Диссертация (1149255), страница 9
Текст из файла (страница 9)
После этого58наблюдались только небольшие изменения позиционного угла оптической поляризации, несмотря на продолжающуюся сильную переменность плотности по-тока и степени поляризации. После RJD 55660 позиционный угол оптическойполяризации вернулся обратно к “спокойному” состоянию.Рис. 3.3. Плотность потока в оптическом диапазоне (исправленная за галактическое поглощение), уровень поляризации и позиционный угол поляризации в полосе R за январь-май2011 года. Увеличенные символы относятся к ночам, во время которых наблюдалась сильнаяпеременность.
Цвета соответствуют разделению на компоненты по различному поведению параметров Стокса ( см. Таб.3.2). Красные вертикальные линии обозначают время регистрацииобъекта в гамма-диапазоне, высота пропорциональна потоку в гамма-диапазоне.Во время двух ночей 9 марта и 24 апреля наблюдалась сильная перемен-ность, 0.m 7 за 7 часов и 1.m 0 за 5 часов соответственно, сопровождающаясясинхронными изменениями поляризации (эта переменность отмечена увеличен-59ными символами на Рис.3.3 ).
Степень поляризации излучения изменялась от5.8% до 12.6% 9 марта и от 19.8% до 28.9% 24 апреля. Эти изменения плотностипотока и степени поляризации являются самыми быстрыми, зафиксированными для данного источника, среди опубликованных в литературе.Следуя работе [68], были построены графики поляризационных параметров Стокса (Q от I ) и (U от I ) (см Рис.3.4) и обнаружено, что весь набор данныхможет быть разделен на области, каждая из которых обладает своим поведением в пространстве параметров (I, Q, U ).
Эти области отмечены различнымицветами (см. Рис.3.4). Данные на кривой блеска (см. Рис.3.3) обозначены темиже цветами.Рис. 3.4. Вариации абсолютных параметров Стокса за период январь-апрель 2011 года.Параметры Стокса Q от I.Параметры Стокса U от I. Различные цвета соответствуют различным стадиям изменения параметров Стокса (см. Таб. 3.2).Сле-ва:Справа:Регрессионные линии на Рис. 3.4 обозначают компоненты, каждая из которых имеет постоянные поляризационные параметры, Pcomp и χcomp , в то времякак полный и поляризованный потоки меняются. Нами было выделено 8 компонент с различными параметрами Стокса. Поскольку поток этих компонентменяется со временем, будем говорить о них как о переменных источниках.Можно видеть, что регрессионные линии имеют тенденцию сходиться в одной60области, соответствующей состоянию параметров Стокса перед вспышкой.
Такое поведение предполагает, что одна из компонент, ответственная за излучениеи поляризацию S4 0954+658 до вспышки, имеет постоянные параметры Стокса.Была произведена оценка параметров постоянного источника: плотность потока0.308 мЯн в полосе R (после исправления за межзвездное поглощение), p=15%and χ 6 . Предполагается, что постоянная компонента должна вносить одини тот же вклад в полный и поляризованный поток и во время вспышки. Таким образом, вычитая вклад постоянной компоненты из параметров Стокса S40954+685, можно получить параметры переменных источников.
Эти параметрыприведены в Таб.3.2.Таблица 3.2. Поляризационные параметры переменных источниковНазваниеabRJDp%σp%χσχ55572-55629 12.66 1.91 -26.8 4.25563019.24 5.1823.37.4c55631-55637 27.79 1.22 -24.5 1.2d55638-55639 15.26 9.00 -24.7 17.0e55641-55647 30.00 2.83f55651-55657 17.35 11.22 42.3 17.8g55660-55701 18.08 1.24h5567633.05 2.1431.32.631.21.917.01.8Для анализа цветовой переменности S4 0954+65 использовался метод, разработанный В.А. Гаген-Торном (см. напр.
[69]). Если переменность обусловленатолько вариациями потока, а относительное распределение энергии в спектре(SED) остается неизменным, то в n-мерном пространстве потоков tF1 , ..., Fn u( где n - число различных полос, в которых проводились многоцветные на-61блюдения) наблюдаемые точки должны ложиться на прямые линии. Наклоныэтих прямых линий представляют собой отношения потоков для различных парполос. С некоторыми ограничениями обратное также верно: линейное соотношение между наблюдаемыми потоками в двух различных полосах во времяопределенного временного интервала, предполагает, что наклон (то есть отношение потоков) остается неизменным.
Такое соотношение для набора полос будет означать, что относительное спектральное распределение энергии остаетсяпостоянным и может быть получено из наклонов регрессионных линий.Как отмечалось ранее, в §1.2.2, для оптических данных в полосах BV RIбыли использованы постоянные калибровки “звездная величина - поток” из работы [23]. Галактическое поглощение в направлении на S4 0954+65 вычислялось по закону экстинкции Карделли [70] и AV 0.m38 [71].70.2FB vs FRFV vs FRFI vs FR60.15log (Fi/FR)Fi , mJy0.043-0.1-0.2-0.32-0.414.55114.6014.6514.7014.7514.80log ν, Hz0012345FR , mJyРис. 3.5.
Зависимости поток-поток для оптических полос.Рис. 3.6. Относительное спектральное распределение энергии переменного источника(ов)для объекта S4 0954+65.На Рис. 3.5 показано, что во время вспышки в марте-апреле 2011 годаотношение потоков было линейным, Fi AiBi FR . Значения Bi , наклонырегрессионных линий, могут быть использованы для построения относительно-62го SED переменного источника, показанного на Рис.
3.6. В логарифмическоммасштабе полученная зависимость была аппроксимирована прямой линией снаклоном α 1.64 0.15, что соответствует синхротронному спектру Fν 9ν α .3.3. Кинематика джета и поведение на различных длинахволнДля определения параметров джета было произведено моделирование структуры джета на 37 эпохах. Из ядра джета выбрасывалось примерно 3 новых компоненты в год. Были отождествлены 12 компонент, из них 11 движущиеся, 1квазистационарная. Кинематические параметры компонент и параметры джетаисточника представлены в Таб.3.3, 3.4.На Рис.
3.7 показана оптическая кривая блеска с наложенными гамма-кривой блеска и кривой блеска радиоядра, кривые оптических поляризационныхпараметров с наложенными поляризационными параметрами радиоядра. Длявсех остальных компонент данные кривые блеска представлены в приложенииА. На Рис. 3.8 представлена зависимость расстояния от ядра с течением временидля сверхсветовых компонент, позволяющая путем экстраполяции определитьмомент отделения компоненты от ядра.
Эти моменты отмечены вертикальными прямоугольниками на Рис.3.2. На Рис. 3.9 показаны траектории движениякомпонент, наложенные на карту источника на одной из эпох наблюдений (последовательность изображений с наложенным положением компонент на всехисследуемых эпохах приведена в приложении А).Было проведено детальное изучение поведения поляризации в парсековомджете в окрестности времени выброса компонент. Хорошо видно, что большуючасть времени позиционный угол оптической поляризации находился в области 7, что близко к среднему позиционному углу поляризации радиоядра(12 ) и среднему направлению джета (20 ).
Параметры поляризации компоχ63Рис. 3.7. Сверху вниз: оптическая кривая блеска (полоса R) с наложенной кривой блеска вгамма-диапазоне и кривой блеска VLBI ядра на частоте 43 ГГц ; кривая уровня оптическойполяризации с наложенной кривой уровня поляризации на частоте 43 ГГц; позиционныйугол оптической поляризации с наложенным EVPA радиоядра на частоте 43 ГГцнент представлены в Таб. 3.5, полная версия которой находится в ПриложенииА.Для большинства компонент (8 из 11) была выявлена связь между временем выброса компоненты и активностью в оптическом и радиодиапазонах (37ГГц). На кривой блеска за весь период наблюдений можно выделить нескольковспышек (Рис.3.2).
Особенно интересны вспышки 2, 3, 3a, 5, 6, во время которых объект был зарегистрирован в гамма-диапазоне. Для сравнения эпох оптических вспышек и эпох выброса компонент мы разделили оптические вспышкина две группы. Группа А включает эпохи, в которых время максимума оптической вспышки совпало с выбросом компоненты в пределах |pToptmax Teject q| ¤ σ ,где σ - ошибка определения момента выброса Teject , и группа Б, для которой64Таблица 3.3. Кинематические параметры компонентУзел NµβappTejectµ9Kµ9|| Θ¡мсек/гcMJDмсек/г2мсек/г2K1100.59 0.0113.02 0.3054650.0 15K2160.37 0.018.24 0.0254883.5 15K3210.32 0.026.99 0.4255091.6 30K460.61 0.0613.53 1.4255184.7 20--14.3 1.5K550.69 0.0515.14 1.1255349.5 14--16.7 2.3K630.58 0.0112.75 0.1755450.4 15--21.7 1.4K730.87 0.0619.24 1.3155564.4 17--27.2 0.68K880.86 0.0118.95 0.2855639.1 15K950.78 0.0617.22 1.3955704.5 15--8.4 4.4K1041.20 0.0726.61 1.5855827.2 27--24.1 3.1K1140.92 0.0420.19 0.9155871.9 15--14.6 2.60.44 0.02 0.78 0.03 26.9 5.47--49.0 7.70.18 0.01 0.40 0.01 20.2 6.61.69 0.06 0.23 0.06 25.4 6.4|pTopt Tejectq| ¤ 3 σ.maxВ Таб.
3.6 представлены эпохи оптических вспышек, наличие гамма-вспышек, наличие вращения плоскости оптической поляризации, скорость этого вращения, номер выброшенной компоненты и тип вспышки согласно вышеописанной классификации.Компонента K8: Узел К8 представляет наибольший интерес, посколькуего появление (в пределах 1 σ ) сопровождалось самой мощной оптической вспышкой, гамма-вспышкой и вспышкой на 37 ГГц. Помимо этого, время выброса К8совпадает с вращением позиционного угла оптической поляризации насо скоростью 330 13.3 градусов в день и увеличением поляризации до 22%.65Таблица 3.4.
Параметры джета источника S4 0954+658 за 2008-2012 гг.θjet( )φapp25.81 13.40( )θ12.39 1.17()3.67 1.43φ( )0.79 0.31Γ15.65 5.36Distance from the core (mas)S4 0954+65810.80.60.4A1K1K2K3K4K5K6K7K8K9K10K110.2054500550005550056000MJDРис. 3.8. Зависимость расстояния от ядра с течением времени для сверхсветовых компонент.Рис. 3.9. Карта объекта на частоте43 ГГц с наложенными траекториями компонент.Компонента K1: Узел К1 был весьма ярким, однако для детального анализа у нас недостаточно данных в оптическом диапазоне на момент его выброса.Однако на кривой блеска на 37 ГГц присутствует вспышка, которая совпадаетсо временем появления компоненты в пределах 1 σ .Компонента K2: Выброс компоненты К2 (в пределах 1 σ ) сопровождалсяоптической вспышкой и увеличением оптической поляризации до 24%.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
