Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://astra.prao.psn.ru/Molotov/Webpage/html/lfvn_paper.html
Дата изменения: Thu Mar 2 05:03:14 2006 Дата индексирования: Unknown Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п |
В. Г. Гавриленко1, М. Б. Нечаева2, А. Б. Пушкарев3,4, И. Е. Молотов3,5,6,7, Дж. Туккари8, А. С. Чеботарев9, Ю. Н. Горшенков9, В. А. Самодуров10, Ш. Хонг11, Дж. Куик12, Ш. Доугхерти13, С. Анантакришнан14
В статье обсуждаются результаты двух наблюдательных сессий Низкочастотной РСДБ-сети LFVN 1999 (INTAS99.4) и 2000 (INTAS00.3) гг., проведенных на длине волны 18 см с использованием канадской системы регистрации S2 и обработанных канадским коррелятором в Пентиктоне (Dominion Radio Astrophysical Observatory). В экспериментах по исследованию свойств солнечного ветра и активных ядер галактик были задействованы следующие антенны (в различных конфигурациях): Медвежьи Озера (РТ-64, ОКБ МЭИ, Россия), Пущино (РТ-22, ПРАО, Россия), ХартРАО (РТ-25, Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Южная Африка), Ното (РТ-25, Instituto di Radioastronomia, Италия), Шанхай (РТ-25, Shanghai Astronomical Observatory, Китай), GMRT (РТ-45, National Centre for Radio Astrophysics, Индия), Светлое (РТ-32, ИПА РАН, Россия).
Результатом проведенных работ явилась успешная апробация метода радиопросвечивания плазмы солнечного ветра излучением внегалактических источников, дополненного методом радиоинтерферометрического приема. Спектральный анализ полученных РСДБ-данных позволил сделать оценки показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации и скорости переноса неоднородностей солнечного ветра на трассе зондирования.
Представлены и обсуждаются восстановленные изображения квазара CTA 102 и объекта типа BL Lacertae 1418+546 с миллисекундным угловым разрешением, приведены результаты моделирования структуры этих источников.
Переход мировых сетей РСДБ (радиоинтерферометров со сверхдлинной базой) на использование широкополосных терминалов регистрации радиоастрономических данных (МАРК-III, VLBA и К-3) сделал невозможным продолжение международных РСДБ-экспериментов с участием большинства российских радиотелескопов. Поэтому в 1996 г. при поддержке гранта INTAS 96-0183 был начат инициативный проект создания международной Низкочастотной РСДБ-сети LFVN (Low Frequency VLBI Network) с участием крупнейших российских, украинских и индийских антенн [1,2]. В качестве одного из направлений работ LFVN проводилось исследование возможностей организации подсистемы из радиотелескопов, оснащенных регистратором S2 [3]. Этот канадский РСДБ-терминал превышал по своим возможностям MARK-III и К 3, обеспечивая запись цифровых данных с 1- или 2-битным квантованием на восьми бытовых видеомагнитофонах по 16-ти каналам с суммарной скоростью до 128 Мбит/с (эквивалентной полосе регистрации до 64 МГц), но стоил в несколько раз дешевле. Также с ним имелся положительный опыт работы: первый трансконтинентальный S2 эксперимент на длине волны 18 см состоялся в ноябре 1993 г. с участием российского пункта РТ-70 "Уссурийск", РТ-64 "Паркс" и РТ-26 "Хобарт" (Австралия). Первичная обработка проводилась на корреляторе ATNF в Сиднее, Австралия. Вторичная обработка с целью изучения ОН-мазеров выполнена в АКЦ ФИАН [4] и ATNF. Второй пробный эксперимент состоялся в июне 1996 г. на базе между РТ-64 в Медвежьих Озерах (Россия) и австралийским пунктом DSN РТ-70 ("Тидбинбилла"). При этом была достигнута рекордная для S2-регистратора длина базовой линии 11538 км, близкая к теоретическому пределу наземных РСДБ-баз. Основная корреляционная обработка эксперимента проводилась в ATNF, полученные результаты вошли в работу [5]. Данные эксперименты продемонстрировали работоспособность идеи международной РСДБ-сети, базирующейся на использовании S2-регистратора, и приобретение АКЦ ФИАН по гранту Миннауки 4-х терминалов S2 в 1998 г. позволило вплотную перейти к ее реализации в рамках проекта LFVN. К тому времени канадский регистратор уже получил широкое распространение в России (три S2 были приобретены ИПА РАН в 1994 г.) и за рубежом (S2 были закуплены Австралией, Китаем, Индией, США, в дополнение канадское космическое агентство установило несколько терминалов на ключевых радиотелескопах мира в рамках проекта VSOP). Также вступил в строй новый 6-станционный S2 коррелятор в Пентиктоне, Канада (Dominion Radio Astrophysical Observatory) [6].
Первые два S2 терминала АКЦ ФИАН были установлены на радиотелескопах РТ-22 в Пущино и РТ 64 в Медвежьих Озерах, поскольку они были оснащены радиоприемниками на длину волны 18 см, необходимыми видеоконвертерами и S2-интерфейсами. В августе 1998 г. был проведен пробный S2-сеанс INTAS98.2 (полоса записи 2 МГц, 1664,99-1666,99 МГц) с участием РТ-64 ("Медвежьи Озера"), РТ-43 ("Грин Бэнк", США) и РТ-26 ("ХартРАО", ЮАР). Записанные магнитные ленты успешно обработались в Пентиктоне, после чего между DRAO и АКЦ ФИАН было заключено соглашение о сотрудничестве при организации экспериментов LFVN (помимо корреляционной обработки, DRAO также обеспечивал участвующие радиотелескопы чистыми видеокассетами). Результаты исследований квазаров и солнечного ветра, проведенных на LFVN с регистратором S2, описаны в данной статье. С 2002 г. Пентиктон фактически прекратил обработку астрофизических РСДБ-наблюдений в связи с окончанием проекта VSOP, что воспрепятствовало дальнейшему развитию S2-подсистемы LFVN. Эксперимент, организованный в начале 2003 г., так и не был обработан.
Первая официальная сессия S2-подсистемы INTAS98.5 (2 полосы по 2 МГц, 1664.99 - 1666.99 МГц и 1666.99 - 1668.99 МГц) состоялась в период с 30 ноября по 2 декабря 1998 г. с участием шести РСДБ-пунктов: РТ-64 (Медвежьи Озера), РТ-22 (Пущино), РТ‑300 Аресибо (США) и трех телескопов РТ-32: Светлое (ИПА РАН, Россия), Грин Бэнк, ХартРАО. Впервые были получены РСДБ-лепестки на базах, включающих радиотелескопы в Светлом и Пущино, оборудованные регистраторами S2. По результатам эксперимента с участием 3-х российских пунктов впервые на LFVN построены изображения квазаров [7]. В 1999 г. к проекту присоединился радиотелескоп РТ‑25 Шанхайской астрономической обсерватории (Китай). Терминал S2 был также установлен на радиотелескопе РТ-32 в Ното (Италия) (Istituto di Radioastronomia), ранее участвовавшем в наблюдениях LFVN с терминалом регистрации MARK-II. В период с 29 ноября по 2 декабря 1999 г. осуществлен эксперимент INTAS99.4. В наблюдениях приняли участие пункты в Медвежьих Озерах, Пущино, Светлом, Ното, Шанхае и ХартРАО. Общая продолжительность эксперимента составила 43 часа. Сессия была успешно обработана в Пентиктоне с временем осреднения 2 секунды. Ширина полосы составила 4 МГц (1664.99 - 1668.99 МГц) при 256 спектральных каналах по 15,625 кГц каждый. Для исследования солнечного ветра корреляция данных осуществлялась с временем осреднения 0.1 сек. Результаты частично опубликованы в работе [8], а также приведены ниже. Следующий эксперимент INTAS00.3 был осуществлен в период с 28 ноября по 1 декабря 2000 г. Общая продолжительность эксперимента составила 50 часов. Помимо Медвежьих Озер, Пущино, Ното, Шанхая и ХартРАО, в эксперименте приняла участие 45‑метровая антенна системы GMRT в Индии. С этой целью для института NCRA TIFR был изготовлен 4-х канальный S2 интерефейс-АЦП, обеспечивающий подключение терминала S2 к видеоконвертеру. На время подготовки и проведения сессии в Пуне была направлена экспедиция российских ученых. Это были первые наблюдения GMRT на длине волны 18 см с регистрацией сигнала в полосе 8 МГц (1664.99 - 1672.99 МГц). Обработка осуществлялась в Пентиктоне с использованием 256 спектральных каналов по 31.25 кГц и временем осреднения 2 секунды. Все эксперименты - INTAS98.2, INTAS98.5, INTAS99.4 и INTAS00.4 проводились в левой круговой поляризации с применением однобитного квантования сигнала. Некоторые параметры радиотелескопов (диаметр, системная температура и эквивалентная системная плотность потока SEFD), приведены в Таблице 1.
Таблица 1: Антенны и их характеристики на частоте 1.66 ГГц
Антенна |
Диаметр, м |
Tsys, К |
SEFD, Ян |
Медвежьи Озера, Россия |
64 |
65 |
110 |
Пущино, Россия |
22 |
111 |
1590 |
GMRT, Индия (2000 г.) |
45 |
70 |
290 |
ХартРАО, ЮАР |
26 |
50 |
530 |
Ното, Италия |
32 |
105 |
1020 |
Шанхай, Китай |
25 |
78 |
980 |
Светлое, Россия (1999 г.) |
32 |
71 |
394 |
Участие антенны ХартРАО существенно повысило угловое разрешение в направлении Север-Юг. Длина максимальной проекции базы достигала 10170 км для пунктов Шанхай и ХартРАО. Для задачи построения радиоизображения, каждый из источников наблюдался от 5 до 8 сканов со средней длительностью 30 минут. В части, касающейся диагностики плазмы солнечного ветра, исследовалось околосолнечное пространство с установившимся течением солнечного ветра [9]. С этой целью наблюдались источники, располагавшиеся от Солнца на угловых расстояниях от 8њ до 51њ, преимущественно точечные (неразрешенные для задействованных баз) либо с симметричной структурой. Выбирались временные интервалы, в течение которых источники находились на углах места большинства антенн выше 15њ для исключения влияния атмосферы Земли на сигнал интерферометра.
В эксперименте INTAS00.3 проводились наблюдения ряда внегалактических источников, для двух из которых (1418+546 и CTA 102) построены радиоизображения и сделан анализ структуры на декапарсековых масштабах. Редактирование и калибровка РСДБ-данных (см. подробнее [10]) были выполнены в пакете AIPS (NRAO) с применением стандартных процедур. Для амплитудной калибровки данных использовались кривые усиления и системные температуры, измеренные на каждой из антенн, принимавших участие в наблюдениях. Первичная калибровка фазы производилась с помощью процедуры AIPS FRING с когерентным временем интегрирования 120 секунд и последующей корректировкой фаз за остаточные задержки на время всего эксперимента, используя телескоп Медвежьи Озера в качестве опорной антенны. Восстановление радиоизображений методом гибридного картографирования было получено с помощью пакета DIFMAP [11]. При гибридном картографировании для каждого источника в качестве первоначальной модели применялась модель точечного источника в фазовом центре. Сходимость достигалась в среднем за 20 итераций, включая фазовую и фазо-амплитудную самокалибровки. При построении окончательной карты источника использовалось естественное взвешивание данных функции видности. На приведенных ниже изображениях сплошными контурами показаны линии равной положительной плотности потока, а проведенные пунктиром - отрицательной плотности потока. Контуры равной интенсивности проведены с шагом в . В левом нижнем углу карты приведена синтезированная диаграмма направленности. Шкала по горизонтальной и вертикальной оси дана в миллисекундах дуги. На рисунках, отображающих заполнение uv-плоскости, шкала по горизонтальной и вертикальной осях дана в миллионах длин волн (λ=18см).
Моделирование структуры источников проводилось с использованием круговых гауссовых компонент путем сравнения модели и полностью калиброванных данных наблюдений в плоскости пространственных частот (u,v) с помощью DIFMAP. Модели источников представлены в Таблице 2. В первой колонке даны названия объектов, во второй и третьей - экваториальные координаты на эпоху 2000 г., в четвертой приведен интегральный поток компонента модели, в пятой указаны идентификаторы компонент, в шестой и седьмой колонках - положение компонента на карте в полярных координатах r и φ по отношению к самому яркому компоненту, в последней колонке дан размер гаусс-компонента по уровню половинной мощности. Положения отмоделированных РСДБ-компонент отмечены на восстановленных изображениях объектов.
Источник 1418+546 является объектом типа BL Lacetrae и находится в центре хозяйской галактики, профиль поверхностной яркости которой позволяет отнести ее к спиральному типу S0 [12], что случается крайне редко, так как большинство хозяйских галактик лацертид представляют собой эллиптические галактики. Красное смещение объекта, z=0.152, было измерено Штикелем и др. [13], как по линиям поглощения хозяйской галактики, так и по эмиссионным линиям [O II] λ 3727Å и [O III] λλ 4959 Å, 5007 Å [14]. На Рис. 3.1а показано заполнение плоскости пространственных частот (uv-плоскости) для источника 1418+546 при LFVN наблюдениях INTAS00.3 на длине волны 18 см. На Рис. 3.1б приведена РСДБ-карта (восстановленное распределение яркости) этого объекта с пиком видимой интенсивности 797 мЯн в луче. Нижний контур проведен на уровне 3.25% от максимума. Размер главного лепестка синтезированной диаграммы направленности, использованной для восстановления изображения, составляет 1.7x1.5 миллисекунд дуги, позиционный угол большой оси равен 82њ. Результаты моделирования структуры источника приведены в Таблице 2. На Рис. 3.1в представлено линейное распределение яркости с позиционным углом 116њ, нормированное на пиковое значение плотности потока. Шкала по горизонтальной оси дана в миллисекундах дуги.
Рис. 3.1а Рис. 3.1б
Рис. 3.1в
РСДБ-изображение этого объекта обнаруживает одностороннюю из-за доплеровского уярчения структуру типа ядро-выброс в направлении юго-востока с позиционным углом ~120њ. Джет распространяется на угловое расстояние до 3.2 миллисекунд дуги от ядра. Для перехода к линейному масштабу воспользуемся следующими рассуждениями: с учетом расширения Вселенной, угловой размер θ связан с линейным размером L следующим соотношением:
(3.1)
(3.2)
где c - скорость света в вакууме, H - постоянная Хаббла, - параметр замедления, z - красное смещение. Измеряя L в парсеках, а θ в миллисекундах дуги, и используя стандартную фридмановскую модель Вселенной с параметром замедления (, α=0) и постоянной Хаббла H=70 км/с/Мпс, получим:
(3.3)
Таким образом, для источника 1418+546, расположенном на красном смещении z=0.152, угловому расстоянию в 3.2 миллисекунды дуги соответствует 7.9 парсек в линейном масштабе в проекции на картинную плоскость.
В предположении о равнораспределении энергии между магнитным полем и энергией излучающих частиц [15], яркостная температура излучения области РСДБ-ядра в системе отсчета связанной с источником рассчитывается как
(3.4)
где - плотность потока РСДБ-ядра объекта, - угловой размер кругового гаусс-компонента, соответствующему РСДБ-ядру, по уровню половинной мощности (параметр FWHM в Таблице 2), ν - частота наблюдения, k - постоянная Больцмана, z - красное смещение. Тогда, измеряя в Ян, - в миллисекундах дуги, а частоту наблюдения ν в ГГц, имеем:
(3.5)
Используя данные Таблицы 2, яркостная температура объекта 1418+546 составляет 1.33x1012K, что превышает теоретическое значение яркостной температуры в 1011К для случая равнораспределения энергии [16], а также превосходит предел обратного Комптон-эффекта в 1012К [17]. Это может объясняться доплеровским уярчением, которое является следствием направленности излучения релятивистских электронов, т.е. малости угла между лучом зрения и направлением скорости электронов.
Таблица 2: Модели источников
Источник |
α |
δ |
Компо- нент |
Поток (Ян) |
r (mas) |
φ (њ) |
FWHM (mas) |
1418+546 |
14:19:46.597 |
+54:23:14.787 |
C |
0.74 |
- |
- |
0.32 |
J1 |
0.34 |
1.42 |
127 |
0.23 |
|||
J2 |
0.08 |
2.29 |
116 |
0.26 |
|||
CTA 102 |
22:32:36.408 |
+11:43:50.904 |
C |
2.37 |
- |
- |
1.15 |
J1 |
0.41 |
7.23 |
145 |
1.64 |
Объект CTA 102 (2230+114) относится к классу сильнополяризованных квазаров и является первым источником, в котором была обнаружена переменность в радиодиапазоне [18]. Оптический спектр этого объекта имеет сильную эмиссионную линию Mg II λ 2798 Å на красном смещении z=1.037 [19]. Структура CTA 102 на килопарсековых масштабах представляет собой доминирующе ядро и два компонента [20], расположенные на расстоянии 1.6 секунды дуги с позиционным углом ~140њ и на расстоянии 1.0 секунды дуги с позиционным углом -40њ.
На Рис. 3.2а приведено заполнение uv-плоскости для источника CTA 102 на длине волны 18 см. На Рис. 3.2б показана РСДБ-карта этого объекта на 1.66 ГГц с пиком плотности потока 2490 мЯн в луче. Нижний контур проведен на уровне 5.02% от максимума. Размер главного лепестка синтезированной диаграммы направленности, использованный для восстановления изображения, 11.9x2.9 миллисекунд дуги, позиционный угол большой оси 37њ. На Рис. 3.2в представлено линейное распределение яркости с позиционным углом 145њ, нормированное на пиковое значение плотности потока. Шкала по горизонтальной оси дана в миллисекундах дуги.
Рис. 3.2а Рис. 3.2б.
Рис. 3.2в
РСДБ-структура 2230+114 состоит из яркого ядра и джет-компонента. Выброс распространяется в юго-восточном направлении с позиционным углом 145њ на угловое расстояние 3 миллисекунды (18.3 парсек в линейном масштабе в проекции на картинную плоскость). Результаты моделирования структуры источника приведены в Таблице 2. Яркостная температура для CTA 102 составила 5.9x1011К.
Для активных ядер галактик, наблюдавшихся в эксперименте 1999 г., были построены карты распределения радиояркости и проведено моделирование их РСДБ структуры [8]. В данной работе представляются: линейные распределения яркости для источников 0420-014, 0420+022, 1308+326, 1345+125 и 1803+784 вдоль направлений выбросов с позиционным углом 4њ, 90њ, -58њ, 152њ, -105њ, нормированные на пиковые значения плотности потока 1337, 770, 1576, 582, 1482 мЯн, соответственно (Рис. 3.4, слева); и полученные заполнения uv-плоскостей (Рис. 3.4, справа). Во всех случаях, за исключением источника 1345+125, качество uv-покрытий можно считать удовлетворительными, поскольку в ходе эксперимента реализовывались малые, средние и длинные базы. Тем не менее, крайне важно увеличивать число участвующих пунктов сети для улучшения динамического диапазона карт и повышения их достоверности.