February 28th, 2014

hea

Кажется, это и есть долгожданная первая статья "РадиоАстрона"

Оригинал взят у dimrill_dale в Кажется, это и есть долгожданная первая статья "РадиоАстрона"
P.S. Радует, что статьи  по науке с космического радиотелескопа наконец-то пошли в журналы. Правда, это, насколько понимаю,  работа не по ключевой задаче, но все равно результат весьма  важен для понимания того, как устроена межзвездная среда, просвечиваемая радиоисточниками. Тем более, что было много скепсиса насчет  того, что эти мерцания размоют картинку, наблюдаемую  на большой базе Земля-Радиоастрон. Но оказалось, что все не так и   представления  о структуре межзвездной плазмы  надо пересматривать, причем в лучшую для наблюдателей сторону. Удивляет лишь, что вчерашний докладчик не сказал о том, что статья отправлена в ApJ, хотя и самой проблеме рассказывал...
hea

Глядя в пыльное зеркало - поляризация в ядре Mrk 6

Новость уже почти месяц висит на сайте обсерватории, но все никак не мог собраться написать cобственный анонс. Во многом потому, что выставленный  официальный  текст сложен для популярного прочтения:
На основе измерений параметров Стокса в континууме и широкой эмиссионной линии водорода 0.6563 нм, полученных на 6-м телескопе для сейфертовской галактики Mkn6, обнаружено вековое изменение поляризации в контуре линии водорода, определено запаздывание между потоком в континууме и поляризованным излучением в континууме (менее 2 дней), что соответствует размеру области, где происходит поляризация континуума, меньше 0.001 парсека. Запаздывание излучения в линии водорода при этом составило около 20 дней. Анализ данных на плоскости параметров Стокса показывает, что поляризация в континууме обусловлена излучением аккреционного диска и релятивистского джета, а в широких линиях водорода - рассеянием на газово-пылевом торе. Впервые показано, что анализ зависимости угла плоскости поляризации от скорости в контурах линий водорода, обусловленных излучением газа в области образований широких линий вблизи массивного ядра активной галактики, позволяет непосредственно из наблюдений определить тип движений в области образований широких линий, которые в случае Mkn6 оказались кеплеровскими на расстояниях меньше 0.02 парсека от ядра. Определенный при этом нижний предел массы сверхмассивной черной дыры в ядре галактики Mkn6 равен 150 миллионов масс Солнца.

Напомню, как по современным представлениям, устроена "центральная машина" галактического ядра. В центре - сверхмассивный объект (не всем нравится термин "черная дыра", но по другому наблюдаемую концентрацию. массы объяснить сложно). При благоприятных условиях, окружающий  газ формирует вокруг него аккреционный диск, из которого вещество постепенно падает внутрь. Диск вращается быстро, слои газа "трутся" и разогреваются так, что светят в рентгене, перпендикулярно к нему формируются  истечения-джеты. А все-это великолепие окружено более холодным газом и пылью - пылевым тором (картинки художника отсюда и отсюда):



Проблема в том, что видимые размеры центральной машины в большинстве активных галактик слишком  малы для прямых наблюдений. Пылевые торы иногда удается с трудом разглядеть методами оптической интерферометрии, радиоинтерферометры позволяют рассмотреть релятивистские струи... Но вот о поведении самого диска и окружающего газа, в частности измерение скорости вращения на разных расстояниях (а следовательно - о массе центрального объекта) приходится судить по более косвенным признакам - моделируя форму эмиссионных линий или используя эхокартирование, т.е. изучая запаздывание в переменности яркости между непрерывным спектром (сигнал от ядра) и линиями (газовые облака, вращающиеся вокруг). Но здесь приходится вводить ряд допущений о геометрии области и т.д. В результате, есть заметное рассогласование в  оценках масс из звезднодинамических моделей, к которым  тоже много вопросов (о проблемах с массами черных дыр в ядрах галактик как-то уже писал).

Дополнительным источником информации является изучение спектра поляризованного излучения, в данном случае, это  свет  центральной области, отраженный от пылевого тора (этакое пыльное, кривое, да еще и шершавое, зеркало). Этот канал информации очень интересен, так как поляризация тесно связана с геометрией внутренней области, направлением и величиной магнитного поля и т.д. и т.п. Но изучать поляризованный оптические спектры активных ядер не просто. Света нужно собрать много (процент  поляризации не велик), а главное - убрать паразитное влияние таких факторов, как собственная поляризация/деполяризация инструмента и влияние межзвездной среды, тоже портящей сигнал. Наш новый спектрограф SCORPIO-2 позволяет выполнять на 6-м теолескопе  такие наблюдения, соответствующая методика  подробно описана коллегами
Виктор Афанасьев (разработчик прибора и первый автор статьи), Алла Шаповалова и Николай Борисов выполнили серию наблюдений активной галактики Маркарян 6. В интерпретации данных  помогли  сербские коллеги Лука Попович и Драгана Илич. В результате, удалось не только сделать ряд выводов о структуре излучающей области, но и реализовать принципиально новый способ измерения массы черной дыры, по спектру поляризованной компоненты бальмеровских линий. При этом оказалось возможным проверить закон изменения скорости  вращения с радиусом и убедиться, что он кеплеровский, т.е. доминирует гравитация центрального компактного объекта. Метод опять-таки основан на идее отражения света, излучаемого диском от тороидального зеркала:
m6
Пояснения - в статье, которая уже принята к печати в MNRAS, а также доступна в виде препринта: http://arxiv.org/abs/1310.1179
VLT

Сверхкритический аккреционный диск в SS433

Еще один БТАшный результат,  появился на днях на странице обсерватории.

Сверхкритический режим аккреции принципиально важен для астрофизики. В первые полмиллиарда лет сразу после рождения нашей Вселенной, в центрах молодых галактик стали появляться и расти сверхмассивные черные дыры - квазары. За этот "короткий" срок они набрали огромную массу в несколько миллиардов масс Солнца. Такое возможно только в режиме сверхкритической аккреции. Наблюдать быстрый рост квазаров пока не удалось, так как при этом выбрасывается столько газа и пыли, что самого квазара не видно. Однако, в нашей Галактике Млечный Путь есть микрокопия молодых квазаров - SS433. Поэтому так важно изучать этот уникальный объект.
    Падение газа (аккреция) на черную дыру в нашей Галактике встречается редко. Еще реже газ падает на черную дыру в сверхкритическом режиме. Возникает сверхкритический аккреционный диск. SS433 только один такой объект в Галактике, поэтому он уникальный. Это двойная система из двух близких звезд, одна из них - черная дыра массой около 10 масс Солнца, вторая - звезда-донор, которая буквально заваливает черную дыру своим материалом.
    Объект SS433 изучался многими группами в мире. Недавно в САО удалось обнаружить его новое свойство - сверхширокие линии в спектре (Рис.1). Газ падает на черную дыру, но дыра не принимает весь этот газ (сверхкритический режим), основная часть падающей материи вылетает обратно со скоростью около 4000 километров в секунду. Мы впервые создали компьютерную модель ветра сверхкритического диска (Рис.2), которая объясняет все основные данные наблюдений. Cверхкритический аккреционный диск в SS433 обладает самым мощным ветром среди всех звезд нашей Галактики.
Опубликовано:
П.С.Медведев, С.Н.Фабрика, В.В.Васильев, В.П.Горанский, Е.А.Барсукова
журнал Astronomy Letters, v.39, p.826 (2013)


Рис.1. Спектры SS433, полученные на 6-метровом телескопе БТА (Россия) и 8-метровом телескопе Субару (Гавайские острова).


Рис.2. Первая компьютерная модель ветра сверхкритического аккреционного диска.
В двойной системе две звезды: справа звезда-донор, слева бесконечно маленькая точка в центре сложной фигуры - черная дыра. Вокруг дыры вращается аккреционный диск (показан синим отрезком), ось диска обозначена. В самом центре диска около черной дыры выбрасывается газ и разлетается со скоростью несколько тысяч километров в секунду (показан черными точками). Этот ветер выбрасывается в виде полого конуса, у него есть канал (угол раскрытия канала на рисунке) и есть толстые стенки (угол раскрытия ветра на рисунке). Наблюдатель смотрит на всю систему и сверхкритический диск справа и видит все только до фотосферы ветра (красный цвет на рисунке). Если двигаться вдоль луча зрения наблюдателя, то наблюдатель увидит все правее красной фотосферы, саму фотосферу, но не увидит ничего левее фотосферы. Наблюдатель не увидит ни самой черной дыры, ни внутренних ярких частей канала.



P.S. В мини-пресс релизе все изложено  достаточно внятно, от себя дам  лишь ссылку на статью (включая арХив)
VLT

Обнаружение обогащения тяжелыми металлами оболочек звезд-сверхгигантов

Чтобы закончить тему свежих результатов, анонсированных на сайте обсерватории. Но прокомментировать не берусь, так как совсем не специалист по сверхгигантам. Отмечу лишь, что речь идет о звездах на стадии после асимптотической ветви гигантов,  когда в звезде горел слоевой термоядерный реактор:

Эшелле-спектроскопия с высоким спектральным разрешением post-AGB сверхгигантов привела к формированию выборки этих объектов, имеющих мощный избыток ИК-излучения, эмиссию на длине волны 21 мкм и большие избытки углерода и тяжелых металлов, синтезированных за счет s-процесса на предшествующей стадии AGB.
    В результате спектрального мониторинга, проведенного на БТА, в оптических спектрах избранных объектов этой выборки обнаружен ранее неизвестный для данной стадии эволюции феномен - асимметрия линий металлов, вплоть до расщепления сильнейших абсорбций низкого возбуждения. Эффект максимален у наиболее продвинутого в эволюции, высокоширотного сверхгиганта V5112 Sgr=IRAS19500-1709, обладающего протяженной струтурированной оболочкой (рис.1 и 2). В оптическом спектре этого объекта линии ионов BaII расщеплены на три компоненты (рис.3 и 4).
    Анализ поля скоростей в истекающих атмосфере и оболочке V5112 Sgr привел к выводу о том, что коротковолновые компоненты расщепленных абсорбций BaII формируются в структурированной околозвездной оболочке. Таким образом, впервые обнаружено обогащение оболочки звезды тяжелыми металлами, наработанными на стадии AGB.
Публикации:
В.Г.Клочкова. Обнаружение линий тяжелых металлов в спектре околозвездной оболочки post-AGB звезды. Письма Астрон. ж., 2009, 35, No.7, с.507-515.
В.Г.Клочкова. Высокоширотный сверхгигант V5112 Sgr: обогащение оболочки тяжелыми металлами s-процесса. Письма Астрон. ж., 2013, 39, No.11, с.849-860.


Рис.3. Расщепленная на 3 компоненты линия BaII 4554 Å в спектре V5112Sgr. Линия FeII 4556 Å, имеющая близкую интенсивности, не расщеплена.

Рис.4. Переменность профиля расщепленной линии BaII 4934 Å в спектре V5112Sgr. Вертикальными стрелками указаны оболочечные компоненты. Штриховой линией отмечена системная скорость.