CC BY
11Ученые записки Таврического национального университета имени В.И. Вернадского Серия «Физико-математические науки». Том 23 (62). 2010 г. № 3. С. 17-23
УДК 520.872:524.884
ИССЛЕДОВАНИЕ ПАРСЕКОВОЙ СТРУКТУРЫ ВЫБРОСА КВАЗАРА 1642+690 Пушкарев А.Б.12
1НИИ «Крымская астрофизическая Обсерватория», Научный, Украина
2Главная Астрономическая Обсерватория (Пулково), С.-Петербург, Россия
E-mail: nushkareVu crao. crimea ua
Исследована парсековая структура релятивистского выброса квазара 1642+690 с помощью двухчастотных (2.3 и 8.6 ГГц) наблюдений на системе апертурного синтеза из 17 антенн методом радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами (РСДБ). По данным наблюдений получены изображения объекта, карта распределения спектрального индекса на масштабах миллисекунд дуги, а также оценки яркостной температуры, светимости, угла к лучу зрения и угла раскрыва струи. Ключевые слова: активные ядра галактик, квазары, интерферометрия.
ВВЕДЕНИЕ
Квазары (от англ. quasar - quasistellar radio source - квазизвездный источник радиоизлучения) являются мощнейшими внегалактическими источниками электромагнитного излучения. Они были открыты в 1960-м году как очень компактные радиоисточники, впоследствии отождествленные с оптическими объектами. Измеренные по положениям широких эмиссионных линий в оптических спектрах красные смещения квазаров позволили установить их внегалактическую природу. Широкие эмиссионные линии свидетельствуют о высоких скоростях движения облаков тепловой плазмы. Квазары излучают во всех участках электромагнитного спектра: от радио- до гамма-диапазона. Причем, их излучение сильно- и быстропеременно на масштабах времени вплоть до нескольких десятков минут, что свидетельствует о чрезвычайной компактности области генерации излучения. Кроме того, активность в квазарах проявляется также в формировании биполярных истечений вещества, представляющих собой выбросы нетепловой плазмы, движущиеся с релятивистскими скоростями. Излучение квазаров поляризовано, степень линейной поляризации в оптически тонких компонентах струй, как правило, составляет несколько десятков процентов, а в отдельных случаях может достигать 60-70%, т.е. верхнего предела на степень поляризации оптически тонкого синхротронного излучения. Этот факт отражает высокую степень упорядоченности силовых линий магнитного поля в джетах квазаров.
По современным представлениям, квазарами являются активные галактики, в центрах которых происходит аккреция вещества на вращающуюся сверхмассивную черную дыру с последующим образованием биполярных потоков плазмы. Несмотря на более чем полувековую историю изучения этих объектов, целый ряд вопросов, касающихся понимания физики процессов, проходящих как в аккреционном диске, вблизи горизонта событий черной дыры, а также и в самих выбросах, остаются
открытыми. В настоящее время активно обсуждаются следующие вопросы: (i) механизм ускорения выбросов, их коллимация и удержание; (ii) состав выбросов; (iii) природа ярких джет-компонент, которая может быть как следствием фронтов релятивистских ударных волн [1,2], так и распространением неустойчивостей Кельвина-Гельмгольца [3]; (iv) механизм гамма-излучения квазаров; (v) место генерации оптического и гамма-излучения; (vi) механизм переменности излучения, (vii) взаимодействие выбросов с окружающей их средой и др.
В данной работе исследуется тонкая структура выброса в квазаре 1642+690 путем картографирования с предельным угловым разрешением, составляющим доли миллисекунд дуги, и последующего моделирования распределения радиояркости объекта, по результатам которого определяются такие физические параметры как интегральный поток на частотах 2.3 и 8.6 ГГц, спектральная светимость, яркостная температура, а также производятся оценки угла к лучу зрения и истинного угла раствора струи. Обсуждается карта распределения спектрального индекса по источнику. Данные, используемые в настоящей работе, получены из открытого архива Национальной Радиоастрономической Обсерватории [4].
1. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения источника 1642+690 проводились в рамках долгосрочного РСДБ-проекта RDV (Research and Development - VLBA) продолжительностью 24 часа, проведенного 18-19 июня 2003 г. с помощью системы VLBA (Very Long Baseline interferomerty Array), состоящей из десяти 25-м антенн, а также семи дополнительных геодезических станций. В Таблице 1 приведены характеристики участвующих в эксперименте антенн. Запись сигнала велась в правой круговой поляризации с однобитным квантованием сигнала одновременно в восьми частотных каналах (IF) шириной 8 МГц каждый: в S-полосе с центрами на 2.22, 2.24, 2.33, 2.36 ГГц и в X-полосе с центрами на 8.41, 8.48, 8.79, 8.90 ГГц. Общая ширина полосы составила 32 МГц при 16 спектральных каналах в каждом частотном. Квазар 1642+690 имел 19 сканов наблюдений с общим временем слежения 57 мин, что для используемой конфигурации антенн соответствует 35500 измерений амплитуды и фазы функции видности. Корреляция данных была проведена на VLBA корреляторе в Сокорро (Нью-Мексико, США) со временем интегрирования четыре секунды.
Участие в наблюдениях большого количества радиотелескопов, расположенных в разных частях света, приводит к тому, что все антенны не могут следить одновременно за источником. Для обеспечения максимального использования антенного времени, т.е. работы в течение всего сеанса, полная система антенн разбивается на подсистемы (подрешетки) таким образом, чтобы в течение того или иного скана наблюдений для всех антенн, входящих в каждую из подрешеток, текущий источник был в зоне видимости. В эксперименте использовалось восемь подрешеток. Привлечение восьми геодезических антенн в дополнение к десяти радиотелескопам VLBA увеличивает количество баз и, соответственно данных, в три с половиной раза, что существенно улучшает заполнение плоскости пространственных частот и приводит к увеличению углового
разрешения в полтора раза на той же частоте. Максимальная проекция базы составила 11300 км между пунктами St. Croix (США) и Tsucuba (Япония).
Таблица 1
Параметры антенн, участвовавших в наблюдениях
Антенна Код Страна Диаметр, м DPFU, мК/Ян
S-полоса X-полоса
Brewster BR США 25 98 112
Fort Devis FD США 25 102 84
Hancock HN США 25 89 110
Kokkee KK США 20 73 44
Kitt Peack KP США 25 908 114
Los Alamos LA США 25 88 109
Matera MA Италия 20 91 93
Mauna Kea MK США 25 77 118
North Liberty NL США 25 91 115
Onsala ON Швеция 20 29 43
Owens Valley OV США 25 84 112
Pie Town PT США 25 94 124
St. Croix SC США 25 90 110
TIGO TC Чили 6 7 10
Tsucuba TS Япония 32 238 165
Westford WF США 18 143 38
Wettzell WZ Германия 20 20 71
2. КАЛИБРОВКА ДАННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ
Первичная калибровка была проведена с помощью пакета обработки AIPS [5]. Для калибровки амплитуды, т.е. перевода коэффициентов корреляции в единицы плотности потока Ян (1 Ян = 10-26 Вт/м2/Гц), использовались кривые усиления антенн, приведенные в Таблице 1 (параметр DPFU - degree per flux unit) и системные температуры, измеренные в течение сеанса. Параметр DPFU является мерой чувствительности радиотелескопа в направлении на зенит. Калибровка фазы, а именно, коррекция фазы за остаточные задержки была выполнена процедурой FRING с использованием четырехминутного интервала усреднения при нахождении решений и применением модели точечного источника. Все решения, имеющие отношение сигнал-шум меньше пяти, исключались. В среднем, доля плохих решений составляла 8% для X-полосы и 10% для S-полосы. Для получения полностью калиброванного массива данных на каждой из частот применялась процедура SPLIT с осреднением данных по спектральным каналам внутри каждого из четырех промежуточных частотных каналов в S- и X-полосе. Первая фазовая самокалибровка проводилась с помощью процедуры CALIB, имеющей два преимущества: (i) возможность находить первое решение, используя все
промежуточные частоты вместе, (и) автоматическое флагирование данных с низким отношением сигнал-шум.
3. КАРТОГРАФИРОВАНИЕ И ОЦЕНКА ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ СТРУИ
Дальнейшая обработка - самокалибровка и гибридное картографирование были проведены в пакете DIFMAP [6]. В качестве начальной модели использовалась модель точечного источника в фазовом центре. Сходимость достигалась за ~20 итераций, включая фазовую и фазо-амплитудную самокалибровки. При построении окончательной карты источника использовалось естественное взвешивание данных функции видности. На Рис. 1 представлены восстановленные изображения квазара 1642+690. На обоих частотах морфология источника представляет собой структуру типа яркое компактное ядро плюс односторонний выброс. Вследствие эффекта доплеровского усиления излучения детектируется только приближающийся к наблюдателю выброс. Излучение удаляющегося выброса ослаблено тем же эффектом и необнаружимо из-за ограниченности динамического диапазона изображения, рассчитываемого как отношение пикового потока к величине остаточного шума на карте, и составившего 1984 для изображения на 8.6 ГГц и 900 на 2.3 ГГц. Факт необнаружения потока от контр-джета свидетельствует о малом угле к лучу зрения, оценку сверху для которого можно сделать из соотношения (< аГСМп(1/варр ) ,
где Дфр — видимая скорость движения компонент стру^ измеренная в скоростях света. Величина варр для 1642+690 составила 16.65 по кинематическим измерениям [8]. Тогда угол к лучу зрения ( < 3.5°.
Source: 1642+-ÔSO, Epoch. 2003-06-18- FVeq: 2.3 GHï Peak: 369, Base: 2.40, SLepa x 2, RJAS: 0.41 mJy/beam Beam: S.72 * 2.49 тан at 40 deg,, ffat.WgL(no taper)
а.з си^
- 1 ш\ ^
Шш> irfb .
© 35 рс'-."
Source: 1642 + 690, Epoch; 2003-06-Id. Freq: U.fl GH* Peak ЙЭ5, Base: 1.50. Steps nt 2, RAIS a.32 mJy/beam-Beom: 0.75 X 0.67 mas al 26 deg.„ Nat,Vfgt.(no Laper)
е в енг
-
HI ° °
- % ;
■ о
; G
Relative Right Asccdeîdd (mai)
а)
Relative Right Ascension (mas) б)
Рис. 1. РСДБ карты квазара 1642+690 на частоте 2.3 ГГц (а) и 8.6 ГГц (б). Оси даны в миллисекундах дуги. В левом нижнем углу показана синтезированная диаграмма направленности.
Источник находится на красном смещении 0.751, что соответствует фотометрическому расстоянию 4645 Мпк. Тогда одна миллисекунда дуги в угловом масштабе соответствует 7.35 пк для неоднородной Фридмановской модели Вселенной (XCDM космология) с параметрами Щ = 0.27, Щ = 0.73 и постоянной
Хаббла Н0 = 7^ км с-1 Мпк-1 [7]. Таким образом, структура выброса прослеживается на описанном выше уровне чувствительности до расстояний ~75 пк в проекции на небесную сферу или до > 1245 пк в системе источника.
Моделирование структуры объекта на частоте 8.6 ГГц также было выполнено в DIFMAP с использованием шести круговых гауссовых компонент, которые при свертке с соответствующей диаграммой направленности воссоздавали основу структуры источника. Результатами моделирования (Таблица 2) являются поток (5), положение гаусс-компонента в полярных координатах (Я, 0), а также его размер (D) по уровню половинной мощности. Все позиционные углы отсчитываются в направлении с севера на восток. Положения компонент пересчитаны по отношению к ядру, яркостная температура которого, рассчитанная как
Ть = 21п25Л-2(1 + г)/(пkD2), где X - длина волны, к - постоянная Больцмана,
составила Ть = 1.94 х 1012 К. Спектральная светимость источника на 8.6 ГГц,
рассчитанная по формуле L = 4л5ыd2, где - интегральный поток с РСДБ-
масштабов, d - фотометрическое расстояние, составила L = 2.35 х1027 Вт Гц-1. Предполагая, в первом приближении, коническую форму струи, т.е. линейную пропорциональность между ее поперечным размером и расстоянием до РСДБ-ядраD = аЯ, был определен параметр а = 0.236. Тогда видимый угол раскрыва струи может быть рассчитан как аарр = 2arctg(0.5D/Я) « 13.5°, а истинный,
соответственно, ат(. = ааи^1п^~ 0.8°, что свидетельствует о высокой степени
коллимации выброса на дека- и гектопарсековых расстояниях от центральной машины активного галактического ядра.
Таблица 2
Модель источника на частоте 8.6 ГГц
Компонент 5, мЯн Я, мсек 0, град D, мсек
Ядро 524±41 0.000±0.002 0.0±0.0 0.088±0.004
С5 198±24 0.322±0.009 -168.0±2.0 0.248±0.019
С4 42±11 1.570±0.036 -175.1±1.4 0.421±0.072
С3 29±7 3.250±0.071 -169.4±1.3 0.762±0.143
С2 25±6 4.463±0.104 -162.1±1.4 1.063±0.207
С1 93±16 9.740±0.156 -166.0±0.9 2.029±0.313
Распределение ансамбля релятивистских электронов по энергиям в выбросе неравномерно и чаще всего аппроксимируется степенной зависимостью вида
N(Е) ~ Е rdE , где у - показатель энергетического спектра электронов, а величина а = (1 — у) / 2 представляет собой спектральный индекс, связывающий
^ о , а
интенсивность синхротронного излучения с частотой соотношением о ~ V .
Используя изображения источника на частотах 2.3 и 8.6 ГГц (Рис. 2), приведенных к одному размеру пикселя, свернутых с одинаковой диаграммой и совмещенных по ахроматическим компонентам струи, была получена карта распределения спектрального индекса а = log(0'1/ 02)/log(v2/v1) , приведенная на Рис. 2. В подрисунках даны профили интенсивности и спектрального индекса вдоль хребтовой линии, полученной вписыванием гауссианы в поперечный срез выброса и определением координат, соответствующим максимуму интенсивности. Излучение из ядерной области - оптически толстое с характерным значением асоге ~ (0.5 — 1),
тогда как излучение струи - оптически тонкое с медианным значением а^ = —0.62 и
показателем энергетического спектра электронов у = 2.2 .
Рис. 2. Распределение спектрального индекса по источнику (слева). Контурами показаны уровни интенсивности по данным на 8.6 ГГц. Хребтовая линия выброса показана белыми точками. В подрисунках даны профили интенсивности (вверху) и спектрального индекса (внизу).
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Восстановлены РСДБ-изображения квазара 1642+690 с миллисукундным угловым разрешением на частоте 2.3 и 8.6 ГГц. Проведено моделирование структуры источника, по результатам которого проведена оценка таких физических параметров струи, как интегральный поток, спектральная светимость, яркостная температура, угол к лучу зрения, а также видимый и истинный угол раскрыва выброса. Показан нетепловой характер излучения источника, малый угол к лучу зрения и высокая
степень коллимации релятивистского джета. Распределение спектрального индекса по струе неоднородно; синхротронное излучение джета просветляется с увеличением расстояния от РСДБ-ядра, однако в ярких компонентах струи спектральный индекс имеет тенденцию к уплощению, что обусловлено усилением магнитного поля в этих областях.
Список литературы
1. Hughes P.A. Synchrotron Emission from Shocked Relativistic Jets. II. A Model for the Centimeter Wave Band Quiescent and Burst Emission from BL Lacertae / Hughes P.A., Aller H.D., Aller M.F. // Astrophysical Journal. - 1989. - V. 341. - P. 68-79.
2. Laing R. A model for the magnetic field structure in extended radio sources / Laing R. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1980. - V. 193. - P. 439-449.
3. The role of Kelvin-Helmholtz instability in the internal structure of relativistic outflows. The case of the jet in 3C 273 / Perucho M., Lobanov A.P., Marti J.-M., Hardee P.E. // Astronomy & Astrophysics. - 2006. -V. 456. - P. 493-504.
4. NRAO Science Data Archive / NRAO. - http://archive.nrao.edu. - 02.10.2010.
5. Greisen E. The Astronomical Image Processing System / Greisen E. // Seminar on Acquisition, Processing and Archiving of astronomical Images. - 1990. - P. 125-142.
6. Shepherd M.C. DIFMAP: an interactive program for synthesis imaging / Shepherd M.C., Pearson T.J., Taylor G.B. // Bull. Am. Astron. Soc. - V. 26. - No. 2. - P. 987-989.
7. Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation / Komatsu E., Dunkley J., Nolta M.R. et al. // Astrophysical Journal Supplement. - V. 180. - No. 2. - P. 330376.
8. Sub-Milliarcsecond Imaging of Quasars and Active Galactic Nuclei. III. Kinematics of Parsec-scale Radio Jets / Kellermann K.I., Lister L.M., Homan D.C. et al. // Astrophysical Journal. - V. 609. - No. 2. - P. 539563.
Пушкарьов О.Б. Дослвдження парсеково1 структури квазара 1642+690 / Пушкарьов О.Б. // Вчеш записки Тавршського нацюнального ушверситету iH. В.1. Вернадського. Серiя: Фiзико-математичнi науки. - 2010. - Т. 23(62), №3. - С. 17-23.
Дослвджена парсекова структура релятивютського викиду квазара 1642+690 за допомогою двочастотних (2.3 i 8.6 ГГц) спостережень на системi апертурного синтезу з 17 антен методом радюштерферометрп з наддовгими базами (РНДБ). За даними спостережень отримаш зображення об'екта, карта розподшу спектрального шдексу на масштабах мЫсекунд дуги, а також оцшки ярюстно! температури, свггносл, кута до променя зору, а також кута розкриву струменя. Kmwei слова: активт ядра галактик, квазари, штерферометрш.
Pushkarev A.B. Investigation of a parsec-scale structure of the quasar 1642+690 / Pushkarev A.B. //
Scientific Notes of Taurida National V.I. Vernadsky University. - Series: Physics and Mathematics Sciences. - 2010. - Vol. 23(62), No.3. - P. 17-23.
Parsec-scale structure of a relativistic jet of the quasar 1642+690 is investigated using dual-frequency (2.3 and 8.6 GHz) aperture synthesis observations with 17 antennas applying the method of very long baseline interferometry (VLBI). The observational data allowed to construct the radio images of the source, the map of spectral index distribution on a milliarcsecond scale, and also derive such physical parameters as brightness temperature, luminosity, angle to the line of sight, and jet opening angle. Keywords: active galactic nuclei, quasars, interferometry.
Поступила в редакцию 10.10.2010 г.
