Тема РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТР. Исследования динамики звездообразования в газопылевом комплексе Ориона

Гос. регистрация ? 0120.0 602991

Научный руководитель д.ф.-м.н. Матвеенко Л.И.

 

Изучение кинематики джета квазара 1803+784. Исследования ядер квазаров в рекомбинационных радиолиниях поглощения - связь с областью HII.

 

Радио интерферометрические измерения со сверхвысоким угловым разрешением существенно продвинули наши представления о активных ядрах галактик (AGN объектов), процессов формирования джетов, их структуре. Нами детально исследуется структура двух типичных AGN объектов 3С 345 и 1803 + 784. Это достаточно мощные источники радиоизлучения с характерной структурой ядро - джет. В них наблюдаются выбросы компактных источников с видимой сверхсветовой скоростью. В квазаре 3С345 была выделена крупномасштабная структура джета типа расходящейся конической спирали с осью типа логарифмической спирали. Наиболее вероятно это определяется реактивным воздействием эжектируемого потока, вызывающего многомодовую прецессию. Эжекция релятивистской плазмы квази постоянна соответственно угловая скорость прецессии и смещение оси вращения системы растут со временем. Этот процесс должен быть типичным для AGN объектов.

В частности, аналогичная структура джета предполагалась у объекта 1803+784. На миллиметровых волнах в пределах 2 мсек от эжектора наблюдаются компактные плотные компоненты, движущиеся со сверхсветовой скоростью по расходящейся конической спирали. Вероятно, движение компонент происходит вдоль магнитной силовой трубки спиральной формы. Следовало ожидать, что помимо плотных облаков происходит квази регулярное истечение релятивистской плазмы. Оптическая толща регулярной составляющей потока на миллиметровых волнах мала и по этой причине не наблюдается, но поток должен наблюдаться в сантимеровом-дециметровом диапазоне волн. Объект 1803+784 исследовался на волне 18 см на глобальной РСДБ сети, включавшей 20 элементов, в том числе 70-м антенну в Евпатории, 64-м Медвежьи озера и два 22-м Симеиз и Пущино. Это обеспечило широкое перекрытие UV плоскости (апертуры синтезированной диаграммы). Угловое разрешение синтезированного луча достигало 4 мсек.дуги. Чувствительность интерферометров сети достигала 1.5 мЯн, в том числе на больших базах. Это обеспечивает высокое отношение сигнал/шум для рассматриваемого объекта и позволяет реализовать сверхвысокое угловое разрешение, достигнуть предельного значения, определяемого рассеянием. Рассеяние на неоднородностях межзвездной среды j_sc @ 10^-3l² |sinb|^-0.5 [мсек.дуги], где l выражена в см, а b - галактическая широта. В случае рассматриваемого объекта (b=30^о) рассеяние на волне 18 см соответствует ~0.46 мсек. дуги. Для реализации предельного углового разрешения была проведена тщательная калибровка данных наблюдений и построено офсетное изображение с шагом равным 0.1 мсек. На рис.1 приведено изображение структуры 1803+784 с угловым разрешением 0.3 мсек. Как и предполагалось спиральная структура проявилась на больших расстояниях и достигла протяженной области - 'уха'. Аналогичные 'уши' наблюдается и в других объектах. Например, в Лебеде А. Эти области являются результатом 'векового' накопления релятивистских электронов малой энергии на выходе из джета. Высокий динамический диапазон измерений позволил выделить начальную часть джета, закрытую областью HII. На волнах миллиметрового диапазона она прозрачна, но на волне 18 см поглощение достигает 15-20 дБ. Промежуточные части спиральной структуры джета четко видны на волнах 2 и 6 см, рис 1. В рассматриваемой структуре наблюдается систематическое увеличение шага спирали Т и искривление ее оси. Шаг спирали растет пропорционально квадрату расстояния Т ~ r². Если принять скорость потока релятивистской плазмы постоянной в пределах рассматриваемой структуры, то шаг спирали пропорционален квадрату времени Т ~ t². Наблюдаемое искривление оси спирали как и в случае 3С 345 пропорционально ~ t². Таким образом, наблюдаемая спиральная структура джета определяется реактивным воздействием эжектируемого потока релятивистской плазмы. Возникает прецессия, угловая скорость которой w ~ Wt, аналогично меняется и ориентация оси вращения системы.

 

 

Рис. 1. Структура квазара 1803+784 на частотах 43 ГГц, 5.0 ГГц и 1.6 ГГц

 

Исследования динамики сверхтонкой структуры области супермазерного излучения в Орионе КЛ.

 

В плотном молекулярном облаке ОМС-1 Туманности Ориона находятся ряд зон, в которых сосредоточены мощные источники Н₂О мазерного излучения. Это излучение сопутствует формированию звезд, является тонким индикатором протекающих процессов и позволяет исследовать структуру, сопровождающую формирование звезды - формирование 'солнечной системы'. Исследование структуры такой системы на расстоянии 470 пк (расстояние до Ориона) возможно лишь при наличии сверхвысокого углового разрешения. Угловое разрешение глобальной сети на частоте излучения линии водяного пара l=1.35 см достигает 0.3х0.7 мсек. дуги, что соответствует минимальному размеру радиоинтерференционного лепестка на базе максимального размера. Угловое разрешение интерференционных измерений зависит от отношения сигнал/шум, от радиометрического выигрыша. В случае спектральных измерений ширина полосы ограничена частотным разрешением, а время наблюдений временем синтезирования диаграммы направленности. Однако мощное мазерное излучение обеспечивает высокое отношение сигнал /шум, которое позволяет достигнуть углового разрешения порядка долей ширины интерференционного лепестка минимального размера при частотном разрешении соответствующем долям ширины профиля мазерного излучения компактных структур. Реализация этих возможностей определяется точностью измерений исследуемого источника и последующей калибровки данных наблюдений на элементах радио интерферометрической сети. Нами была проведена калибровка как по квазарам в непрерывном излучении, что позволило уточнить временные задержки и электрические параметры элементов, так и по автокорреляционным спектрам самого исследуемого объекта. В результате было достигнуто угловое разрешение 0.1х0.1 мсек. дуги (0.05 а.е.) при частотном разрешении 0.05 км/с или 0.1 ширины линии профиля излучения. Таким образом, угловое разрешение повышено в стерадианах в 20 раз.

 

Поиск излучения сверхтонкой структуры в мазерных линиях в период молчания 1995, 1997, 2003.

 

На расстояниях до 60 а.е. от эжектора эпизодически наблюдаются компактные выбросы-пули. Впервые пуля наблюдались в 1988г. в юго-восточном направлении относительно центра активности, ее яркостная температурой T_b = 10¹³ K. Пули наблюдались в период молчания (1995г) и во вторую эпоху активности (1998-1999гг), и в 2003г. Они сконцентрированы в узком угле ~ 20⁰ (рис.2. А) , направление их выброса совпадает с направлением биполярного потока, при этом преобладает юго-восточное направление. Пули имеют кометообразную структуру голова-хвост, с головой как впереди так и позади хвоста. Яркостные температуры составляют T_b ~ 10¹³ K - для головы, и T_b ~ 10¹² K - протяженный хвост. Лучевые скорости пуль находятся в пределах < 0.5 км/c от скорости эжектора. Скорости движения пуль достигают ~ 10 км/c. Эжекция пуль связана с первой эпохой активности 1979-1987гг (рис.2 Б). На начальной стадии эжекции пули не обнаружены из-за высокой яркости колец диска, яркостная температура которых T_b ~ 10¹⁶ K блендирует пули (~10¹³ K). Детально исследованы две пули в юго-восточном направлении март-август 1999г. Дальняя пуля находится на расстоянии 50 а.е. Ее структура сначала симметрична, вытянута 2.5х0.3 мсек дуги (12 марта), затем появляется выраженный 'хвост' впереди головы. В мае-июне 1999г. структура снова симметрична. Поток излучения пуль нарастал с 1 до 8 КЯн (апрель) и затем происходил небольшой спад. Ближняя пуля находится на расстоянии 40 а.е. Ее структура компактна, 1x 0.3 мсек дуги. За время с марта по май происходит спад потока с 2 КЯн до 0.1 КЯн и в июне пуля уже не видна. За этот период спектр пуль остается постоянным гауссовой формы, скорость ~ 7.2 - 7.3 км/c, ширина ~ 0.4 км/c.

Пули являются 'продолжением' биполярного потока. Поток и пули ориентированы под углом ~ 45⁰ к плоскости диска. Пули включают молекулы воды. При столкновении с окружающей средой на скоростях ~ 10 км/c происходит возбуждение H₂O молекул, которые наблюдаются в мазерном излучении. Время жизни пуль составляет ~ 0.2 - 0.5 года. Наблюдаемые яркостные температуры пуль (T_b ~ 10¹³ K) могут быть связаны с усилением излучения на 3 порядка в окружающей оболочке на скорости 7,56 км/с, DV = 0.5 км/c. Пули вне окна не видны.

 

 

 

Рис.2. Пули в Орионе - КЛ.

А - Положения пуль относительно биполярного потока, одна из пуль (слева) дана в увеличенном масштабе.

Б- Движение пуль с момента их выброса в первую эпоху активности 1979-1987 внизу приведено изменения потока излучения за первый цикл активности

 

Построение изображений Орион КЛ со сверхвысоким угловым и спектральным разрешением в поляризованном излучении в мазерных линиях.

 

Н₂О мазерное излучение линейно поляризовано. Исследования уровня и ориентации поляризации мазерного излучения отдельных структур, корреляция с параметрами элементов структур позволит определить механизм накачки и связь с поляризацией мазерного излучения, кинематикой структуры, особенностями ее формирования.

Поляризационные измерения существенно осложнены как из-за меньшего отношения сигнал/шум, так и трудностями калибровки.

Поляризационные наблюдения проводятся в правой R и левой L круговых поляризациях на независимых друг от друга системах. Поляризованная составляющая определяется кросс корреляционной составляющей RL. В этой связи для поляризационных измерений необходима их взаимная привязка. Точность привязки прежде всего влияет на ориентацию позиционного угла X=0.5arctg(u/q), где q=0.5(RL+LR) и u=0.5j(LR-RL) - параметры Стокса.

В случае Ориона КЛ абсолютная ошибка, систематическая ошибка определения ориентации не столь существенна, т.к. исследуемая область наблюдается через Туманность Ориона, фарадеевское вращение, в которой лежит в пределах -5 рад< Х< -1 рад. Угловые размеры исследуемой структуры лежат в пределах сотых долей секунды. В этих пределах фарадеевское вращение можно принять постоянным.

Получены распределения яркости в поляризованном излучении со сверхвысоким угловым разрешением. (рис.3) Структура эпоха 23 декабря 1998 г соответствует эжектору, тору, биполярному потоку и оболочке. Наблюдается определенная зависимость ориентации плоскости поляризации и структур. В торе поляризация ориентирована под углом 43^о относительно азимутальной плоскости, в биполярном потоке под углом 40^о - 45^о относительно вектора скорости потока. Разброс углов может быть связан с изменением направления вектора скорости, определяемым спиралевидной структурой потока.

 

Рис.3. Распределение яркости мазерного излучения области эжектора. Изофоты соответствуют уровням 2, 5, 10 и далее до 100 через 10% А - Структура биполярного потока, V = 7.65 км/c. Б - Область эжектора, V = 7.4 км/c. Г - Область эжектора, V = 7.85 км/c). В - Профиль линии мазерного излучения эжектора и изменение ориентации плоскости поляризации в зависимости от скорости

 

Зависимость ориентации плоскости полризации излучения от структуры, магнитного поля и направленности накачки.

 

Полученные данные могут быть интерпретированы как зависимость ориентации под определенным углом относительно направления накачки: столкновительной в потоке и радиационно-столкновительной в торе. Учитывая систематическое фарадеевское вращение, плоскость поляризации может быть параллельной или перпендикулярной вектору накачки. Это соответствует модели Варшаловича - ориентация спинов определяется направленной накачкой.

В полученных радио картах была выделена область сверхвысокого вращения плоскости поляризации мазерного излучения. Установлено, что наблюдаемый эффект определяется областью эжектора. Ориентация поляризации в пределах профиля линии излучения эжектора достигает 23^о/(км/с), рис. 3, что не может быть объяснено мерой вращения Туманности Ориона или вращением в самом эжекторе. Предварительные оценки показывают, что это связано с компактным источником с двойной структурой. Источники имеют небольшое отличие радиальных скоростей, что смещает друг относительно друга их профили излучения. Плоскости поляризации источников не совпадают. Наблюдаемая ориентация плоскости поляризации интегрального излучения будет соответствовать векторной сумме и зависеть от скорости.

 

Разработка моделей структуры, инжекции и передачи кинетической энергии диска биполярному потоку.

 

Проведенные исследования показали, что H₂O супермазерное излучение сопутствует формированию структуры, включающей: центральное тело - протозвезду, тор, аккреционный диск, эжектор, высоко коллимированный биполярный поток и оболочку рис. 5. Скорость местной системы покоя V_LSR ~ 7.65 км/с. Центральное тело имеет небольшую массу ~ 0,1 M_?.

Аккреционного диск наблюдается с ребра, (эпоха 1979-1987). Его диаметр равен ~ 30 а.е., толщина ~ 0.05 а.е. Плоскость диска искривлена подобно полям шляпы.

Диск разделен на группы протопланетных колец, содержащих гранулы льда. Радиация и звездный ветер сублимируют и сдувают молекулы воды, образуя вокруг колец гало - "расширяющиеся" мазерные кольца.

Скорости вращения центральных мазерных колец R < 15 а.е. соответствуют "твердотельному вращению" V_rot ~ WR. Период вращения равен Т ~ 170 лет. Излучение мазерных колец высоко направлено ~10^-3 и сконцентрировано в азимутальной плоскости, что ограничивает их видимость.

Неоднородное распределение молекул воды в мазерных кольцах приводит к изменению излучения в азимутальной плоскости - 'быстрой' переменности

Прецессия диска определяет наблюдаемую длительность активного периода ~ 8 лет, что соответствует ~10^-4рад/год.

В центральной части находится яркий источник - эжектор 0.05х0.13 а.е. ориентирован под углом -70⁰, его яркостная температура T_b = 5 x 10¹⁶ К.Учитывая усиление в оболочке, его яркостная температура T_b = 5 x 10¹⁴ К. Обнаружена тороидальная структура, наблюдаемая с ребра. Диаметр тора равен ~ 1.0 а.е., его толщина ~ 0.08 а.е., скорость вращения V_rot ~ 0.02 км/с. Яркостная температура в тангенциальных направлениях тора равна T_b = 2 x 10¹⁶.

Высоко коллимированные биполярные потоки, толщиной ~ 0.1 а.е. имеют форму расходящихся спиралей, которая определяется прецессией оси вращения эжектора, период прецессии Т ~ 10 лет, угол прецессии ~16⁰

Рассматриваемая структура сопутствуют формированию звезды малой массы. Вещество окружающей среды аккрецирует на диск в азимутальной плоскости, а биполярный поток молекулярного газа уносит угловой момент диска - колец и способствует дальнейшему сжатию вещества. Аккреция и эжекция - два взаимно дополняющих процесса. Образуется космический вихрь, всасывающий окружающее вещество и выбрасывающий его вдоль оси вращения, что мы наблюдаем и в земных условиях. Эффективность работы "ускорителя - эжектора" зависит от скорости вращения диска. В кеплеровском случае эффективность работы эжектора будет резко возрастать по мере приближения к протозвезде V_rot ~ R^-0.5. Вещество колец Æ < 15 а.е., их кинетическая энергия переходят в биполярный поток, что снижает скорость кеплеровского вращения в "твердотельной" части - зоне ускорения потока. Взаимодействие с внешней средой формирует поток. Размеры сечения эжектора по нашим данным не превышают Æ ~ 0.05 а.е.

Определенное влияние на формирование диска и потоков оказывает магнитное поле, определяющее их первоначальную анизотропию и ориентацию. В нашем случае фокусировка потоков, их спиральная структура определяются прецессией и магнитным полем. Аккрецирующее вещество колец частично приближается к протозвезде, ионизируется и эжектируется в магнитную силовою трубку спиральной формы. Образуется высоко коллимированный ионизованный стержень потока, который обволакивается поступающим нейтральным веществом из более удаленных частей диска. Гидродинамическое взаимодействие нейтрального потока с окружающей средой возбуждает мазерное излучение.

Окружающая оболочка усиливает на два-три порядка излучение на скорости 7.65 км/с в полосе около 0.5 км/с. Ее размеры могут достигать 100 а.е., а масса лежит в пределах (0,01 - 1) M_?, то есть превышает массу протозвезды звезды.

В ядре молекулярного облака ОМС-1 сосредоточены скопления ИК источников, полный поток излучения которых на волне 40 мкм равен F ~ 50 кЯн , которые частично обеспечивают радиационную накачку мазерного излучения. Взаимодействие потоков частиц с окружающей средой обеспечивает столкновительную накачку. Скорости потоков равны V ~ 10 км/с, а скорости пуль превышает ее. Кинетическая энергии потока частиц инвертируется в ИК-излучение накачки на волне ~ 40 мкм. Рассматриваемые скорости потоков достаточны для возбуждения мощных мазеров, но не супер мазеров. Кинетическая энергия потока частиц может быть частично увеличена за счет повышения плотности водорода. Предельная плотность водорода из-за быстрого охлаждения не превышает 10¹¹ см^-3. Однако смесь свободных электронов и нейтральных частиц может существенно превышать этот предел. Максимальная эффективность накачки будет при ионизации порядка 10^-5. В нашем случае супер мазерное излучение определяется усилением на 3 порядка на скорости 7,56 км/с в окружающей оболочке. Этот усилитель объясняет и сохранение скорости вспышек супермазерного излучения в разные эпохи.

 

Рис. 4. Схематическая структура активной области