English version
 
Р.Д. Дагкесаманский

В ГЛУБИНЫ ВСЕЛЕННОЙ

Введение

   За последние полвека наши представления о Мире, в котором мы живем, радикально изменились, чему во многом способствовало развитие радиоастрономии. Так, например, еще в первой половине 1950-х г.г. основой мировоззрения не только обывателей, но и многих специалистов-астрономов служил так называемый "абсолютный космологический принцип", согласно которому Вселенная выглядит "в среднем" одинаково для любого наблюдателя, в какую бы космологическую эпоху и в каком бы ее участке (районе) он не находился. Но уже через десять лет к середине 1960-х г.г. представление об эволюционирующей расширяющейся Вселенной уже ни у кого не вызывало сомнений. Другими словами, вышеупомянутый абсолютный космологический принцип пришлось серьезно корректировать. И новый принцип уже не утверждал, что Вселенная выглядела неизменной "во все времена". Напротив, специалистам стало ясно, что в далеком прошлом она выглядела совершенно иначе, и, более того, как именно она выглядела в этом далеком прошлом, можно узнать непосредственно из астрономических наблюдений.
   Первый серьезный удар по столь привычным и удобным представлениям о неизменности Вселенной нанесли подсчеты радиоисточников, выполненные в конце 1950-х - начале 1960-х годов кембриджской (Англия) группой радиоастрономов. А несколькими годами позже, открытие микроволнового фонового излучения американскими учеными (Пензиас и Уилсон, 1965) окончательно поставило точку в споре сторонников стационарной и эволюционирующей Вселенной. При этом был сделан однозначный вывод в пользу модели "горячей Вселенной", предложенной Г.Гамовым еще в 1946году.
   Другим важным следствием уже самых первых радиоастрономических наблюдений было осознание того, что большинство выделяемых на небе радиоисточников небольшого размера (дискретных источников, как их вскоре стали называть) - это объекты нового, неизвестного ранее типа. Об этом свидетельствовал уже тот факт, что само Солнце не является доминирующем на небе объектом в радиодиапазоне. Действительно, в метровом диапазоне волн существуют, по крайней мере, с десяток объектов, излучение которых слабее солнечного не более, чем в 100 раз (напомним, что даже полная Луна освещает Землю в 100 тысяч раз, а самая яркая звезда - и вовсе в 10 миллиардов раз слабее Солнца). При этом два самых ярких на небе дискретных радиоисточника излучают практически столько же, сколько излучает спокойное Солнце. Поэтому в радиодиапазоне нет понятия "время суток", связанного с восходом и заходом доминирующего на всем небе светила.
   Но, раз Солнце является столь заурядным светилом в радиодиапазоне, то из этого следовало, что и ни одна подобная Солнцу звезда не может быть кандидатом на отождествление с наблюдаемыми радиоисточниками. Не долго существовала и гипотеза о существовании "радиозвезд", - звезд особого типа, излучение которых в радиодиапазоне должно было в десятки миллиардов раз превосходить излучение Солнца и подобных ему звезд. Самые первые отождествления радиоисточников с оптическими объектами показали, что довольно многие из них отождествляются с далекими внегалактическими туманностями. Когда же число оптических отождествлений достигло нескольких десятков, то стало ясно, что подавляющее большинство каталогизированных радиоисточников - это далекие и очень далекие галактики. При этом радиоизлучение других ближайших к нам галактик, оказалось настолько слабым, что его удалось надежно зарегистрировать лишь в середине 1970-х годов. Все это свидетельствовало о том, что галактики, отождествляемые с радиоисточниками, должны представлять собой весьма необычные, пекулярные объекты. Их излучение в радиодиапазоне оказывается в миллионы раз сильнее даже таких гигантских галактик, как туманность Андромеды и наша Галактика. По предложению выдающегося астрофизика И.С.Шкловского эти пекулярные объекты были названы радиогалактиками. Как показали более поздние исследования, радиоизлучающие области в этих объектах зачастую простираются далеко за пределы оптических изображений соответствующих "хозяйских" галактик, хотя и обязаны своим происхождением активным процессам, происходящим в самых центральных областях (ядрах) этих гигантских звездных систем.
   В 1950-е годы активно обсуждался вопрос и о механизме радиоизлучения основной массы наблюдавшихся радиоисточников. Относительно хорошо известный и понятный уже в то время тепловой механизм радиоизлучения никак не мог объяснить наблюдавшиеся спектры непрерывного излучения многих галактических и, тем более, внегалактических радиоисточников. В качестве альтернативы тепловому механизму Альфвен и независимо от него Херлофсон предложили синхротронный механизм радиоизлучения, т.е. излучение релятивистских частиц (главным образом электронов) в межзвездных магнитных полях. И.М.Гордон и В.Л.Гинзбург обратили внимание на то, что в случае синхротронного механизма излучения радиоисточников может наблюдаться заметная линейная поляризация излучения. Именно такая поляризация была обнаружена А.Д.Кузьминым и В.А.Удальцовым в 1957 году в радиоизлучении Крабовидной туманности по наблюдениям на 30-метровом радиотелескопе Крымской станции ФИАН в Кацивели. И хотя Крабовидная туманность представляет собой галактический остаток вспышки сверхновой звезды, обнаруженная поляризация ее радиоизлучения уже не оставляла никаких сомнений в применимости этого механизма для объяснения радиоизлучения и большинства других, в том числе и внегалактических радиоисточников.
   В начале 1962 г. радиоастрономы из обсерватории Джодрел Бэнк (Англия) впервые выполнили измерения угловых размеров нескольких сотен радиоисточников с разрешением порядка секунды дуги. При этом ими было установлено, что несколько источников радиоизлучения остаются неразрешенными даже при наблюдениях на интерферометре с максимальной базой в 127 км. Это означало, что угловые размеры таких радиоисточников должны быть заведомо менее 1 секунды дуги. Оптические отождествления первых же источников этого типа принесли, казалось, сенсацию, - их оптические изображения были подобны изображениям звезд. В печати даже появилась статья под заголовком "Первая истинная радиозвезда!". Однако торжество сторонников радиозвездной гипотезы оказалось недолгим. Уже в 1963 году американскому астроному Мартину Шмидту удалось получить оптические спектры загадочных звездных объектов и отождествить присутствующие в этих спектрах спектральные линии. Оказалось, что все линии в спектрах этих объектов сильно смещены в красную сторону, подобно спектральным линиям очень далеких галактик. Однако получить изображения соответствующих хозяйских галактик, которым принадлежат столь необычные звездоподобные источники излучения, оказалось довольно сложно, и сделать это удалось лишь спустя еще несколько лет. А потому за внегалактическими объектами этого типа закрепилось название "квазары", что означает квазизвездные радиоисточники.    Оказалось, что не только светимость в радиодиапазоне, но и оптическая светимость квазаров (в первую очередь центральных областей этих галактик) чрезвычайно высока, заметно выше, чем у самых мощных радиогалактик, и что такие объекты можно наблюдать даже на предельно больших космологических расстояниях.
   Именно на фоне этих захватывающих открытий создавались первые радиотелескопы Радиоастрономической станции ФИАН (РАС ФИАН) в районе деревни Пущино на Оке (ныне Пущинская радиоастрономическая обсерватория). И описанная выше общая ситуация в астрономии не могла не сказаться на требованиях, предъявлявшихся к будущим инструментам.

Первые результаты, полученные на пущинской земле.

  В 1955 г. В.В.Виткевич и Б.М.Чихачев (в то время сотрудники сектора радиоастрономии лаборатории колебаний ФИАН) приняли участие в очень представительной международной радиоастрономической конференции в обсерватории Джодрелл Бэнк. Нет сомнений, что одна из самых увлекательных дискуссий на этой конференции разгорелась вокруг противоречивых результатов подсчетов, выполненных кембриджскими и сиднейскими астрономами. Сильная космологическая эволюция радиоисточников, на которой настаивал руководитель кембриджской группы, в будущем лауреат Нобелевской премии Мартин Райл, поражала воображение астрономов, большинство из которых до той поры предпочитала мыслить свое существование в неизменном, стационарном Мире. Увлекся этой проблемой и Виктор Витольдович Виткевич. В конце 50-х гг. вышло несколько его работ, в которых он анализировал подсчеты радиоисточников М.Райла и не находил им иного, не связанного с эволюцией Вселенной объяснения. Однако, сами по себе эти подсчеты нуждались в подтверждении, тем более, что подсчеты Б.Миллса и его австралийских коллег не противоречили стационарной модели Мира. Именно эта необходимость проведения более точных и глубоких подсчетов радиоисточников и стала основным аргументом в предложениях В.В.Виткевича и Б.М.Чихачева по созданию большого крестообразного радиотелескопа (будущего ДКР-1000), сформулированных в 1956 году.
Однако первым крупным инструментом на пущинской площадке стал, как известно, радиотелескоп РТ-22 ФИАН - замечательное творение А.Е.Саломоновича и П.Д.Калачева. Этот уникальный радиотелескоп коротковолнового диапазона вступил в строй уже в 1959 г. Создавался он, главным образом, для исследования Солнца, Луны и планет. Но, проведя работу по юстировке РТ-22 и измерению его основных параметров по наблюдениям мощных радиоисточников, А.Д.Кузьмин в числе первых программ осуществил большой цикл наблюдений дискретных источников в сантиметровом диапазоне волн.
Следует заметить, что в те годы диапазон сантиметровых волн был еще не очень популярен среди радиоастрономов, ибо низкая чувствительность существовавших тогда радиометров сантиметрового диапазона сильно ограничивала наблюдательные возможности. Однако, высокая точность измерений, выполненных на новом радиотелескопе с новыми радиометрами на волны 9.6 и 3.2 см, позволила А.Д.Кузьмину надежно измерить плотности потоков более 50 радиоисточников в сантиметровом диапазоне. Большинство из этих источников отождествлялись с галактическими газовыми туманностями, и для них были получены новые оценки меры эмиссии, электронной плотности и других физических характеристик. Однако, быть может самый яркий результат был получен для одного из самых ярких источников на всем небе - радиогалактики Лебедь А.


Рис.1. Спектр радиогалактики Лебедь А по данным А.Д.Кузьмина (1962)

   Наблюдениями было надежно установлено, что в спектре этой мощной радиогалактики на частотах выше 1500 МГц наблюдается завал, другими словами плотность потока источника убывает с ростом частоты гораздо быстрее, чем на более низких частотах (см. рис.1). Возможные причины этого завала были проанализированы в 1962 г. в работе Н.С.Кардашева, А.Д.Кузьмина и С.И.Сыроватского [1]. Предполагая, что наиболее вероятной причиной такого завала является синхротронное высвечивание релятивистских электронов, авторы получили первую разумную оценку возраста радиогалактик - порядка миллиона лет.

Межконтинентальная радиоинтерферометрия

   Вскоре на РТ-22 ФИАН были выполнены и одни из первых измерений плотностей потоков нескольких, казавшихся поначалу диковинных квазаров и радиогалактик, обнаруживающих резкое возрастание плотности потока с уменьшением длины волны в сантиметровом диапазоне волн. Теоретические оценки размеров компонент, ответственных за излучение этих радиоисточников на высоких частотах, давали очень малые значения, и исследования структуры подобных объектов требовали фантастического по тем временам углового разрешения в тысячные доли угловой секунды. К счастью, как это часто случается, "в кустах уже стоял почти готовый рояль". Дело в том, что примерно в те же годы один из фиановских радиоастрономов, Л.И.Матвеенко, совместно с сотрудниками Государственного Астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ Н.С.Кардашевым и Г.Б.Шоломицким предложил принципиально новую технологию для радиоинтерферометрии, а именно, регистрацию сигналов, поступающих от двух антенн, на магнитную ленту с использованием независимых, но высокостабильных гетеродинов [2]. Другими словами, речь идет о методе, который сегодня широко применяется во всех наблюдениях на радиоинтерферометрах со сверхдлинными базами (РСДБ).
   Уже к концу 1960-х г.г. усилиями большого советско-американского коллектива, и в первую очередь усилиями В.В.Виткевича и Л.И.Матвеенко с нашей стороны и К.Келлермана и Б.Кларка со стороны США, были проведены успешные наблюдения компактных источников на радиоинтерферометре сантиметрового диапазона с межконтинентальной базой Симеиз (Крым, СССР) - Грин Бэнк (Западная Вирджиния, США). К сожалению, участие радиотелескопа РТ-22 ФИАН в этих работах оказалось невозможным (в Крыму наблюдения проводились на таком же радиотелескопе РТ-22, но уже Крымской астрофизической обсерватории), и лишь потому, что нам не было разрешено "рассекретить" уже хорошо известные всему миру координаты пущинского радиотелескопа. Тем не менее, в ходе этой совместной советско-американской работы [3], выполненной при самом активном участии радиоастрономов РАС ФИАН, было достигнуто рекордное по тому времени угловое разрешение в десятые доли миллисекунды дуги. При этом во всех источниках с описанным выше аномальным поведением спектра в диапазоне сантиметровых и миллиметровых волн были выделены компактные детали структуры столь малых угловых размеров.
Кстати, заметим, что и первые отечественные РСДБ-наблюдения тоже были проведены с участием инженеров и научных сотрудников РАС ФИАН, на сей раз совместно с группой В.С.Троицкого (НИРФИ, г. Горький). Именно сотрудники этих двух групп провели в конце 60-х годов наблюдения нескольких компактных радиоисточников на базе Пущино - Переславль-Залесский на волне 3.5 м [4]. В качестве одной из антенн радиоинтерферометра в этом эксперименте была использована специализированная антенна, построенная пущинскими инженерами близ г. Переславль-Залесский и предназначенная для измерений скорости солнечного ветра. Основным же элементом радиоинтерферометра служила уже введенная к тому времени в строй антенна Восток-Запад Диапазонного крестообразного радиотелескопа ДКР-1000. На исследованиях внегалактических источников радиоизлучения с этим уникальным широкодиапазонным инструментом, обеспечивающим возможность проведения наблюдений на волнах от 2.5 м до 10 м, остановимся подробнее.

   Космологическая эволюция спектров внегалактических радиоисточников.

   Работа по созданию под руководством В.В.Виткевича гигантской антенны Восток-Запад ДКР-1000, раскрыв параболического цилиндра которой составляет 1000 м х 40 м, была завершена в 1964 году. Уже первые наблюдения на этом радиотелескопе, созданном В.В.Виткевичем с молодым коллективом антенной группы ПРАО ФИАН, показали высокую надежность инструмента и его большие возможности. Однако выполнение с его помощью подсчетов радиоисточников, которые планировались в качестве основной задачи при проектировании этого радиотелескопа, уже практически не имело смысла. Действительно, кембриджские радиоастрономы к этому времени уже разобрались в противоречиях с австралийцами и, более того, шагнули за прошедшие несколько лет так далеко в область слабых плотностей потоков, что не только с антенной Восток-Запад, но и с полной крестообразной антенной ДКР-1000 было бы трудно сколь-нибудь серьезно дополнить или проверить их результаты. Поэтому было принято решение максимально использовать диапазонность нового радиотелескопа и сосредоточить основные усилия на изучении спектральных характеристик нескольких сотен радиоисточников в метровом диапазоне волн.
   В течение 1965-68 г.г. на радиотелескопе Восток-Запад ДКР-1000 были выполнены измерения плотностей потоков свыше 500 относительно ярких радиоисточников северного неба на частотах 38, 60 и 86 МГц. Более чем для двухсот радиоисточников, наблюдения на столь низких частотах были выполнены впервые. Но главным достоинством полученных результатов была тщательная привязка измеренных значений к существующим шкалам плотностей потоков. Именно это позволило, помимо получения новых сведений о спектрах большого числа радиоисточников в области низких частот, выполнить тщательный статистический анализ распределения радиоисточников по спектральным индексам. Самым значительным результатом этого анализа явилось обнаружение зависимости средних спектральных индексов, a, внегалактических источников радиоизлучения от их плотности потока, S (S ~ v-a, где a - частота). Было установлено [5], что спектр более слабых источников из каталога 3С в среднем более крутой (см. рис.2). Было показано, что полученные результаты статистически значимы и не могут быть обусловлены эффектами селекции или эффектом смещения спектров далеких галактик в красную сторону.

Рис.2. Зависимость спектрального индекса в диапазоне 86 - 1400 МГц от плотности потока: а) для всех внегалактических радиоисточников из каталога 3С; б) для квазаров (сплошная), радиогалактик (штрих) и неотождествленных источников (штрих-пункт.).

   Следует заметить, что после того, как из подсчетов радиоисточников было установлено, что мы живем в эволюционирующем Мире, в котором средняя радиосветимость и/или пространственная плотность внегалактических радиоисточников убывает с возрастом Вселенной, возник вопрос - а не изменяется ли с космологической эпохой еще какой-нибудь параметр? Поскольку процент отождествленных внегалактических радиоисточников оставался все еще очень малым, то единственной, непосредственно измеряемой характеристикой для большинства из них был спектр их радиоизлучения. Поэтому поиском зависимости спектрального индекса от плотности потока занимались и другие авторы, главным образом из кембриджской группы М.Райла. И то, что эта зависимость не была обнаружена ранее, объясняется тем, что эти авторы использовали менее однородный (хотя и очень богатый) материал, представляющий собой компиляцию результатов большого числа измерений на многих радиочастотах. Лишь спустя 14 лет после публикации работы [5], Гопал-Кришна и Штеппе, а затем Капахи, Кулкарни и др. не только подтвердили наличие такой зависимости ?(S), но и проследили ее ход в области более слабых плотностей потока.
Как уже отмечалось выше, имевшиеся в конце 1960-х годов оптические отождествления были не полны даже для нескольких сотен наиболее ярких радиоисточников. Тем не менее, используя эти отождествления, нам удалось получить еще несколько важных результатов:

1. Зависимость спектрального индекса от плотности потока наиболее ярко проявляется для квазаров и гораздо слабее для радиогалактик.
2. Соответствующая зависимость для неотождествленных источников слабее, чем для квазаров, но все же заметнее, чем для радиогалактик.
3. Найденная зависимость спектрального индекса квазаров от плотности потока обусловлена тем обстоятельством, что все отождествленные к тому времени далекие (z > 1.0) квазары выборки 3С каталога имеют крутые спектры, в то время как среди более близких встречаются и объекты с пологими спектрами (см. рис.3 и работу [6]).



Рис.3. Диаграмма "спектральный индекс, - красное смещение, z" для квазаров из каталога 3С.

   Все перечисленные результаты хорошо укладывались в следующую картину. Распределения и квазаров и радиогалактик по спектральным индексам несколько меняются с космологической эпохой, и эта эволюция гораздо лучше проявляется у более удаленных квазаров. В своем подавляющем большинстве неотождествленные радиоисточники должны быть радиогалактиками, в среднем более удаленными, чем уже отождествленные, чем и объясняется более явный эффект эволюции их спектров по сравнению со спектрами отождествленных радиогалактик. Наконец, радиогалактики и квазары, несмотря на существенные, как тогда казалось, отличия в их морфологии, по-видимому, представляют собой единый класс объектов, о чем и свидетельствует подобный характер эволюции их спектральных индексов.
Что касается причин, приводящих к наблюдаемой эволюции средних спектральных индексов внегалактических радиоисточников с космологической эпохой, то они, скорее всего, кроются в изменении таких фундаментальных параметров, как средняя плотность вещества (в первую очередь, межгалактического газа) и реликтового излучения. Действительно, представить себе, что в эпоху, соответствующую красному смещению Z=1 или даже 2, механизм ускорения релятивистских электронов в ядрах активных галактик был заметно иным, чем в современную эпоху, непросто, а значит и спектр инжектируемых электронов должен быть примерно таким же, как и в настоящую эпоху. С другой стороны, эволюция спектров излучения протяженных компонент отдельных источников в значительной степени определяется взаимодействием этих структур с окружающим межгалактическим газом и реликтовым фоновым излучением. А эти параметры в эпоху, соответствующую Z ~ 1, уже на порядок и более отличаются от их современных значений. Такие различия уже вполне могут сказаться, в частности, на темпе энергетических потерь излучающих релятивистских электронов протяженных компонент радиогалактик и квазаров.
   Следует заметить, что косвенное подтверждение зависимости спектрального индекса от плотности потока было получено несколько позже В.С.Артюхом по сопоставлению результатов анализа распределения P(D) флуктуаций "confusion", D, на записях, полученных на частоте 102 МГц на антенне Восток-Запад ДКР-1000, с подсчетами источников на более высоких частотах. Наконец, в середине 1990-х г.г. статистический анализ спектральных индексов, подобный описанному выше, был выполнен уже на основе всей имеющейся на это время (почти полной) информации об отождествлениях и о спектрах радиоисточников из каталога 3С. Поскольку, как и ожидалось, практически все отождествленные после конца 1960-х годов радиоисточники из этого каталога оказались радиогалактиками, эффект эволюции спектральных индексов радиогалактик стал гораздо более явным. Новый статистический анализ подтвердил правильность и других выводов, сделанных ранее на основе более ограниченного материала.
   Спустя более чем 35 лет после получения этого результата стало ясно, что найденная зависимость (S) важна не только для понимания характера взаимодействия протяженных радиоизлучающих облаков, расположенных в окрестности активных галактик и содержащих релятивистские частицы и магнитные поля, с окружающим межгалактическим газом. Из нее следует вывод, что практически все наиболее далекие внегалактические радиоисточники имеют крутые спектры. Этот последний вывод, в частности, лег в основу стратегии поиска наиболее удаленных радиогалактик и квазаров, которая успешно применяется сотрудниками САО РАН в программе "Большое Трио", - именно радиоисточники с крутыми спектрами отбираются на первом этапе из объектов "Зеленчукского обзора" в качестве кандидатов на наиболее удаленные объекты.

Структура радиогалактик и квазаров на низких частотах.

   Если первый этап исследований внегалактических источников радиоизлучения в метровом диапазоне на ПРАО ФИАН был связан главным образом с изучением их спектров, то следующий за ним второй этап оказался связан с анализом их структуры. С конца 50-х гг. В.В.Виткевич вынашивал идею создания радиоинтерферометра с базой в десятки километров, достаточной, как тогда казалось, для исследования структуры внегалактических источников радиоизлучения в метровом диапазоне. Такие базы предполагалось реализовать, ретранслируя сигнал с одного пункта интерферометра на другой с последующей обработкой на аналоговом корреляторе. Первые попытки создания соответствующей аппаратуры были предприняты в самом начале 60-х гг. в группе, руководимой сначала Д.В.Ковалевским, а позднее В.В.Балиновым. Но эти попытки не увенчались успехом, - сказывался недостаток опыта создания и работы со сложной ретрансляционной аппаратурой, к которой в этом случае предъявлялись и высокие требования фазовой стабильности.
   Положение заметно изменилось в лучшую сторону, когда в самом конце 60-х гг. к этим работам был привлечен старший преподаватель Тульского политехнического института Г.И.Добыш, имевший за своими плечами богатый опыт работы с аппаратурой ретрансляционных пунктов. В сравнительно короткий срок под руководством Г.И.Добыша был создан макетный вариант интерферометра на волну около 8 м с ретрансляцией сигнала с антенны удаленного выносного пункта в Пущино по радиорелейной линии. Еще чуть позже был создан уже и рабочий комплект, рассчитанный на наблюдения на волне 3.5 м (v = 86 МГц). Именно эта аппаратура и перевозимая антенная решетка на элементах Уда-Яги, созданная в антенной группе под руководством Ю.П.Илясова, использовавшаяся в качестве антенны выносного пункта, обеспечили возможность проведения обширного цикла наблюдений около полутора сотен источников 3С каталога на интерферометре с переменной базой. Основным элементом этого интерферометра служила антенна В-З ДКР-1000.
   В течение нескольких лет были выполнены наблюдения радиоисточников при 10 различных местах расположения антенны выносного пункта. Величина базы интерферометра при этом изменялась от 600 до чуть более 5000 длин волн, и ориентированы эти базы были в своем большинстве близко к направлению Восток-Запад. В некоторых случаях измеренных значений амплитуд функции видимости оказалось достаточно для уточнения параметров распределения яркости радиоисточника в метровом диапазоне волн или даже для выделения в нем новых компонент. В частности, была выделена на волне 3.5 м относительно протяженная (20") компонента в радиоизлучении квазара 3С48, получены указания на присутствие в радиогалактике NGС 1275 (3С84А), помимо протяженной (5') компоненты и компактной (< 1") детали, структуры промежуточного масштаба размером около 30".
   Однако наибольшую ценность полученные данные представили для статистического анализа структурных особенностей радиогалактик и квазаров (см. [7] и приведенные там ссылки). Было показано, что в морфологии квазаров низкочастотной выборки присутствуют те же характерные компоненты, что и у радиогалактик (рис.4). Так, в структуре большинства квазаров выборки 3С-каталога имеются протяженные компоненты, характерные размеры и светимость которых на волне 3.5 м (~100 килопарсек и ~1026 Вт/(Гц·стер.)) близки к параметрам соответствующих компонент радиогалактик той же выборки. Что же касается относительного вклада сравнительно компактной структуры (<10 кпк), т.е. центральных компонент радиоизлучения активных галактик, включающих излучение ядра и струеподобных выбросов, то он составляет на волне 3.5 м в среднем около 70% в излучении квазаров и лишь 20% общего излучения радиогалактик на этой же частоте.


Рис.4. Спектр линейных масштабов радиогалактик (син.) и квазаров (кр.) из каталога 3С

  Новое подтверждение получил и сделанный ранее на основе анализа распределений спектральных индексов вывод о том, что подавляющее большинство неотождествленных источников 3С-каталога представляют собой удаленные радиогалактики. Действительно, угловая структура неотождествленных источников оказалась подобной угловой структуре радиогалактик, но сдвинутой в область меньших угловых масштабов.
Наконец, было показано, что светимость протяженных компонент радиогалактик и квазаров тем больше, чем выше светимость их относительно компактной структуры (рис.5).

Рис.5. Диаграмма Рс - Рext для радиогалактик (1) и квазаров (2) подвыборки 3С-каталога (здесь Рс и Рext - радиосветимости компонент размером менее и более 10 кпк, соответственно)

  На первый взгляд в этом нет ничего удивительного. Действительно, общепринято считать, что яркость компактной структуры (т.е. центральной компоненты и струйного выброса), должна быть тем выше, чем больше мощность, выделяемая т.н. "центральной машиной", в то время как протяженная компонента радиоизлучения представляет собой результат накопления выделенной "центральной машиной" энергии за достаточно длительный интервал времени. Однако, отсутствие в выборке 3С-каталога источников с относительно развитой компактной структурой и с протяженной компонентой низкой светимости накладывает серьезные ограничения на относительную продолжительность периода формирования протяженной структуры мощных внегалактических радиоисточников. С другой стороны, отсутствие в той же выборке источников с развитой протяженной структурой, но без достаточно яркой структуры размером менее 10 кпк указывает на то, что время высвечивания протяженных компонент после того, как прекращается их подпитка, тоже достаточно мало в сравнении с временем действия "центральной машины".
  С середины 70-х гг. для получения сведений о структуре компактных радиоисточников в метровом диапазоне волн на ПРАО ФИАН активно используются наблюдения мерцаний этих источников на неоднородностях межпланетной плазмы. Здесь следует упомянуть, что идея использовать наблюдения мерцаний компактных радиоисточников для получения информации об их структуре в масштабах менее 1" была высказана В.В.Виткевичем еще в середине 1960-х годов, вскоре после открытия Хьюишем этих мерцаний. Многие в то время отнеслись критически к этой идее, полагая, что нестабильность состояния межпланетной плазмы и сравнительно небольшое число параметров, которыми может быть описана кривая зависимости индекса мерцаний источника от элонгации (а в более поздних исследованиях - спектр мощности мерцаний) могут позволить сделать лишь качественные выводы о структуре источника. Тем не менее, сложности создания интерферометров с базами в тысячи километров на волнах метрового диапазона, связанные с сильным искажением фазы поступающего сигнала в ионосфере, и по сей день не позволяют, даже качественно, исследовать с высоким угловым разрешением структуру большого числа источников в этом диапазоне волн. Поэтому во многих случаях метод мерцаний остается пока единственным средством для получения такой информации. И если для отдельных объектов эта информация едва ли может представить большой интерес, то в целом ряде статистических исследований она вполне может конкурировать с данными, получаемыми с помощью радиоинтерферометров.
С вводом в строй радиотелескопа БСА ФИАН (1974 г.), обладающего рекордно высокой чувствительностью в диапазоне метровых волн, появилась возможность исследования методом мерцаний структуры большого числа относительно слабых радиоисточников. В.И.Шишов и Т.Д.Шишова (см., например, [8]) подробно исследовали вопрос о влиянии размеров источников на спектр мощности их мерцаний на неоднородностях межпланетной плазмы. Интерпретация многочисленных последующих наблюдений мерцаний радиоисточников различных типов, выполненных главным образом В.С.Артюхом и сотрудниками его группы (см. [9] и приведенные там ссылки), основывается именно на этих результатах решения прямой задачи.
  К одному из наиболее значительных результатов, полученных из анализа мерцаний большого числа компактных внегалактических радиоисточников на неоднородностях межпланетной плазмы, следует отнести обнаружение В.С.Артюхом существенной неоднородности пространственного распределения мерцающих внегалактических радиоисточников масштабом порядка сотен мегапарсек, явившееся по сути одним из первых указаний на существование "войдов" (voids) или "пустот" в крупномасштабной структуре Вселенной [10]. Это было одно из первых указаний на наличие относительных "пустот" подобного размера в пространственном распределении внегалактических объектов. Позднее, как известно, этот вывод был получен в оптическом диапазоне из анализа трехмерного распределения галактик.
  Еще одно направление в исследовании структуры внегалактических радиоисточников методом анализа мерцаний их радиоизлучения на неоднородностях межпланетной плазмы связано с попытками определить физические условия в центральных областях активных галактик. С этой целью оценки углового размера и потока компактной детали излучения в метровом диапазоне сопоставляются с данными о структуре источника на высоких радиочастотах. При правильном моделировании ситуации в ядре активной галактики можно надеяться получить оценку напряженности магнитного поля и плотности релятивистских частиц в окрестности ядра этой галактики. Несколько работ, выполненных С.А.Тюльбашевым с соавторами в этом направлении (см. [11] и приведенные там ссылки), продемонстрировали принципиальную возможность получения такой информации, и в частности проверки предположения о равнораспределении плотности энергии между магнитным полем и релятивистскими частицами. По утверждению авторов, в целом ряде объектов было обнаружено сильное отклонение от равнораспределения плотности энергии между магнитным полем и релятивистскими частицами. В то же время, стало ясно, что для получения надежных оценок и выводов из такого анализа необходимо выбрать удачную модель источника, т.к. в противном случае искомые величины определяются в лучшем случае с точностью до порядка.

Радиоизлучение скоплений галактик.

  Заметное место в исследованиях радиоисточников на Радиоастрономической станции ФИАН в 1980-е гг. занимали наблюдения скоплений галактик, выполненные главным образом на радиотелескопе БСА ФИАН. Умеренное угловое разрешение радиотелескопа позволило выделить отдельные радиоисточники лишь в сравнительно небольшом числе скоплений галактик. Поэтому в большинстве случаев измеряемой величиной была лишь интегральная плотность потока скопления на частоте 102 МГц. Тем не менее, полученные данные позволили построить функцию радиосветимости скоплений галактик на частоте 102 МГц (рис.6), найти зависимость радиосветимости скопления в метровом диапазоне волн от его "богатства" (рис.7), а также исследовать корреляцию радио- и рентгеновской светимостей для богатых скоплений галактик из каталога Эйбла [12,13].


Рис.6. Функция радиосветимости скоплений галактик на частоте 102 МГц (сплошная кривая). Для сравнения, крестиками изображена функция радиосветимости скоплений на 1400 МГц, а штрих-пунктирной линией - функция радиосветимости E- и S0-галактик.

  Оказалось, что функция радиосветимости скоплений галактик практически совпадает с функцией светимости мощных внегалактических радиоисточников, что не удивительно, поскольку интегральное радиоизлучение скопления обычно определяется излучением одного или двух ярчайших его членов. В то же время, зависимость радиосветимости скопления в целом, L, от числа галактик в скоплении, N, оказалась не просто пропорциональной этому числу, а более сильной (L ~ N1.4). Этот факт является свидетельством того, что сближение и взаимодействие галактик являются существенным обстоятельством, стимулирующим (за счет действия приливных сил) активность их ядер.


Рис.7. Зависимость радиосветимости скоплений галактик от "богатства" скопления R (или от числа яркоих членов скопления NA.

  Исследование корреляции радиосветимости скоплений с их рентгеновской светимостью, выполненное (см., например, обзор [14]) на основе гораздо более представительной выборки скоплений галактик, чем это делалось раньше, показало, что такая корреляция, несомненно, имеет место, хотя и не столь сильная, как находили некоторые другие авторы. Конечно, не вызывает сомнений то, что плотность межгалактического газа, излучающего в рентгеновском диапазоне, сказывается на эволюции протяженных радиоизлучающих облаков активных галактик, но это не очень сильно влияет на радиосветимость скопления в целом. В том же обзоре [14] обсуждается также вопрос о природе радиогало скоплений галактик - протяженных источников радиоизлучения с крутыми спектрами в центральных частях некоторых богатых скоплений. Было показано, что сравнительно небольшой процент скоплений, имеющих радиогало достаточно высокой светимости, вполне соответствует представлению о том, что такие образования возникают в результате случайного совпадения в проекции на картинную плоскость радиоизображений нескольких остатков некогда активных галактик скопления. То, что подобная "модель" радиогало может объяснить сравнительно небольшое число наблюдаемых объектов этого типа, было убедительно показано и в работе С.С.Комиссарова [15] с использованием метода Монте-Карло. Заметим, что столь простая интерпретация радиогало богатых скоплений галактик не сразу завоевала признание специалистов. Однако, в последние годы в печати появилось уже несколько работ, в которых для интерпретации отдельных радиоисточников с крутыми спектрами в скоплениях галактик авторы прибегают к идее реликтов в прошлом активных галактик. Детальное рассмотрение эволюции спектров реликтов активных галактик, погруженных в достаточно плотную межгалактическую среду скоплений галактик, и сравнение с наблюдениями, были выполнены С.С.Комиссаровым совместно с А.Г.Губановым (АИ СПбГУ) [16]. В этой работе было показано, что очень крутые в области высоких частот спектры радиоисточников в скоплениях вызываются комптоновским рассеянием релятивистских электронов на фотонах 3К фонового излучения. При этом спектральный индекс инжектируемых электронов не должен сильно отличаться от значения g = 2 (a = 0.5), которое предсказывается теорией Ферми-ускорения частиц на фронте сильных ударных волн.

Некоторые другие исследования внегалактических радиоисточников

  В своих исследованиях внегалактических источников радиоизлучения сотрудники ПРАО ФИАН не ограничиваются использованием экспериментальной базы родной обсерватории. Некоторые важные результаты получены ими на крупнейших радиотелескопах других обсерваторий. Среди таких работ следует отметить наблюдения квазаров, выполненные В.С.Артюхом в соавторстве с украинскими коллегами на харьковском радиотелескопе декаметровых волн УТР-2. Результаты этих наблюдений свидетельствовали, что в распределении яркости этих, компактных на более коротких длинах волн, источников присутствуют достаточно протяженные компоненты, - факт, который впоследствии был подтвержден другими авторами.
  В последнее десятилетие интересные результаты были получены на крупнейших в мире интерферометрических системах VLA и VLBA Национальной радиоастрономической обсерватории США. Так, В.Р.Шутенков совместно с зарубежными коллегами из Радиоастрономического института Научного общества М.Планка (Бонн, ФРГ) и отечественными теоретиками Д.Д.Соколовым и А.М.Шукуровым выполнил интереснейшие исследования структуры межзвездного магнитного поля в некоторых близких спиральных галактиках с перемычками [17,18]. Эта особенность структуры, наблюдаемая у некоторых спиральных галактик, особенно важна с точки зрения проверки роли механизма динамо в формировании существующей структуры магнитных полей спиральных галактик. Прекрасные карты распределения радиояркости в центральных областях некоторых галактик, построенные по наблюдениям на многоэлементном радиотелескопе VLA как в интегральном, так и в поляризованном "свете" (см. рис. 8), предоставляют богатый материал для проверки теоретических моделей, который еще предстоит осмыслить до конца.


Рис.8. Радиоизображение галактик NGC 1097 (а) и NGC1365 (б) и вектор напряженности магнитного поля.

  Интересные исследования структуры магнитного поля в самых центральных областях активных галактик, обнаруживающих мощное рентгеновское излучение, выполнены Ю.Н.Ветухновской с соавторами (см., например, [19]) на радиоинтерферометрической системе со сверхдлинными базами VLBA. Некоторые дополнительные данные в этих исследованиях были получены с использованием результатов наблюдений на космическом радиоинтерферометре VSOP. Полученные карты распределения радиояркости в интегральном и поляризованном "свете" свидетельствуют о большом многообразии структуры магнитного поля в центральных околоядерных областях наиболее мощных активных галактик. Тем не менее, некоторые выводы из этих и других подобных наблюдений струйных выбросов и ядерных компонент активных галактик можно найти в последних работах В.И.Парьева с соавторами (см., например, [20]).
  Заслуживают внимания и некоторые сугубо теоретические работы, выполненные в ПРАО ФИАН и посвященные исследованиям природы внегалактических источников радиоизлучения. Так, С.С.Комиссаровым была предложена модель турбулентной струи для объяснения струйных выбросов, наблюдаемых во внегалактических радиоисточниках сравнительно невысокой радиосветимости (радиоисточники типа FR-I). Следует заметить, что то же объяснение особенностей структуры радиогалактик FR-I было независимо предложено австралийским астрономом Бикнелом. Расчеты и сравнение с наблюдениями, выполненные С.С.Комиссаровым [21], убедительно продемонстрировали хорошее соответствие между предсказаниями модели и распределениями яркости в источниках этого типа.
Фундаментальные исследования в области теории истечения газа из гравитационно-связанных систем, каковыми, в частности, являются эллиптические галактики и скопления галактик, были выполнены М.В.Конюковым (см., например, [22]). С точки зрения природы мощных внегалактических источников радиоизлучения большой интерес в этих работах представляет вывод автора о том, что для эллиптических галактик достаточно большой массы решение типа галактического ветра оказывается нереализуемым. Действительно, невозможность истечения газа, поставляемого звездами в межзвездную среду, вполне естественно может служить причиной высокой плотности межзвездного газа, которая имеет место в центральных областях активных галактик, наиболее мощные из которых и являются массивными эллиптическими галактиками.
  Наконец, в работах В.И.Парьева с соавторами (см. [23] и приведенные там ссылки) были рассмотрены физические условия в непосредственной окрестности сверхмассивной черной дыры с магнитным полем и возможный механизм формирования струйных выбросов из ядер активных галактик. Как уже отмечалось выше, некоторые из этих, казалось бы, очень отвлеченных, теоретических моделей нашли применение при интерпретации наблюдаемой структуры магнитного поля в центральных областях активных галактик, обнаруживающих заметное рентгеновское излучение.

Радиодетектирование космических лучей сверхвысоких энергий.

  К исследованиям внегалактических источников радиоизлучения, проводимым в ПРАО АКЦ ФИАН, непосредственно примыкают работы по поиску частиц предельно высоких энергий с использованием радиометодов. Внегалактическое происхождение частиц с энергиями порядка 1019 эВ и выше не вызывает сомнений, и сегодня уже никому не надо доказывать, что получение сведений о спектре космических лучей сверхвысоких энергий представляет большой интерес, как для физиков и астрофизиков, так и для специалистов в области космологии. Присутствие в космических лучах таких частиц - это твердо установленный факт. Более того, похоже, что в спектре космических лучей отсутствует обрыв на энергиях выше 3·1019 эВ, предсказываемый эффектом Грейзена, Зацепина и Кузьмина (эффект взаимодействия космических лучей с фотонами микроволнового фонового излучения). Какова природа столь высокоэнергичных частиц? Имеют ли они космологическое происхождение? Являются ли продуктом распада гипотетических очень массивных частиц или космических струн? Ускоряются ли в окрестности активных галактических ядер или иных релятивистских объектов? Найти ответ на эти вопросы было бы гораздо легче, если бы мы знали спектр нейтрино космических лучей столь же высоких энергий. Однако, учитывая малый поток таких нейтрино и очень малое сечение их взаимодействия с веществом, легко понять, что для их регистрации необходимы мишени космических масштабов.
  Сегодня уже общепризнано, что радиометоды оказываются наиболее перспективными в задаче детектирования частиц сверхвысоких энергий, особенно когда речь идет о детектировании высокоэнергичных нейтрино. А начиналось все с известных работ 1960-х г.г. сотрудника ФИАН Г.А.Аскарьяна, в которых было показано, что каскады, распространяющиеся в плотном диэлектрике, с неизбежностью имеют избыток отрицательного заряда, и это приводит к всплеску черенковского излучения. На волнах, больше характерных размеров каскада, излучение будет когерентным и его мощность будет ~ Е2, что значительно повышает шанс обнаружения таких всплесков. В 1970-1980 гг. Гусев, И.М.Железных и М.А.Марков (ИЯИ РАН) предложили использовать массивы антарктического льда в качестве гигантской мишени, а расположенные на его поверхности антенны - в качестве детекторов космических нейтрино с энергиями 1017 - 1018 эВ (проект RAMAND). Чуть позже (конец 1980-х гг.) Р.Д.Дагкесаманский и И.М.Железных [24] предложили использовать в качестве еще более гигантской мишени Луну, а крупные наземные радиотелескопы в качестве детекторов (проект RAMHAND). К сожалению, трудности 1990-х г.г. сильно задержали осуществление этих проектов у нас в стране.
  В 2000 г. американские физики (П.Горхэм, Д.Зальцберг и др.) выполнили две замечательные работы. В первой из этих работ, выполненной на Стэнфордском линейном ускорителе, они экспериментально продемонстрировали, что эффект Аскарьяна (возникновения наносекундных всплесков черенковского излучения) действительно имеет место при взаимодействии высокоэнергичной частицы (которую имитировали пучком энергичных фотонов) с веществом. Во второй работе они по наблюдениям Луны впервые установили верхний предел на поток нейтрино с энергиями выше 1020 эВ (эксперимент GLUE). Наблюдения Луны, проведенные Пущинской группой в 2002-2004 гг. на Калязинском 64-метровом радиотелескопе (см. [25] и приведенные там ссылки), подтвердили результат американцев и установили тем самым еще более жесткий верхний предел на поток нейтрино с энергиями выше 1020 эВ. На рис.9 эти результаты представлены вместе с другими (теоретическими и экспериментальными) оценками потока нейтрино космических лучей сверхвысоких энергий. Различие наших и американских оценок объясняется слишком оптимистичным значением эффективного объема лунной мишени, использовавшимся американцами при пересчете оценки частоты событий в поток нейтрино. В любом случае, комбинация результатов обоих экспериментов дает еще более жесткую оценку на поток нейтрино с энергиями выше 1020 эВ.


Рис.9. Теоретически предсказываемый поток нейтрино сверхвысоких энергий и экспериментально полученные оценки этого потока.

  В последние годы появилось и несколько других проектов, нацеленных на детектирование нейтрино сверхвысоких энергий радиометодами. Здесь следует упомянуть проект LOPES, использующий антенные элементы будущего гигантского многоэлементного радиотелескопа LOFAR для регистрации всплесков радиоизлучения от каскадов, возникающих при взаимодействии высокоэнергичных частиц с атмосферой Земли, и планируемые наблюдения всплесков черенковского радиоизлучения от Луны на Вестерборкском радиотелескопе апертурного синтеза (WSRT, Голландия). Международные антарктические проекты RICE-I, RICE-II и ANITA тоже нацелены в первую очередь на детектирование нейтрино космических лучей, но уже с энергиями на один-два порядка меньше. В этих антарктических проектах предполагается регистрировать каскады, возникающие при взаимодействии нейтрино сверхвысоких энергий с гигантскими массивами антарктического льда. Сотрудники ПРАО АКЦ ФИАН рассчитывают принять участие в этих экспериментах, а также продолжить работы по мониторингу наносекундных всплесков черенковского радиоизлучения от Луны.

  В заключение следует отметить, что успешные исследования внегалактических источников радиоизлучения в ПРАО АКЦ ФИАН были бы невозможны без большой работы инженеров и техников, создавших основные инструменты обсерватории и постоянно поддерживающих их техническое состояние на высоком уровне. Не всегда вклад этого большого коллектива находил должное отражение в публикациях. Тем более уместным будет закончить этот обзор научных результатов в области внегалактической радиоастрономии выражением глубокой признательности всем, кто внес вклад в создание, поддержание и развитие экспериментальной базы ПРАО АКЦ ФИАН.


Литература

1.Кардашев Н.С., Кузьмин А.Д., Сыроватский С.И. // Астрон.ж., 1962, т.39, с.216.

2. Матвеенко Л.И., Кардашев Н.С., Шоломицкий Г.Б. // Известия ВУЗов "Радиофизика", 1965, т.8, с.651.

3. Бродерик Д.Д., Виткевич В.В., Джонси Д.Л. и др. // Астрон.ж., 1970, т.47, с.784.

4. Алексеев В.А., Антонец М.А., Виткевич В.В. и др. // Известия ВУЗов "Радиофизика", 1971, т.14, с.1303.

5. Дагкесаманский Р.Д. // Астрофизика, 1969, т.5, с.297.

6. Dagkesamanskii R.D. // Nature, 1970, v.226, p.432.

7. Володин Ю.В., Губанов А.Г., Дагкесаманский Р.Д. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.173.

8. Шишов В.И., Шишова Т.Д. // Астрон.ж., 1979, т.56, с.613.

9. Артюх В.С. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.223.

10. Артюх В.С. // Письма в Астрон.ж., 1987, т.13, с.268.

11. Тюльбашев С.А.// Астрон.ж., 2005, т.82, с.1081.

12. Алиакберов К.Д., Дагкесаманский Р.Д., Шутенков В.Р. // Астрон.ж., 1983, т.60, с.9.

13. Dagkesamansky R.D., Gubanov A.G., Kuzmin A.D., Slee O.B. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc., 1982, v.200, p.971.

14. Губанов А.Г., Дагкесаманский Р.Д. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с.43.

15. Комиссаров С.С. // Астрон.ж., 1985, т.62, с.651.

16. Komissarov S.S., Gubanov A.G. // Astron.Astrophys., 1994, v.285, p.27

17. R.Beck, V.Shoutenkov, M.Ehle, J.I.Harnett, R.F.Haynes, A.Shukurov, D.D.Sokoloff, and M.Thierbach // Astronomy & Astriphysics, 2002, 391, 83-102

18. Beck R., Fletcher A., Shukurov A., Snodin A., Sokoloff D.D., Ehle M., Moss D., Shoutenkov V. // Astronomy&Astrophysics, 2005, 444, 739-765.

19. Пушкарев А.Б., Ветухновская Ю.Н., Габузда Д.К, Якимов В.Е. // Астрон.ж., 2005, т.82, с.8.

20. Lyutikov M., Pariev V.I., Gabuzda D.C., MVRAS, 2005, v.360, p.p.869-891.

21. Комиссаров С.С. // Астрофизика, 1988, т.28, с.261; и там же, 1988, т.28, с.517.

22. Конюков М.В. // Труды ФИАН, 1988, т.189, с. 113.

23. Бескин В.С., Парьев В.И. // УФН, 1993, т.163, с.95.

24. Дагкесаманский Р.Д., Железных И.М. // Письма в ЖЭТФ, 1989, т.50, с.233

25. Березняк А.Р., Дагкесаманский Р.Д., Железных И.М., Коваленко А.В., Орешко В.В. // Астрон.ж., 2005, т.82, с.149-156.

 

 
   Copyright 2005 - 2008, ВТИТ    home@prao.ru