Результаты теоретических и экспериментальных исследований солнечного ветра и активных ядер галактик на РСДБ-сети LFVN с использованием системы регистрации S2
В. Г. Гавриленко1, М. Б. Нечаева2, А. Б. Пушкарев3,4, И. Е. Молотов3,5,6,7, Дж. Туккари8, А. С. Чеботарев9, Ю. Н. Горшенков9, В. А. Самодуров10, Ш. Хонг11, Дж. Куик12, Ш. Доугхерти13, С. Анантакришнан14
1 Нижегородский государственный университет им. Н.И. Лобачевского, Россия
2 Научно-исследовательский Радиофизический институт, Россия
3 Главная (Пулковская) Астрономическая Обсерватория, Россия
4 НИИ «Крымская астрофизическая обсерватория», Украина
5 Центральный научно-исследовательский институт машиностроения, Россия
6 Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша, Россия
7 ОАО МАК «Вымпел», Россия
8 Istituto di Radioastronomia, Италия
9 Особое конструкторское бюро Московского энергетического института, Россия
10 Пущинская Радиоастрономическая Обсерватория, Россия
11 Shanghai Astronomical Observatory, Китай
12 Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Южная Африка
13 Dominion Radio Astrophysical Observatory, Канада
14 National Centre for Radio Astrophysics, Индия
Аннотация
В статье обсуждаются результаты двух наблюдательных сессий Низкочастотной РСДБ-сети LFVN 1999 (INTAS99.4) и 2000 (INTAS00.3) гг., проведенных на длине волны 18 см с использованием канадской системы регистрации S2 и обработанных канадским коррелятором в Пентиктоне (Dominion Radio Astrophysical Observatory). В экспериментах по исследованию свойств солнечного ветра и активных ядер галактик были задействованы следующие антенны (в различных конфигурациях): Медвежьи Озера (РТ-64, ОКБ МЭИ, Россия), Пущино (РТ-22, ПРАО, Россия), ХартРАО (РТ-25, Hartebeesthoek Radio Astronomy Observatory, Южная Африка), Ното (РТ-25, Instituto di Radioastronomia, Италия), Шанхай (РТ-25, Shanghai Astronomical Observatory, Китай), GMRT (РТ-45, National Centre for Radio Astrophysics, Индия), Светлое (РТ-32, ИПА РАН, Россия).
Результатом проведенных работ явилась успешная апробация метода радиопросвечивания плазмы солнечного ветра излучением внегалактических источников, дополненного методом радиоинтерферометрического приема. Спектральный анализ полученных РСДБ-данных позволил сделать оценки показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации и скорости переноса неоднородностей солнечного ветра на трассе зондирования.
Представлены и обсуждаются восстановленные изображения квазара CTA 102 и объекта типа BL Lacertae 1418+546 с миллисекундным угловым разрешением, приведены результаты моделирования структуры этих источников.
1. Введение
Переход мировых сетей РСДБ (радиоинтерферометров со сверхдлинной базой) на использование широкополосных терминалов регистрации радиоастрономических данных (МАРК-III, VLBA и К-3) сделал невозможным продолжение международных РСДБ-экспериментов с участием большинства российских радиотелескопов. Поэтому в 1996 г. при поддержке гранта INTAS 96-0183 был начат инициативный проект создания международной Низкочастотной РСДБ-сети LFVN (Low Frequency VLBI Network) с участием крупнейших российских, украинских и индийских антенн [1,2]. В качестве одного из направлений работ LFVN проводилось исследование возможностей организации подсистемы из радиотелескопов, оснащенных регистратором S2 [3]. Этот канадский РСДБ-терминал превышал по своим возможностям MARK-III и К 3, обеспечивая запись цифровых данных с 1- или 2-битным квантованием на восьми бытовых видеомагнитофонах по 16-ти каналам с суммарной скоростью до 128 Мбит/с (эквивалентной полосе регистрации до 64 МГц), но стоил в несколько раз дешевле. Также с ним имелся положительный опыт работы: первый трансконтинентальный S2 эксперимент на длине волны 18 см состоялся в ноябре 1993 г. с участием российского пункта РТ-70 "Уссурийск", РТ-64 "Паркс" и РТ-26 "Хобарт" (Австралия). Первичная обработка проводилась на корреляторе ATNF в Сиднее, Австралия. Вторичная обработка с целью изучения ОН-мазеров выполнена в АКЦ ФИАН [4] и ATNF. Второй пробный эксперимент состоялся в июне 1996 г. на базе между РТ-64 в Медвежьих Озерах (Россия) и австралийским пунктом DSN РТ-70 ("Тидбинбилла"). При этом была достигнута рекордная для S2-регистратора длина базовой линии 11538 км, близкая к теоретическому пределу наземных РСДБ-баз. Основная корреляционная обработка эксперимента проводилась в ATNF, полученные результаты вошли в работу [5]. Данные эксперименты продемонстрировали работоспособность идеи международной РСДБ-сети, базирующейся на использовании S2-регистратора, и приобретение АКЦ ФИАН по гранту Миннауки 4-х терминалов S2 в 1998 г. позволило вплотную перейти к её реализации в рамках проекта LFVN. К тому времени канадский регистратор уже получил широкое распространение в России (три S2 были приобретены ИПА РАН в 1994 г.) и за рубежом (S2 были закуплены Австралией, Китаем, Индией, США, в дополнение канадское космическое агентство установило несколько терминалов на ключевых радиотелескопах мира в рамках проекта VSOP). Также вступил в строй новый 6-станционный S2 коррелятор в Пентиктоне, Канада (Dominion Radio Astrophysical Observatory) [6].
Первые два S2 терминала АКЦ ФИАН были установлены на радиотелескопах РТ-22 в Пущино и РТ 64 в Медвежьих Озерах, поскольку они были оснащены радиоприемниками на длину волны 18 см, необходимыми видеоконвертерами и S2-интерфейсами. В августе 1998 г. был проведен пробный S2-сеанс INTAS98.2 (полоса записи 2 МГц, 1664,99-1666,99 МГц) с участием РТ-64 ("Медвежьи Озера"), РТ-43 ("Грин Бэнк", США) и РТ-26 ("ХартРАО", ЮАР). Записанные магнитные ленты успешно обработались в Пентиктоне, после чего между DRAO и АКЦ ФИАН было заключено соглашение о сотрудничестве при организации экспериментов LFVN (помимо корреляционной обработки, DRAO также обеспечивал участвующие радиотелескопы чистыми видеокассетами). Результаты исследований квазаров и солнечного ветра, проведенных на LFVN с регистратором S2, описаны в данной статье. С 2002 г. Пентиктон фактически прекратил обработку астрофизических РСДБ-наблюдений в связи с окончанием проекта VSOP, что воспрепятствовало дальнейшему развитию S2-подсистемы LFVN. Эксперимент, организованный в начале 2003 г., так и не был обработан.
2. Наблюдения и обработка
Первая официальная сессия S2-подсистемы INTAS98.5 (2 полосы по 2 МГц, 1664.99 – 1666.99 МГц и 1666.99 – 1668.99 МГц) состоялась в период с 30 ноября по 2 декабря 1998 г. с участием шести РСДБ-пунктов: РТ-64 (Медвежьи Озера), РТ-22 (Пущино), РТ-300 Аресибо (США) и трех телескопов РТ-32: Светлое (ИПА РАН, Россия), Грин Бэнк, ХартРАО. Впервые были получены РСДБ-лепестки на базах, включающих радиотелескопы в Светлом и Пущино, оборудованные регистраторами S2. По результатам эксперимента с участием 3-х российских пунктов впервые на LFVN построены изображения квазаров [7]. В 1999 г. к проекту присоединился радиотелескоп РТ-25 Шанхайской астрономической обсерватории (Китай). Терминал S2 был также установлен на радиотелескопе РТ-32 в Ното (Италия) (Istituto di Radioastronomia), ранее участвовавшем в наблюдениях LFVN с терминалом регистрации MARK-II. В период с 29 ноября по 2 декабря 1999 г. осуществлен эксперимент INTAS99.4. В наблюдениях приняли участие пункты в Медвежьих Озерах, Пущино, Светлом, Ното, Шанхае и ХартРАО. Общая продолжительность эксперимента составила 43 часа. Сессия была успешно обработана в Пентиктоне с временем осреднения 2 секунды. Ширина полосы составила 4 МГц (1664.99 – 1668.99 МГц) при 256 спектральных каналах по 15,625 кГц каждый. Для исследования солнечного ветра корреляция данных осуществлялась с временем осреднения 0.1 сек. Результаты частично опубликованы в работе [8], а также приведены ниже. Следующий эксперимент INTAS00.3 был осуществлен в период с 28 ноября по 1 декабря 2000 г. Общая продолжительность эксперимента составила 50 часов. Помимо Медвежьих Озер, Пущино, Ното, Шанхая и ХартРАО, в эксперименте приняла участие 45-метровая антенна системы GMRT в Индии. С этой целью для института NCRA TIFR был изготовлен 4-х канальный S2 интерефейс-АЦП, обеспечивающий подключение терминала S2 к видеоконвертеру. На время подготовки и проведения сессии в Пуне была направлена экспедиция российских ученых. Это были первые наблюдения GMRT на длине волны 18 см с регистрацией сигнала в полосе 8 МГц (1664.99 – 1672.99 МГц). Обработка осуществлялась в Пентиктоне с использованием 256 спектральных каналов по 31.25 кГц и временем осреднения 2 секунды. Все эксперименты – INTAS98.2, INTAS98.5, INTAS99.4 и INTAS00.4 проводились в левой круговой поляризации с применением однобитного квантования сигнала. Некоторые параметры радиотелескопов (диаметр, системная температура и эквивалентная системная плотность потока SEFD), приведены в Таблице 1.
Таблица 1: Антенны и их характеристики на частоте 1.66 ГГц
| Антенна |
Диаметр, м |
Tsys, К |
SEFD, Ян |
|---|
| Медвежьи Озера, Россия |
64 |
65 |
110 |
| Пущино, Россия
|
22
| 111 |
1590 |
| GMRT, Индия (2000 г.)
|
45
| 70 |
290
|
| ХартРАО, ЮАР |
26 |
50 |
530 |
| Ното, Италия |
32 |
105 |
1020 |
| Шанхай, Китай |
25 |
78 |
980 |
| Светлое, Россия (1999 г.)
|
32 |
71 |
394 |
Участие антенны ХартРАО существенно повысило угловое разрешение в направлении Север-Юг. Длина максимальной проекции базы достигала 10170 км для пунктов Шанхай и ХартРАО. Для задачи построения радиоизображения, каждый из источников наблюдался от 5 до 8 сканов со средней длительностью 30 минут. В части, касающейся диагностики плазмы солнечного ветра, исследовалось околосолнечное пространство с установившимся течением солнечного ветра [9]. С этой целью наблюдались источники, располагавшиеся от Солнца на угловых расстояниях от 8° до 51°, преимущественно точечные (неразрешенные для задействованных баз) либо с симметричной структурой. Выбирались временные интервалы, в течение которых источники находились на углах места большинства антенн выше 15° для исключения влияния атмосферы Земли на сигнал интерферометра.
3. Исследование активных ядер галактик
В эксперименте INTAS00.3 проводились наблюдения ряда внегалактических источников, для двух из которых (1418+546 и CTA 102) построены радиоизображения и сделан анализ структуры на декапарсековых масштабах. Редактирование и калибровка РСДБ-данных (см. подробнее [10]) были выполнены в пакете AIPS (NRAO) с применением стандартных процедур. Для амплитудной калибровки данных использовались кривые усиления и системные температуры, измеренные на каждой из антенн, принимавших участие в наблюдениях. Первичная калибровка фазы производилась с помощью процедуры AIPS FRING с когерентным временем интегрирования 120 секунд и последующей корректировкой фаз за остаточные задержки на время всего эксперимента, используя телескоп Медвежьи Озера в качестве опорной антенны. Восстановление радиоизображений методом гибридного картографирования было получено с помощью пакета DIFMAP [11]. При гибридном картографировании для каждого источника в качестве первоначальной модели применялась модель точечного источника в фазовом центре. Сходимость достигалась в среднем за 20 итераций, включая фазовую и фазо-амплитудную самокалибровки. При построении окончательной карты источника использовалось естественное взвешивание данных функции видности. На приведенных ниже изображениях сплошными контурами показаны линии равной положительной плотности потока, а проведенные пунктиром — отрицательной плотности потока. Контуры равной интенсивности проведены с шагом в √2 . В левом нижнем углу карты приведена синтезированная диаграмма направленности. Шкала по горизонтальной и вертикальной оси дана в миллисекундах дуги. На рисунках, отображающих заполнение uv-плоскости, шкала по горизонтальной и вертикальной осях дана в миллионах длин волн (λ=18см).
Моделирование структуры источников проводилось с использованием круговых гауссовых компонент путем сравнения модели и полностью калиброванных данных наблюдений в плоскости пространственных частот (u,v) с помощью DIFMAP. Модели источников представлены в Таблице 2. В первой колонке даны названия объектов, во второй и третьей — экваториальные координаты на эпоху 2000 г., в четвертой приведен интегральный поток компонента модели, в пятой указаны идентификаторы компонент, в шестой и седьмой колонках — положение компонента на карте в полярных координатах r и φ по отношению к самому яркому компоненту, в последней колонке дан размер гаусс-компонента по уровню половинной мощности. Положения отмоделированных РСДБ-компонент отмечены на восстановленных изображениях объектов.
3.1. 1418+546
Источник 1418+546 является объектом типа BL Lacetrae и находится в центре хозяйской галактики, профиль поверхностной яркости которой позволяет отнести ее к спиральному типу S0 [12], что случается крайне редко, так как большинство хозяйских галактик лацертид представляют собой эллиптические галактики. Красное смещение объекта, z=0.152, было измерено Штикелем и др. [13], как по линиям поглощения хозяйской галактики, так и по эмиссионным линиям [O II] λ 3727Å и [O III] λλ 4959 Å, 5007 Å [14]. На Рис. 3.1а показано заполнение плоскости пространственных частот (uv-плоскости) для источника 1418+546 при LFVN наблюдениях INTAS00.3 на длине волны 18 см. На Рис. 3.1б приведена РСДБ-карта (восстановленное распределение яркости) этого объекта с пиком видимой интенсивности 797 мЯн в луче. Нижний контур проведен на уровне 3.25% от максимума. Размер главного лепестка синтезированной диаграммы направленности, использованной для восстановления изображения, составляет 1.7x1.5 миллисекунд дуги, позиционный угол большой оси равен 82°. Результаты моделирования структуры источника приведены в Таблице 2. На Рис. 3.1в представлено линейное распределение яркости с позиционным углом 116°, нормированное на пиковое значение плотности потока. Шкала по горизонтальной оси дана в миллисекундах дуги.
Рис. 3.1а
Рис. 3.1б
Рис. 3.1в
РСДБ-изображение этого объекта обнаруживает одностороннюю из-за доплеровского уярчения структуру типа ядро-выброс в направлении юго-востока с позиционным углом ~120°. Джет распространяется на угловое расстояние до 3.2 миллисекунд дуги от ядра. Для перехода к линейному масштабу воспользуемся следующими рассуждениями: с учетом расширения Вселенной, угловой размер θ связан с линейным размером L следующим соотношением:
(3.1)
(3.2)
где c — скорость света в вакууме, H — постоянная Хаббла, q0— параметр замедления, z — красное смещение. Измеряя L в парсеках, а θ в миллисекундах дуги, и используя стандартную фридмановскую модель Вселенной с параметром замедления q0=0,5 (Ω=1, α=0) и постоянной Хаббла H=70 км/с/Мпс, получим:
(3.3)
Таким образом, для источника 1418+546, расположенном на красном смещении z=0.152, угловому расстоянию в 3.2 миллисекунды дуги соответствует 7.9 парсек в линейном масштабе в проекции на картинную плоскость.
В предположении о равнораспределении энергии между магнитным полем и энергией излучающих частиц [15], яркостная температура излучения области РСДБ-ядра в системе отсчета связанной с источником рассчитывается как
(3.4)
где Score — плотность потока РСДБ-ядра объекта, Θ — угловой размер кругового гаусс-компонента, соответствующему РСДБ-ядру, по уровню половинной мощности (параметр FWHM в Таблице 2), ν — частота наблюдения, k — постоянная Больцмана, z — красное смещение. Тогда, Score измеряя в Ян, Θ — в миллисекундах дуги, а частоту наблюдения ν в ГГц, имеем:
(3.5)
Используя данные Таблицы 2, яркостная температура объекта 1418+546 составляет 1.33x1012K, что превышает теоретическое значение яркостной температуры в 1011К для случая равнораспределения энергии [16], а также превосходит предел обратного Комптон-эффекта в 1012К [17]. Это может объясняться доплеровским уярчением, которое является следствием направленности излучения релятивистских электронов, т.е. малости угла между лучом зрения и направлением скорости электронов.
Таблица 2: Модели источников
| Источник
|
α
|
δ
|
Компонент
|
Поток
(Ян)
|
r
(mas)
|
φ
(°)
|
FWHM
(mas)
|
|---|
| 1418+546 |
14:19:46.597 |
+54:23:14.787 |
C
|
0.74
|
-
|
-
|
0.32
|
| | | | J1 |
0.34 |
1.42 |
127 |
0.23 |
| | | | J2 |
0.08 |
2.29 |
116 |
0.26 |
| | | | | | | | |
| CTA 102
|
22:32:36.408 |
+11:43:50.904 |
C |
2.37 |
- |
- |
1.15 |
| | | | J1 |
0.41 |
7.23 |
145 |
1.64 |
3.2. CTA 102
Объект CTA 102 (2230+114) относится к классу сильнополяризованных квазаров и является первым источником, в котором была обнаружена переменность в радиодиапазоне [18]. Оптический спектр этого объекта имеет сильную эмиссионную линию Mg II λ 2798 Å на красном смещении z=1.037 [19]. Структура CTA 102 на килопарсековых масштабах представляет собой доминирующе ядро и два компонента [20], расположенные на расстоянии 1.6 секунды дуги с позиционным углом ~140° и на расстоянии 1.0 секунды дуги с позиционным углом -40°.
На Рис. 3.2а приведено заполнение uv-плоскости для источника CTA 102 на длине волны 18 см. На Рис. 3.2б показана РСДБ-карта этого объекта на 1.66 ГГц с пиком плотности потока 2490 мЯн в луче. Нижний контур проведен на уровне 5.02% от максимума. Размер главного лепестка синтезированной диаграммы направленности, использованный для восстановления изображения, 11.9x2.9 миллисекунд дуги, позиционный угол большой оси 37°. На Рис. 3.2в представлено линейное распределение яркости с позиционным углом 145°, нормированное на пиковое значение плотности потока. Шкала по горизонтальной оси дана в миллисекундах дуги.
Рис. 3.2а
Рис. 3.2б.
Рис. 3.2в
РСДБ-структура 2230+114 состоит из яркого ядра и джет-компонента. Выброс распространяется в юго-восточном направлении с позиционным углом 145° на угловое расстояние 3 миллисекунды (18.3 парсек в линейном масштабе в проекции на картинную плоскость). Результаты моделирования структуры источника приведены в Таблице 2. Яркостная температура для CTA 102 составила 5.9x1011К.
Для активных ядер галактик, наблюдавшихся в эксперименте 1999 г., были построены карты распределения радиояркости и проведено моделирование их РСДБ структуры [8]. В данной работе представляются: линейные распределения яркости для источников 0420-014, 0420+022, 1308+326, 1345+125 и 1803+784 вдоль направлений выбросов с позиционным углом 4°, 90°, -58°, 152°, -105°, нормированные на пиковые значения плотности потока 1337, 770, 1576, 582, 1482 мЯн, соответственно (Рис. 3.4, слева); и полученные заполнения uv-плоскостей (Рис. 3.4, справа). Во всех случаях, за исключением источника 1345+125, качество uv-покрытий можно считать удовлетворительными, поскольку в ходе эксперимента реализовывались малые, средние и длинные базы. Тем не менее, крайне важно увеличивать число участвующих пунктов сети для улучшения динамического диапазона карт и повышения их достоверности.
Рис. 3.3
4. Эксперименты по радиопросвечиванию солнечного ветра
4.1. Теория
В настоящее время диагностика межпланетной и околосолнечной плазмы осуществляется различными радиоастрономическими способами, которые основаны на методе радиопросвечивания [9]. Перспективным направлением в этой области является дополнение традиционного метода радиопросвечивания методом интерферометрии [5,21]. В работах [22,23] детально рассмотрено применение радиоинтерферометрических методов для диагностики турбулентной нестационарной среды. Проведен анализ спектра мощности флуктуаций поля отклика интерферометра со сверхдлинной базой на шумовое излучение источника, прошедшее через турбулентную плазму солнечного ветра. Решалась как прямая, так и обратная задача: анализировалось распространение полей в неоднородной среде и ее влияние на выходной сигнал инструмента, а также рассматривался способ восстановления информации о среде распространения по спектральному составу сигнала интерферометра. В продолжение данных исследований были численно исследованы частные случаи влияния сильных и слабых флуктуаций параметра среды на сигнал интерферометра. А затем, на основе полученных методических рекомендаций, проанализированы результаты РСДБ-экспериментов по радиопросвечиванию плазмы солнечного ветра INTAS99.4 и INTAS00.3.
Эксперименты проходили по следующей схеме. Излучение удаленного радиоисточника в виде квазиплоской волны распространяется вдоль оси z через турбулентную среду с крупномасштабными случайными неоднородностями электронной концентрации и принимается в плоскости xy, перпендикулярной направлению распространения, двухэлементным мультипликативным интерферометром с базой ρ (рис. 4.1). Сигналы, принятые на двух антеннах, перемножаются между собой в один момент времени t. В результате этой процедуры, осуществляемой в корреляторе, выделяется флуктуирующая разность фаз в двух приемных пунктах. Выходной сигнал комплексного коррелятора [10] представим в виде:
,
(4.1)
где δφ(t) - разность флуктуаций фаз сигналов, принятых в один и тот же момент времени на разных антеннах, Θ - дополнительно вводимый постоянный фазовый сдвиг в сигнал коррелятора. Такая процедура обладает рядом преимуществ по сравнению с традиционным однопунктовым приемом, поскольку позволяет исследовать флуктуации поля, вносимые только турбулентной средой на двух разных трассах распространения. В этом случае исключается влияние флуктуаций собственного излучения источника, что делает возможным исследовать среду при просвечивании ее не только монохроматическими сигналами космических аппаратов, но и широкополосными шумовыми сигналами естественного радиоисточника.
Рис. 4.1
Далее выполнялся спектральный анализ сигнала интерферометра. При большой длительности реализации (T®¥) спектр мощности выражается следующим образом [24]:
,
(4.2)
где:
(4.3)
Экспериментальные частотные спектры (4.2), полученные описанным способом и являющиеся наиболее важной статистической характеристикой сигнала, анализировались с целью извлечения информации о среде распространения.
Представим спектр мощности в виде Фурье-образа автокорреляционной функции Г(τ) сигнала коррелятора R(τ):
(4.4)
Функция Г(τ) в (4.4) является функцией когерентности четвертого порядка для комплексных полей в пунктах приема [22,23] и с учетом (4.3) может быть представлена в виде:
(4.5)
Описание флуктуаций поля излучения проводилось методом геометрической оптики. Исследуемой характеристикой среды являлась электронная концентрация плазмы солнечного ветра. Для описания временных изменений параметров среды в солнечной короне применялась гипотеза "вмороженности", справедливая на расстояниях от Солнца, больших 15RСолнца[9] – предполагалось, что неоднородности электронной концентрации не изменяются с течением времени и двигаются в радиальном направлении от Солнца со скоростью V, равной скорости солнечного ветра. Пространственный спектр флуктуаций электронной концентрации задавался степенной функцией с индексом p в интервале волновых чисел κ [κ0=2π/Λ0, κm=2π/l0] (где Λ0 и l0 – внешний и внутренний масштаб турбулентности) [25]:
(4.6)
где C2N - структурный коэффициент, характеризующий интенсивность флуктуаций электронной концентрации:
(4.7)
(σ2N - дисперсия флуктуаций электронной концентрации, Г(κ) - гамма-функция). Предполагается, что такая форма степенного спектра удовлетворительно описывает распределение флуктуаций электронной концентрации в области солнечного ветра на угловых расстояниях более 2° в дециметровом диапазоне длин волн [25].
Указанные выше приближения, используемые при теоретическом анализе сигнала интерферометра, позволили упростить расчеты и получить выражения для спектра интерференционного сигнала, содержащие информацию о среде распространения – о скорости солнечного ветра, пространственном распределении электронной концентрации в области зондирования, интенсивности ее флуктуаций и т.д. Тем не менее, извлечение этой информации из экспериментальных спектров затруднено, так как спектр, рассчитанный по (4.4), предоставляет собой сложную комбинацию отдельных интегральных параметров турбулентной среды. Для того, чтобы исследовать возмущения, оказываемые средой распространения на сигнал интерферометра, и оценить некоторые ее характеристики, рассмотрим предельные случаи распространения излучения при слабых и сильных возмущениях.
При слабых флуктуациях фазы спектр мощности поля сигнала интерферометра представляет собой спектр мощности случайной разности фаз сигналов в двух точках приема. Спектр мощности поля сигнала интерферометра при Θ=π/2 имеет вид [23]:
(4.8)
Здесь введены следующие обозначения: ρ┴ {ρx,ρy}, V┴{Vx,Vy} - проекции вектора базы и скорости на плоскость, перпендикулярную направлению излучения. При выводе (4.8) предполагалось, что ось x системы координат совпадает по направлению с направлением вектора скорости, т.е. Vy=0. Для обозначения длины проекции базы и скорости используются следующие обозначения: V┴=√(V2x+V2y), ρ┴=√(ρ2x+ρ2y).
В случае, когда база интерферометра имеет преимущественное направление вдоль скорости дрейфа неоднородностей среды (ρ┴ {ρx,0}, V┴{Vx,0}), спектр мощности описывается простым соотношением:
(4.9)
При произвольной относительной ориентации векторов базы интерферометра и скорости, когда условие ρ┴||V┴ нарушается, выражение для спектра (4.8) можно привести к следующему виду:
(4.10)
где Г(
κ) - гамма-функция,
- функция Макдональда.
Проанализируем форму огибающей спектра мощности при слабых фазовых возмущениях. Построим различные аппроксимации функции Y(F) на трех частотных интервалах:
(4.11)
В соотношениях (4.11) и далее: F=Ω0/2π - частота Фурье-анализа.
На рис.4.2 построена функция (4.9), справедливая при ρ┴||V┴. Пунктирными линиями обозначены кривые Y1||,Y2,Y3, соответствующие огибающей спектра на трех участках, выделенных в (4.11). Спектр мощности имеет ярко выраженный главный максимум, частота которого Fmax определяется, согласно принятой модели турбулентного потока в солнечном ветре, значениями показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации p, скорости дрейфа неоднородностей V┴ и внешнего масштаба турбулентности Λ0
(4.12)
(в данном случае V┴=Vx)
Несмотря на то, что частота Fmax связана простым выражением с параметрами среды, проводить диагностику плазмы солнечного ветра в этой характерной точке спектра нельзя. Так как пространственный спектр флуктуаций концентрации (4.6) определен на интервале волновых чисел κ0 < κ < κm, то полученные выражения для спектра отклика интерферометра (4.8, 4.9, 4.10, 4.11) справедливы на частотах, выше характерной частоты F0=V┴/Λ0 [25]. Как следует из (4.12), частота главного максимума сравнима с частотой F0: например, при значении p=11/3, соответствующем модели турбулентности Колмогорова [25], Fmax=√3 ∙ F0. Следовательно, оценки параметров среды в области главного максимума спектра могут оказаться недостоверными. Поэтому для определения проекции скорости параметров среды предлагается использовать более высокочастотную часть спектра, где модель (4.9, 4.10) работает более надежно.
Рис. 4.2
Рис. 4.3
Спектральный индекс кривых Y2 и Y3 на частотных интервалах II и III однозначно связан с показателем пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации p (см. (4.6)), что позволяет определять этот параметра по экспериментально измеренным спектрам.
Следует обратить внимание, что форма спектра с полого спадающей кривой на интервале II наблюдается только при достаточно большом значении внешнего масштаба турбулентности Λ0. При малых Λ0 участок II значительно сокращается, главный максимум смещается в более высокую область по оси частот. При расчете функции, приведенной на рис.4.2, Λ0 полагалось равным 106 км, что соответствует развитым турбулентным процессам в солнечном ветре [9]. Спектр, рассчитанный при Λ0=104 км, представлен на рис.4.3. Очевидно, что в таком случае спектральный индекс р в низкочастотной области при F < V┴/2ρ┴ получить не удается.
Огибающая спектра на рис.4.2 имеет излом в точке пересечения аппроксимирующих кривых Y2 и Y3 (4.11) . Запишем соотношение для частоты излома:
(4.13)
Измерение частоты FT при известном значении ρ┴ позволяет делать оценки скорости солнечного ветра.
На "крыльях" спектра (4.9) наблюдаются осцилляции, определяющиеся сомножителем [1-cos(Ω0∙ρ┴/Vx)], которые зависят только от соотношения продольных составляющих проекции скорости и длины базы интерферометра. При строгом выполнении гипотезы вмороженности локальные минимумы функции (4.9) располагаются на частотах:
(4.14)
Измеряя частоты экстремумов экспериментальных спектров, возможно оценить значение скорости дрейфа неоднородностей через трассу просвечивания. В действительности, скорость солнечного ветра не является строго однородной в пространстве. Небольшие регулярные изменения скорости вдоль трассы и ее случайные флуктуации вызывают «заплывание» положения нулей спектра и затрудняют определение Vx.
Рис. 4.4
Рис. 4.5
При произвольной относительной ориентации проекции базовой линии и скорости переноса неоднородностей расчеты выполнялись по выражениям 4.8, 4.10. Рис. 4.4 иллюстрирует случай, когда база направлена под углом к скорости a=10°. На рис. 4.5 представлен спектр при a=90° (ρ┴ ┴ V┴). Численный анализ выражения (4.10) показал, что при изменении угла a в области частот V┴/Λ0 << F < V┴/2 ρ┴ (участок II) и F > V┴/2 ρ┴ (участок III) (см. (4.11)) спектральный индекс не изменяется. На участке I при увеличении a частотная зависимость меняет свой характер на более пологий; при a=90° (рис. 4.5) в области частот F < Vx/Λ0 спектр имеет постоянное значение.
При нарушении строгой параллельности осцилляции (ρ┴ и V┴)., ярко выраженные в случае (ρ┴ || V┴)., сглаживаются (сравнить рис. 4.2 и рис. 4.4). При этом частоты (4.14) локальных минимумов спектра не изменяются. При поперечном направлении базы (ρ┴ ┴ V┴). осцилляции исчезают (рис. 4.5).
При (ρ┴ ┴ V┴). интервал, на котором огибающая спектра меняет степенной закон от F(-p+3) до F(-p+1), значительно шире, чем в случае (ρ┴ || V┴).. На рис. 4.5 излом огибающей на частоте FT выражен слабo. Следовательно, при ориентации проекции базы поперек скорости дрейфа неоднородностей оценка скорости может быть затруднена.
Для оценок указанных параметров необходимо вычислять спектр мощности поля в достаточно широкой частотной полосе, включающей отмеченные особенности спектра (частоту главного максимума Fmax, частоту излома огибающей спектра FT, частоты локальных максимумов Fn). Так как спектр мощности вычисляется через Фурье-преобразование выходного сигнала коррелятора, время интегрирования τu при корреляционном анализе должно выбираться достаточно малым, принимая во внимание, что частотная полоса спектра df обратно пропорциональна времени интегрирования:
. (4.15)
Таким образом, в случае слабых амплитудных и слабых фазовых флуктуаций принимаемого излучения спектральный отклик РСДБ-системы имеет вид степенной спадающей функции. Рассмотренный метод позволяет делать оценки показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации p и скорости солнечного ветра V┴ при известной геометрии эксперимента. Скорость дрейфа неоднородностей среды оценивается по частоте излома огибающей спектра FT в случае, когда излом ярко выражен (α < 90°). При ориентации проекции базы вдоль скорости ρ┴ || V┴ по частотам экстремумов на "крыльях" спектра можно определить величину скорости при строгом выполнении условий гипотезы вмороженности. При (ρ┴┴V┴). измерения скорости затруднены.
В случае сильных фазовых флуктуаций частотный спектр имеет вид гауссовой функции независимо от выбора вида пространственного спектра Ф(κ). Спектр мощности поля сигнала интерферометра описывается соотношением:
(4.16)
где:
, (4.17)
(4.18)
где J0(κρx) - функция Бесселя нулевого порядка, J2(κρx) - функция Бесселя 2-го порядка, Z – толщина слоя неоднородностей, ω0 - частота приема, ωp - электронная плазменная частота, c - скорость света, N – невозмущенная компонента электронной концентрации, ρ┴, V┴ - проекции базы интерферометра и скорости солнечного ветра на плоскость, перпендикулярную направлению распространения излучения; поперечная проекция базовой линии направлена вдоль оси X, т.е. ρ┴{ρx,0}
В (4.16)
- полуширина спектральной линии. Величина
представляет собой дисперсию флуктуаций частоты интерференции [21] и пропорциональна интенсивности флуктуаций электронной концентрации. Полуширина спектра линейно зависит от модуля скорости. Зависимость полуширины от взаимной ориентации базы интерферометра и скорости переноса неоднородностей определяется множителем:
,
(4.19)
где a - угол между вектором скорости V┴ и осью x, вдоль которой ориентирован вектор базовой линии ρ┴. Полуширина спектра максимальна при ориентации базы вдоль скорости дрейфа неоднородностей, минимальна в случае взаимно-поперечного расположения ρ┴ и V┴.
В случае сильных фазовых флуктуаций ширина спектра зависит от комбинации параметров среды и определяется интенсивностью воздействия турбулентной среды, следовательно возможна качественная оценка состояния среды по относительным уширениям спектров источников, расположенных на различных угловых расстояниях от Солнца и измеренным одновременно на нескольких базах.
4.2. Результаты экспериментов
Во время обработки экспериментальных данных РСДБ-сессий рассчитывался спектр мощности поля сигнала интерферометра. Диагностика среды распространения проводилась в предположении, что при распространении излучения в турбулентной среде определяющий вклад в сильные возмущения фазы сигнала дают крупномасштабные неоднородности, а мелкомасштабные неоднородности формируют слабый фон фазовых флуктуаций проходящего излучения [26]. При этом спектр мощности имеет вид функции Гаусса на фоне спадающей степенной функции. Исходя из этих предположений, анализ интенсивности сильных крупномасштабных неоднородностей был выполнен по ширине спектра. Исследование формы «крыльев» спектра мощности позволило сделать выводы о распределении мелкомасштабных неоднородностей.
В Таблице 3 приведен список источников, наблюдавшихся в эксперименте INTAS00.3 1 декабря 2000 г., угловое расстояние от источника до Солнца в момент наблюдений и задействованные базовые линии интерферометра.
Влияние межпланетной плазмы на сигнал инструмента проиллюстрировано рисунком 4.6, где представлена зависимость полуширины спектра Δf мощности от углового расстояния q между радиоисточником и Солнцем. В качестве полуширины спектра принималась полуширина функции Гаусса, аппроксимирующей экспериментальный спектр. Вертикальными отрезками на рисунке 4.6 показаны значения невязок экспериментального спектра и его аппроксимации. При близком расположении трассы зондирования к Солнцу, где влияние турбулентной среды на проходящее излучение велико, спектры мощности имеют наибольшую ширину. Спектр сигнала источника, излучение которого распространяется в зоне, свободной от влияния плазмы солнечного ветра (при θ=51°), представляет собой узкую спектральную линию. На солнечных дистанциях при θ<5°, где возмущения наиболее интенсивны, когерентность сигнала полностью нарушается.
Таблица 3: Источники и задействованные базовые линии в эксперименте INTAS00.3
| Источник
|
θ, градусы
| База / длина проекции, км
|
|---|
| 1555-140
|
8.6
| Медвежьи Озера – ХартРАО (7860) |
| 1524-136 |
14.2
|
Медвежьи Озера – Ното (2706)
|
| 1514-241
|
14.2
| Медвежьи Озера – ХартРАО (6825)
Медвежьи Озера – Ното (2520)
ХартРАО – Ното (5523)
|
| 1504-167
|
17.3
| Медвежьи Озера – ХартРАО (7589)
Медвежьи Озера – Ното (2660)
ХартРАО – Ното (5937)
|
| 1741-038
|
27.2
|
ХартРАО – Ното (6496)
|
| 3C279
|
51.0
| Медвежьи Озера – ХартРАО (8026)
Медвежьи Озера – Ното (2679)
|
Рис. 4.6
Рассматриваемый метод исследования турбулентной среды является наиболее информативным при слабых флуктуациях фазы, т.к. позволяет определить показатель пространственного спектра распределения неоднородностей и скорость солнечного ветра. С целью иллюстрации этого частного случая были отобраны реализации корреляционного сигнала, полученные при относительно слабых фазовых возмущениях. Этому условию соответствовали данные наблюдений источников, расположенных на угловых расстояниях от Солнца θ>10°. Выполнялась спектральная обработка каждой реализации, в фазу каждой реализации предварительно вводился дополнительный сдвиг Θ=π/2.
Оценка величины р проводилась следующим образом: на графиках экспериментальных спектров в логарифмическом масштабе строилась степенная функция, совпадающая с огибающей "крыльев" спектра. Связь огибающей с показателем пространственного спектра p определялась согласно соотношениям (4.11). Предварительно проводилась оценка граничной частоты F0 и частоты излома спектра FT (4.13), при этом скорость солнечного ветра в исследуемой области при R>40RСолнца принималась равной V┴=450 км/с, внешний масштаб - Λ0=106 км. Исследовался участок спектра на частотном интервале F>Δf (Δf - полуширина спектра), при условии, что мощность полезного сигнала превышала мощность шума в 3 раза.
Ниже рассмотрены примеры экспериментальных спектров мощности, построенные по результатам наблюдения источника 1514-241, расположенного на угловом расстоянии от Солнца θ≈14°. Проекции задействованных базовых линий на картинную плоскость источника 1514-241 показаны на схеме 4.7. В полярных координатах вдоль радиуса отложена длина проекции базы ρ┴; угол a – угол между проекцией базы ρ┴ на плоскость, перпендикулярную направлению излучения, и проекцией скорости солнечного ветра V┴. Предполагалось, что V┴ направлена от Солнца к источнику. Римскими цифрами обозначены следующие проекции базовых линий: I - Медвежьи Озера–ХартРАО, II - Медвежьи Озера – Ното , III - ХартРАО – Ното.
ρ┴ и V┴
Рис. 4.7
Спектр мощности Y(F), построенный на рис. 4.8, рассчитан по результатам наблюдений на интерферометре Медвежьи Озера – Ното. Поперечная проекция базы интерферометра была ориентирована под углом a~12° к направлению от Солнца к источнику, длина проекции базовой линии в начальный момент скана составляла r^=2518 км. На графике 4.8 четко просматривается излом спектра, по частоте которого FT согласно (4.13) определена скорость солнечного ветра на трассе зондирования: V┴=2FTρ┴=317±10 км/с. Горизонтальной пунктирной линией обозначен уровень мощности шумов, ниже которого спектр не анализировался. На частоте FT пересекаются функции Y2=F(-p+3) и Y3=F(-p+1) (4.11), аппроксимирующие спектр на двух частотных интервалах F < V┴/2ρ┴ и F > V┴/2ρ┴. Показатель пространственного спектра p, оцененный по спектральному индексу этих кривых, равен p=3.8.
Рассматриваемый метод предполагает, что спектры, полученные при наблюдениях на интерферометрах с ориентацией базы преимущественно вдоль скорости переноса неоднородностей, должны содержать осцилляции, которые определяются отношением проекции скорости к длине продольной компоненты базы. В данном спектре осцилляции не просматриваются. Как показал, предварительный расчет по выражению (4.8), при a=12° флуктуации слабо выражены (см. рис. 4.4). Кроме того, флуктуации скорости в исследуемой области могли быть значительными, что привело к замыванию спектральных минимумов. Высокий уровень шумов на участке спектра F > V┴/2ρ┴ сделал невозможным оценку величины скорости переноса неоднородностей по положению локальных экстремумов.
На рис. 4.9 приведен спектр, измеренный в том же скане на базовой линии Медвежьи Озера – ХартРАО. Показатель пространственного спектра, оцененный по экспериментальному спектру мощности равен p=3.6. Во время скана угол между базой и направлением от Солнца к источнику составлял α≈60°, длина проекции базовой линии была равна 6825 км. По частоте излома спектра FT = V┴/2ρ┴ определена скорость переноса неоднородностей: V┴=325±14 км/с.
Спектр, измеренный на базе Ното – ХартРАО, направленной под углом α≈81° к скорости, построен на рис.4.10. Излом спектра слабо выражен, по этой причине ошибка определения скорости солнечного ветра велика V┴=329±40 км/с. Показатель пространственного спектра, определенный на частотах F < V┴/2ρ┴ оценивается величиной p=3.5.
Рис. 4.8
Рис. 4.9
Рис. 4.10
Наблюдения 6 источников позволили определить среднее значение скорости солнечного ветра как V┴=342±17 км/с..
На рисунке 4.11 приведены значения p, измеренные на различных угловых расстояниях от Солнца. Зависимости спектрального индекса и скорости солнечного ветра от солнечной дистанции и ориентации базы при обработке экспериментальных данных выявлено не было. Данный результат является ожидаемым, поскольку исследуется область гелиоцентрических расстояний с сформировавшимся режимом течения плазмы солнечного ветра [9], при котором скорость дрейфа неоднородностей и спектральный индекс существенно не меняются.
Рис. 4.11
При обработке наблюдений шести источников в эксперименте INTAS00.3 получено среднее значение спектрального индекса: p=3.57±0.06. Оно близко к показателю спектра Колмогорова (pk=11/3) и согласуется с экспериментальными результатами исследований солнечного ветра, выполненных различными методами [9,21].
Описываемый метод впервые позволил оценить скорость дрейфа неоднородностей и показатель пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации независимо друг от друга в отличие от ранее проведенных интерферометрических экспериментов по радиопросвечиванию солнечного ветра: обычно эти параметры взаимозависимы – при оценках одного из этих параметров второй предполагается известным. Методом слабых амплитудных мерцаний обычно определяются скорость дрейфа и показатель спектра флуктуаций электронной концентрации для неоднородностей с размерами в десятки – сотни километров [9], в данном же случае оценки параметров среды выполняются на масштабах, сравнимых с проекциями баз радиоинтерферометрического комплекса, т.е. исследуются плазменные неоднородности с размерами в сотни – тысячи километров. Полученные значения спектрального индекса и скорости позволяют подтвердить применимость гипотезы "вмороженности" и спектра Колмогорова для описания пространственно-временных изменений в солнечном ветре на больших расстояниях от Солнца (R > 40RСолнца) в области масштабов турбулентности, которая ранее практически не исследовалась.
Несмотря на большое количество сканов (2-3 скана по шести источникам при измерениях на 2-3 базах), реализаций, удовлетворяющих необходимым условиям (малость флуктуаций разности фаз и широкая полоса спектра), было недостаточно для проведения статистического анализа. Для интерпретации данных (а именно, для определения показателя пространственного спектра и скорости переноса неоднородностей), необходимо, чтобы спектр был построен в полосе частот, захватывающей особенности спектра (точка «излома», осцилляции), лежащие на частотах F > FT=V┴/2ρ┴. В описанном эксперименте корреляция данных была проведена со слишком большим временем интегрирования (2 сек), что в большинстве случаев не позволило получить спектры в достаточно широкой полосе частот для полноценного анализа. По этой причине интересующая нас высокочастотная часть спектра не могла быть исследована.
Рассмотрим результаты спектральной обработки данных, полученных при сильных фазовых флуктуациях принимаемого излучения.
Во время РСДБ-сессии INTAS99.4 2 декабря 1999 г. были выполнены РСДБ-наблюдения группы из 6 источников, расположенных на угловых расстояниях от Солнца от 2 до 25 градусов. По каждому источнику проведено 3 скана длительностью по 10-15 минут с часовыми перерывами между сканами. Наблюдения проводились в условиях повышенной вспышечной активности Солнца. Из-за близкого расположения к Солнцу трассы зондирования и условий повышенной вспышечной активности сигналы большинства наблюдаемых объектов были ослаблены воздействием интенсивных неоднородностей солнечного ветра, что затруднило оценки параметров среды. Достаточно сильный интерференционный сигнал, четко различимый на фоне шумов, получен только для источника NRAO 530, находившегося во время наблюдений на угловом расстоянии от Солнца θ≈17°. Его поток на частоте 1665 МГц составляет 5.6 Ян, тогда как потоки остальных пяти источников не превышают 0.5 Ян.
Для анализа результатов наблюдений источника NRAO 530 были отобраны данные измерений, полученные при слабых амплитудных и сильных фазовых флуктуациях. Корреляция проводилась с предварительным усреднением в течении времени интегрирования, равного τu=0.5 c, что позволило исследовать спектр в полосе df0=5Гц. Выполнена спектральная обработка 14 реализаций, измеренных на 7 базах радиоинтерферометрического комплекса. Осуществлялась дополнительная очистка сигнала от паразитных шумов по следующей известной схеме [27]: дискретная реализация корреляционного сигнала разделялась на одинаковые интервалы, на каждом интервале выполнялось быстрое Фурье-преобразование, вычислялось его комплексное сопряжение, затем проводилось усреднение по числу интервалов.
Пример спектра мощности интерферометра, измеренный на базе Ното – Светлое, приведен на рисунке 4.12 в логарифмическом масштабе (пунктир). Согласно выводам теоретического анализа спектр мощности при сильных флуктуациях принимаемого излучения описывается функцией Гаусса, полуширина которой является дисперсией флуктуаций частоты интерференции [22,23]. Функция Гаусса, аппроксимирующая спектр, обозначена на рис. 4.12. сплошной линией. Горизонтальной пунктирной линией отмечен уровень шумов. Усредненный спектр показан на рис. 4.13 тонкой линией; жирной линией построена аппроксимирующая функция Гаусса.
Рис. 4.12
Рис. 4.13
На рис. 4.14 показаны проекции базовых линий на картинную плоскость источника NRAO 530. Угол α представляет собой угол между проекцией базовой линии и радиальным направлением от Солнца на источник. В Таблице 4 помещен список задействованных базовых линий, длина поперечной проекции каждой базовой линии и значения угла α.
Рис. 4.14
Таблица 4: Задействованные базовые линии в эксперименте INTAS99.4
| База |
α,
градусы
|
длина проекции базы, км
|
|---|
| Медвежьи Озера – Светлое | 57.7 | 280 |
| Медвежьи Озера – ХартРАО | -45.8
-48.1
-50.9 | 7842
7643
7485
|
| Медвежьи Озера – Пущино | -4.9
-23.2 | 89
54
|
| Медвежьи Озера – Шанхай | -135.6 | 6402
|
| ХартРАО – Ното | 116.6
113.9
111.4 | 6096
6136
6209
|
| ХартРАО – Светлое | 130.0
125.9 | 7720
7569
|
| Ното – Светлое | 172.6
170.9 | 2698
2203
|
Проанализирована зависимость полуширины спектра Δf от угла между поперечной проекцией скорости переноса неоднородностей и поперечной проекцией базы интерферометра.
Для оценки величины Δf каждый спектр аппроксимировался функцией Гаусса, полуширина которой принималась за полуширину экспериментального спектра. На рисунке 4.15 вертикальными отрезками обозначены средние значения Δf, рассчитанные для каждой реализации. Длина отрезка соответствует невязке исходной кривой и её аппроксимации. По оси абсцисс отложены значения угла между проекцией базы и направлением от Солнца к источнику, вдоль которого, как предполагалось при расчетах, направлена скорость солнечного ветра. Сплошной линией показана теоретическая кривая, построенная по выражению (4.17). Как следует из графика, экспериментальные данные хорошо согласуются с модельными расчетами.
Рис. 4.15
Таким образом, данные РСДБ-экспериментов по исследованию плазмы солнечного ветра продемонстрировали удовлетворительное согласие с результатами теоретического анализа в плане определения показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации и скорости солнечного ветра при слабых фазовых возмущениях принятого излучения. Тем не менее, статистический анализ измеренных параметров нельзя считать полноценным, так как из-за недостатка наблюдений при спокойном состоянии Солнца не удалось выявить их зависимость от солнечной дистанции и ориентации базы.
Для получения достоверных данных о состоянии плазмы солнечного ветра в одном цикле измерений необходимо проводить наблюдения возможно большего числа радиоисточников. Интервал угловых расстояний радиоисточников от Солнца желательно выбирать достаточно широким: от малых углов (θ≈2° - 3°), где происходит формирование солнечного ветра, до больших (θ≈60° - 80°), на которых возмущения, вносимое околосолнечной плазмой мало по сравнению с воздействием межпланетной. Следует учитывать, что при исследовании плазмы в области, близкой к Солнцу (2° < θ < 8°) воздействие среды на сигнал интерферометра значительно, следовательно, нужно отбирать для наблюдений радиоисточники с потоками, превышающими 3 Ян. Чтобы свести к минимуму влияния ионосферы Земли на измерения, угол места для каждой антенны при наблюдении источника должен превышать 15°.
Корреляционный анализ необходимо проводить с малым временем интегрирования (в зависимости от исследуемой области и длины задействованных баз), которое позволит исследовать спектр мощности сигнала интерферометра в достаточно широкой частотной полосе, включающей особенности спектра (частоту главного максимума, частоту излома спектра, частоты локальных максимумов). При этом сканы по каждому источнику целесообразно проводить длиной около 10-15 минут для получения высокого частотного разрешения.
Заключение
В работе сделана попытка обобщения отечественного опыта использования канадской системы РСДБ-регистрации S2 в рамках проекта Низкочастотная РСДБ-сеть LFVN. S2-система продемонстрировала прекрасные характеристики, надежность, неприхотливость и чрезвычайную гибкость в использовании, что особенно важно в российских условиях, когда радиотелескопы оснащены скудной и разнородной аппаратурой. Эпоха использования S2 (с 1993 по 2000 гг.) возможно была наиболее результативной в истории отечественной астрофизической РСДБ. Сразу несколько российских антенн равноправно участвовали в международных экспериментах, в том числе по наземно-космической радиоинтерферометрии (проект VSOP). В наблюдениях, программа которых была составлена по заявкам российских ученых, были получены новые результаты по ОН-мазерам, квазарам и солнечному ветру. Поскольку система S2 до сих пор является наиболее распространенным в России РСДБ-регистратором, а также установлена на многих международных радиотелескопах, представляется целесообразным попытаться возобновить регулярные S2-наблюдения, заключив договор о сотрудничестве с австралийским или японским корреляторами.
В статье были рассмотрены основные результаты двух наиболее интересных наблюдательных сессий LFVN в 1999 (INTAS99.4) и 2000 (INTAS00.3) гг. проведенных на длине волны 18 см и обработанных канадским коррелятором в Пентиктоне (Dominion Radio Astrophysical Observatory). Представлены и проанализированы LFVN-изображения радиоисточников 1418+546 и CTA 102, показаны некоторые результаты, которые не вошли в [8], по источникам 0420-014, 0420+022, 1308+326, 1345+125 и 1803+784. Для всех объектов, за исключением источника 1345+125, качество uv-покрытий, полученное при наблюдениях на 6 антеннах, можно считать удовлетворительным, поскольку в ходе эксперимента реализовывались малые, средние и длинные базы. Тем не менее, крайне важно увеличивать число участвующих пунктов РСДБ-сети для улучшения динамического диапазона карт и повышения их достоверности. Так, увеличение числа антенн с шести до семи приводит к значительному (40%) увеличению числа возможных проекций баз.
Детально изложена и теоретически обоснована методика РСДБ-исследований плазмы солнечного ветра методом радиопросвечивания излучением естественных радиоисточников. Создана и отлажена программная база для спектральной обработки сигналов интерферометра, искаженных воздействием возмущенной среды. Теоретический анализ и численное моделирование показали, что по спектральному составу интерференционного отклика с помощью многоэлементных РСДБ-комплексов можно исследовать крупномасштабные неоднородности в короне или сверхкороне Солнца, наблюдая радиоисточники в широких пределах углов элонгации и позиционных углов относительно Солнца. Обработка экспериментальных данных позволила сделать оценки показателя пространственного спектра флуктуаций электронной концентрации и скорости дрейфа неоднородностей в области зондирования. Впервые параметры скорости солнечного ветра и спектрального индекса были получены независимо друг от друга на масштабах неоднородностей, сравнимых с длинами базовых линий – от 2000 до 9000 км. Указанные параметры позволяют подтвердить применимость гипотезы "вмороженности" и спектра Колмогорова для описания пространственно-временных изменений в солнечном ветре на больших расстояниях от Солнца (R > 40RСолнца). Планируется продолжить наблюдения с учетом рекомендаций, выработанных в процессе обработки данных.
Литература
[1] Molotov I., Likhachev S., Chuprikov A., Dementiev A., Lipatov B., Nechaeva M., Snegirev S., Dugin N., Ananthakrishnan S., Balasubramanian V., Benz A., Mantovani F., Liu X., Hong X., Kus A., Molotov E. P., Ignatov S. P., Poperechenko B. A., Gorshenkov Y. N., Konovalenko A. A. Low Frequency VLBI Project. The Universe at Low Radio Frequencies, Proceedings of IAU Symposium 199, held 30 Nov - 4 Dec 1999, Pune, India. Edited by A. Pramesh Rao, G. Swarup, and Gopal-Krishna, 2002, p. 492-493.
[2] Алексеев В.А., Алтунин В.И., Горшенков Ю.Н., Дементьев А.Ф., Игнатов С.П., Князев Н.А., Липатов Б.Н., Молотов Е.П., Молотов И.Е., Попереченко Б.А., Чибисов А.В., Языков В.П. Сотрудничество Российской и Американской сетей слежения дальнего космоса в области интерферометрии. // Труды конференции "Современные проблемы и методы астрометрии и геодинамики", 23-27 сентября 1996 г. С.-Петербург, стр. 156-163.
[3] Cannon W.H., Baer D., Feil G., et al. The S2 VLBI system. //Vistas Astronomy, 1997, 41, 297
[4] Slysh V.I., Jauncey D.L., Reynolds J.E., Molotov I.E., Wilson W., Jauncey D.L., McCulloch P.M., Feil G., Cannon W. et al. VLBI Observations of OH Masers with the S-2 Recording System. // MNRAS 283, N 1, 1996, p. 9-14.
[5] Алтунин В.И., Дементьев А.Ф., Липатов Б.Н., Нечаева М.Б., Окмянский В.А., Снегирев С.Д., Тихомиров Ю.В.. Исследования неоднородностей плазмы солнечного ветра методом РСДБ на длинах волн 18 и 92 см в 1994-1996 гг. //Известия вузов. Радиофизика, 2000, Т.XLIII, №3, с. 197.
[6] Carlson B.R., Dewdney P.E., Burgess T.A., et al. The S2 VLBI Correlator: A Correlator for Space VLBI and Geodetic Signal Processing // PASP, 1999, 111, 1025
[7] Molotov I., Chuprikov A., Likhachev S., Salter C., Ghosh T., Ghigo F., Dougherty S. First VLBI observations with Arecibo in an International S2 ad-hoc array. // Single-dish radio astronomy: techniques and applications. ASP conference proceedings, Vol. 278. Edited by Snezana Stanimirovich, Daniel Altschuler, Paul Goldsmith, and Chris Salter, 2002, p. 507-510.
[8] Пушкарев А.Б., Ковалев Ю.Ю., Молотов И.Е., Нечаева М.Б., Горшенков Ю.Н., Туккари Дж., Стангелини К., Хонг Ш., Куик Дж., Доугхерти Ш., Лю Ш. Квазиодновременные наблюдения активных ядер галактик с помощью РСДБ и на РАТАН-600. Астрономический журнал, 2004, том 81, № 11, стр. 988-997.
[9] Яковлев О.И. Космическая радиофизика.–М.: Наука, 1998.-432 с.
[10] Томпсон A.Р., Моран Дж.M., Свенсон Дж.У. Интерферометрия и синтез в радиоастрономии: / Пер. с англ. под ред. Л.И. Матвеенко – 2-е изд. - М.: ФИЗМАТЛИТ, 2003 – 624 с. – ISBN 5-9221-0015-7
[11] Shepherd M. C. Difmap: an Interactive Program for Synthesis Imaging. ASPC, 1997, 125, 77S
[12] Wurtz R., Stoke J.T., Yee H.K.C. The Canada-France-Hawaii Telescope Imaging Survey of BL Lacertae Objects. I. Properties of the Host Galaxies // ApJS, 1996, 103, 109
[13] Stickel M., Fried J.W., Ku"hr H. The complete sample of 1 Jy BL Lac objects. II - Observational data // A&AS, 1993, 98, 393
[14] Stickel M., Fred J.W., Ku"hr H. Optical spectroscopy of 1 Jy BL Lacertae objects and flat spectrum radio sources // A&AS, 1989, 80, 103
[15] Burbidge, G.R., Burbidge, E.M. The Sources of Radio Emission in NGC 5128 and NGC 1316 // ApJ, 1957, 125, 1
[16] Singal K.A., Gopal-Krishna. Ultra-relativistic bulk motion and radio flux variability of active galactic nuclei// MNRAS, 1985, 215, 383
[17] Kellermann K.I., and Pauliny-Toth I.I.K. The Spectra of Opaque Radio Sources. // ApJ, 1969, 155, L71
[18] Шоломицкий Г.Б., 1965, АЖ, 9, 516
[19] Falomo R., Scarpa R., Bersanelli M. Optical spectrophotometry of blazars // ApJS, 1994, 93, 125
[20] Spencer R.E., McDowell J.C., Charlesworth M., et al. MERLIN and VLA observations of compact steep-spectrum radio sources. // MNRAS, 1989, 240, 657
[21] Якубов В.П. Доплеровская сверхбольшебазовая интерферометрия.–Томск: Изд-во «Водолей», 1997, 246 с.
[22] Гавриленко В.Г., Липатов Б.Н., Нечаева М.Б. Анализ отклика радиоинтерферометра со сверхдлинной базой на излучение радиоисточника, прошедшее через околосолнечную плазму. //Известия вузов. Радиофизика, 2002, XLV, №6, с.459-472.
[23] Алимов В.А., Гавриленко В.Г., Липатов Б.Н., Нечаева М.Б.. О форме частотного спектра флуктуирующего излучения при интерферометрическом приеме в экспериментах по радиозондированию Солнечной короны. //Известия вузов. Радиофизика, 2004, XLVII, №3, с.167-180.
[24] Малахов А.Н. Флуктуации в автоколебательных системах. –М., 1968 г., 660 с.
[25] Татарский В.И. Распространение волн в турбулентной атмосфере. – М., 1967г., 548с.
[26] Шишов В.И., Малофеев В.М., Пынзарь А.В., Смирнова Т.В.. Влияние турбулентной межзвездной плазмы на отклик радиоинтерферометра // Астрономический журнал, 1995, Т.72, №4, с.485-494.
[27] Свешников А.А. Прикладные методы теории случайных функций. – М.: Наука, 1968, 464 с.
Annotation
In
the paper we discuss the results obtained with the Low Frequency VLBI
Network (LFVN) during two observational sessions carried out in 1999
(INTAS99.4) and 2000 (INTAS00.3) at wavelength of 18 cm. The Canadian
S2 data acquisition system was used. The correlation of recorded data
was performed on the DRAO correlator in Peticton (Dominion Radio
Astrophysical Observatory). The following antennas were used (in
different configurations) in the solar wind and quasar study
experiments: Bear Lakes (RT-64, SRB MPEI, Russia), Pushchino (RT-22,
PRAO, Russia), HartRAO (RT-25, Hartebeesthoek Radio Astronomy
Observatory, South Africa), Noto (RT-25, Istituto di
Radioastronomia, Italy), Shanghai (RT-25, Shanghai Astronomical
Observatory, China), GMRT (RT-45, National Centre for Radio
Astrophysics, India), Svetloe (Р Рў-32, IAA RAS, Russia).
Successful approbation of solar wind plasma radio
raying method complemented by the method of radio interferometry reception
was the result of the conducted works. Spectral analysis of the obtained
VLBI data allowed to estimate an index of spatial
spectrum of electron density fluctuations and a solar wind inhomogeneity transfer rate on the route of sounding.
Constructed VLBI radio images of quasar CTA 102
and BL Lacertae object 1418+546 together with
their structure models are presented and discussed.
Размещен 23 августа 2006.
