«ИЗВЕСТИЯ ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПУЛКОВЕ № 219 Выпуск 3 Труды Второй Пулковской молодежной конференции Санкт-Петербург 2009 Редакционная коллегия: Доктор физ.-мат. наук А.В. Степанов (ответственный ...»

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ИЗВЕСТИЯ

ГЛАВНОЙ

АСТРОНОМИЧЕСКОЙ

ОБСЕРВАТОРИИ

В ПУЛКОВЕ

№ 219

Выпуск 3

Труды Второй Пулковской

молодежной конференции

Санкт-Петербург

2009

Редакционная коллегия:

Доктор физ.-мат. наук

А.В. Степанов (ответственный редактор) член-корреспондент РАН В.К. Абалакин доктор физ.-мат. наук А.Т. Байкова кандидат физ.-мат. наук Т.П. Борисевич (ответственный секретарь) доктор физ.-мат. наук Ю.Н. Гнедин кандидат физ.-мат. наук А.В. Девяткин доктор физ.-мат. наук Р.Н. Ихсанов доктор физ.-мат. наук Ю.А. Наговицын доктор физ.-мат. наук А.А. Соловьев доктор физ.-мат. наук Е.В. Хруцкая Зав. редакцией Е.Л. Терёхина Издание осуществлено с оригинала, подготовленного к печати Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией РАН

ИЗВЕСТИЯ

ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

В ПУЛКОВЕ

№ Выпуск Труды Второй Пулковской молодежной конференции Утверждено к печати Главной (Пулковской) астрономической обсерваторией РАН Компьютерная верстка оригинал-макета Е.Л. Терёхиной ISBN © Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, 2009 №

ИЗВЕСТИЯ

Главной астрономической обсерватории в Пулкове Выпуск

ТРУДЫ ВТОРОЙ ПУЛКОВСКОЙ МОЛОДЕЖНОЙ КОНФЕРЕНЦИИ

СОДЕРЖАНИЕ

Предисловие……………………………………………………………………………. Глубокова С.К., Тюльбашев С.А., Чашей И.В., Шишов В.И.

Результаты наблюдений межпланетных мерцаний радиоисточников 3с 20, 3с 48, 3с 298 на фазе спада и в минимуме 23 цикла солнечной активности……….. Давыденко А.А.

Об орбитах звезд в поле скопления и Галактики…………………………………….. Кауров А.А., Гнедин Ю.Н.

Космологическая модель Газ Чаплыгина……………………………………………... Лавров А.С., Харинов М.А., Дьяков А.А., Рахимов И.А., Сергеев Р.Ю.

Мониторинг Cyg X-3 с использованием нового аппаратно-программного комплекса управления приёмниками……………………………………………………… Ловягин Н.Ю.

Моделирование фрактальных распределений галактик……………………………... Панас Н.М., Бахарева Д.И.

О распознавании слабых землетрясений и промышленных взрывов на юговостоке Балтийского щита……………………………………………………………... Смирнова В.В., Нагнибеда В.Г.

Спектральные особенности миллиметровой части микроволновых солнечных радиовсплесков……………………………………………………………………………. Соков Е.Н., Буренков А.В.

Спектрофотометрическое исследование областей звездообразования в галактике Маркарян 8……………………………………………………………………………… Учайкин М.В.

Применение закона рангового распределения к объектам Солнечной системы…... Хайбуллов Р.А.

Ранговый анализ космических систем………………………………………………… Яблоков С.Н., Гнедин Ю.Н.

Космологические модели и массы сверхмассивных черных дыр…………………... «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

ПРЕДИСЛОВИЕ

C 2008 г. в Пулковской обсерватории проводится Пулковская молодежная астрономическая конференция. Цель проведения молодежной конференции – повышение уровня научных исследований и квалификации молодых ученых, аспирантов, студентов, специализирующихся в области астрономии.

2 – 4 июня 2009 г. в ГАО РАН состоялась II Пулковская молодежная астрономическая конференция. Конференция была проведена при поддержке Программ Президиума РАН и гранта Президента Российской Федерации для поддержки ведущей научной школы РФ НШ-6110.2008.2. В ней приняли участие молодые специалисты из научных учреждений: Института прикладной астрономии РАН, Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе РАН, ГАО РАН, а также студенты Санкт-Петербургского государственного университета, Санкт-Петербургского государственного политехнического университета, Ульяновского и Пущинского университетов, Санкт-Петербургского государственного университета информационных технологий, механики и оптики.

Тематика конференции охватывала как теоретические, так и экспериментальные аспекты астрономических исследований. В рамках конференции была проведена школа для молодых ученых. Ведущие специалисты ГАО РАН, ИПА РАН и СПбГУ прочитали лекции по перспективным направлениям астрономии.

Настоящий сборник содержит доклады, представленные на II Пулковской молодежной астрономической конференции.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

МЕЖПЛАНЕТНЫХ МЕРЦАНИЙ РАДИОИСТОЧНИКОВ 3С 20, 3С 48, 3С

НА ФАЗЕ СПАДА И В МИНИМУМЕ 23 ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Глубокова С.К.1,2, Тюльбашев С.А.1, Чашей И.В.1, Шишов В.И. Пущинская Радиоастрономическая Обсерватория АКЦ ФИАН Представлены результаты, относящиеся к прохождению выброса корональной массы в мае 2005 г., и наблюдения двух сильных источников в период малой активности Солнца на радиотелескопе БСА ФИАН. В возмущенные периоды наблюдаются усиления межпланетных и ионосферных мерцаний. Получены оценки скоростей неоднородностей межпланетной плазмы.

В 1975 г. В ПРАО АКЦ ФИАН был предложен и впервые реализован метод радиоастрономического картографирования межпланетной плазмы, основанный на наблюдениях в метровом диапазоне волн мерцаний нескольких сотен наиболее сильных радиоисточников с плотностями потока порядка 10 Ян и выше [1]. С помощью этого метода была исследована глобальная структура солнечного ветра и ее эволюция в цикле солнечной активности [2, 3]. Метод картографирования позволяет также исследовать нестационарные явления в солнечном ветре и, в частности, исследовать структуру и эволюцию межпланетных ударных волн, обусловленных активными процессами в солнечной короне [4-8].

Однако используемый набор источников позволял обеспечить сетку на небе с плотностью не лучше, чем один источник на 30 кв. град. Такой плотности источников достаточно, чтобы фиксировать возникновение области с повышенной турбулентностью и оценить скорость ее распространения, но недостаточно для детального исследования пространственной структуры возмущения. Поэтому с 2006 г. реализуется программа мониторинга, в ходе которой проводятся круглосуточные наблюдения узкой полосы на небесной сфере. В эту полосу может попадать небольшое количество сильных мерцающих источников и много слабых мерцающих источников. Для сильных источников можно проводить индивидуальные исследования параметров мерцаний, а слабые мерцающие источники позволяют организовать более плотную сетку источников, чем это было ранее (приблизительно один источник на 3-5 кв. град.). Для слабых мерцающих источников можно оценить лишь основные параметры мерцаний (средний индекс мерцаний по ансамблю источников, подсчет количества мерцающих источников за фиксированный промежуток времени). Первые результаты наблюдений и методика обработки более подробно описаны в работе [9]. В течение последних трех лет на радиотелескопе БСА ФИАН проводятся наблюдения нескольких сотен радиоисточников, и ведется ежедневный мониторинг состояния межпланетной плазмы. Радиотелескоп позволяет проводить наблюдения одновременно в 16 лучах, перекрывающих около восьми градусов по склонению. Частота наблюдений 111.5 МГц, полоса приема кГц, постоянная времени 0.1 с. Эффективная площадь БСА – 20 000–25 000 м2 в направлении на зенит. Размер луча приблизительно составляет 1°0.5° (в направлениях восток–запад и север–юг). БСА является самым высокочувствительным радиотелескопом в мире в метровом диапазоне длин волн.

Так как склонение Солнца в течение года изменяется от –22° (зимой) до 22° (летом), то оптимальные элонгации для наблюдений мерцающих источников достигаются в разных областях неба. Поэтому для мониторинга обычно выбираются две площадки с «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск координатами по склонению от 3.5о до 12.5о (с марта по октябрь) и координатами 28.5о до 35о (с октября по март).

В настоящей работе приведены результаты наблюдения мерцаний для нескольких индивидуальных источников при прохождении коронального выброса массы в мае 2005 г., а так же во время продолжительного спокойного периода 2007-2009 гг. при низком уровне солнечной активности.

2. Прохождение выброса корональной массы в мае 2005 г.

по наблюдениям мерцающих радиоисточников 3С 20 и 3С Направленный к Земле выброс корональной массы типа гало был зарегистрирован космическим аппаратом SOHO 13 мая 2005 г. в 16h13m UT. С выбросом была связана вспышка класса М 8.0 [11, 12]. В мае 2005 г. мониторинг еще не был начат. В то время на антенне БСА ФИАН на частоте 111 МГц проводились наблюдения мерцаний нескольких источников. Наиболее интересные результаты, связанные с распространением выброса, получены по источникам 3С 48 и 3С 20. Эклиптические координаты источников 3c48 = 36o, 3c48 = 23o, 3c20 = 34o, 3c20 = 43o. Долгота Солнца 14 мая была = 53o, соответственно 20 – = 17o, 48 – = 19o.

Существенная разница угловых размеров источников 3С 48 и 3С 20 приводит к тому, что эффективные мерцания происходят на разных областях турбулентной плазмы. Радиоисточник 3С 48 имеет угловые размеры около 0".1, поэтому может рассматриваться как точечный. Область интенсивной модуляции радиоволн на луче зрения для спокойного состояния находится в интервале 0.6 а. е. = 1 а. е. (cos 3c48 – 0.6 sin 3c48) < z < 1 а. е. (cos 3c48 + 0.6 sin 3c48) = 1.2 а. е., где z – расстояние от наблюдателя до модулирующих излучение неоднородностей. 14 мая элонгация источника 3С 48 была приблизительно 25o. При этом прицельная точка луча зрения на источник находилась на гелиоцентрическом расстоянии около 0.4 а. е. Радиоисточник 3С 20 протяженный, его угловые размеры несколько угловых секунд. Из-за больших угловых размеров источника наибольший вклад в мерцания вносят области турбулентной плазмы близкие к наблюдателю. Область эффективного влияния турбулентной плазмы для спокойного состояния 0 < z < 1 а. е. cos 3с20 0.7 а.е., где 3с20 45o – элонгация источника 14 мая, когда прицельная точка луча зрения на источник находилась на гелиоцентрическом расстоянии около 0.7 а. е.

В первой колонке табл. 1 приведены названия источников, во второй колонке даты наблюдений, в третьей – оценка индекса мерцаний (m).

где I – измеряемая плотность потока в зависимости от времени, а I – ее среднее значение.

Из табл. 1 видно, что 14 мая у источника 3С48 наблюдалось возрастание индекса межпланетных мерцаний примерно на 20-30% от среднего значения за время наблюдений на данных элонгациях. Соответствующий временной спектр мерцаний представлен на рис. 1. Заметного изменения ширины спектра не наблюдается, а это означает, что нет заметных изменений в скорости картины мерцаний. Источник 3С 48 наблюдался 12h 20m UT 14 мая на небольших угловых расстояниях от Солнца. Увеличение индекса мерцаний для этого источника показывает, что возмущения возникают в узком слое на луче зрения. Отсутствие заметного увеличения в скорости картины мерцаний может быть объяснено эффектом проекции: межпланетные мерцания регистрируют только поперечную к лучу зрения компоненту скорости солнечного ветра. Используя время «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск задержки между событием в короне и наблюдением изменений для 3С 48, можно оценить минимальное значение средней скорости выброса корональных масс, VSun-3с48 > 800 км /с.

Таблица 1. Параметры мерцаний радиоисточников 3С 48 и 3С 20.

Рис. 1. Временные спектры мерцаний Рис. 2. Временные спектры мерцаний В условиях спокойного солнечного ветра источник 3C 20 мерцает слабо, среднее значение индекса межпланетных мерцаний около 0.03..Из табл. 1 видно, что 14 и мая произошло усиление мерцаний примерно в три раза, вызванное прохождением коронального выброса массы. Источник 3С 20 зондировал эффективную область, располагавшуюся на гелиодолготах от 0o до 45o к востоку от центрального меридиана. Индекс межпланетных мерцаний 16 мая соответствует спокойным мерцаниям.

Небольшое увеличение индекса мерцаний для 3C 48 и значительное увеличение индекса мерцаний для 3C 20 позволяет заключить, что возмущение, вызванное короИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск нальным выбросом массы, в восточной части северного полушария было сильным внутри угла около 50o. Временной спектр мощности мерцаний 3C 20 представлен на рис. 2. Спектр мерцаний 16 мая типичен для протяженного источника с угловыми размерами около 3-5" в спокойных условиях [10]. Временной спектр мерцаний 14 мая качественно похож на спектр 16 мая, но имеет примерно в 10 раз большую интегральную энергию и смещен в сторону высоких частот. Смещение частоты соответствует увеличению в 3 раза локальной скорости плазмы. Спектр мощности флуктуаций, измеренный 15 мая (рис. 2B), похож на спектр точечного источника и сильно отличается от спектров 14 (рис. 2A) и 16 мая (рис. 2C), особенно в области высоких частот. Такой спектр протяженного источника, увеличение индекса мерцаний и уменьшение характерного времени мерцаний объясняются узким слоем с повышенным уровнем турбулентных флуктуаций, расположенным на расстоянии менее 0.2 а. е. от наблюдателя. Локальная скорость плазмы была примерно такой же, как в спокойном состоянии. Приближение эффективного слоя турбулентной плазмы к наблюдателю привело к ослаблению влияния углового размера источника на параметры мерцаний и приближению их величин к параметрам мерцаний точечного источника. Данные для источника 3C 20, полученные 14 мая 13h 20m UT, показывают, что фронт коронального выброса массы проходил расстояние больше или около 0.7 а. е. за 21 час со средней скоростью VSun-3с20 1 300 км/с.

Время задержки около 13.5 часов между 3C 20 14 мая и событием в магнитосфере Земли соответствует средней скорости коронального выброса массы V3с20-Earth 900 км/с между 0.7 а. е. и 1 а. е. и показывает, что корональный выброс массы замедлялся внутри 1 а. е. при распространении от Солнца.

Результаты, полученные по наблюдениям выброса в мае 2005 г., показывают, что информация о крупномасштабных распространяющихся возмущениях может быть получена не только с использованием сильных мерцающих компактных источников, но и, что важно, протяженных источников типа 3С 20.

3. Результаты наблюдения сильных мерцающих источников Для контроля качества наблюдений в каждой площадке выбраны самые сильные мерцающие источники: 3С 48 в верхней площадке и 3С 298 в нижней площадке. Для этих источников оцениваются параметры мерцаний: индекс мерцаний, спектр мощности, характерное время мерцаний, скорость неоднородностей солнечного ветра.

В настоящем разделе приведены результаты наблюдения опорных компактных источников 3С 48 и 3С 298 про низком уровне солнечной активности.

3.1. Мерцания радиоисточника 3C 48 в мае Нами были проанализированы наблюдения радиоисточника 3С 48 в период с 01.05.09 по 31.05.09 г. (19 и 20 мая наблюдения не проводились). Положение радиоисточника 3С 48 относительно Солнца соответствовало элонгациям 20°–40°, на которых индекс мерцаний на межпланетной плазме достигает максимальной величины. В табл. 2 приведены даты наблюдений, оценки индекса мерцаний и скорости неоднородностей солнечного ветра.

В таблицу не включены данные за 5 и 11 мая 2009 г., т. к. в эти дни отношение сигнал/шум было недостаточным для определения скорости неоднородностей солнечного ветра. Скорость определялась по следующей формуле:

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск где – скорость солнечного ветра, F0 – частота излома спектра, – длина волны наблюдения, z0 – расстояние до рассеивающего слоя ( z0 = 1a.e. ), – элонгация источника.

Таблица 2. Параметры мерцаний радиоисточника 3С 48.

На рис. 3 показана зависимость величины индекса мерцаний m от элонгации. С удалением от Солнца индекс мерцаний уменьшается примерно по степенному закону.

Увеличение индекса межпланетных мерцаний 29.05.09 связано, по-видимому, с выбросом корональной массы от 28.05.2009 ( sin = 0.62; в табл. выделено жирным шрифтом), зарегистрированной КА SOHO [12].

В период наблюдений источник 3С 48 зондировал области, находящиеся в средних и высоких гелиодолготах. Оценки скорости, табл. 2, соответствуют быстрому солнечному ветру, истекающему в минимуме солнечной активности из полярных корональных дыр.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск 3.2. Мерцания радиоисточника 3С 298 в ноябре Мы проанализировали наблюдения радиоисточника 3С 298 в период с 01.11.07 по 29.11.07 г. Положение радиоисточника 3С 298 относительно Солнца соответствовало элонгациям 20°–40°. Описание табл. 3 совпадает с описанием табл. 2.

Таблица 3. Параметры мерцаний радиоисточника 3С 298.

В таблицу не включены данные 4 и 29 ноября 2007 г. из-за недостаточного отношения сигнал/шум.

На рис. 4 показана зависимость индекса мерцаний от элонгации. Характер зависимости m( ) аналогичен зависимости для источника 3С 48 (рис. 3). На рис. 4 хорошо видно, что 17.11.2007 г. ( sin = 0.62), индекс мерцаний вырос в 1.5 раза по сравнению с предыдущими днями. Это увеличение связано с усилением ионосферных мерцаний при прохождении коронального выброса, зарегистрированного 12.11.2007 г. КА SOHO [12]. Такая интерпретация подтверждается анализом временного энергетического спектра мерцаний, который показал значительное повышение мощности в областях частот ниже френелевской.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Таким образом, анализируя мерцания источников в минимуме солнечной активности, мы можем использовать эти данные как калибровочные при детектировании и исследовании распространяющихся возмущений на фазе ожидаемого роста солнечной активности. Но даже в этих данных видим отдельные дни, когда явным образом проявляются возмущения, связанные с активными процессами в короне Солнца.

Серии наблюдений, выполненные на радиотелескопе БСА ФИАН, продемонстрировали перспективные возможности инструмента для исследования возмущений в межпланетной среде.

По результатам обработки наблюдений мая 2005 года нами было исследовано распространение крупномасштабного возмущения на расстояниях 0.4–1 а. е. Результаты обработки наблюдений источника 3С 20 показали, что в случае выбросов, распространяющихся к Земле, данные по источникам с большими угловыми размерами могут играть существенную роль при исследовании распространения выбросов корональной массы в близких к Земле областях межпланетной среды. Сопоставление с данными оценок параметров мерцаний, полученным по точечным источникам, зондирующим более близкие к Солнцу области, при этом дает информацию о скорости распространения и угловой структуре выброса.

Показано, что в период май 2009 года и ноябрь 2007 в направлении источников 3С 48 и 3С 298 наблюдались отдельные проявления активности Солнца. Подавляющую часть времени Солнце было спокойным (корональных выбросов массы не регистрировалось).

Работа выполнена при поддержке программы Президиума РАН «Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля».

1. Власов В.И., Шишов В.И., Шишова Т.Д. // Письма в Астрон. журн. 1976. Т. 2. С. 248-250.

2. Власов В.И. // Астрон. журн. 1979. Т. 56. С. 96-105.

3. Власов В.И. // Геомагнетизм и аэрономия. 1983. Т. 23. С. 475-477.

4. Власов В.И. // Геомагнетизм и аэрономия. 1981. Т. 21. С. 927-929.

5. Gapper C.R., Hewish A., Purvis A., Daffett-Smith P.J. // Nature. 1982. V. 296. P. 633-636.

6. Janaradham P., Bakasubramanian V., Ananthakrishnan S., et al. // Solar Phys. 1996. V. 166. P.

379-401.

7. Shisov V.I., Vlasov V.I., Kojima M. // Solar Phys. 1997. V. 176. P. 373-386.

8. Tokumaru M., Kojima M., Fujiki K., Yakobe A. // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 10435-10454.

9. В.И. Шишов, С.А. Тюльбашев, В.С. Артюх, И.А. Субаев, И.В. Чашей, П.А. Черников // Астрономический вестник, 2005, Т.19, №4, С. 10. Shishov V.I., Shishova T.D. Influence of source size on the spectra of interplanetary scintillations.

Sov. Astron. Zh. V. 23, P. 11. http://www.lmsal.com/ 12. http://sohowww.nascom.nasa.gov/ «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

RESULTS OF INTERPLANETERY SCINTILLATION OBSERVATIONS

OF RADIO SOURCES 3C 20, 3C48, 3C 298 AT DECREASING AND MINIMUM

OF 23 CYCLE OF SOLAR ACTIVITY

Glubokova S.K. 1,2, Tyul’bashev S.A. 1, Chashei I.V. 1, Shishov V.I. The results regarding to propagation of the coronal mass ejection in may 2005 and observations of two strong sources during of the Sun minor activity period on the Large Phased Array are presented. Amplification of interplanetary and ionospheric scintillations in disturbed periods is observed.

Estimations of interplanetary plasma inhomogeneity velocities are obtained.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

ОБ ОРБИТАХ ЗВЕЗД В ПОЛЕ СКОПЛЕНИЯ И ГАЛАКТИКИ

Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия Исследование динамики звездных скоплений не является тривиальным и определяется большим количеством факторов: локальных и глобальных, случайных и постоянных. Так, на динамику скопления оказывают влияние: поле скопления, галактическое поле, возмущения, вызванные средой, в которой движется скопление, и т.д. В этом случае нахождение движения звезд с учетом совокупности всевозможных возмущений представляется ресурсоемким процессом, более того, является труднореализуемым.

Часто бывает достаточно учитывать два фактора: поле скопления и галактическое поле.

Рассмотрим звездное скопление, движущееся в регулярном гравитационном поле Галактики. Будем считать, что Галактика стационарна и обладает ротационной и зеркальной симметрией. Также будем предполагать, что скопление движется по круговой орбите и примем для потенциала Галактики приливное приближение. Задачу исследования и решения уравнений движения пробной звезды во вращающейся системе координат будем называть задачей Бока [1]. Известная задача Хилла может рассматриваться как частный случай задачи Бока, получающийся тогда, когда и Галактика, и скопление - точечные массы.

Безразмерные уравнения движения пробной звезды во вращающейся системе координат запишутся в виде [2]:

Здесь - параметр, характеризующий влияние Галактики (в окрестности Солнца параметр примерно равняется 1.28), - безразмерный потенциал скопления.

В настоящее время исследование оказывается возможным только посредством численного решения уравнений движений для различных начальных условий. Различают внутреннюю и внешнюю задачи Бока. Внутренняя задача Бока состоит в исследовании орбит пробных звезд со значениями постоянной Якоби меньше критической.

Здесь в первую очередь интересуют такие вопросы, как существование дополнительных интегралов движения и стохастичность орбит. Внешняя же задача Бока состоит в исследовании движений звезд с постоянной Якоби больше критической. При этом интересует, действительно ли эти звезды покидают скопление, и если да, то не совершают ли они перед этим обороты вокруг скопления.

В случае изолированного скопления уход звезды из скопления возможен, когда значение интеграла энергии превышает критическое значение. В случае задачи Бока такой критерий не всегда применим: при выполнении условия ухода из изолированного скопления звезда под действием поля Галактики может оказаться связанной со скоплением.

Данную задачу рассмотрел Хегги с соавторами [3]. Моделируя скопление с точечной массой, они нашли достаточное условие вылета звезды из скопления.

Следуя Хегги с соавторами, покажем, что данное условие справедливо и для более общего случая, для этого будем рассматривать потенциал скопления в виде ряда:

Будем рассматривать вылет звезды из скопления как движение, при котором при. В пределе при правая часть уравнений (1) будет стремиться «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск к нулю. Общее решение полученной однородной системы дифференциальных уравнений принимает вид:

Запишем решение (3) в виде:

Нетрудно заметить, что решение в виде (4) описывает движение по эпициклической орбите, а и выполняют роль ведущего центра. Если не пренебрегать правыми частями уравнений (1) при, то величины,, и будут изменяться со временем. Используя метод вариации постоянных, найдем выражения:

Согласно Хегги с соавторами [3] для того, чтобы звезда покидала скопление, т.е.

выполнялось условие:, при, достаточно чтобы:

(здесь индекс «0» означает величины в начальный момент времени );

2. и имеют противоположные знаки;

Выведем из (6) следующие оценки для Подставляя полученные оценки (8) в выражение (7), получим:

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск что соответствует третьему условию приведенного утверждения при:

Проверим выполнение данного условия.

Для этого численно решим систему (1) на околосолнечном расстоянии ( ), где в качестве потенциала скопления будем рассматривать модель потенциала Шустера-Пламмера с параметром :

Используя приведенные выше рассуждения, найдем выражение для, при котором будет выполняться последнее условие, обеспечивающее уход звезды из скопления, Результаты численного интегрирования представлены на рисунках 1 и 2.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск На рисунке 1 представлен результат численного интегрирования системы (1) при отображает ситуацию, когда звезда сразу же уходит из скопления.

Условие ухода звезды из скопления выполняется:

Результат численного интегрирования системы (1). В качестве начальных данных рассматривалось четыре звезды:

Выполнение условия ухода:

Выполнение условия ухода:

Выполнение условия ухода:

Выполнение условия ухода:

Рисунок 2 демонстрирует случай, когда звезды в начале совершают движения вокруг центра скопления, а затем уходят из него.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск В дальнейшем планируется уточнять условие вылета звезды из скопления, рассматривая не потенциалы скоплений в общем виде (2), а конкретные модели потенциалов.

1. Bok B.J. The stability of moving clusters // Harvard College Observ. Circular, 1934, № 384, p. 1Осипков Л.П. Точки либрации в задаче Бока // Вестн. С-Петербургск. гос. ун-та, 2007, сер.

10, вып. 3, с. 62-70.

3. Ross D.J., Mennim A., Heggie D.C. Escape from a tidally limited star cluster // Mon. Not. Astron.

Soc., 1997, Vol. 284, p. 811-814.

ON STAR ORBITS IN THE CLUSTER AND GALACTIC FIELD

We consider a star cluster moving along a circular orbit in the galaxy. The problem of escape from a model of star cluster is discussed. A necessary condition of star escape is found. It generalizes a condition by Ross, Mennim and Heggie found for point mass approximation of a cluster. The condition is checked by orbit numerical calculations.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ГАЗ ЧАПЛЫГИНА

Санкт-Петербургский Государственный Политехнический Университет, Главная (Пулковская) Астрономическая Обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия В работе представлены некоторые преимущества такой UDME (Unified Dark Matter/Energy) модели, как Газ Чаплыгина, по сравнению со стандартной космологической моделью. Показано, что наблюдательным данным лучше соответствует модель Газа Чаплыгина при одинаковом количестве неизвестных параметров. Кроме того, в ряде наблюдений параметры модели ГЧ сохраняются, в отличии от стандартной модели.

Последние наблюдения таких явлений, как ускоренное расширение Вселенной, космическое фоновое излучение, недостаточность видимой массы для гравитационного удержания галактик говорят о существовании тёмной энергии и тёмной материи. Самым простым кандидатом на роль тёмной энергии является космологическая константа, которая входит в правую часть уравнения общей теории относительности (уравнения Энштейна) с отрицательным знаком и таким образом обеспечивает отрицательное давление. Однако в этом случае возникают два важных вопроса. Во-первых, почему характерная величина тёмной энергии мала по сравнению с фундаментальной шкалой других известных современной физике взаимодействий (сильное, электрослабое, электромагнитное, гравитационное) и во-вторых, почему она сравнима с критической плотностью энергии. Один из возможных вариантов создания реалистичной модели тёмной энергии – ассоциирование её с пространственно однородным медленно эволюционирующим скалярным полем, которое в ряде работ получило название “квинтэссенция” [7-12].

На данный момент не существует прямых указаний на природу тёмной материи и тёмной энергии. Вследствие этого большинство современных космологических моделей основано на свойствах двух неизвестных по своей природе видов материи. По этой причине очень привлекательными становятся модели, в которых эти два вида материи объединены в один, так называемые UDME (Unified Dark Mater-Energy). Газ Чаплыгина (далее ГЧ) – одна из таких моделей. Теоретическая основа этой модели взята из работ советского учёного в области теоретической механики, одного из основоположников современной гидроаэродинамики – Сергея Алексеевича Чаплыгина. Отрицательное давление было введено для описания поведения газа при ультразвуковых скоростях, в частности, при решении задачи об обтекании крыла самолёта. Появление уравнений газа Чаплыгина в космологии связано с использованием их в многоразмерной теории суперструн d-brane [5, 6]. Уникальна эта модель необычным уравнением состояния p = A/, где p – давление, – плотность, A – некоторая положительная константа, а – показатель, который в стандартной модели Газа Чаплыгина равен единице, а в обобщённой принимает значения на интервале (0,1). Такое уравнение описывает поведение некоторого вещества, которое на ранних стадиях ведёт себя как обычная космическая пыль, а позже – как космологическая константа. ГЧ комбинирует в себе отрицательное давление и положительную скорость звука. Эти и другие свойства данной модели делают её интересной для исследования.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Уравнение состояния для ГЧ состовляющей [1]:

Динамика Вселенной описывается стандартным уравнением Фридмана:

где m – плотность обычной материи без собственного давления, c – плотность состовляющей газа Чаплыгина. Коэфициент k отвечает за тип Вселенной (плоская, открытая или закрытая).

Уравнения непрерывности (3, 4):

Значение масштабного фактора a на текущий момент принято принимать равным единице. В соответствии с этим уравнение (6) преобразуется к виду:

где A = A/ c 0. Параметр A соотносится с текущим значением скорости звука, как Фотометрическое расстояние (Luminosity distance) равно [13]:

где r1 является сопутствующей координатой источника. Используя выражение, описывающее распространение волн:

и уравнение Фридмана, мы можем переписать выражение (8) в виде:

где «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Для того чтобы у обеих сравниваемых моделей было по одному параметру ( A в модели ГЧ и m в стандартной модели), исключая постоянную Хаббла ( ), далее мы рассматриваем упрощённую модель ГЧ, в которой присутствует только составляющая с газом Чаплыгина ( c 0 = 1, m 0 = 0, k 0 = 0 и = 1 ). Одинаковое количество параметров, по которым будет происходить сравнение, ставит модели в равные условия.

3. Сравнительные тесты космологических моделей В данной работе представлено три теста, целью которых является сравнение модели ГЧ и стандартной космологической модели на соответствие наблюдательным данным и на устойчивость параметров в разных наблюдениях. Первый тест стандартный, основанный на постоянной абсолютной светимости сверхновых типа Ia. Второй аналогичен первому, однако рассматривается верхняя граница светимости галактик.

Третий тест основан на постоянстве характерного размера крупномасштабных структур во Вселенной. Тесты подобраны таким образом, чтобы исследуемые объекты в них были разными: сверхновые, галактики и абсорбционные системы.

3.1. Сверхновые типа Ia В данном разделе описана самая распространённая проверка космологических моделей. Благодаря пределу Чандрасекара, который заключается в том, что критическая масса образования сверхновой типа Ia с высокой точностью является постоянной, можно считать, что светимость вспышек сверхновых также является константой. К сожалению, наблюдений такого рода вспышек немного и кроме того наблюдаются они в основном на z < 1.

Мы выбрали для обработки каталог Supernova Cosmology Project [14], в котором на данный момент находятся данные по 307 вспышкам.

Светимость сверхновой на расстоянии DL вычислялась по следующей формуле:

Далее использовался стандартный метод определения значений параметров космологических моделей, а именно минимизировалось значение квадратичных отклонений:

где – экспериментальные и теоретические значения светимостей соответственно. – погрешность при измерении i взятая из каталога. mz – поправка, которая отвечает за возможные пикулярные скорости ( z ), и оценивается как [3,4]:

Были получены значения A = 0,851 ( 2 = 1,011 ) для ГЧ и m = 0,29 ( 2 = 1,015 ) для стандартной космологической модели (CDM). Таким образом в данном тесте модель ГЧ показала себя лучше.

3.2. Галактики из каталога SDSS Метод, который рассматривается в данном параграфе, был разработан самостоятельно одним из авторов (А.А. Кауров).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Идея метода заключается в том, что галактики тоже имеют определённый диапазон абсолютных светимостей, однако он на порядки шире, чем светимости сверхновых.

Тем не менее благодаря большому числу наблюдений - порядка 900.000 в каталоге SDSS [15] можно найти зависимость вежду z и расстоянием по нижней границе наблюдаемых светимостей. В том что эта граница достаточно чёткая можно убедиться из Рис. 1.

Рис. 1. Плотность распределения галактик по светимости (в окне “r”) и z.

Нижний профиль был выбран следующим образом. Рассматриваемый участок от 0,05 до 0,35 z был разбит на 60 отрезков. После чего на каждом из отрезков искался z = 0,05 + n (0,35 0,05)/60 ( n {0,1,..,60}), а две другие на прямых соответствующим светимостям с разностью в 0,2. Были выбраны именно такие участки, исходя из общепринятых соображений, что при биновом анализе размер бина должен быть порядка N 1/3. Затем производился поиск прямоугольников внутри которых лежало экспериментальных точек. Центры этих прямоугольников принимались за экспериментальные точки, а их границы за погрешности. После чего производилось вписывание по методике, представленной в пункте 3.1. В результате были получены значения m = 0,26 (с 2 = 5,791 ) для СМ и A = 0.850 (с 2 = 5,769 ) для ГЧ.

Стоит заметить, что само значение абсолютной светимости сверхновой или галактики влияет только на параметр H 0. Другими словами параметры m и A отвечают за форму кривой, а параметр H 0 (общий для обеих моделей) за вертикальный параллельный перенос. В данной работе нас интересовало поведения характерных параметров космологических моделей ( m и A ), параметр H 0 для них совпадает с точностью до десятичного знака, то есть ошибка не превышает 0,1%.

3.3. Крупномасштабные структуры Исследование крупномасштабных структур во вселенной, позволяет использовать характерный размер войдов (ячеек), как линейку. Сложность представляет описание характерного размера ячейки. В данной работе был взят метод исследования крупноИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск масштабных структур, предложенный в [2]. Рассматривается функция P(k), представляющая из себя безбиновый фурье анализ:

где i – сопутствующая координата i-го объекта, – разница между максимальным и мимальным значениями i, N tot – полное количество объектов попавших в интервал. В качестве этих объектов выступают абсорбционные системы (из каталога [16]), которые наблюдаются вплоть до z 4 5. Несомненно, что очень важно проверить космологические модели на больших z, так как подавляющее количество результатов наблюдений в настоящее время приходится на значения z < 1. Функция выдаёт пики на тех значениях k, которые соответствуют количеству характерных размеров структур, укладывающихся на данном участке. Высота пика соответствует его значимости. В работе [2] выбрана стандартная космологическая модель и подбирается значение космологического параметра m, которому соответствует самый значимый пик. Значение параметра CDM, полученное в этой работе, m = 0,23.

Мы провели аналогичные вычисления для модели ГЧ с вписыванием параметра А.

Для этого были вычислены сопутствующие координаты для всех A в диапазоне от 0,700 до 1,000 с шагом в 0,001, и вычислены значения функции P(k) в пиках. Значением параметра А было принято то, при котором пик имел наибольшую значимость.

Полученое значение: А = 0,853. Заметим, что в данном тесте опять же не играет роль константа H 0, так как в единственной используемой функции P(k ) она сокращается.

4. Основные результаты анализа данных наблюдений Результаты обработки наблюдательных данных, выполненной по методике, описанной в п. 3, представлены в Таблицах 1 и 2.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск можно заметить, что параметр A модели ГЧ более устойчив. От теста к тесту значения m колеблется на 20%, в то время, как параметр A лишь на 0,5%. Можно было предположить, что модель ГЧ просто более чувствительна к параметру A, нежели стандартная модель к параметру m. Для устранения этой неопределённости было взято значение A из третьего эксперимента и подставлено в первые два.

Как видно из Таблицы 2, модель ГЧ с постоянным значением параметра A более согласована с экспериментом, чем CDM с изменяющимся параметром. Из чего мы делаем вывод, что параметр A в модели ГЧ более устойчив, чем параметр m в CDM.

Анализируя далее модель ГЧ рассмотрим отношение сопутствующих координат в модели ГЧ и CDM в зависимости от z.

Рис 3. Отношение сопутствующих координат в модели ГЧ и СМ от z.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Видно, что наибольшие расхождения со CDM на больших z. Это может повлиять, в частности, на оценку масс сверхдалёких квазаров. В Таблице 3 приведены отношения оценочных масс шести сверхдалёких квазаров, вычисленных по модели ГЧ Таблица 3. Отношение оценочной массы квазаров при изменении модели.

и по CDM. Методика и значения оценочных масс по стандартной модели взяты из работы [17].

Практически все астрофизические исследования нуждаются в использовании космологической модели, и общепринятой является CDM. Однако нет общепринятых значений для параметров, что влечёт трудности при сравнении результатов, полученных различными исследователями. Наше тестирование модели ГЧ показало, что она более стабильна к различным тестам. Это означает, что её использование может помочь избежать неоднозначности при использовании космологических моделей. Кроме того, модель ГЧ показала лучшее соответствие экспериментальным данным по сравнению со CDM.

1. R. Colistete Jr., J.C. Fabris, Class.Quant.Grav. 22 2813-2834 (2005).

2. A.I. Ryabinkov, A.D. Kaminker, D.A. Varshalovich, Mon.Not.Roy.Astron.Soc.376:1838- 3. A.G. Riess et al., Astron. J. 116, 1009 (1998).

4. Y. Wang, Astrophys. J. 536, 531 (2000).

5. A.Yu. Kamenshchik, U. Moschella, V. Pasquier, Phys.Lett. B487 (2000) 7-13.

6. Naohisa Ogawa, Phys.Rev. D62 (2000) 085023.

7. Sean M. Carroll, Mark Hoffman, Mark Trodden, Phys.Rev. D68 (2003) 023509.

8. R.R. Caldwell, Eric V. Linder, Phys.Rev.Lett.95:141301,2005.

9. Michael S. Turner, Dragan Huterer, J.Phys.Soc.Jap.76:111015,2007.

10. Yin-Zhe Ma, Xin Zhang, Phys.Lett.B661:239-245,2008.

11. Yungui Gong, Chang-Kui Duan, Class.Quant.Grav. 21 (2004).

12. A.A. Sen, Robert J. Scherrer, Phys.Rev. D72 (2005) 063511.

13. M.V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy & Astrophysics, Cambridge University Press, 14. http://supernova.lbl.gov/ 15. http://www.sdss.org/ 16. A.I. Ryabinkov, A.D. Kaminker, D.A. Varshalovich, Astron.Astrophys. 412 (2003) 707-709.

17. J. Kurk (2008).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

GAS CHAPLYGIN COSMOLOGYCAL MODEL

St. Petersburg State Polytechnical University, Saint-Petersburg, Russia Central Astronomical Observatory at Pulkovo, Saint-Petersburg, Russia In this paper we have compared standart cosmologyacal CDM model with standart Gas Chaplygin model.

• Gas Chaplygin model fits to the observations of three different cosmic objects (galaxies, supernovae, absorbtion systems) better than CDM.

• Parameter of Gas Chaplygin model is more stable in diffrent tests than parameter in CDM.

In three tests variation of was less then 0,5% while changed the order of 20%.

• Gas Chaplygin model with constant consistents with our experiments better than CDM with variable parameter.

• Biggest differences between CDM and Gas Chaplygin model are observed on high z, which particularly affects the evaluation of QSO masses.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

МОНИТОРИНГ CYG X-3 С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ

НОВОГО АППАРАТНО-ПРОГРАММНОГО КОМПЛЕКСА

УПРАВЛЕНИЯ ПРИЁМНИКАМИ

Лавров А.С., Харинов М.А., Дьяков А.А., Рахимов И.А., Сергеев Р.Ю.

Учреждение Российской академии наук Институт прикладной астрономии РАН, В работе представлены методики и результаты радиометрического мониторинга радиоизлучения микроквазара Cyg X-3 на радиотелескопах комплекса "Квазар-КВО" ИПА РАН [1] за период 2006–2009 гг. В ходе исследования был впервые применен аппаратно-программный комплекс автоматизации радиометрических наблюдений. Мониторинг проводился в диапазонах частот 8.5, 4.9 и 2.3 ГГц. Был обнаружен ряд вспышек Cyg X-3, плотность потока которых превышает 1 Ян: июнь, август 2006 г.; январь 2007 г.; апрель, май, июль, ноябрь, декабрь 2008 г. В работе показано, что полученные данные согласуются с результатами наблюдений на радиотелескопах Рэлея (Англия), РАТАН-600 (САО РАН), РТ-32 Ямагучи (Япония).

В рамках работ по повышению автоматизации и информативности радиотелескопов ИПА был разработан новый аппаратно-программный комплекс автоматизации радиометрических наблюдений. Автоматизированный способ проведения радиометрических наблюдений позволяет исключить влияние человеческого фактора на результат наблюдений, повысить достоверность, актуальность, доступность и оперативность получения информации.

С помощью аппаратно-программного комплекса на радиотелескопах ИПА проведён мониторинг радиоизлучения микроквазара Cyg X-3 с целью обнаружения вспышечной активности радиоисточника и апробации разработанного комплекса. Выбор исследуемого источника определялся началом периода его бурной вспышечной активности [2] и диапазоном изменения его плотности потока (~ 0.1–10 Ян), хорошо иллюстрирующим работу аппаратно-программного комплекса.

Комплекс автоматизации радиометрических наблюдений представляет собой распределённую систему управления. Аппаратной частью этого комплекса является система управления приемным комплексом [3]. Программная часть интегрирована в программное обеспечение центрального компьютера управления радиотелескопа и выполнена в виде исполняемых модулей. Модули обеспечивают полностью автоматическое проведение следующих процедур: измерение шумовой температуры системы, измерение чувствительности в модуляционном режиме, измерение чувствительности в режиме без модуляции, автоматическую компенсацию и др. (рис. 1). Это позволяет автоматизировать как процесс проведения радиометрических наблюдений, так и подготовку к ним.

Одним из этапов подготовки к наблюдению источника является автоматическая компенсация на угле места источника. Это позволяет реализовать преимущество компенсационного метода наблюдений.

Алгоритм процедуры автоматической компенсации приведен на рис. 2, где pwr – шаг переключения аттенюатора (шаг = 2pwr), dir – направление счета (27 – увеличение, 41 – уменьшение), over – количество попыток. Главный цикл показан жирной линией.

Он выполняется до тех пор, пока не будет выполнено одно из условий выхода. В случае «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск невозможности компенсации алгоритм самостоятельно определяет и сообщает оператору наиболее вероятную причину неисправности.

МКС – микрокриогенная система ПУ МКС – панель управления МКС Рис. 1. Структурная схема аппаратно-программного комплекса автоматизации измерения и мониторинга параметров приемной системы радиотелескопа.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Установка: ГШ1 выключен, ГШ2 выключен, МОД открыт.

Начало «Компенсация невозможна т.к. ГШ1 слишком мал»

Автоматизация проведения радиометрических наблюдений и процесса подготовки к ним позволяет оптимизировать рабочее время радиотелескопа, и тем самым увеличить время наблюдения источника.

Автоматизированный способ измерения параметров приемной системы радиотелескопа позволяет организовать их мониторинг. На рис. 3 показана запись выходного сигнала в ходе мониторинга шумовой температуры приемника диапазона 3.5 см (8.5 ГГц), 2 канал, обсерватории "Зеленчукская". В ходе всех десяти измерений были получены результаты, укладывающиеся в интервал ± 0.2 К.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Выходной сигнал, мВ

A B C D E F

Выходной сигнал, мВ В качестве примера наблюдения с использованием аппаратно-программного комплекса на рис. 4 приведена запись сигнала при тестовом наблюдении опорного источника. Пунктирной линией показано изменение угла места. Латинскими буквами обозначены этапы проведения наблюдения:

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск A – автоматическая компенсация в начале наблюдения, при зенитном положении антенны, B – автоматическое измерение шумовой температуры, C – автоматическое измерение чувствительности в режиме без модуляции, D – автоматическое измерение чувствительности в модуляционном режиме, E – выход на источник, отвод от источника на “чистое” небо по азимуту и автоматическая компенсация на угле места источника, F – наблюдение источника. Наблюдение начинается с подачи калибровочного сигнала (на источнике), затем переключается коэффициент усиления (+18 дБ по отношению к предыдущему участку) и производится многократное сканирование источника.

Кроме уже упомянутых функций, аппаратно-программный комплекс автоматизации радиометрических наблюдений позволяет автоматизировать диагностику аппаратуры приемной системы радиотелескопа. Также к ресурсам данного комплекса имеется удаленный доступ на базе стандартных средств, что делает возможным дистанционное проведение разного рода экспериментов.

С помощью аппаратно-программного комплекса автоматизации мониторинг источника Cyg X-3 проводился в период с 5 июня 2006 г. по 10 апреля 2009 г. на трёх радиотелескопах обсерваторий "Светлое", "Зеленчукская" и "Бадары" в радиометрическом режиме на диапазонах частот 8.5, 4.9 и 2.3 ГГц. Параметры приёмной системы всех рабочих диапазонов доступны на сайте ИПА [4].

Наблюдения проводились методом многократного "плавного" сканирования по углу места [5], в процессе которого антенна сопровождает источник по азимуту и производит активное сканирование по углу места. Один сет наблюдения составлял 1 час.

В день наблюдения исследуемого источника также проводились наблюдения опорных источников из списка [6], по результатам которых производился расчёт коэффициента использования (усиления) антенны с последующим вычислением плотности потока Cyg X-3.

Ниже рассматриваются результаты мониторинга и их согласование с данными сторонних радионаблюдений.

5 июня 2006 г. (MJD 53891) впервые на радиотелескопе комплекса "Квазар-КВО" была зафиксирована особо короткая (3 часа) вспышка источника Cyg X-3 (рис. 5). Регистрация проводилась на двух диапазонах частот: 2.3 и 8.5 ГГц. Радио спектр в максимуме вспышки имел плоский вид. За ~3 часа плотность потока увеличилась с ~1 до 2.2 Ян. Т.о. скорость увеличения потока составила ~0.4 Ян/ч. При затухании, в течении 15 часов, поток упал до 100 мЯн (2.3 ГГц) и 586 мЯн (8.5 ГГц) [2].

Результаты ИПА дополняют наблюдения телескопа Рэлея (Кембридж, Великобритания), которые в предыдущие дни фиксировали медленный рост потока на частоте 15 ГГц. Точки, соответствующие спаду вспышки, полученные на РТ-32 и Релея, также согласуются между собой [8].

22 августа 2006 г. (MJD 53969) радиотелескопом в обсерватории "Зеленчукская" была зарегистрирована вспышка на частоте 8.5 ГГц, правой круговой поляризации RCP (рис. 6). Во время вспышки плотность потока выросла с 659 до 975 мЯн за 1.67 ч (0.2 Ян/ч), что почти вдвое медленнее события 5 июня. К сожалению, нами было проведено только два сета наблюдений и не известно о радионаблюдениях Cyg X-3 в эти дни на других радиотелескопах.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 5. Кривая блеска источника Cyg X-3 во время вспышки 5 июня 2006 г (MJD 53891).

Круги и ромбы – данные РТ-32 ИПА РАН, квадраты – телескоп Рэлея, Кембридж.

По оси абсцисс – дата наблюдения (MJD), по оси ординат – плотность потока в мЯн.

Рис. 6. Кривая блеска источника Cyg X-3 во время вспышки 22 августа 2006 г (MJD 53969).

21 января 2007 г. (MJD 54121) в результате трёх одновременных сеансов в обсерваториях "Светлое" и "Зеленчукская" была обнаружена вспышка Cyg X-3 (рис. 7). Максимальная плотность потока соответствовала 4 Ян на частоте 8.5 ГГц. В последующие 15 суток, с участием и обсерватории "Бадары", зарегистрировано ещё два мощных события: 27 января и 5 февраля с потоками 2.5-3.3 Ян.

Согласно сообщению С.А. Трушкина и др. [8], в этот же период велись ежедневные многочастотные радионаблюдения Cyg X-3 на телескопе РАТАН-600. Выборка из этих данных для диапазона частот 7.7 ГГц представлена на рис. 7 в виде чёрных треугольников. Как видно из графика, 21, 24 и 27 января имели место одновременные наблюдения на радиотелескопах "Квазар-КВО" и РАТАН-600, которые отлично согласуются друг с другом.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 7. Кривая блеска источника Cyg X-3 во время активности с 20 января (MJD 54120) по 6 февраля (MJD 54137) 2007 г. Треугольники – данные РАТАН-600, опубликованные в сообщении С.А. Трушкина и др. [8].

Рис. 8. Кривые блеска источника Cyg X-3 в периоды "спокойного" состояния: 1–21 марта 2007 г. (верхний график); 19–22 июня (средний график) 2007 г.; 21 января – 14 апреля 2008 г.

(нижний график).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Сеансы радиометрических наблюдений в марте и июне 2007 г., первой половине 2008 г. не выявили вспышечной активности исследуемого источника (рис. 8). Можно провести согласование наших июньских сеансов с наблюдениями 6 июня (MJD 54258) на радиотелескопе РАТАН-600, согласно которым плотность потока на частоте 7.7 ГГц составляла 175 мЯн [9].

20 апреля 2008 г. (MJD 54576) обнаружена вспышка Cyg X-3 одновременно в двух диапазонах частот –8.5 и 2.3 ГГц – в обсерватории "Зеленчукская" (рис. 9). Данные результаты наблюдений ИПА также отлично согласуются с результатами сеанса в САО, РАТАН-600, которые были представлены в работе [10].

7 мая 2008 г. (MJD 54593), приблизительно через 17 суток после предыдущего события, на радиотелескопе обсерватории "Бадары" обнаружена вспышка с плотностью потока ~1.9 Ян, в диапазоне 8.5 ГГц (рис. 10). 10 мая поток упал до 0.8 Ян согласно наблюдениям в обсерватории "Светлое".

14 мая (MJD 54600) обсерваторией "Бадары" наблюдалось второе значительное увеличение потока до ~1.2 Ян.

Рис. 9. Кривые блеска источника Cyg X-3 во время вспышки в апреле 2008 г. Чёрные круги и чёрные ромбы – данные РАТАН-600, опубликованные в работе С.А. Трушкина и др. [10].

Подобная периодичность вспышек уже наблюдалась 21 и 27 января 2007 г.

(рис. 7), когда так же спустя 6-7 суток после первой мощной вспышки (4 Ян для 8.5 ГГц) последовала затухающая вторая (~2.5 Ян).

Информация о наблюдениях на других радиотелескопах за май, к сожалению не найдена.

С 15 мая по 5 июля (MJD 54652) вспышек не обнаружено, согласно рис. 10.

6 июля 2008 г. (MJD 54653) зарегистрирован поток 1 Ян по результатам одного единственного сеанса в обсерватории "Светлое" на частоте 8.5 ГГц (Рис. 11). За 6.6 часов до этого плотность потока была ~0.2 Ян, согласно наблюдениям обсерватории "Зеленчукская". В результате, скорость роста потока составила 0.12 Ян/ч. Т.о., хотя сет на момент вспышки был только один, и отсутствуют данные для сравнения, по уровню потока и скорости его роста, достоверность данной вспышки достаточно высокая.

11 ноября 2008 г. (MJD 54781) на 32 м радиотелескопе университета Ямагучи (Yamaguchi, JAXA, Япония) была обнаружена вспышка с плотностью потока 1.0 ± 0.2 Ян на частоте 8.4 ГГц [11]. Через 12.9 часов в обсерватории "Зеленчукская" на той же частоте зарегистрирован поток 0.90 ± 0.02 Ян.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 10. Кривая блеска источника Cyg X-3 во время вспышки 7 мая 2008 г. (MJD 54593).

Рис. 11. Кривая блеска источника Cyg X-3 за период с 4 июля по ноябрь 2008 г. Вспышки от июля (MJD 54653) и 11 ноября (MJD 54781). Чёрный круг – данные наблюдений 32м радиотелескопа Университета Ямагучи (Yamaguchi, JAXA, Япония), опубликованные в сообщении [11].

17 ноября в обсерватории "Светлое" на частоте 4.9 ГГц наблюдался поток 0.77 Ян.

Данное событие может являться продолжением вспышки 11 ноября, по примеру повторного (спустя неделю) роста потока 21-27 января 2007 г. (рис. 7) и 7-14 мая 2008 г.

(рис. 10).

18 декабря 2008 г. в обсерватории "Светлое" на частоте 8.5 ГГц зарегистрирована плотность потока 0.92 Ян (рис. 12). Через 22 часа в "Зеленчукской" была обнаружена вспышка с потоком 3.15 Ян. Скорость роста потока составила 0.101 Ян/ч. Затухание вспышки наблюдалось 22 декабря, плотность потока составляла 1.24 Ян. 21 декабря проводились наблюдения и на частоте 4.9 ГГц в обсерватории "Бадары". По результатам обработки поток определялся на уровне 2.71 Ян (RCP) и 2.59 мЯн (LCP).

В эти же дни проводились наблюдения на радиотелескопе РАТАН-600, результаты которых опубликованы в сообщении [12]. На рис. 12 показано согласование результатов радиотелескопов ИПА и РАТАН-600.

Радионаблюдения на телескопах ИПА за период с 11 января по 10 апреля 2009 г.

не обнаружили заметной активности источника Cyg X-3 (рис. 13). Информация о вспышках в этом периоде по данным сторонних наблюдений так же отсутствует.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 12. Кривые блеска источника Cyg X-3 во время вспышки 19 декабря 2008 г. Чёрные круги и ромбы – данные РАТАН-600, опубликованные в работе С.А. Трушкина и др. [12].

Рис. 13. Кривые блеска источника Cyg X-3 за период с 11 января по 10 апреля 2009 г.

В ходе данной работы был использован новый аппаратно-программный комплекс управления приёмниками радиотелескопов, установленных в трех обсерваториях ИПА РАН.

С использованием данного АПК, проведён трёхлетний (2006-2009 гг.) мониторинг в радиодиапазоне микроквазара Cyg X-3. По анализу результатов наблюдений на частоте 8.45 ГГц определены средние уровни плотности потока Cyg X-3 в спокойном состоянии: 2007 г. – 225 мЯн, 2008 г. – 209 мЯн, 2009 г. – 128 мЯн. Таким образом, наблюдается медленный спад среднегодовых уровней спокойного состояния исследуемого источника.

Во время мониторинга был обнаружен ряд вспышек, плотность потока которых превышает 1 Ян:

2006 г. – 5 июня, 22 августа;

2007 г. – 21-31 января;

2008 г. – 20 апреля, 7-14 мая, 6 июля, 11-17 ноября, 19 декабря.

Показано, что полученные данные согласуются и дополняют наблюдения, выполненные на радиотелескопах Рэлея (Англия), РАТАН-600 (САО РАН), РТ-32 Yamaguchi (Япония).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск В результате проведения успешного мониторинга микроквазара Cyg X-3 начаты штатные наблюдения в автоматическом режиме с использованием АПК на радиотелескопах ИПА РАН по различным наблюдательным программам.

Авторы выражают благодарность доктору технических наук, профессору А.В. Ипатову за ценные советы и замечания, сделанные в ходе выполнения работы.

1. Финкельштейн А.М., Ипатов А.В., Смоленцев С.Г. Радиоинтерферометрическая сеть "Квазар" – научные задачи, техника и будущее. Земля и Вселенная, №4, с.12-25, 2004.

2. Трушкин С.А., Пули Г., Харинов М.А. и др. Cyg X-3: сюрпризы мониторинга в 2006 году и перспективы. Всероссийская астрофизическая конференция "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра", 25-26, 2006.

3. Лавров А.С., Мардышкин В.В. Система управления приемным комплексом радиотелескопа радиоинтерферометрической сети "Квазар-КВО". ПТЭ, №5, 150-151, 2008.

4. ИПА РАН. СВЧ-приёмный комплекс.

http://www.ipa.nw.ru/PAGE/DEPRADIO/LRPU/svchk.html.

5. Иванов Д.В., Ипатов А.В., Ипатова И.А., Мардышкин В.В., Михайлов А.Г., Харинов М.А.

Программный пакет подготовки, проведения и обработки радиометрических наблюдений на радиотелескопах сети КВАЗАР. Тр. ИПА РАН, вып.12, с.93-112, 2005.

6. Ott M., Witzel A., Quirrenbach A, et al. An updated list of radio flux density calibrators. Astronomy and Astrophysics, v.284, p.331-339, 1994.

7. Trushkin S.A., Pooley G., Harinov M.A., Mikhailov A.G. A fast-rise radio flare in Cyg X-3. The Astronomer's Telegram, #828, 1, 2006.

8. Trushkin S.A., Bursov N.N., Nizhelskij N.A. A year of unprecedented flaring activity of the microquasar Cyg X-3. The Astronomer's Telegram, #984, 1, 2007.

9. Trushkin S.A., Bursov N.N., Nizhelskij N.A. A expected bright radio flare of Cygnus X-3.

The Astronomer's Telegram, #1092, 1, 2007.

10. Trushkin S.A., Bursov N.N., Nizhelskij N.A. Long-term multi-frequency monitoring of microquasars. VII Microquasar Workshop: Microquasars and Beyond. PoS(MQW7)032, 2008.

11. Fujisawa K., Tsuboi M., Yrushkin S.A., Kotani T. A radio flare of a microquasar Cyg X-3. The Astronomer's Telegram, #1838, 1, 2008.

12. Trushkin S.A., Pal S., Modal S., Bursov N.N., Ishwarw-Chandra C.H. Cygnus X-3 is in flare: observation by RATAN and GMRT. The Astronomer's Telegram, #1881, 1, 2008.

RADIO MONITORING OF CYG X-3 WITH NEW HARDWARE/SOFTWARE

RECEIVERS CONTROL SYSTEM

Lavrov A.S., Kharinov M.A., D’yakov A.A., Rakhimov I.A., Sergeev R.Yu.

Institute of Applied Astronomy, Russian Academy of Sciences, St.-Petersburg In 2006–2009 a radio monitoring of Cyg X-3 was carried out. Since 2008 new hardware/software control system was involved.

New hardware/software receivers control system was developed to increase the automation of the QUASAR network radio telescopes RT-32. This control system carries out measurements of Tsys, signal compensation, switching calibration signal on/off, etc. in fully automatic mode, which allows to eliminate human factor and increases reliability of measurements.

A series of radio flares of Cyg X-3 with flux over 1 Jy was detected. All results obtained are in accord with data obtained by Ryle radio telescope (MRAO, UK), RATAN-600 (SAO RAS, Russia) and RT-32 Yamaguchi (JAXA, Japan).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

МОДЕЛИРОВАНИЕ ФРАКТАЛЬНЫХ РАСПРЕДЕЛЕНИЙ ГАЛАКТИК

Санкт-Петербургский Государственный Университет В работе проводится анализ методов определения фрактальной размерности и масштабов неоднородности на модельных каталогах галактик и применение этих методов к данным каталогов 2dF и 6dF. Искусственные каталоги галактик, которые учитывают пространственное распределение галактик (однородное и фрактальное) и распределение галактик по абсолютной звездной величине (функция светимости галактик), используются для проверки методов корреляционного анализа (определения фрактальной размерности), анализа флуктуаций в радиальных распределениях галактик и нового метода SL-анализа. В работе показано, что при исследовании фрактальных структур корреляционные методы корректно применять, только начиная с масштабов равных нескольким средним расстояниям между галактиками и вплоть до масштабов соответствующих 10-20% от радиуса максимального шара, целиком лежащего в пространственных пределах выборки. Исследование каталога 2dF дает оценку фрактальной размерности в 2.2±0.25 на масштабе от 2 до 20 Мпк. Анализ флуктуаций в радиальных распределениях галактик в выборке, ограниченной по предельной видимой звездной величине, показывает, что отклонение истинного радиального распределения от аппроксимирующей формулы коррелируют с фрактальной размерностью, что дает путь к обнаружению структур. Исследование радиальных распределений галактик в каталогах 2dF и 6dF показывает значительные неоднородности на масштабах до 70 Мпк, величина и размер которых согласуются с оценкой фрактальной размерности в 2.1-2.4. Характер SL-статистик существенно отличается для распределений с разной фрактальной размерностью и требует дополнительного исследования.

Хотя однородность распределения вещества во Вселенной постулируется в космологической модели Фридмана и подтверждается линейностью закона Хаббла уже на нескольких Мпк, в распределении видимого вещества была найдена структурность на масштабах от 30 Мпк (см. рис. 1). В настоящее время актуальным является вопрос о надежности определения масштабов неоднородности. О существовании или отсутствии структур больших 30 Мпк есть две противоположные точки зрения. См. например, [10, 14, 17, 20].

В данной работе представлены модельные каталоги галактик, которые призваны оценить границы применимости методов исследования фрактальных структур. Мы осИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск тановились на трех методах: определения фрактальной размерности, анализе радиальных распределений галактик и новом методе SL-статистики, впервые описанном в [13].

Для исследования были взяты два каталога галактик — обзоров спектральных красных смещений — 2dF и 6dF.

Каталог 2dF [2] содержит информацию о положениях и красных смещениях примерно 220 тысяч галактик, большинство объектов имеют красное смещение z < 0.3. На небесной сфере галактики каталога сосредоточены в двух непрерывных, вытянутых по прямому восхождению полосах, и случайно распределенных малых участках. Около 140 тысяч галактик расположены в южной полосе, и 70 тысяч галактик сосредоточено в северной полосе.

Каталог 6dF – спектроскопический обзор всего неба с галактической широтой |b| > 10° [6,7,15]. Наблюдения начались в 2003 году и на момент выполнения работы еще не были завершены – была использована вторая версия (second data release) каталога, содержащая примерно 71 тысячу объектов. На небесной сфере можно выделить три завершенных участка обзора.

Однако методы, описанные в данной работе, могут и будут применяться и к другим каталогам. Более того, метод исследования радиальных распределений может быть применен не только к обзорам спектральных красных смещений, но и к исследованию структурности в пространственном распределении галактик по фотометрическим красным смещениям в глубоких полях.

3.1. Моделирование пространственного распределения галактик Предлагаемая здесь модель пространственного распределения галактик имеет один параметр — фрактальную размерность. Эти модели позволяют проследить, как ожидаемые наблюдаемые характеристики пространственного распределения галактик меняются в зависимости от фрактальной размерности. В описании построения пространственного распределения точек модельных каталогов будем придерживаться обозначения G для дискретного множества сгенерированных точек, G E R 3 — непрерывного множества — части трехмерного пространства, в котором множество было сгенерировано. Исходя из имеющихся ресурсов ЭВМ, было принято решение ориентироваться на число точек множества G (число точек во множестве G будем обозначать как |G| ) — примерно в 75 миллионов (но не меньше).

3.1.1. Однородное распределение Однородное распределение генерируется в кубе G E = [0,1] [0,1] [0,1]. Точки множества генерируются просто как Pi = ( xi, yi, z i ), где каждая из координат xi, yi, z i каждой i -ой точки есть случайное число, равномерно распределенное на отрезке [0,1]. Соответственно, G = Pi.

3.1.2. Канторово множество Классическое Канторово множество может быть легко обобщено так, чтобы создавать множества любой фрактальной размерности в любом пространстве (с любой Евклидовой размерностью). Нас интересует трехмерный случай.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск За основу берется тот же куб G E = [0,1] [0,1] [0,1], его обозначаем за нулевое поколение генерируемого множества G0 = {G0 } = {[0,1] [0,1] [0,1]}. Для генерации первого поколения каждое из ребер этого куба делим на фиксированное целое положительное число M отрезков. Таким образом, получается M 3 кубиков:

M M M M M M M M M M M M M

Однако не все эти кубики образуют первое поколение, а только те из них, которым удалось «выжить» по определенному правилу: каждому кубику Qi, j,k приписывается случайное число qi, j,k, такое что, где p – фиксированное вещественное число, p (0,1). Если qi, j,k = 1, то кубик считается «выжившим», то есть переносится в первое поколение: G1 = {Qi, j,k }i, j,k:q =1.

Таким образом, первое поколение состоит из некоторого (случайного) количества кубов. Для генерации следующих поколений с каждым кубиком предыдущего поколения проводится та же процедура, что и при генерации первого поколения из нулевого:

разделяется на M 3 равных кубиков, часть из которых «выживает» и переносится в следующие поколение, которое является множеством всех «выживших» кубиков нового поколения, полученных их всех кубиков предыдущего.

Так как в каждом последующем поколении ребро куба в M раз меньше, чем в предыдущем, то в пределе G получится дискретное множество, состоящее из бесконечного количества точек. Это множество и является обобщенным случайным Канторовым множеством. Его фрактальная размерность может быть вычислена, исходя из знания величин M и p, чем оно и удобно:

Ясно, что при генерации такого множества приходится останавливаться на поколении с некоторым номером n. Однако, так как Gn при n < является множеством кубов Q = 1, 2 1, 2 1, 2, а не точек, то не может рассматриваться как модельный каталог галактик. Для того чтобы «превратить» множество кубов во множество галактик, во множестве G случайным образом выбирается по одной точке P из каждого куба Q. Это делается путем генерации трех случайных чисел,,, равномерно распределенных на соответствующих отрезках-ребрах куба Q :

Можно считать, что размерность DH такого множества G также вычисляется по формуле (1): DH (G ) log M ( pM )3. В нашем случае мы остановились на M = 2 для того, чтобы минимизировать скорость прироста числа кубов с поколением. А по требуемой конечной размерности DH выбирали параметр p :

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск 3.2. Выделение центра В общем случае сгенерированное множество G имеет непредсказуемую форму, размер и количество точек. Также из-за конечности генерации в значительной части вмещающего пространства R 3 множество не может быть сгенерировано вообще. В связи с этим за центр — точку наблюдения — нельзя брать ни произвольную, ни центральную точку множества. Необходимо выделить некоторый шар (модель наблюдаемой части Вселенной), взяв за центр точку, находящуюся в месте максимальной концентрации множества: это позволяет надеяться на то, что в таком шаре не будет пустот, вызванных конечностью генерации, и оценки фрактальной размерности множества не будут занижены. Для того чтобы сравнивать различные фрактальные модели, мы для всех множеств выделяем шары с равным количеством точек N 0 (исходя из ресурсов ЭВМ было выбрано N 0 = 2 10 7 ). Идея нахождения участка наибольшей концентрации следующая: за центр берется такая точка O, для которой радиус r шара B (O, r ), содержащего N 0 точек, минимален. Для нахождения такой точки O следовало бы для каждой точки P G определить число r (P; N 0 ) — радиус шара, содержащего ровно N 0 точек:

|B(P,r ( P; N 0 ) ) G| = N o, далее находим такую точку O G, для которой этот радиус минимален: r (O, N 0 ) = min r (P; N 0 ).

Однако честное нахождение такого минимума перебором всех точек P G сделать не удается, так как алгоритм имеет сложность порядка N 3. Вместо этого мы разбиваем множество на кубики и заменяем подсчет количества точек в радиусе подсчетом количества кубиков с весом, равным количеству точек в этом кубике: находим наименьший куб Q = [x0, x0 + l ] [y0, y0 + l ] [z0, z0 + l ] — объемлющий множество G ( G Q ) и делим его на некоторое число равных кубиков N 3 (опытным путем выбрано N 3 = 81 ):

Далее вычисляем число точек, попавших в каждый кубик ni, j,k = |qi, j,k G|. После диапазоне от 0 до N p На рис. 2 представлена запись волновых форм взрыва с эпицентральным расстоянием 1.20°, записанного станцией Валаам 10 апреля 2008 г. На этой записи четко видны вступления продольной и поперечной волны. Также на вертикальной составляющей записи можно выделить вступление поверхностной волны Релея. Она имеет сравнительно большой период и амплитуду.

Для землетрясения 11.07.2007 г. с эпицентральным расстоянием 1.59° наличие волны Релея не характерно (рис.3), как и для событий с эпицентральным расстоянием > 2°, независимо от того взрыв это или землетрясение (рис. 4, 5).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 2. Запись волновых форм взрыва 10.04.2008 08:27 = 1.2° Рис. 3. Запись волновых форм землетрясения 11.07.2007 15:45 = 1.59° Рис. 4. Запись волновых форм взрыва 04.04.2008 17:14 = 2.64°.

Рис. 5. Запись волновых форм землетрясения 05.07.2007 19:51 = 2.50°.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск На следующем этапе проведен спектральный анализ выбранных событий, при этом использовалась симуляция по скорости. Амплитудные спектры построены в полосе частот 3-8 Гц. Ниже приведены общие картины, включающие волновые формы (в верхнем левом углу), спектр событий (справа), эпицентр события (справа внизу) и список фаз (рис. 6-9). Отдельно были построены спектры продольной и поперечной волн с последующим наложением спектров друг на друга для их сравнения. Для землетрясения спектральная амплитуда поперечной волны больше, чем спектральная амплитуда продольной волны. Для взрыва имеем обратное отношение спектральных амплитуд. То же самое наблюдается и для событий с эпицентральным расстоянием меньше 2 градусов.

События с эпицентральным расстоянием больше 200 км.

Рис. 6. Общая картина землетрясения 18.11.2007 13:29, М = 1.7.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск События с эпицентральным расстоянием меньше 200 км.

Рис. 8. Общая картина землетрясения 08.05.2007 09:17 M = 1.7.

Одним из широко распространенных критериев дискриминации взрывов и землетрясений является отношение амплитуд объемных продольных и поперечных волн.

Предполагается, что взрывы, имея сферически симметричный источник, практически не порождают S-волны, а если и порождают, то либо из-за некоторой несимметричности источника, либо из-за превращений первичных P-волн в S-волны на свободных поИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск верхностях. Поэтому отношение амплитуд S/P для взрывов должно быть очень мало.

Землетрясения же, представляющие собой тектонические подвижки по разломам, отличаются несимметричностью источника и могут порождать сильные S волны [1].

В таблице 1 приведены отношения спектральных амплитуд. Из таблицы видно, что взрывы в целом характеризуются меньшими значениями амплитудных отношений, чем землетрясения, и в основном отношения равны единице. Землетрясения, как правило, имеют амплитудные отношения больше единицы, некоторые события могут достигать значения данного параметра больше 3.

Затем для данных событий с помощью комплекта программы обработки и анализа сейсмических событий А.А. Любушина была построена эволюция логарифма спектра с последовательным сдвигом временного окна размером 39 точек (пролонгированные спектры-Фурье) [2]. По горизонтальной оси откладывается логарифм частоты, а по вертикали амплитуда. После визуального сравнения этих спектров можно сделать вывод о том что, в случае землетрясений наблюдается ядро, которое не видно для взрывов (рис. 10-13).

Рис. 10. Пролонгированный спектр-Фурье для землетрясения 18.11.2007.

Рис. 11. Пролонгированный спектр-Фурье для взрыва 04.04.2008.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 12. Пролонгированный спектр-Фурье для землетрясения 08.05.2007.

Рис. 13. Пролонгированный спектр-Фурье для взрыва 08.04.2008.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Далее для некоторых событий были построены плотности спектров вейвлетфункции Морле, на которых наблюдается четкое и более интенсивное вступление поперечной волны для землетрясений и отсутствие этой четкости у взрывов (рис. 14-17) [3].

Рис. 14. Плотность спектра вейвлет-функции Морле для землетрясения 18.11.2007.

Рис. 15. Плотность спектра вейвлет-функции Морле для взрыва 04.04.2008.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Рис. 16. Плотность спектра вейвлет-функции Морле для землетрясения 08.05.2007.

Рис. 17. Плотность спектра вейвлет-функции Морле для взрыва 08.04.2008.

На основании вышеизложенного можно сделать следующие выводы:

1. На территории Карельского перешейка взрывы и землетрясения различаются по волновым формам: на записях промышленных взрывов с эпицентральным расстоянием < 2° всегда присутствуют поверхностные волны Релея. Но этот признак не универсален, т.к. мелкофокусные землетрясения также характеризуются наличием этого признака.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск 2. Отношения спектральных амплитуд поперечной и продольной волн для землетрясений имеют средние значения, примерно, 2–5, а для промышленных взрывов – немного больше 1.

3. Пролонгированные спектры Фурье в случае землетрясений имеют ядро, которое в Фурье-спектрах взрывов не наблюдается.

4. На графиках вейвлет-преобразований для землетрясений вступление поперечной волны намного интенсивнее вступления продольной, а для промышленных взрывов интенсивность вступлений продольной и поперечной волны, примерно, одинакова.

На основании всех этих различий по мере накопления материала в будущем будет создана региональная методика распознавания взрывов и землетрясений.

1. http://www.krsc.ru/psratio.htm 2. А.А. Любушин. Программа выделения скрытых периодичностей в потоке событий и разведочного анализа свойств скалярных временных рядов. – М.: Институт физики Земли РАН им. О.Ю. Шмидта.

3. А.А. Любушин. Анализ данных систем геофизического и экологического мониторинга / А.А. Любушин; отв. ред. Г.А. Соболев; Ин-т физики Земли им. О.Ю. Шмидта РАН. – М.:

Наука, 2007. – 228 с. – ISBN 5-02-034063-4 (в пер.)

ABOUT DISCRIMINATION OF WEEK EARTHQUAKES AND INDUSTRIAL

EXPLOSIONS IN THE SOUTHEASTERN BALTIC SHIELD

This work is devoted to research of typical features of seismic signals from industrial explosions and weak earthquakes to create regional methods of discrimination. The present methods of discrimination are considered here. The database of explosions and earthquakes of territory of the southeast Finland and the St.-Petersburg region of Russia are created to decide this problem. The detailed research of all event waveforms is carried out. The analysis of typical explosions and earthquakes is conducted by the method of spectral and the wavelet analyses. Certain distinctions between records of explosions’ and earthquakes’ waveforms and between their spectra and wavelet are revealed. Corresponding conclusions applicable to regional methods of discrimination are made on the basis of these distinctions.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

СПЕКТРАЛЬНЫЕ ОСОБЕННОСТИ МИЛЛИМЕТРОВОЙ ЧАСТИ

МИКРОВОЛНОВЫХ СОЛНЕЧНЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

Санкт-Петербургский государственный университет, НИАИ им. В.В. Соболева как показатель ускорения частиц до высоких энергий Солнечные радиовсплески представляют собой ряд нестационарных явлений, наблюдаемых в широком диапазоне длин волн [1]. Измененние конфигурации магнитного поля, всплывание новых магнитных потоков, появление токовых слоев и магнитное пересоединение приводит к накоплению и последующему высвобождению энергии в виде вспышек, которые наблюдаются как в радио, так и в оптическом, рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах.

Радионаблюдения дают возможность изучать пространственное распределение электронов, ускоренных в период вспышки, и определить механизмы, ответственные за процессы ускорения и нагрева плазмы во вспышечной петле [6].

Для решения большинства задач, которые ставятся при наблюдениях микроволновых радиовсплесков, необходимо знать положение источника, его структуру, плотность потока излучения и концентрацию электронов на различных этапах всплеска, что достигается при хорошем пространственном и временном разрешении используемого инструмента. К сожалению, радионаблюдения не дают возможность локализовать всплеск с достаточным угловым разрешением. Коротковолновая часть спектра радиоизлучения дает возможность изучать пространственное распределение энергичных электронов во вспышках, но из-за трудностей наблюдений эта часть спектра хорошо получена для небольшого числа достаточно крупных вспышек [4].

Наблюдаемая морфология микроволновых всплесков достаточно разнообразна (рис. 1). Имеются как простые (импульсные), так и сложные, «спайковые» структуры, видимые на временных профилях, природа которых связана, скорее всего, с различными вариациями параметров в источнике всплеска и взаимодейсвием электронов, ускоренных в процессе вспышки с плазмой. Обычно спектр микроволнового всплеска определяется гиросинхротронным механизмом, но для типичных значений магнитных поИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск лей в короне, миллиметровое излучение должно наблюдаться на высоких гармониках гирочастоты; субрелятивистские электроны очень слабо излучают на высоких гармониках, поэтому в миллиметровом излучении должны преобладать электроны с энергиями порядка 1 Мэв [4].

Наблюдения микроволновых всплесков обычно проводятся на фиксированных частотах и зачастую строятся спектры на определенный момент времени, не отражающие динамику того или иного события и важные изменения во времени характеристик излучения. Было бы идельно проанализировать радиопоток и наблюдаемые структуры вместе как функции времени [6], что можно достичь путем построения динамического спектра, отражающего развитие процессов энерговыделения во времени для всего имеющегося диапазона частот. Для полного понимания физических процессов, возникающих в источниках энерговыделения и для уточнения локализации и моментов ускорения электронов до высоких энергий важно исследовать также тонкую временную структуру миллиметровой части микроволновых всплесков, особенно ее спайковую природу в предположении, что каждый спайк, возможно, является новым актом ускорения частиц.

В данной работе были рассмотрены спектральные особенности коротковолновой части микроволнового солнечного всплеска 04.06.2007 г. Было проведено сравнение стандартной теоретической модели спектра микроволнового всплеска с реально наблюдаемыми эффектами.

2. Стандартная модель спектра микроволнового всплеска В соответствии с теорией гиросинхротронного излучения, типичный спектр микроволнового всплеска представляет собой кривую, представленную на рис. 2. Обычно максимум лежит в пределах 5-10 ГГц. Наклон спектра определяется энергетическим спектром электронов [3].

Однако наблюдаются такие всплески, спектр которых обнаруживает значительные отклонения от теоретической кривой, особенно в наиболее коротковолновой части (рис. 3) [2, 3, 6, 7].

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Наблюдается усиление излучения в миллиметровой области, происходит сдвиг спектрального максимума к высоким частотам. При этом форма спектра существенно меняется во времени. Поэтому для детального анализа вспышечного процесса желательно иметь информацию о динамике спектра и структуры вспышечной области.

Нами был построен динамический спектр для события, произошедшего в АО 10960 04.06.2007 г. Были использованы заранее откалиброванные данные, полученные на радиополяриметре Nobeyama в период с 05:10:00 до 05:20:00; максимальная фаза всплеска – 05:12:58. Дополнительно были построены карты Солнца на частотах 17 и ГГц с разрешением 10 угл. сек. на 17 ГГц и 5 угл. сек. на 34 ГГц по данным, полученным на радиогелиографе Nobeyama в период всплеска с интервалом 1 сек.

Всплеск имел сложную структуру с многочисленными спайками, особенно явно видимыми на частотах > 10 ГГц. Мы выбрали наиболее выделяющиеся спайки для определения спектральных характеристик (рис. 4, 4а). Мгновенные спектры оказались различными для каждого спайка, особенно в миллиметровой части. Как обычно наблюдалось возрастание плотности потока до 9 ГГц, а в миллиметровой области наблюдался рост излучения и уплощение спектра к 80 ГГц (рис. 5).

Такое поведение мгновенных спектров на моменты появления спайков отражает (характеризует) динамичность происходящих во время всплеска процессов и сложное развитие его импульсной фазы.

Hachenberg и Wallis (1961) первыми попытались интерпретировать уплощение спектра и повышение излучения на высоких частотах. Подобные исследования спектров проводились также в работах Shimabukuro (1970, 1972), Kaufmann et al. (1986), White et al. (1992), Lim et al. (1992), Kundu et al. (1994). Большая статистическая работа с попыткой классифицировать спектры сильных микроволновых всплесков (> 100 с.е.п.

на 80 ГГц) проводилась в работе Chertok et al. (1994). Интересно отметить, что в данной работе было дано несколько возможных интерпретаций таких спектров. Это 1) наложение нескольких гиросинхротронных источников в области всплеска, 2) гиромагнитное излучение высокоэнергичных электронов, имеющих двухкомпонентный энергетический спектр, 3) оптически тонкое тормозное излучение испарившейся плазмы [2].

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Однако изменения спектров в ходе вспышечного события указывают на сложную динамику различных процессов в области вспышки, и требует детального и комплексного рассмотрения микроволнового всплеска.

Общий подъем излучения во время всплеска наблюдается на всех волнах (рис. 6), но интересно отметить, что сильное миллиметровое излучения появляется только в двух спайках в период максимальной фазы всплеска (на частоте 80 ГГц значение потока максимально), в то время как в остальных спайках миллиметровое излучение практически не выделяется.

Солнечные радиокарты дают возможность локализовать область всплеска и ее перемещение. Мы нанесли контуры всплеска на магнитограммы, полученные с космичеИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск ского аппарата SOHO MDI (рис. 7), и положение максимума всплеска на моменты появления спайков (рис. 8).

Стоит отметить, что область всплеска на 34 ГГц не совпадает с положением стационарного источника и отстоит от него более чем на 20 угл. сек. Интересно, что в течение всплеска положение максимума излучения на обеих частотах заметным образом меняется. Пока какой-либо закономерности в перемещении максимума всплеска мы отметить не можем.

Коротковолновое миллиметровое импульсное излучение наблюдается лишь для наиболее сильных спайков, что вероятно связано с инжекцией более жестких электронов.

Для более детального обсуждения наблюдаемых перемещений максимума всплеска необходим более глубокий анализ структуры вспышечной области с возможным выделением вспышечных петель и локализацией области радиовсплеска в этой структуре.

1. Нагнибеда В.Г., Пиотрович В.В., Труды астрономической обсерватории, том 41, 2. Chertok I.M. et al., Solar Physics 160: 181-198, 1995.

3. Kundu M.R. et al., The Astrophysical Journal, 547: 1090-1099, 2001.

4. Kundu M.R., Vlahos L., Space Science Reviews 32, 405-462, 1982.

5. Lim J. et al., Solar Physics 140; 343-368, 1992.

6. Nindos A., Proceedings of Nobeyama Symposium 2004, NSRO Report No.1.

7. Urpo S., Bakhareva, V.V. Zaitsev, A.V. Stepanov, Solar Physics 154: 317-334, 1994.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

SPECTRAL PECULIARITIES OF MILLIMETER MICROWAVE SOLAR RADIO BURSTS

Saint-Petersburg state university, Sobolev Astronomical Institute A typical spectrum of a microwave solar radio burst has its maximum at centimeter wavelengths (usually at about 10 cm). However, some bursts show spectral peculiarities like flattening of the spectrum and shift of the maximum to millimeter wavelengths. It is common for the bursts with complex time profiles. To study these spectral features it is important to investigate the thin time structure of millimeter radio emission that provide significant information about energetic electrons accelerated in flare processes.

We analyzed the microwave burst dynamic spectrum built from the calibrated data of Nobeyama radio polarimeter at the frequencies of 1, 2, 3.75, 9, 17, 35, 80 GHz. The chosen date is 2007/06/04, NOAA 10960. The burst dynamic spectrum was built.

The millimeter emission appearance has weak influence on a long wavelength spectrum part that is possibly related with the additional injection of high-energy electrons.

The impulsive burst source locations is misalign in different frequency ranges.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск

СПЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ

ОБЛАСТЕЙ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ГАЛАКТИКЕ МАРКАРЯН

Главная астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз В.А. Амбарцумян и его сотрудники (1963) обратили внимание на существование в гигантских спиральных галактиках ( Mpg < 20 ) объектов, подобных 30Dor в БМО с размерами, превышающими на порядок типичные размеры ассоциации OB звёзд в Галактике и в самом БМО и абсолютными звёздными величинами Mpg < -13.5. Эти объекты авторы назвали Сверхассоциациями (СА). Также часто встречается во многих изданиях других авторов название "Гигантская HII область". Оба этих названия не противоречат друг другу, так как отражают две составляющие этих объектов, а именно:

звёздную и газовую, которые неразрывно связаны друг с другом.

В этой работе будет использоваться второе название.

Позднее была составлена однородная выборка (Шахбазян, 1968) для более детального исследования Гигантских HII областей, в которую были включены все галактики Sc, SBc и Irr из каталога Шепли-Эймс ярче 12 m.5, с >10°, имеющие измеренные лучевые скорости и отстоящие от нас не далее, чем на 25 Mпк. В эту выборку вошло галактики (72 Sc, 5 SBc и 7 Irr). В итоге в 15 галактиках из этой выборки были найдены Гигантские HII области (13 Sc, 1 SBc и 1 Irr типа). Эти галактики и семь, включённых дополнительно, вошли в окончательный список галактик с Гигантскими HII областями, для двенадцати из которых было проведено детальное фотометрическое исследование (Шахбазян, 1970).

Первый Бюраканский спектральный обзор (сокращённо ПБСО), начатый Маркаряном в середине 60-х годов, привёл к обнаружению большого количества объектов с УФ-избытком, имеющих в спектре узкие эмиссионные линии (приблизительно три четверти всех объектов этого обзора). Среди этих объектов было выделено много галактик, имеющих Гигантские HII области (Саакян и Хачикян, 1975; Петросян и др., 1983, 1984).

Ещё в первой работе Амарцумян и др. (1963) указывали на качественное отличие Гигантских HII областей (в частности, прототип 30Dor) от обычных ассоциаций:

• По присутствию в них заметного количества звёзд WR, тогда как ряд богатых ассоциаций вообще их не содержит (например, ассоциация в Орионе);

• По богатству массивными звёздами (звёздное скопление в центре 30Dor значительно превосходит известные скопления в нашей Галактике и Магеллановых Облаках). Позднее в спектрах других Гигантских HII областях были обнаружены эмиссионные линии, которые приписываются WR звёздам (Кил, 1982; Д`Одорико и др., 1983; Даррет и др., 1985). Спектральные наблюдения в УФ-диапазоне показали, что отдельные HII области в клочковатых иррегулярных галактиках (Clumpy Irregular Galaxies) излучают на =1550 в 100 раз сильнее, чем 30Dor и могут содержать до 0.7 *105 звёзд ранних типов (Бенвенути и др., 1982).

Б.Е. Маркарян, академик АН АрмССР, с 1946 года работавший в Бюраканской астрофизической обсерватории, в ходе наблюдений, используя разработанный им метод исследования, открыл большое число внегалактических объектов высокой активности с ультрафиолетовым избытком излучения; в дальнейшeм эти объекты получили название «галактик Маркаряна» (Маркарян, 1967; Маркарян и др., 1969).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Несколько позднее Д.В. Видманом и Э.Е. Хачикяном (Э.Е. Хачикян, 1968) были проведены спектральные наблюдения 35 галактик из списка В.Е. Маркаряна, имеющих сильный ультрафиолетовый континуум. Наблюдения были выполнены на крупнейших телескопах Маунт Паломарской, Кит Пикской, Ликской и МакДональдской обсерваторий США с различной дисперсией от 27 /мм до 430 /мм.

Наблюдения с большой дисперсией показали (наблюдения Б.Е. Маркаряна выполнены с объективной призмой с дисперсией 2500 /мм), что все эти галактики показывают очень интересные спектральные особенности. Все они, за редким исключением, имеют эмиссионные линии, причем по относительной яркости, ширине линий и степени возбуждения их спектры сильно отличаются друг от друга. Большое различие наблюдается также в величинах красных смещений — от нескольких сотен до 15 тыс.

км/сек.

В ходе электрофотометрических наблюдений, выполненных для некоторых из этих галактик, также, как и В.Е. Маркаряном, обнаружен большой ультрафиолетовый избыток. Значение U–В для этих галактик во всех случаях, кроме одного, оказалось отрицательным, достигая значения –0 m.70.

Первая систематическая работа над морфологией галактик Маркаряна, используя большое фотографическое поле, была выполнена Каллоглианом (1971). Чтобы лучше понять природу и эволюцию галактик Маркаряна, было предпринято серьёзное спектральное изучение галактик этого типа.

Касини и др. (1974)начал подобное изучение подтипа этих галактик, закрытых физических пар галактик Маркаряна. Многие аргументы указывали на то что некоторые из этих пар имеют недавнее происхождение (Айдман и Каллоглиан, 1973).

Две из рассмотренных галактики, Маркарян 296 и Маркарян 325 привлекли особое внимание Касини и др. (1976), так как имеют достаточно пекулярную клочковатую структуру, сильно отличающуюся от других форм классических иррегулярных галактик. К такому же типу, как галактика Маркарян 325, можно, по их предположению, добавить схожие с ней по морфологии галактики Маркарян 7 и Маркарян 8. Боттинелли и др. (1975) классифицировали галактики Маркарян 296, Маркарян 325, Маркарян 7 и Маркарян 8 как сверхъяркие иррегулярные галактики.

В противоположность классическим иррегулярным галактикам эти клочковатые иррегулярные галактики имеют достаточно большие линейные размеры: классические иррегулярные галактики в работе Балковски (1973) имеют средние размеры порядка 7 Мпк, когда у клочковатых в среднем медианные и максимальные размеры достигают 11 Мпк.