WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 ||

Пункт 1.3 посвящен краткому описанию использовавшегося при фотометрии и поляриметрии объектов пакета программ PHOT. Поскольку в областях описываемых в диссертации объектов плотность звезд невелика (а также поскольку полученные ИК-изображения не содержат достаточно информации для построения точной PSF), их фотометрия и в оптике и в ИКдиапазоне проводилась апертурным методом. Описаны алгоритмы апертурной фотометрии и поляриметрии, алгоритм перехода из инструментальной фотометрической системы в стандартную и даны алгоритмы вычисления ошибок наблюдений.

В Главе 2 описана методика анализа полученных наблюдений, разработанная для поляриметрических и многополосных фотометрических наблюдений в статьях [6] и [3] (и развита в статьях [7], [8] и ссылки в них).

В пункте 2.1 используемая методика анализа цветовой и поляризационной переменности освещается в целом.

Суть метода заключается в следующем. Предполагается, что излучение от объекта описывается в рамках двухкомпонентной модели, а именно: непеременный компонент (который объединяет все неизменяющиеся источники излучения в АЯГ) и переменный компонент (который также объединяет в себе все возможные источники переменного излучения в данном АЯГ и определяет фотометрическое и поляризационное поведение объекта на данном временном интервале). Это деление может быть применено как для фотометрической информации, так и для поляриметрических наблюдений.

Если на данном временном интервале характеристики переменного излучения, а именно: распределение энергии в спектре и относительные параметры Стокса – остаются постоянными, то появляется возможность определить их: первое – из фотометрических данных, вторые – из поляриметрии.

Пункт 2.2 посвящен применению методики для получения относительного распределения энергии в спектре переменного источника в случае многополосных фотометрических наблюдений. Там показано, что линейная корреляция потоков исследуемого источника в двух полосах говорит о том, что отношение потоков компонента, ответственного за переменность объекта, в этих полосах неизменно. В пункте 2.3 следует описание применения методики для анализа характеристик поляризации. Там показано, что линейная зависимость абсолютных параметров Стокса предполагает, что переменный источник имеет постоянные параметры поляризации.

В пункте 2.4 рассматриваются достоинства и недостатки метода. Главным достоинством является то, что информация об относительном спектральном распределении энергии переменного источника может быть получена без знания доли его излучения в наблюдаемом потоке. А одно из основных ограничений состоит в том, что применение этого метода возможно только при условии, что действует один переменный источник, то есть на ограниченной интервале времени. При появлении нового переменного субкомпонента поведение наблюдательных точек в пространстве потоков (или абсолютных параметров Стокса) может измениться, что внесет дополнительные сложности в анализ.

Пункт 2.5 описывает алгоритм применения вышеуказанного метода для нашего случая многоцветных фотометрических наблюдений в двух диапазонах, в том числе способ состыковки между диапазонами, использовавшиеся для перехода от звездных величин к потокам формулы (абсолютная калибровка Меда [12]), учет межзвездного поглощения и метод построения распределения энергии.

Остальные три главы посвящены объектам: S5 0716+714 (Глава 3), AO 0235+16 (Глава 4) и 3C 454.3 (Глава 5). Каждая из них включает краткий обзор литературы (пункты 3.1, 4.1 и 5.1), сведения о наших наблюдениях (пункты 3.2, 4.2 и 5.2) и выводы, полученные на основе анализа их результатов (пункты 3.3, 4.3 и 5.3).

Все три источника являются одними из наиболее активных среди класса блазаров: в оптическом диапазоне амплитуда переменности составляет ~3m (S5 0716+714 и 3C 454.3) и свыше 5.5m (AO 0235+164).

Каждый из этих объектов очень интересен для изучения и демонстрирует свои отличительные особенности. S5 0716+714 проявляет очень сильную и явную сверхбыструю переменность как в блеске, так и в поляризации.

AO 0235+16 – один из блазаров, демонстрирующих поляризацию необычайно высокую (до 44%) и чрезвычайно сильно меняющуюся (на 15% за 6 дней [2], с 12% до 24% за сутки во время вспышки в январе 1983 г.[13]). 3C 454.3 показывает противоположную находимой обычно у блазаров зависимость цвета от яркости источника: объект краснее не в области малых величин блеска (как следовало бы из предположения о наличии вклада более красного компонента излучения, исходящего от подстилающей галактики), а в области больших потоков (эффект «чем ярче, тем краснее»).

Общие сведения об объектах даны в Табл. 1.

Табл. 1. Координаты объектов на эпоху 2000.0 [11] и красное смещение (с ссылкой на статью, в которой оно было найдено).

координаты Статья по оп z экваториальные галактические ределению z b l S5 0716+714 07h21m53s 71°20"36' 144° +28° > 0.3 [15] AO 0235+16 02h38m39s 16°36"59' 157° –39° 0.94 [4] 3С 454.3 22 h53m58s 16°08"54' 86° –38° 0.859 [10] В пункте, посвященном анализу наблюдений, сначала описываются звезды сравнения, по которым делалась фотометрия (подпункты 3.3.1, 4.3.1 и 5.3.1). Далее приводятся кривые блеска; в случае AO 0235+16 показаны также кривые изменения степени поляризации и ее направления (подпункты 3.3.2, 4.3.2 и 5.3.2).

Дальнейший анализ для разных объектов имеет свои особенности.

В Главе 3, посвященной S5 0716+714, в подпункте 3.2.3 рассматривается цветовое поведение объекта. Выяснено, что в рассматриваемый период (2001–2004 гг.) переменный источник в объекте не менял своего распределения, как не менял он своего распределения в среднем и за больший промежуток времени (1994–2001 гг.), что доказывается рассмотрением данных из литературы ([5] и [14]) в подпункте 3.2.4. Спектр переменного источника S5 0716+714 в выбранных диапазонах подчиняется степенному закону с показателем opt+IR = –1.12±0.01, без каких-либо скачков и изломов. Подпункт 3.2.5 посвящен микропеременности. В нем рассмотрено цветовое поведение переменного источника в ночь JD 2 452 973, когда сверхбыстрая переменность наблюдалась надежнее всего (в обоих диапазонах). В течение этой ночи и еще двух цветовые характеристики ее переменного источника не отличались от таковых для медленно меняющегося компонента. В этом случае микропеременность можно рассматривать как флуктуации потока медленно меняющегося компонента, не имеющие отношения к аккреционному диску.

В Главе 4, посвященной AO 0235+16, в подпункте 4.2.3 рассматривается характерное время переменности в каждой из наблюдаемых фотометрических полос и характерное время переменности поляризации. Выяснено, что поляризация в полосе R возникает в области, которая в 5 раз меньше области, порождающей оптическое излучение в той же полосе. Изучение выборок на частотах, соответствующих полосам в R, J, H и K, выявило зависимость времени переменности от частоты, а именно: возрастание его в сторону меньших частот.

Подпункт 4.2.4 посвящен корреляционному анализу с использованием DCF. Получено, что в высокочастотной области спектра изменения блеска происходят раньше, чем в низкочастотной, причем величина задержки увеличивается в сторону низких частот. Такое поведение величины и знака задержек в зависимости от частоты ожидаемо, если исходить их того, что размеры излучающих областей на разных длинах волн определяются временами переменности, найденными выше.

35 30 25 20 15 10 5 0 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 -120 -100 -80 -60 -40 -20 FR, mJy o,o Рис. 1. Наблюдаемая поляризация AO 0235+164. Слева: зависимость между степенью поляризации и потоком в полосе R. Справа: зависимость между степенью поляризации и ее направлением; пунктирная линия обозначает направление джета на масштабах парсека.

P,% P,% jet direction В подпунктах 4.2.5 и 4.2.6 рассматривается поведение поляризации в период наблюдений и вычислены поляризационные характеристики переменного источника в AO 0235+16 во время вспышки. Оказалось, что поляризация переменного источника в момент наблюдений была очень высока и упала с 50% до 30% во время падения блеска источника. Изменения поляризации сопровождались изменением ее направления. И при сильной поляризации ее направление было близко к ~ –15°, направлению джета на парсековых масштабах, видимого на VLBI-картах (Рис. 1).

В подпункте 4.2.7 проведен анализ цветовой переменности и показано, что во время вспышки переменный источник в AO 0235+16 не менял своего распределения энергии в спектре, которое хорошо описывается степенным законом с показателем opt+IR = –1.04±0.06. Оно хорошо согласуется со степенным распределением, характерным для спектра синхротронного излучения и не имеет на выбранном интервале частот излома или скачка. Сравнение полученного спектрального индекса с предыдущими данными из статьи [1] показало, что такой же жесткий, как и во время вспышки, описываемой в нашей работе, спектр переменного источника наблюдался всего один раз.

Пункт 4.2.8 обобщает полученные свойства переменного источника, и в подпункте 4.2.9 приводятся расчеты, выполненные одним из соавторов нашей статьи [9] на основе модели ударной волны, распространяющейся по джету.

Показано, что наблюдаемые вариации потока и степени поляризации AO 0235+16 можно объяснить изменениями сжатия плазмы и малыми изменениями угла между лучом зрения и направлением движения излучающей области в джете ( 1°); Лоренц-фактор при этом остается постоянным. На основе характерного времени переменности дается оценка магнитного поля в ядре блазара (B = 0.5 Гаусс).

В Главе 5, посвященной 3C 454.3, в подпункте 5.2.3 проведен анализ цветовой переменности объекта отдельно для 2004–2005 гг. (момент вспышки и поствспышечный период) и для 2006 г. (когда объект демонстрировал переменность с гораздо меньшей амплитудой). Выяснено, что относительное распределение энергии переменного источника оставалось неизменным внутри выбранных периодов, но изменилось при переходе от одного периода к другому: в более поздний период переменный источник имел более жесткий спектр (opt+IR = +1.82 ± 0.04 в 2004–2005 гг., но opt+IR = +1.51 ± 0.04 в 2006 г.). В обе эпохи наблюдений мы получили хорошее согласие спектрального распределения энергии переменного источника в 3C 454.3 со степенным законом, без наличия какого-либо заметного скачка или излома между оптическим и инфракрасным диапазонами.

В подпункте 5.2.4 дается интерпретация наблюдаемого у 3C 454.3 эффекта «чем ярче, тем краснее». Предполагается, что в излучении объекта имеется два компонента, один из которых более постоянный и с максимумом в голубой области, а за переменность отвечает более красный синхротронный компонент. Тогда вблизи максимума блеска, когда вклад переменного компонента велик, наблюдаемое распределение энергии будет близко к распределению переменного источника; а в случае слабого состояния вклад в общий спектр голубого постоянного компонента возрастет.

Исходя из амплитуды переменности наблюдавшейся в 2005 г. вспышки, вычисляется верхняя оценка Доплер-фактора в минимуме блеска: min 15.(подпункт 5.2.5).

В Заключении суммированы результаты работы.

В Приложениях приведены таблицы, содержащие величины блеска объектов за период их наблюдений в семи фильтрах (B, V, Rc, Ic, J, H, K) с ошибками. Приложение 1 содержит таблицы по S5 0716+714 (за 2001–2004 гг.);

Приложение 2 – по AO 0235+16 (за октябрь–декабрь 2006 г.); Приложение – по 3C 454.3 (за 2004–2006 гг.).

Список литературы [1] Гаген-Торн В. А., Ларионов В. М., Раитери К. М. и др. Цветовая переменность цвета блазара AO 0235+16 // Астрономический журнал. – 2007. – т. 84.

– №11. – С. 975–983.

[2] Bailey J., Hough J. H., Axon D. J. The wavelength dependence of polarization in BL Lac objects // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. – 1983. – V. 203. – P. 339–344.

[3] Choloniewski J. The Shape and Variability of the Nonthermal Component of the Optical Spectra of Active Galaxies // Acta Astronomica. – 1981. – V. 31. – P.

293–309.

[4] Cohen R. D., Smith H. E., Junkkarinen V. T., Burbidge E. M. The nature of the BL Lacertae object AO 0235 + 164 // Astrophysical Journal. – 1987. – V. 318. – P.

577–584.

[5] Ghisellini G., Villata M., Raiteri C. M. et al. Optical-IUE observations of the gamma-ray loud BL Lacertae object S5 0716+714: data and interpretation // Astronomy & Astrophysics. – 1997. – V. 327. – P. 61–71.

[6] Hagen-Thorn V. A. OJ 287 - Polarization and photometric behavior during 1971–76 // Astrophysics and Space Science. – 1980. – V. 73. – № 2. – P. 279–294.

[7] Hagen-Thorn V. A. On Choloniewski's method of component separation in the light of active galactic nuclei // Astronomy Letters. – 1997. – V. 23. – P. 19–25.

[8] Hagen-Thorn V. A., Marchenko S. G. Photometry and Polarimetry of Active Galactic Nuclei // Baltic Astronomy. – 1999. – V. 8. – P. 575–592.

[9] Hagen-Thorn V. A., Larionov V. M., Jorstad S. G. et al. The Outburst of the Blazar AO 0235+164 in 2006 December: Shock-in-Jet Interpretation // Astrophysical Journal. – 2008. – V. 672. – P. 40–47.

[10] Lynds C. R. New Spectroscopic Observations of Twenty Quasi-Stellar Sources // Astrophysical Journal. – 1967. – V. 147. – P. 837–840.

[11] Ma C., Arias E. F., Eubanks T. M. et al. The International Celestial Reference Frame as Realized by Very Long Baseline Interferometry // Astronomical Journal.

– 1998. – V. 116. – P. 516–546.

[12] Mead A. R. G., Ballard K. R., Brand P. W. J. L. et al. Optical and infrared polarimetry and photometry of blazars // Astronomy & Astrophysics Supplement Series. – 1990. – № 83. – P. 183–204.

[13] Smith P. S. The Optical and Ultraviolet Polarization of BL Lac Objects and OVV Quasars (I) // Blazar Continuum Variability / ed. H.R. Miller, J.R. Webb, J.C.

Noble. – ASP Conference Series. – 1996. – V. 110. – P. 135–149.

[14] Raiteri C. M., Villata M., Tosti G. et al. Optical and radio behaviour of the BL Lacertae object 0716+714 // Astronomy & Astrophysics. – 2003. – V. 402. – P.

151–169.

[15] Wagner S. J., Witzel A., Heidt J. et al. Rapid Variability in S5 0716+Across the Electromagnetic Spectrum // Astronomical Journal. – 1996. – V. 111. – P. 2187–2211.

Pages:     | 1 ||






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»