале 1972.2—1992.7, а также определены в шкале потоков ИЛ по данным относительных измерений на 1955—1981 гг. в диапазоне частот (0.1—23) ГГц [17]. Эти спектры степенные, и на основе метода относительных спектров можно показать, что степенной закон выполняется, по крайней мере, до 200 000 MHz:
на частоте f0 [MHz] в Jy; а — спектральный индекс. Среднее значение а = —0.327 ± 0.002 и не зависит от времени; ^-^г = (—0.159 ± 0.024)%/год;
So = (8970 ± 210) Jy на частоте fo = 1 MHz на эпоху 1992.7.
Основным стандартом шкалы потоков ИЛ является внегалактический источник 3C295. Его характеризует стабильное радиоизлучение, на волнах длиннее 1 см, и малые угловые размеры: 5" х 1" [18]. В шкале потоков ИЛ спектр 3C295 в диапазоне частот 1425—8450 МГц определяется степенной функцией (1) с параметрами: а = —1.007; So = 30570 Jy на частоте fo = 1 MHz.
На радиотелескопе РТФ-32 были измерены отношения плотностей потоков 3C58/3C295 на четырех частотах: 1550, 2370, 4840 и 8450 МГц. По измеренным отношениям потоков были получены абсолютные спектры ОСН 3С58. Погрешности измерений включают среднеквадратичное отклонение отношений пиковых антенных температур, которое на всех частотах не превышало 1.3%, а также погрешности поправок за частичное разрешение 3C58 диаграммой направленности (ДН) антенны. Методика определения поправок аналогична применявшейся в работе [18] и многих других. Выполняются сканы в двух ортогональных направлениях вдоль большой и малой осей источника, профили антенных температур аппроксимируется гауссианами и их ширина сравнивается с шириной ДН. Поправочный коэффициент находится из выражения:
S(f) = S0[4-
(1)
где S(f) — плотность потока на частоте f [MHz] в Jy; S0 — параметр, равный плотности потока
g = а 1 +
где ви\ и ви2 — ширина гауссианы на уровне 0.5Tamax вдоль большой и малой осей источника соответственно; Tamax — максимальное значение антенной температуры в пределах скана; в0,5 — ширина ДН на уровне половинной мощности при совпадении значений в0.5 = О0.5л = #o.5h в азимутальной и угломестной плоскостях, что выполняется в нашем случае.
Погрешность коррекции за разрешение источника зависит от разности профилей антенной температуры скана и аппроксимирующей гауссианы. В случае 3C58 профили сканов вдоль обеих осей мало отличаются от гауссиан, и погрешность поправок, максимальная для волны Л = 3.5 см, не превышает 3.8%. Профили определялись путем усреднения двух противоположно направленных сканов. При наблюдениях применялась методика «on—off » и направление позиционного угла источника при наведении на него антенны с круговой поляризацией и круговой симметрией луча поправок
а
Таблица 1. Параметры радиотелескопа РТФ-32 обсерватории «Светлое» ([10—12])
/, MHz Тгес> К Тпа, К К Д/, MHz кип HPBW, arcmin
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
1550 10 38 48 450 0.60 21.9
2370 10 37 50 450 0.48 14.6
4840 10 23 33 1000 0.60 6.96
8450 12 27 39 1000 0.56 3.94
Таблица 2. Спектры ОСН 5C58, измеренные в шкале потоков ИЛ в 2003—2013 гг.
Эпоха Плотность потока S(f [MHz]), Jy a S'n, Jy cr, Jy
1550 MHz 2370 MHz 4840 MHz 8450 MHz
2003 27.0 ±0.6 27.1 ±0.5 25.4 ±0.8 25.5 ± 1.0 -0.044 ±0.017 26.3 ±0.3 0.2
2004 27.6 ±0.6 28.1 ±0.5 26.0 ± 1.0 25.2 ± 1.0 -0.057 ±0.025 26.9 ±0.4 0.26
2013 26.9 ±0.6 29.2 ±0.6 28.4 ± 1.0 27.6 ± 1.1 +0.017 ±0.044 28.2 ±0.8 0.52
не требует. Коррекция за атмосферное поглощение вводилась в виде множителя eY, где y = Л\/sin h, h — угол места (высота) антенны. Для волн 18, 13, 6.2, 3.5 см Л\ составляет соответственно 0.01, 0.011,0.012,0.013.
Причиной погрешности определения плотности потока 3C58 при сравнении с 3C295 может быть различие спектральных индексов (соответственно менее 0.1 и 1.007). Эта погрешность зависит от отношения А/// и может быть устранена путем коррекции. В нашем случае максимальное значение корректирующего множителя не превышает 1.006 (для / = 1550 МГц) и поправки не вводились.
Измерения на разных частотах делались неодновременно, однако продолжительность полного цикла измерений каждого спектра не превышает 2 месяцев.
Отношения плотностей потоков 3C58 и 3C295 на эпохи 2003.4 и 2004.4, а также соответствующие погрешности опубликованы в работе [1]. Плотности потоков 3С58 на эпохи 2003.4, 2004.4 и 2013.2 на частотах 1550, 2370, 4840 и 8450 МГц, определённые в шкале потоков ИЛ, приведены в таблице 2, где а и S0 [Jy] — параметры степенной аппроксимации: спектральный индекс и плотность потока на частоте /0 = 3500 МГц; a [Jy] — среднеквадратичное отклонения (СКО) измеренных плотностей потоков от степенной аппроксимации спектра.
Измерения на эпохи 2003.4, 2004.4 и 2013.2 выполнены на одном и том же радиотелескопе, применялись одинаковые методики измерений и
30
29 -28 -^27
со" 26
25 -
■ SI Ер2003.4 • £2Ер2004.4 a S3Ep2013.2
1000
2000
4000
6000 8000 10000
f, MHz
Рис. 1. Спектры 3C58 по наблюдениям на РТФ-32 «Светлое»: S1, S2 и S3 — соответственно эпохи 2003.4, 2004.4 и 2013.2
коррекции данных, следовательно, систематические погрешности также одинаковы для всех трех эпох. Потому для иллюстрации динамики эволюции спектра 3C58 на временном интервале 2003—2013 гг. на рис. 1 приведены только случайные погрешности. На рис. 1 виден существенно превышающий погрешности рост потоков со временем на частотах 2370—8450 MHz. Измеренные на этих частотах в 2013 г. плотности потоков оказались на 8—12% выше, чем в 2003 г.
Мгновенные спектры 3C58 на эпохи 2003.4, 2004.4 и 2013.2 представлены на рис. 1.
3. СПЕКТРЫ 3C58, ПОЛУЧЕННЫЕ ПО ОПУБЛИКОВАННЫМ ДАННЫМ
Точность относительных радиоастрономических измерений была достаточно высокой уже к 1964 г. С тех пор опубликовано значительное количество работ, по данным которых можно получить отношения потоков 3C58 и одного или нескольких стандартных источников шкалы потоков ИЛ и определить в этой шкале плотности потоков 3C58. Таким образом, совокупность результатов многочисленных измерений потоков 3C58 [3, 5, 8, 19—30] была приведена нами в единую систему на основе шкалы потоков ИЛ. Полученные данные образуют три группы, различающиеся по времени измерений и частотным интервалам, и представлены в виде таблиц 3, 4 и 5 и соответствующих им рис. 2—4, где в логарифмическом масштабе изображены спектры 3С58 в шкале потоков ИЛ.
Обозначения и размещение данных в таблицах 3, 4 и 5: (1) частота измерений f ; (2) плотность потока 3C58 в шкале потоков ИЛ, 5ил [Jy]; (3) абсолютная погрешность измерения потока Err[Jy]; (4) опубликованное значение плотности потока 3C58, Sp [Jy]; (5) Source — источник-калибратор (Sample в случае нескольких стандартных источников); (6) множитель перехода к шкале ИЛ, k; (7) эпоха измерений, Epoch, и (8) Ref — ссылка на первоисточник.
Результаты измерений (точки на рис. 2) образуют две группы, в каждой из которых зависимость плотности потока от частоты — степенная в виде (1), с малыми отклонениями от аппроксимирующих линий. Две группы данных не разделяются во времени.
Параметры степенной зависимости S (f ) главной (верхней) последовательности, A4: а = -0.111 ± 0.006; So = (67.24 ± 2.9) Jy на частоте fo = 1 MHz.
Для нижней последовательности (частоты 178, 408 и 5000 MHz), A2:
а = -0.075 ± 0.004; So = (45.41 ± 1.31) Jy на частоте f0 = 1 MHz.
Две группы нельзя рассматривать как единую совокупность данных, поскольку плотности потоков на частотах 178 и 408 MHz отличаются от верхней последовательности более чем на 3а, а на 5000 MHz — на 2.4а. Есть основания предполагать, что столь значительные различия не являются следствием грубых ошибок измерений. Более подробно этот вопрос рассмотрен в разделе «Обсуждение результатов».
Результаты измерения плотностей потоков 3C58 в 1981 — 1998 гг. представлены в таблице 4 и на рис. 3 (черные квадраты). Красными кружками на рис. 3 изображены точки с избытком потока
40 -
35
А2 A4 А6
Allometricl Fit of A4 Allometricl Fit of A2
Co
: 30 -
25
100
1000 f, MHz
10000
Рис. 2. Спектр ОСН 5C58 в шкале потоков ИЛ по данным 1963—1971 гг. (таблица 3).
37 36 35 34 33 32 31 30 29 Со" 28 27 26 25 24 23
1981.6-1998.6
data with excess of flux
2003.4
best fit of 1981.6-1998.6 data
100
1000 f, MHz
10000
Рис. 3. Спектр ОСН 3С58 в шкале потоков ИЛ: квадраты и кружки — поданным 1981 — 1998 гг. (таблица 4); треугольники — полученный на РТФ-32 в 2003 г. (таблица 2).
на частотах 1420 и 1667 MHz. Совокупность данных 1981 — 1998 гг. хорошо согласуется с общей степенной зависимостью плотности потока от частоты вида (1 ).
Спектр 1981 — 1998 гг. обозначим Sb(f ) и далее будем использовать его для сравнений как базовый. Параметры степенной зависимости Sb(f ): а = -0.069 ± 0.008; So = (45.2 ± 2.15) Jy на частоте fo = 1 MHz.
Треугольниками на рис. 3 представлены оценки плотности потоков по измерениям 2003 г. на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН. Измерения на частотах 1550, 2370, 4840 и 8450 MHz в пределах погрешностей совпадают со спектром по данным 1981 —1998 гг. (прямая
Таблица 3. Спектр ОСН 3С58 в шкале потоков ИЛ по данным измерений 1964—1971 гг.
/, GHz Su л, Jy Err, Jy SP, Jy Source к Epoch Ref
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
86 39.7 1.9 39.5 Sample 1.006 1966 [19]
178 30.9 1.2 28.5 Sample 1.085 1964.9 [20]
408 28.55 1.6 35 3C295 0.820 1967.9 [8]
408 34.2 1.0 35.1 Sample 0.970 1970.9 [21]
750 32.4 0.4 33.3 Sample 0.970 1963.4 [20]
1400 30.5 0.5 32.6 Sample 0.935 1963.4 [20]
1425 30.7 0.9 34.2 Sample 0.900 1965 [22]
2695 27.8 0.3 30.6 Sample 0.910 1966.7 [20]
5000 24.0 0.9 27.2 Sample 0.880 1967.1 [20]
8000 25.6 1.9 26.7 Sample 0.960 1964 [23]
Таблица 4. Спектр ОСН 3C58 в шкале потоков ИЛ по данным измерений 1981 — 1998 гг.
/, GHz Su л, Jy Err, Jy SP, Jy Source к Epoch Ref
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
74 33.9 1.5 33.6 Sample 1.01 1998.6 [3]
151 31.0 3.4 36 Sample 0.86 1984.6 [24]
327 30.3 0.9 33.9 Sample 0.89 1998.6 [3]
408 29.08 1.8 32.2 Sample 0.9 1997.9 [25]
408 30.32 3.0 35 Sample 0.87 1986.6 [8]
1420 29.2 0.9 31.9 Sample 0.915 1997.9 [25]
1667 31 0.8 31 3C295 1 1986.0 [26]
2695 27.0 2.7 30 3C295 0.9 1981.8 [24]
линия на рис. 3), что указывает на стабильность спектра 3C58 в диапазоне частот 74—8450 MHz с параметрами:
а = -0.061 ± 0.005; So = (42.95 ± 1.49) Jy на частоте f0 = 1 MHz на временном интервале 1981-2003 гг.
Сравнение спектра 2013 г. с обобщенным спектром Sb 1981-1998 гг. показывает, что его наклон на частотах 2370-8450 MHz близок к наблюдавшемуся ранее а = -0.043 ± 0.003. Плотности потоков на частотах 2370-8450 MHz выше приблизительно на 12.5%, а на частоте 1550 MHz ниже общего спектра на 1 %.
Спектры ОСН 3С58 по данным 1963-1971 гг. и 1981-2003 гг. приведены для сравнения на рис. 4.
Точки главной (верхней) последовательности обозначены на рис. 4 как 1963—1971norm.
В таблице 5 и на рис. 5 представлены данные измерений плотностей потоков 3C58 на частотах 14 200-143 000 MHz. За исключением двух — на частотах 32 000 MHz (epoch 1983.5) [30] и 84 200 MHz (epoch 1986.0) [31] — измерения выполнены в 2004-2010 гг. Для перехода к шкале потоков ИЛ в качестве стандарта применялся спектр Крабовидной туманности, измерявшийся в тех же наблюдательных сессиях.
В 2004 г. плотности потоков 3С58 и Крабовид-ной туманности были измерены на частотах 22 700, 32 960, 40 640, 60 520 и 92 940 MHz по программе WMAP [28]. Без учета наблюдений на часто-
Таблица 5. Спектр ОСН 3C58 в шкале потоков ИЛ по данным измерений 2004—2010 гг.
/, GHz Su л, Jy Err, Jy Sp, Jy Source к Epoch Ref
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
14.2 21.17 1.03 24.7 Crab 0.86 2007.5 [27]
15 19.97 1.0 24.3 Crab 0.82 2007.5 [27]
15.7 18.99 0.89 23.4 Crab 0.81 2007.5 [27]
16.4 18.0 0.83 21.8 Crab 0.83 2007.5 [27]
17.1 17.85 0.84 21.2 Crab 0.84 2007.5 [27]
17.9 18.5 0.91 22.4 Crab 0.83 2007.5 [27]
22.7 18.1 0.35 20.8 Crab 0.87 2004.5 [28]
32.96 16.38 0.26 19.0 Crab 0.86 2004.5 [28]
40.64 14.85 0.26 17.1 Crab 0.87 2004.5 [28]
60.52 12.38 0.26 14.1 Crab 0.88 2004.5 [28]
92.94 10.32 0.542 11.4 Crab 0.91 2004.5 [28]
30 15.78 1.56 22.2 Crab 0.71 2010.3 [5]
44 13.93 1.36 16.4 Crab 0.85 2010.3 [5]
70 11.34 1.12 14.2 Crab 0.80 2010.3 [5]
100 9.32 0.95 12.7 Crab 0.73 2010.3 [5]
143 7.69 0.78 10.8 Crab 0.71 2010.3 [5]
32 17.87 1.037 24.2 Crab 0.74 1983.5 [29]
84.2 9.84 1.314 15.0 Crab 0.66 1986.0 [30]
те 22 700 MHz полученные данные в шкале потоков ИЛ образуют степенной спектр с параметрами: а = -0.454 ± 0.006; So = (1847.5 ± 44) Jy на частоте /0 = 1 MHz (рис. 5, черные квадраты); оценка потока на частоте 22.7 GHz расположена ниже линии аппроксимации на 7%.
В 2007 г. выполнены измерения потоков излучения 3С58 и Крабовидной туманности на частотах 14 200-17 900 MHz по программе AMI (Arcminute Microkelvin Imager) [27] (треугольники на рис. 5). Очевидны отклонения от степенного закона из-за провала на частоте
/min ^^
16.5 GHz. Параметры степенной аппроксимации по двум крайним точкам: а = -0.583; So = 5553.6 на частоте /о = 1 MHz. Поток на частоте 16400 MHz ниже этой аппроксимации на 8% ( 1.6а).
Измерения для 3С58 и Крабовидной туманности на 9 частотах от 30 000 до 857 000 MHz выполнены по программе Planck [5] между 13 августа 2009 г. и 27 ноября 2010 г. (средняя эпоха 2010.3). На частотах 70000-143 000 MHz спектр степенной с
параметрами:
а = -0.544 ± 0.003; So = (4883.8 ± 77.1) Jy на частоте /0 = 1 MHz.
Потоки на частотах 30000 MHz и 44 000 MHz ниже этой аппроксимации на 14% и 5% соответственно.
Сравнение оценок потоков из таблицы 5 (рис. 5) на частотах выше 30 000 MHz не обнаруживает систематических различий, выходящих за пределы ошибок. В то же время следует отметить, что разность спектральных индексов для данных WMAP и Planck больше суммы их 1а-погрешностей.
Все данные, включенные в таблицу 5, в целом следуют степенной зависимости от частоты с наклоном от а = -0.454 до а = -0.544, существенно большим, чем на более низких частотах (таблица 4). Между участком, измеренным на частотах 74-8450 MHz, и более высокочастотными данными, представленными в таблице 5, наблюдается излом спектра. Частота излома спектра 3С58 определяется по параметрам спектров (таблицы 4 и 5).
/MHz
Рис. 4. Спектры по данным 1964—1971 гг. и 1981 — 2003 гг. (таблицы 3,4 и 2).
/MHz
Рис. 5. Спектры ОСН 3C58 в шкале потоков ИЛ по
данным таблицы 5 (2004—2010 гг.).
В случае сравнения спектров 1981—2003 гг. и данных WMAP частота излома fb = 14 080 MHz, для 1981—2003 гг. и данных Planck эта частота fb = 17830 MHz. Судя по рис. 5, излом плавный и его частота может меняться со временем.
На рис. 6 представлены спектры на частотах 74—8450 MHz и по данным Planck на частотах 30000-143 000 MHz. полученные в 1981-2003 гг.
Сравнение данных наблюдений в обсерватории «Светлое» 2003-2013 гг., а также опубликованных данных, приведенных к шкале потоков ИЛ, показало, что нестационарные изменения спектра являются характерной особенностью эволюции 3С58. В течение временного интервала 1963.4-2013.2 в спектре источника имели место изменения спектрального индекса, а также отклонения плотностей
35
35
25
20
15 к
ЬгГ
10 (1981-2003) data J-Vr
■ Planck data Ч
fit of (1981-2003) data Лт
..... fit of Planck data J ...........................
f, MHz
Рис. 6. Спектры 1981-2003 гг.и данные Planck.
потоков от среднего спектра как в большую, так и в меньшую стороны. Для спектров 1963.4-1970.9 и 1981.8-2003.4 были рассчитаны плотности потоков на частотах радиотелескопа РТФ-32. Зависимости от времени изменений потоков 3C58 на частотах 1550, 2370, 4840 и 8450 МГц на временном интервале 1963.4-2013.2 приведены на рис. 7. Погрешности вычислены с учетом случайных и систематических составляющих.
Отметим обнаруженные вариации потока 3C58 по данным с 1963 по 2013 гг.:
- поток на частоте 1550 МГц с 1963 по 2013 гг. падал со средней скоростью 0.2%/год;
- на частоте 2370 МГц между 1971 и 1981 гг. поток уменьшился на 5.5%, до 1998 г. не менялся, после чего к 2013 г. вырос на 8%;
- поток на частоте 4840 МГц между 1980 и 2003 гг. сохранялся на постоянном уровне, после чего к 2013 г. вырос на 12%;
- на частоте 8450 МГц между 1971 и 1998 гг. поток вырос на 1%, после чего к 2013 г. увеличился еще на 11%;
- с 1983 по 2010 гг. поток на частоте 32 000 MHz падал со средней скоростью 0.38%/год.
На рис. 8 показана зависимость потока на частоте 32 000 MHz от времени.
4. ДИНАМИКА ЭВОЛЮЦИОННЫХ И НЕСТАЦИОНАРНЫХ ИЗМЕНЕНИЙ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ 3C58
В результате измерений на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН, а также приведения многочисленных опубликованных данных к шкале потоков ИЛ нами получена
10 20 30
Epoch-1963.4
10 20 30
Epoch-1963.4
20 30
Epoch-1963.4
20 30
Epoch-1963.4
Рис. 7. Плотности потоков 3C58 с 1963 по 2013 гг. на частоте 1550 МГц, (Ь) 2370 МГц, (^ 4840 МГц и 8450 МГц.
13.5
1980
1985
1990
1995 2000 Epoch
2005
2010
Рис. 8. Плотности потоков 3C58 на частоте 32000 МГц с 1983 по 2010 гг.
эволюционная последовательность спектров ОСН 3С58. Существенно, что все спектры 3С58 этой последовательности получены на основе спектров
стандартных источников шкалы потоков ИЛ и относительных измерений. Это обеспечивает высокую точность определения спектров и их взаимного сравнения и позволяет выявить особенности временных вариаций спектра ОСН 3C58.
Наблюдаемые изменения можно отнести к двум разным типам, отличающимся по широкополосно-сти процессов. Сравнение спектров 1963—1971 гг. и 1981—2003 гг. показывает, что один из типов переменности представляет собой глобальные изменения спектра в целом. На частотах 74—8450 MHz спектральный индекс уменьшился от раннего значения а = —0.111 ± 0.006 до более позднего а = — —0.061 ± 0.005 (рис. 4). На частотах около 8 GHz и выше поток незначительно вырос, в то же время на 100 MHz упал на 24%. Возможно, что частью этого процесса можно считать обнаруженный на частоте 8000 MHz рост потока на (0.284 ± 0.046)%/год [7]. Серия наблюдений, состоявшая в сравнении излучений источников 3C58 и Кассиопея А, выполнена между эпохами 1978.3 и 1984.6. Считая, что скорость падения потока Кассиопеи А
хорошо известна, получен результат: поток 3C58 за время наблюдений вырос на (1.79 ± 0.29)%.
Такая переменность может быть следствием изменения энергетического спектра релятивистских частиц, инжектируемых пульсаром в туманность. Однако тот факт, что спектральный индекс изменился практически скачком за малый интервал времени (не более 10 лет), не согласуется с этим предположением. Линейные размеры области, в которой генерируется излучение с наблюдаемыми изменениями, не могут превышать 2.5 пк (угол 160"), что значительно меньше размеров 3C58.
К другому типу переменности следует отнести аномалии спектра, наблюдаемые в ограниченной полосе частот. Эффект избытка потока в полосе частот относительно среднего спектра наиболее заметен в спектре 53, измеренном на радиотелескопе РТФ-32 в 2013 г. Точки S3 на частотах 2370, 4840 и 8450 MHz расположены выше аппроксимации спектра 1981 — 1998 гг. на 10—14%. Данные близких по времени измерений потоков 3C58 на других частотах в этом диапазоне отсутствуют, и спектр S3 сравнивается со спектром 1981 — 1998 гг. Между 2003 и 2013 гг. на частотах 2370, 4840 и 8450 MHz плотности потоков росли, средняя скорость роста составила 0.65%/год; 1.1%/год и 0.9%/год соответственно. Однако процесс мог начаться существенно позднее 2003 г., поскольку данные обсерватории «Светлое» на эту эпоху мало отличаются от спектра 1981 — 1998 гг.
Аномальные эффекты в спектре 3C58 в виде избытка потока по сравнению с основным спектром видны на некоторых частотах в спектре 1981 —1998 гг. Поток на частоте 1667 MHz, измеренный в 1986 г., выше среднего спектра на 13% (4а) [26], а на частоте 1420 MHz по данным измерений [25] в 1998 г. превышение составило 5.2% (1.7а).
К аномалиям в ограниченной полосе частот следует отнести обнаруженный на частоте 408 MHz [8] рост потока (0.32 ± 0.13)%/год. Этот результат заслуживает подробного обсуждения. В спектре 1963—1971 гг. (рис. 2) содержится две группы точек: основная, включающая большинство данных, и группа, состоящая из трех точек, плотности потоков в которой значимо меньше аппроксимации основной группы. Есть аргументы в пользу того, что точки нижней последовательности не являются следствием грубых ошибок измерений. Одна из них, оценка плотности потока на частоте 408 MHz, получена по данным [8]. В процессе выполнения этой работы дважды, в 1967 и в 1986 гг., поток 3C58 измерялся на одном и том же радиотелескопе и по одинаковой методике, в результате чего
обнаружен рост потока 3C58 на (6.2±0.3)% на интервале 18.9 лет. В качестве опорного источника использовался внегалактический источник 3C386. В 1986 г. при наблюдениях обоих источников, 3C58 и 3C386, калибровка проводилась по 3C295. Следует отметить, что измеренная в 1986 г. плотность потока хорошо согласуется с общим спектром на 1981—2003 гг., следовательно, точка 1968 г. действительно ниже спектра 1981—2003 г. на 6.4% и на 21% ниже спектра 1963—1971 гг. Поток 3C386 за 19 лет мог измениться, но маловероятно, что столь значительно, примерно на 20%. Поэтому «провал» точки 408 MHz, измеренной в 1968 г., можно считать установленным фактом, как и то, что это явление было ограничено во времени: оценка потока по измерениям на той же частоте в эпоху 1970.9 [21] хорошо согласуется со спектром, включающим большинство данных 1963—1971 гг. Обнаруженный в работе [8] рост потока выглядит как восстановление после спада.
Измерения потока 3C58 на частотах 178 и 5000 MHz выполнены в ходе массового определения [20] потоков источников 3C каталога. Техника и методика измерений и коррекции данных были хорошо отработаны, что определило высокую относительную точность полученных оценок. Оценка потока 3C58 на частоте 178 MHz на 22.5% (5.6а), а на частоте 5000 MHz на 9% (2.4а) ниже основного спектра. Вероятность большой ошибки этих измерений мала, и соответствующие данные заслуживают доверия.
Необходимо отметить, что при наличии обсуждаемых здесь кратковременных аномалий спектра анализ ограниченных по времени и диапазону частот измерений может привести к ошибкам в определении параметров спектра. Так, при определении спектра 3C58 по данным [20] на частотах 1400, 2695 и 5000 MHz на эпоху 1966.5 из-за аномально низкого значения потока на частоте 5000 MHz в работе [1] получено ошибочное значение спектрального индекса 0.2 в спектре 1965 г.
Примером особенности в виде «провала» в спектре на частотах выше излома служат данные измерений AMI в диапазоне частот 14.2—17.9 GHz (см. таблицу 5).
В итоге можно считать установленным, что в спектре ОСН 3C58 наблюдаются кратковременные (длительностью порядка одного года— нескольких лет) нестационарные «избытки» и «провалы» плотностей потоков относительно основного спектра в ограниченной полосе частот с последующим их восстановлением до среднего по спектру уровня. Оценка частотных и временных параметров динамики нестационарных изменений плотностей потоков на основе спектров, измеренных в 2013 г. в обсерватории «Светлое», а также
данных таблиц 3 и 4, показывает, что линейные размеры физических объектов, порождающих аномалии, существенно ограничены.
5. АНАЛИЗ ДАННЫХ И ПРЕДСТАВЛЕНИЕ МОДЕЛИ ИСТОЧНИКА
Частотное распределение плотностей потоков в спектре 3С58 на эпоху 2013.2 имеет особенности, характерные для теплового источника: плоский спектр с завалом в области более низких частот. Эти особенности хорошо видны на рис. 1. Нами рассмотрена модель спектра радиоизлучения 3С58, предполагающая наличие двух составляющих: синхротронной и нестационарной тепловой компоненты в спектре 2013 г., измеренном на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН. Из спектра Б3 вычиталась синхро-тронная составляющая, соответствующая спектру 1981 — 1998 гг., разность интерпретируется, как тепловая компонента. Параметры спектра тепловой компоненты определяются из условия минимума среднеквадратичного отклонения тепловой аппроксимации от разности измеренного и син-хротронного спектров. Такая процедура позволила определить параметры тепловой компоненты для спектра 2013 г. Попытка определить тепловую составляющую в спектрах 2003 и 2004 гг. не дала результата.
Поскольку распределение яркостной температуры теплового источника неизвестно, далее предполагается, что она постоянна в пределах телесного угла теплового источника Плотность потока Бь тепловой компоненты для источника с яркостной температурой Тв(/), постоянной в пределах определяется соотношением:
2 к
St = — fTB(f)Qt, c2
(2)
где к = 1.38 х 10-23 ДжК-1, Tb = Tk (1 - e-T), 0.34 EM
т =-——, т — оптическая толща источника на
f 2Л
частоте f [MHz], ЕМ (пк см 6) — мера эмиссии.
В предположении, что тепловой источник представляет собой диск, Qt = пд2/4, а кинетическая температура электронов в источнике Tk = 104 К, соотношение (2) принимает вид:
St = 7.67 пд2 f2 (1 - e-T)
(3)
где плотность потока Бь измеряется в Ян, частота / — в МГц, угловой диаметр источника в — в рад, телесный угол теплового источника — в ср.
Результаты подбора параметров теплового источника представлены в таблице 6 со следующими обозначениями:
(S3)term — расчетные значения плотностей потоков теплового источника при заданных значениях параметров теплового спектра (7.67пд2) и (0.34 EM );
(S3 - Sb) — разности плотностей потоков измеренного спектра S3 и базового нетеплового спектра Sb 1981-1998 гг.
Оптимальные значения двух параметров теплового спектра, 7.67пд2 и 0.34 EM, подобраны так, что для частот 2370, 4840 и 8450 MHz среднеквадратичное отклонение [(S3 - Sb) - (S3)term] достигает минимального значения. На этих частотах затухание излучения основного источника, проходящего через тепловой источник, мало, в отличие от частоты 1550 MHz, где поглощается 80% мощности проходящего через тепловой источник излучения. Предполагается, что плотности потоков 3C58 на частотах ^ 1550 MHz должны быть ниже базового спектра Sb из-за поглощения в тепловом источнике, хотя оценка величины затухания затруднена из-за неопределенности локализации теплового источника. Согласно данным таблицы 6, разность [(S3)term - (S3 - Sb)] на частоте 1550 MHz составляет 2.27 Jy, откуда следует, что для соответствия расчетному тепловому спектру разность S3 - Sb должна быть увеличена на 2.27 Jy, т.е. вычитаемая величина потока должна быть ниже спектра Sb на 2.27 Jy (более 8% плотности потока Sb).
Наблюдаемый в спектре 2013 г. эффект в виде избытка потока на частотах 2370, 4840 и 8450 MHz удовлетворительно объясняется наличием компактного теплового источника в ОСН 3С58 в эпоху наблюдений. По той же причине возможен «провал» спектра на частотах, не превышающих 1550 MHz, но данных наблюдений на эпоху 2013 нет.
Таким образом, нестационарные «избытки» и «провалы» в спектре 3C58 могут быть обусловлены активностью компактных тепловых источников с коротким временем жизни.
Значения д, линейного диаметра D, EM предполагаемого теплового источника приведены в таблице 7.
Остается невыясненным вопрос о причинах многократного возникновения компактных тепловых источников в ОСН 3C58.
6. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
В результате измерений на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН, а также приведения имеющихся опубликованных данных к шкале потоков ИЛ, нами получены спектры ОСН 3С58 для интервала времени 1963—2013 гг. Существенно, что все плотности
Таблица 6. Оценка основных характеристик теплового источника.
/, MHz /2 /2Л 7.67 тг в2 0.34 ЕМ г е-т (53) term (53 - Sb) (53 — Sb) — (53)term
1550 2.40Е+06 5.01Е+06 1.02Е-06 7.97Е+06 1.59 0.20 1.94 -0.33 -2.27
2370 5.62Е+06 1.22Е+07 1.02Е-06 7.97Е+06 0.65 0.52 2.73 2.79 0.06
4840 2.34Е+07 5.47Е+07 1.02Е-06 7.97Е+06 0.15 0.86 3.22 3.22 1.5E-06
8450 744Е+07 1.76Е+08 1.02Е-06 7.97Е+06 0.05 0.96 3.20 3.42 0.22
Таблица 7. Характеристики теплового источника на эпоху 2013.2
в, as Аре ЕМ, pccrrr6
42.4 ±2.2 0.66 ±0.034 (2.3 ±0.6) х 107
потоков 3С58 в этом временном интервале определены на основе стандартных спектров источников шкалы потоков ИЛ и относительных измерений. Это обеспечивает высокую точность определения данных и возможность их взаимного сравнения.
Сравнение данных наблюдений в обсерватории «Светлое» 2003—2013 гг., а также опубликованных данных 1963—2010 гг., приведенных к шкале потоков ИЛ, указывает на нестационарные изменения радиоизлучения ОСН 3С58, которые проявляются в изменениях спектрального индекса, а также в отклонениях плотностей потоков от среднего спектра как в большую, так и в меньшую стороны. Два этих проявления переменности могут быть обусловлены разными причинами.
Один из типов переменности представляет собой глобальные изменения спектра в целом, включая спектральный индекс, что может быть следствием изменения энергетического спектра релятивистских частиц, инжектируемых пульсаром в туманность. Однако этот процесс должен быть достаточно длительным, чтобы энергетическое распределение частиц в туманности изменилось. Обращает на себя внимание тот факт, что спектральный индекс был стабилен в течение длительных интервалов времени 1963—1971 гг., 1981—2003 гг., изменившись между 1971 и 1981 гг., а этот промежуток времени представляется недостаточным для такого процесса. Наблюдаемые изменения не являются эволюционными.
Анализ переменности в виде кратковременных отклонений плотностей потоков от среднего спектра («избытков» и «провалов») в ограниченной полосе частот показывает, что линейные размеры физических объектов, порождающих аномалии, существенно ограничены.
Нами рассмотрена модель спектра радиоизлучения 3С58, предполагающая наличие двух составляющих: синхротронной и нестационарной тепловой компоненты в спектре 2013 г., измеренном на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН. Выполнены оценки параметров теплового источника, в частности, его углового (в) и линейного (D) диаметров: в = 42 ". 4 ± 2". 2; D = 0.66 ± 0.034 pc. Размеры теплового источника малы по сравнению с туманностью 3C58 и не противоречат скорости наблюдаемых изменений. На частотах 2370—8450 MHz тепловой источник создает наблюдаемые приращения потоков, на частотах f ^ 1550 MHz плотности потоков должны уменьшиться на 8%, т. е. наблюдаемые изменения в спектрах могут быть объяснены в рамках рассматриваемой модели. Однако нельзя исключать действие других механизмов, возможно, нескольких.
Приведение данных наблюдений разных авторов в единую систему позволило уточнить частоту излома спектра 3C58. На основе имеющихся данных в 2007—2010 гг. она составляла 16000±1900 MHz. Излом плавный и возможно, что его частота меняется со временем.
7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Точные данные о радиоизлучении ОСН 3C58 на интервале времени 1963—2013 гг. в диапазоне частот 74—143 GHz получены в результате наблюдений на радиотелескопе РТФ-32 обсерватории «Светлое» ИПА РАН и учета опубликованных данных, приведенных к шкале потоков ИЛ. Определены параметры спектров 3C58, обнаружены нестационарные изменения радиоизлучения остатка, обусловленные активностью короткожи-вущих компактных объектов. Для объяснения наблюдаемых явлений предложена модель теплового компактного источника внутри ОСН.
В настоящее время доминирует мнение, что 3C58 не содержит следов СН 1181 [4]. Приводятся аргументы об отсутствии вблизи 3C58 следов излучения на уровне самых чувствительных обзоров. Однако если остаток СН 1181 находится внутри старого объекта 3C58, то обнаружить его таким
образом невозможно. Объяснение нестационарной переменности, характерной для молодых остатков, для ОСН с возрастом не менее 5 тысяч лет встречается с трудностями. В работе [1] высказывалось предположение о том, что 3C58 может быть остатком двух сверхновых, звезды-прародители которых составляли двойную систему, взорвавшихся с разницей в несколько тысяч лет. Основываясь на предположении, что более молодой остаток взаимодействует с веществом более старого остатка, внутри которого он эволюционирует, можно устранить противоречие между фактом нестационарных изменений в радиоизлучении 3C58 и его возрастом.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Автор заявляет об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. V. P. Ivanov, I. A. Rakhimov, S. G. Smolentsev, et al., Astronomy Letters 30, 240 (2004).
2. F. Camilo, I. H. Stairs, D. R. Lorimer, et al., Astrophys. J. 571, L41 (2002).
3. M. F. Bietenholz, N. E. Kassim, and K. W. Weiler, Astrophys. J. 560,772(2001).
4. M. F. Bietenholz, Astrophys. J. 645, 1180 (2006).
5. Planck Collaboration, M. Arnaud, M. Ashdown, et al., Astron. and Astrophys. 586, A134 (2016).
6. P. Slane, D. J. Helfand, S. P. Reynolds, et al., Astrophys. J. 676, L33 (2008).
7. H. D. Aller and S. P. Reynolds, in The Crab Nebula and Related Supernova Remnants, edited by M. C. Kafatos and R. B. C. Henry (1985), pp. 75-78.
8. D. A. Green, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 225, 11P (1987).
9. V. P. Ivanov, A. M. Aslanyan, K. S. Stankevich, and A. M. Finkelstein, in Problemy sovremenoy radioastronomii (1997), p. 136.
10. A. M. Finkelstein, Nauka v Rossii 5, 20 (2001).
11. A. Finkelstein, A. Ipatov, and S. Smolentsev, in Fourth APSGP WorkShop, edited by Q. Z.-h. H. Cheng (Shanghai Scientific and Technical Publishers, Shanghai, 2002), p. 47.
12. И. А. Рахимов, Ш. Б. Ахмедов, А. А. Зборовский, и др. Труды Всероссийской астрономической конференции (2001), с. 152.
13. J. W. M. Baars, R. Genzel, I. I. K. Pauliny-Toth, and A. Witzel, Astron. and Astrophys. 61,99(1977).
14. V. P. Ivanov, A. V. Ipatov, I. A. Rakhimov, et al., Astronomy Reports 62, 574 (2018).
15. V. P. Ivanov and K. S. Stankevich, Radiofizika 29, 3 (1986).
16. V. P. Ivanov, A. V. Ipatov, I. A. Rakhimov, et al., Trudy IPA 14,20 (2006).
17. V. P. Ivanov, K. S. Stankevich, and S. P. Stolyarov, Astronomy Reports 38, 654 (1994).
18. M. Ott, A. Witzel, A. Quirrenbach, et al., Astron. and Astrophys. 284,331 (1994).
19. V. S. Artyukh, V. V. Dagkesamanskii, R. D. Vitkevich, and V. N. Kozhukhov, Sov. Astron. 12, 567 (1969).
20. K. I. Kellermann, I. I. K. Pauliny-Toth, and P. J. S. Williams, Astrophys. J. 157, 1 (1969).
21. C. Fanti, M. Felli, A. Ficarra, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 16,43(1974).
22. E. B. Fomalont, Astrophys. J. Suppl. 15, 203(1968).
23. W. A. Dent and F. T. Haddock, Astrophys. J. 144, 568 (1966).
24. D. A. Green, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 218,533(1986).
25. R. Kothes, K. Fedotov, T. J. Foster, and B. Uyaniker, Astron. and Astrophys. 457, 1081 (2006).
26. А. М. Асланян, А. Г. Гулян, В. П. Иванов, и др. Труды XIX Всесоюзной радиоастрономической конференции (1987), с. 154.
27. N. Hurley-Walker, A. M. M. Scaife, D. A. Green, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 396, 365 (2009).
28. J. L. Weiland, N. Odegard, R. S. Hill, et al., Astrophys. J. Suppl. 192, 19(2011).
29. Planck Collaboration, P. A. R. Ade, N. Aghanim, et al., Astron. and Astrophys. 586, A141 (2016).
30. H. W. Morsi and W. Reich, Astron. and Astrophys. Suppl. 69,533(1987).
31. C. J. Salter, S. P. Reynolds, D. E. Hogg, et al., Astrophys. J. 338, 171 (1989).
150
HBAHOB h gp.
Spectrum Anomaly of the Supernova Remnant 3C58
V. P. Ivanov, A. V. Ipatov, I. A. Rakhimov, and T. S. Andreeva
We measured the instantaneous spectra of the supernova remnant 3C58 for the epochs: 2003.4,2004.4, and 2013.2 with the RTF-32 radio telescope of the ¡¡Svetloe^^ IAA RAS observatory at four frequencies from 1550 to 8450 MHz. The spectra of 3S58 for the time intervals: 1963-1971, 1981-1998, and 2004-2010 were obtained from the published data allowing us to compare the intensity of 3S58 and standard sources. To reduce all the data to a unified system and build the spectra, we used the ¡¡artificial moon^^ flux scale. Comparison of the spectra according to the data obtained in 1963-2013 revealed non-stationary frequency-dependent variations of flux densities, as well as local deviations of the 3C58 spectra from the frequency power law. Possible causes of the detected anomalies are discussed.
Keywords: supernovae: individual: 3C58
