АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 8, с. 628-637

УДК 524.354

СПЕКТР И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОСТАТКА СВЕРХНОВОЙ G21.5-0.9

¹Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург, Россия

Поступила в редакцию 18.01.2019 г.; после доработки 04.03.2019 г.; принята к публикации 22.03.2019 г.

Измерения плотностей потоков ОСН G21.5-0.9 на частотах 4840 и 8450 МГц выполнены на радиоте-

лескопе РТ-32 обсерватории Светлое ИПА РАН в 2013-2018 гг. Многократные измерения выявили

переменность источника. Плотности потоков G21.5-0.9 в течение 1967-2010 гг. получены на основе

опубликованных данных, позволяющих сравнить интенсивности G21.5-0.9 и стандартных источников.

Для приведения всех данных в единую систему и определения уточненного спектра использовалась

шкала потоков “искусственная луна” (ИЛ). Анализ полученной совокупности данных приводит к

выводам, что, во-первых, излом в спектре источника не связан с синхротронным высвечиванием

релятивистских электронов, и, во-вторых, переменность источника проявляется в виде изменений

плотностей потоков, попадающих при этом на одну из двух степенн ´ых зависимостей потока от частоты.

Спектральные индексы каждой из этих зависимостей имеют одно из двух постоянных значений.

Обсуждаются возможные причины обнаруженных изменений спектра G21.5-0.9.

DOI: 10.1134/S0004629919080036

1. ВВЕДЕНИЕ

разрешением хорошо видна волокнистая струк-

тура, напоминающая структуру, наблюдаемую в

G21.5-0.9 является крабоподобным остатком

Крабовидной туманности и 3C58 [3]. Измерения с

сверхновой (далее ОСН), туманностью пульсарно-

высоким угловым разрешением на частотах 1.4-

го ветра, существование и активность которой обу-

5 ГГц [3] и 22.3-94 ГГц [5] выявили однородность

словлены пульсаром PSR J1833-1034 [1, 2]. Со-

распределения спектрального индекса по источ-

гласно данным измерения средней скорости рас-

нику в радиодиапазоне, в отличие от рентгена,

ширения остатка в интервале времени между 1991

где крутизна спектра существенно возрастает с

и 2006 г., возраст G21.5-0.9 без учета возможного

расстоянием от центра источника [6, 7]. Предпо-

ускорения близок к 870 годам [3]. Излучение кра-

лагается, что этот эффект обусловлен различием

боподобных ОСН обусловлено релятивистскими

в возрасте релятивистских частиц, и вследствие

частицами, инжектируемыми центральным пуль-

синхротронного высвечивания их распределения

саром. В этом отличие крабоподобных ОСН от

по энергиям в центре и на периферии туманности

ОСН, не содержащих центрального пульсара, у

различны.

которых излучает расширяющаяся оболочка вы-

броса взрыва сверхновой при ее взаимодействии с

Радиоспектр G21.5-0.9 в диапазоне от децимет-

окружающей средой.

ровых до миллиметровых волн получен в работе [9].

Микроволновый спектр на волнах миллиметрового

Расстояние до G21.5-0.9 составляет ∼5 кпк,

наиболее точной считается оценка 4.7 ± 0.4 кпк [4].

диапазона измерен по программе “Planck” [9] на

частотах 70, 100 и 143 ГГц и в работе [10] на 84 ГГц.

G21.5-0.9 — это радио и рентгеновский источ-

Данные в пределах ошибок согласуются, хотя зна-

ник с яркостью, возрастающей к центру, диаметром

чение потока на верхней частоте [9] явно выходит

∼1^′, однако размер источника в рентгеновском

за пределы общей зависимости. Для определения

диапазоне спектра несколько меньше, чем в радио-

радиоспектра источника на частотах ниже 40 ГГц

диапазоне [5]; изображения в рентгене содержат

в [9] использовались параметры, основанные на

слабое гало диаметром ≈2^′ [6, 7], окружающее

данных каталога [11]. По этим данным, спектр

центральный источник; попытки обнаружить его

имеет степенн ´ую зависимость плотности потока S

на радиочастотах не были успешными [8]. Воз-

можное происхождение гало не установлено, одна

от частоты f в виде S(f) ∝ f^-α, где α — спек-

из версий связывает его с оболочкой ОСН. На

тральный индекс, α = 0.05. Поскольку на частотах

радиоизображениях источника с высоким угловым

70-143 ГГц получено значение α = 0.55, в [9] сде-

лан вывод, что единый степенн ´ой закон не может

^*E-mail: ivanov_vp41@mail.ru

аппроксимировать наблюдаемый спектр, и пред-

628

СПЕКТР И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОСТАТКА

629

Таблица 1. Параметры параболического радиотелескопа РТ-32

f, МГц

T_пр, К

T_ша, К

T_сис, К

Δf, МГц

КИП

HPBW, угл. мин.

1550

450

0.6

21.9

2370

450

0.48

14.6

4840

1000

0.6

6.96

8450

1000

0.56

3.94

Примечание. В столбцах приведены: f — частота; Tпр — шумовая температура входа приемника; Tша — шумовая температура

антенны; Tсис — шумовая температура системы; Δf — полоса пропускания приемника; КИП — коэффициент использования

поверхности; HPBW — ширина диаграммы направленности на уровне 0.5 по мощности. Поляризация всех облучателей

круговая.

ложена аппроксимация спектра двумя степенн ´ыми

уточняет спектр этого источника и позволяет ис-

участками, разделенными изломом. Выше частоты

следовать его динамику.

излома f_b = 45 ГГц спектральный индекс увели-

чивается на 0.5. На этом основании в [9] сделан

вывод, что излом спектра G21.5-0.9 обусловлен

2. ИЗМЕРЕНИЯ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ

РТ-32 ОБСЕРВАТОРИИ СВЕТЛОЕ

потерями энергии релятивистских электронов на

ИПА РАН

синхротронное излучение [12, 13].

Однако такая интерпретация физической при-

Измерения плотностей потоков ОСН G21.5-

роды излома спектра G21.5-0.9 не согласуется с

0.9 относительно стандартов шкалы потоков ИЛ

данными и выводами [5]. В этой работе на частоте

выполнены на радиотелескопе РТ-32 обсервато-

93.7 ГГц было измерено распределение спектраль-

рии Светлое ИПА РАН. Параметры полнопово-

ного индекса по источнику G21.5-0.9 в зависимо-

ротного параболического радиотелескопа РТ-32

сти от расстояния до его центра. Полученный ре-

диаметром 32 м обсерватории Светлое ИПА РАН

зультат указывает на отсутствие такой зависимости

приведены в табл. 1 [18-20].

и с большой вероятностью означает, что синхро-

Плотности потоков исследуемых источников

тронные потери не оказывают влияния на спектр

измерены относительно источников-стандартов

источника на частотах f ≤ 94 ГГц. В работе [3]

шкалы потоков ИЛ

[16,

17]. Шкала потоков

обоснован вывод, что при возрасте 870 лет излом

ИЛ базируется на абсолютных измерениях по

спектра на частоте f_b ≤ 100 ГГц вследствие син-

методу

“искусственной луны”, превосходящему

хротронных потерь возможен лишь при наличии

по точности другие методы, и включает в себя

внутри ОСН неправдоподобно сильного магнитно-

более 15 стандартных источников со спектрами,

го поля.

перекрывающими диапазон частот 38-200 ГГц.

У молодых ОСН наблюдаются эволюционные

Существенным отличием от других шкал и пре-

и нестационарные изменения радиоспектров [14,

имуществом шкалы ИЛ является независимый

15], анализ параметров переменности вносит су-

от абсолютных измерений контроль формы спек-

щественный вклад в изучение физической приро-

тров источников (метод относительных спектров).

ды объектов. Эти данные могут быть получены

Шкала потоков ИЛ адаптирована на частоты до

на основе точного определения спектра в разные

200 ГГц и более на основе стандартного спектра

эпохи и сравнения полученных результатов. Для

Крабовидной туманности. Спектры Крабовидной

уточнения спектра G21.5-0.9, выявления динамики

туманности многократно и подробно измерялись

его эволюции и нестационарных изменений необ-

методом “искусственной луны” в диапазоне частот

ходимы новые точные измерения плотностей пото-

0.5-15

ГГц на временн ´ом интервале

1972.2-

ков, а также приведение опубликованных данных

1992.7, а также определены в шкале потоков ИЛ по

в единую систему на основе точной абсолютной

данным относительных измерений на 1955-1981 гг.

шкалы потоков.

в диапазоне частот 0.1-23 ГГц [14]. Эти спектры

В настоящей работе представлены результаты

степенны´ е, и на основе метода относительных

измерений плотностей потоков G21.5-0.9 на ра-

спектров можно показать, что степенн ´ой закон

диотелескопе РТ-32 обсерватории Светлое ИПА

выполняется, по крайней мере, до 200 ГГц:

РАН, а также приведения опубликованных данных

)_-α

⁽f

в единую систему на основе шкалы потоков “ис-

S(f) = S₀

(1)

f₀

кусственная луна” (ИЛ) [16, 17], что существенно

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

630

ИВАНОВ и др.

Таблица 2. Плотности потоков ОСН G21.5-0.9, измеренные на радиотелескопе РТ-32

f, МГц

S_ИЛ, Ян

Err, Ян

Source

Epoch

Группа

4840

5.194

0.13

3C295

2017.97

8450

5.957

0.184

3C295

2013.34

8450

6.04

0.224

3C295

2014.93

8450

6.087

0.152

3C295

2015.49

8450

4.823

0.12

3C295

2018.35

Примечание. В столбцах приведены: f — частота, SИЛ — плотность потока, Err — погрешность измерения, Source — стандарт-

ный источник, Epoch — эпоха измерения, Группа (1 или 2, см. текст).

где S(f) в Ян — плотность потока на частоте

соответственно; T_amax — максимальное значение

f (МГц); S₀ (Ян) — параметр, равный плотно-

антенной температуры в пределах скана; θ0.5 —

сти потока на частоте f₀ (МГц); α — спектраль-

ширина ДН на уровне 0.5 мощности при совпа-

ный индекс. Среднее значение α = 0.327 ± 0.002

дении значений θ0.5 = θ0.5A = θ0.5h в угломестной

и азимутальной плоскостях, что выполняется в

и не зависит от времени;

= (-0.159 ±

нашем случае.

± 0.024)%/год; S₀ = (8970 ± 210) Ян на частоте

Погрешность коррекции за разрешение источ-

f₀ = 1 МГц на эпоху 1992.7.

ника зависит от разности профилей антенной тем-

Основным стандартом шкалы потоков ИЛ яв-

пературы скана и аппроксимирующей гауссианы.

ляется внегалактический источник 3C295. Его ха-

В случае G21.5-0.9 профили сканов вдоль обеих

рактеризуют стабильное на волнах длиннее 1 см

осей мало отличаются от гауссиан, и погрешность

радиоизлучение и малые угловые размеры: 5^′′ ×

поправок, максимальная для волны λ = 3.5 см,

× 1^′′ [21]. В шкале потоков ИЛ спектр 3C295 в

не превысила 2%. Профили определялись путем

диапазоне частот 1425-8450 МГц определяется

усреднения двух противоположно направленных

степенн ´ой функцией (1) с параметрами: α = 1.007,

сканов. При наблюдениях применялась методика

S₀ = 8.249 Ян на частоте f₀ = 3500 МГц.

“on-off”, и направление позиционного угла источ-

ника при наведении на него антенны с круговой по-

На радиотелескопе РТ-32 можно измерять от-

ношения плотностей потоков исследуемых источ-

ляризацией и круговой симметрией луча поправок

ников и стандартов шкалы потоков ИЛ на 4-х ча-

не требует. Коррекция за атмосферное поглощение

стотах: 1550, 2370, 4840 и 8450 МГц. Абсолютные

вводилась в виде множителя e^γ, где γ = A_λ/ sin(h),

плотности потоков ОСН получены по измеренным

h —угол места (высота) антенны. Для волн 18,

отношениям потоков ОСН и стандартов шкалы

13, 6.2 и 3.5 см A_λ = 0.01, 0.011, 0.012 и 0.013

ИЛ.

соответственно.

Погрешности измерений включают среднеквад-

Спектр наблюдавшегося на РТ-32 ОСН G21.5-

ратичное отклонение отношений пиковых антенных

0.9 отличается малой величиной спектрального ин-

температур, которое на всех частотах не превыша-

декса. Причиной погрешности определения плот-

ло 1.3%, а также погрешности поправок за частич-

ности потока ОСН при сравнении со стандартом

ное разрешение G21.5-0.9 диаграммой направлен-

3C295 может быть различие спектральных ин-

ности (ДН) антенны. Методика определения по-

дексов (соответственно менее 0.1 и 1.007). Эта

правок аналогична применявшейся в работе [21] и

погрешность зависит от отношения Δf/f и может

многих других. Выполняются сканы в двух орто-

быть устранена путем коррекции. В нашем случае

гональных направлениях вдоль большой и малой

максимальное значение корректирующего множи-

осей источника, профили антенных температур ап-

теля не превышало 1.006 и поправки не вводились.

проксимируются гауссианами и их ширина сравни-

Измерения плотностей потоков G21.5-0.9 вы-

вается с шириной ДН. Поправочный коэффициент

полнены на частотах 4840 и 8450 МГц между

находится из выражения:

√

апрелем 2013 г. и апрелем 2018 г. На частоте

)

8450 МГц измерения повторялись с целью выявле-

⁽θu1

⁽θu2)²,

ния изменений в излучении источника. Плотности

θ0.5

потоков G21.5-0.9, определенные на частотах 4840

где θu1

и θu2 —ширины гауссианы на уровне

и 8450 МГц между эпохами 2013.34-2018.35 в

0.5T_amax вдоль большой и малой осей источника

шкале потоков ИЛ, приведены в табл. 2.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТР И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОСТАТКА

631

S, Jy

(1)

(2)

4500

5000

5500

6000

6500

7000

7500

8000 8500

f, MHz

Рис. 1. Плотности потоков ОСН G21.5-0.9, измеренные на радиотелескопе РТ-32.

На рис. 1 изображены плотности потоков ОСН

Таблица 3 содержит плотности потоков G21.5-

G21.5-0.9, измеренные на радиотелескопе РТ-32

0.9, измеренные на радиотелескопе РТ-32, а также

на частотах 4840 и 8450 МГц. Данные измерений

основанные на опубликованных данных, приве-

отнесены к группам (1) (показаны квадратами) и (2)

денных к шкале потоков ИЛ. Следует отметить,

(звезды). Деление на группы (последовательности)

что погрешности измерений, указанные в опуб-

обосновано в следующем разделе. Данные, при-

ликованных работах, содержат неопределенность

надлежащие к разным группам, не согласуются

абсолютной привязки, вклад которой значителен.

между собой. Так, среднее значение потока на ча-

При переводе этих данных в шкалу потоков ИЛ

стоте 8450 МГц для группы (2) выше значения, из-

погрешности должны снижаться из-за устранения

этой составляющей, но ввиду ее неопределенности

меренного на той же частоте через 2.9 года на 25%,

погрешности были сохранены.

и на 16% выше потока, измеренного на частоте

4840 МГц. Более низкие плотности потоков отне-

Обозначение и размещение данных в табл. 3:

сены к группе (1). Полученные данные указывают

с первого по пятый столбец приведены соответ-

на нестационарную переменность радиоизлучения

ственно: частота измерений f (МГц); плотность по-

G21.5-0.9.

тока G21.5-0.9 в шкале потоков ИЛ, S_ИЛ (Ян); аб-

Для определения уточненного спектра ОСН

солютная погрешность измерения потока Err(Ян);

G21.5-0.9, а также оценки его временн ´ых измене-

опубликованное значение плотности потока G21.5-

ний, в настоящей работе использовалась совокуп-

0.9, S_p(Ян); источник-калибратор Source (если

ность данных измерений на радиотелескопе РТ-32

стандартных источников несколько, Sample). В

и опубликованных данных, приведенных к шкале

столбцах с шестого по девятый даны соответствен-

потоков ИЛ.

но множители перехода к шкале ИЛ, k; эпохи из-

мерений, Epoch; группы — последовательность (1)

или (2); и ссылки на первоисточник.

3. СПЕКТР ОСН G21.5-0.9

Спектр G21.5-0.9, построенный по данным

Важнейшим условием адекватного решения за-

табл. 3, изображен на рис. 2. Он основан на

дачи отображения изменений в спектрах исследу-

измерениях в диапазоне частот от 80 МГц до

емых источников является сведение всех имею-

143 ГГц, полученных на протяжении более 50 лет.

щихся данных сравнения потоков излучения этих

объектов со стандартами в единую систему на ос-

Совокупность данных в логарифмическом мас-

нове прецизионной шкалы потоков. Шкала потоков

штабе аппроксимируется двумя линейными участ-

BGPW [22] для этой цели не пригодна вследствие

ками. На частоте 32.54 ГГц имеет место излом

причин, обсуждаемых в работе [16], но задача ре-

спектра, спектральный индекс скачком возрастает

шается на основе шкалы потоков ИЛ.

на 0.48 по сравнению с более низкими частотами.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

632

ИВАНОВ и др.

Таблица 3. Плотности потоков ОСН G21.5-0.9 по опубликованным данным, приведенным к шкале потоков ИЛ,

а также измеренные на радиотелескопе РТ-32

f, МГц

S_ИЛ, Ян

Err, Ян

S_p, Ян

Source

Epoch

Группа

Ссылка

8.82

0.88

Sample

1.1

1973

(1)

[23]

327

6.53

0.63

7.3

3C48

0.89

2003

(2)

[8]

330

7.25

0.36

9.3

3C286

0.78

1987.9

(1)

[24]

1430

6.3

0.42

3C48, 3C286

0.9

2008.3

(2)

[8]

1660

6.12

0.61

6.5

3C218

0.94

1967.5

(2)

[25]

2700

5.24

0.52

5.7

3C218

0.92

1967.5

(1)

[25]

2700

6.25

0.63

6.8

3C218

0.92

1973

(2)

[26]

4840

5.19

0.13

5.19

3C295

2017.97

(1)

н.р.

4865

6.15

0.31

6.7

3C286

0.92

1985.9

(2)

[3]

5000

6.39

0.32

7.1

Sample

0.9

1975

(2)

[27]

8450

5.96

0.18

5.96

3C295

2013.34

(2)

н.р.

8450

6.04

0.22

6.04

3C295

2014.93

(2)

н.р.

8450

6.09

0.15

6.09

3C295

2015.49

(2)

н.р.

8450

4.82

0.12

4.82

3C295

2018.35

(1)

н.р.

10600

6.00

0.7

6.9

3C218

0.87

1974.2

(2)

[28]

32000

4.17

0.22

5.64

Crab

0.74

1983.5

(1)

[29]

70000

3.44

0.48

4.3

Crab

0.8

2010

(1)

[9]

84200

2.68

0.48

3.94

3C58

0.68

1985.9

(1)

[10]

100000

1.97

0.37

2.7

Crab

0.73

2010

(1)

[9]

143000

2.13

0.28

Crab

0.71

2010

(2)

[9]

Примечание. “н.р.” в 9 столбце указывает, что данные приведены в настоящей работе.

Средняя по всем данным зависимость плотности

рис. 3 представлены отношения плотностей пото-

потока от частоты подобна полученной в [9].

ков S_ИЛ по данным табл. 3 к S₀₁ — аппроксимации

В интервале 80-32 540 МГц спектр аппрокси-

спектра G21.5-0.9 формулой (2). Точки на рис. 3

мируется соотношением:

расположены не хаотично, что указывало бы на их

)-α01

случайный разброс, а образуют две последователь-

⁽f

S₀₁(f) = S⁰

(2)

ности с малыми отклонениями от пересекающихся

f₀

прямых в логарифмическом масштабе. Вклад слу-

чайной составляющей в распределение точек мал.

где S⁰⁰¹ = (5.81 ± 0.18) Ян — плотность потока на

частоте f₀; α₀₁ = 0.093 ± 0.03 — спектральный ин-

Это дает основания предполагать, что разброс

декс; f₀ = 3500 МГц.

данных обусловлен не грубыми ошибками изме-

На частотах 32.54-143 ГГц имеет место анало-

рений, а переменностью радиоизлучения G21.5-

гичная зависимость:

0.9. Более детальный анализ имеющихся данных

)

-α₀₂

⁽f

показывает закономерность в их распределении.

S₀₂(f) = S⁰

(3)

Множество точек S_ИЛ на рис. 2 можно разделить

f₀

на две группы, расположенные вдоль прямых с

где S⁰⁰² = (2.72 ± 0.29) Ян — плотность потока на

изломами, как это представлено на рис. 4. В табл. 3

частоте f₀; α₀₂ = 0.573 ± 0.29 — спектральный ин-

эти группы обозначены как последовательности (1)

декс; f₀ = 85 000 МГц.

и (2). Степенн ´ая аппроксимация с изломом выпол-

Необходимо отметить значительные отклонения

нена раздельно для каждой из двух последователь-

точек на графике рис. 2 относительно средних

ностей. Отклонения точек от средних зависимостей

зависимостей (2) и (3), во многих случаях превос-

в каждом случае малы, как и погрешности опреде-

ходящие заявленные погрешности измерений. На

ления параметров S₀ и α, и это весомый аргумент

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

634

ИВАНОВ и др.

S, Jy

Sequence (1) of published data

Sequence (2) of published data

Data measured at RT-32

Fit of sequence (1)

Fit of sequence (2)

10²

10³

10⁴

10⁵

f, MHz

Рис. 4. Плотности потоков G21.5-0.9 с раздельной аппроксимацией последовательностей (1) и (2).

на частоте f₀; α₁₁ = 0.124 ± 0.005 — спектральный

Общий спектр S₁ этой последовательности име-

индекс; f₀ = 3500 МГц.

ет излом на частоте fb1 = 66 530 МГц, где спек-

Низкочастотный участок последовательно-

тральный индекс возрастает на величину Δα₁ =

сти (2) измерен на частотах от 327 до 10 600 МГц

= 1.419 ± 0.115. Предположив, что спектр после-

и аппроксимируется степенн ´ой зависимостью

довательности (2) также имеет излом со скачком

S₂₁(f):

спектрального индекса Δα₂ = Δα₁, можно опре-

)-α21

делить его высокочастотный участок S₂₂(f). Он

⁽f

S₂₁(f) = S⁰

(5)

проходит через точку с потоком (2.13 ± 0.284) Ян на

f₀

частоте 143 ГГц, а его спектральный индекс α₂₂ =

= α₂₁ + Δα₂:

где S⁰²¹ = (6.19 ± 0.04) Ян — плотность потока на

частоте f₀; α₂₁ = 0.025 ± 0.01 — спектральный ин-

декс; f₀ = 3500 МГц.

S₂₂(f) = 4.514( f )-1.444, f0 = 85000.

(7)

f₀

Высокочастотный участок спектра в табл. 3

представлен данными на частотах

70,

100

Частота излома спектра S₂, fb2 = 71 900 ±

143 ГГц [9] и на частоте 84.2 ГГц [10]. Точка на

± 6800 МГц, в пределах погрешности совпадает с

частоте 143 ГГц значимо отклоняется от степенн ´ой

fb1; погрешность частоты излома определяется из

зависимости для плотностей потоков на частотах

70, 84.2 и 100 ГГц, вероятная причина различия —

условия, что спектр S₂₂(f) может проходить через

в принадлежности к разным последовательностям.

интервал значений потоков 2.130 ± 0.284 Ян, т.е. от

Большее значение плотности потока на частоте

1.846 до 2.414 Ян.

143 ГГц по сравнению с аппроксимацией данных

Спектры на основе последовательностей

(1)

на частотах 70,

84.2

100

ГГц соответствует

и (2) совпадают по форме и связаны соотношением:

последовательности (2).

) (

Участок спектра на частотах 70-100 ГГц при-

⁽f

⁾S₀₁(f)-(α11-α21)

S₁

=S₂

(8)

надлежит последовательности (1) и описывается

f₀

S₀₂

f₀

степенн ´ой зависимостью S₁₂(f):

)-α12

Подставляя S₀₁, S₀₂, α₀₁ и α₀₂ в (6) из (2) и (3),

⁽f

получим:

S₁₂(f) = S⁰

(6)

f₀

) (

)

⁽f

S₁

=S₂

× 0.872f-0.099,

(9)

где S⁰¹² = (2.57 ± 0.05) Ян — плотность потока на

f₀

частоте f₀; α₁₂ = 1.543 ± 0.11 — спектральный ин-

декс; f₀ = 85 000 МГц.

где f₀ = 3500 МГц.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТР И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОСТАТКА

635

S, Jy

6.5

Sequence (1)

Sequence (2)

6.0

5.5

5.0

4.5

2013

2014

2015

2016

2017

2018

Epoch, years

Рис. 5. Зависимость плотности потока от времени на частоте 8450 МГц.

Как отмечалось выше, при переводе данных к

в пределах одной измерительной сессии были вы-

шкале потоков ИЛ их погрешности должны сни-

полнены измерения на частотах 70, 100 и 143 ГГц.

жаться из-за устранения вклада неопределенно-

Поток на частоте 143 ГГц выше аппроксимации

сти абсолютной привязки (использовались только

спектра для частот 70 и 100 ГГц на 85%.

сравнения со стандартами), но оценить этот вклад

невозможно, и погрешности были сохранены. Од-

нако очевидно, что погрешности параметров α₁₁,

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

α12 и α21, а также S011, S012 и S021 завышены;

Совокупность данных измерений интенсивно-

отклонения точек на рис. 4 от аппроксимирующих

сти радиоизлучения G21.5-0.9 на радиотелескопе

линий меньше баров ошибок.

РТ-32 обсерватории Светлое ИПА РАН, а также

опубликованных данных, приведенных в единую

Временн ´ые интервалы, в которых получены по-

систему на основе шкалы потоков ИЛ, дает воз-

следовательности (1) и (2), практически совпада-

можность существенно уточнить частотное рас-

ют, чередование тех и других данных во времени

пределение плотностей потоков ОСН G21.5-0.9 и

случайно. Можно привести примеры очень малых

выявить его изменения во времени.

временн ´ых интервалов, разделяющих измерения

Предваряя дальнейшее обсуждение, следует за-

данных, относящихся к разным последовательно-

метить, что полученные здесь результаты и сле-

стям. Так, на рис. 5 представлена зависимость

дующие из них выводы справедливы в пределах

плотности потока от времени на частоте 8450 МГц

имеющейся статистики.

по данным измерений на радиотелескопе РТ-32

Совокупность имеющихся данных отличается

обсерватории Светлое ИПА РАН между эпохами

их значительным разбросом относительно усред-

2013.34 и 2018.35.

ненной зависимости плотностей потоков от часто-

Рисунок 5 характеризует быстроту перехода

ты. В то же время в пределах последовательно-

плотности потока на одной частоте от одной по-

стей (1) и (2) данные удивительно однородны, что

следовательности к другой. Плотности потоков,

позволяет рассматривать частотное распределение

измеренные на частоте 8450 МГц между эпохами

плотностей потоков G21.5-0.9 в виде двух по-

следовательностей, как согласующееся с данными

2013.34 и 2015.49, в пределах погрешностей сов-

наблюдений.

пали и сохранялись на уровне последовательно-

сти (2), после чего через 2.9 года, в эпоху 2018.35,

Особенности этого распределения:

была измерена меньшая на 25% величина, от-

носящаяся к последовательности (1). Подобный

1. Спектр G21.5-0.9 в диапазоне частот

эффект наблюдается на примере данных [9], где

80 МГц-143 ГГц состоит из двух степенн ´ых

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

636

ИВАНОВ и др.

участков разной крутизны с изломом на

перемещения, (0.2-0.7) c, где c — скорость све-

частоте f_b ≈ (69 ± 2.2) ГГц, выше которой

та. Если “узлы” соответствуют областям с повы-

спектральный индекс увеличивается на

шенной плотностью релятивистских электронов, то

Δα = 1.419 ± 0.115. В случае синхротрон-

дрейф частиц в туманности может происходить со

ного высвечивания приращение α выше

скоростью, близкой к скорости света.

частоты излома составило бы Δα = 0.5, и

Выше отмечалось, что временн ´ой интервал

столь значительное несоответствие значе-

между данными, принадлежащими разным по-

ний, существенно превосходящее переоце-

следовательностям, составляет ≈2 года. Можно

ненную погрешность Δα, уверенно пока-

оценить, какая часть источника за это время до-

зывает, что излом в спектре G21.5-0.9 не

ступна для дрейфующих частиц. Линейный размер

связан с потерями энергии релятивистских

области, генерирующей наблюдаемые изменения в

электронов на синхротронное излучение.

G21.5-0.9, не превышает 4 св. года, при расстоянии

Более того, предположение о связи излома

до источника

кпк ее угловой размер ≤50′′.

в спектре с синхротронным высвечиванием

Это близко к угловому размеру всего источника,

противоречит оценке возраста остатка ≈

т.е. такой механизм возможен в принципе. Од-

≈870 лет.

нако при его рассмотрении в качестве причины

переменности необходимо оценить, возможен

2. Согласно имеющейся статистике, частотная

ли наблюдаемый эффект при неполной замене

зависимость измеренных плотностей пото-

излучающих частиц в источнике. Очевидно, что

ков представляется в виде двух последова-

концентрация “новых” частиц зависит от времени

тельностей, распределенных по степенн ´ым

протекания процесса инжекции. В связи с этим

законам с разными показателями. При со-

требует объяснения повторяющаяся стабильность

хранении формы наклон спектра в целом

параметров спектров источника в каждом из двух

принимает одно из двух значений, отличаю-

состояний, хотя продолжительность нахождения

щихся на Δα = 0.099 ± 0.01. Отличие спек-

источника в этих состояниях меняется случай-

тральных индексов превышает 5σ. Зафикси-

ным образом. Предположение о наличии двух

рованы переходы от одной последовательно-

популяций частиц с разными энергетическими

сти к другой за весьма короткие временн ´ые

распределениями трудно согласовать с данными

интервалы (2-3 года), их чередование во

о постоянстве спектрального индекса в пределах

времени случайно. Неясно, насколько на-

источника [5]. Кроме того, такой механизм не

блюдаемые изменения в спектре широкопо-

удовлетворяет условиям для 3C58.

лосны.

Учитывая возникшие затруднения, следует об-

судить другие возможности быстрого изменения

Похожее явление отмечено в спектре 3C58 в

радиоспектра G21.5-0.9. Источник оптически тон-

1963-1971 гг. [15]. В этой же работе сравнение

кий, однако он содержит неоднородности в виде

спектров 3C58 для 1963-1971 и 1981-2003 гг.

“волокон” и “узлов”. При распространении радио-

показывает уменьшение спектрального индекса

излучения внутри источника оно взаимодействует с

на частотах 74-8450 МГц от раннего значения

этими структурами, однако взаимодействие должно

α = 0.111 ± 0.006 до более позднего α = 0.061 ±

различаться в случае генерации последовательно-

± 0.005 за малый интервал времени (≤10 лет).

стей (1) и (2). По данным наблюдений с высоким

Малость временн ´ого интервала ограничивает ли-

разрешением, в работе [31] предложена модель ин-

нейные размеры области, генерирующей наблюда-

жекции пульсаром релятивистских частиц в туман-

емые изменения в пределах 2.5 пк, что значительно

ность в виде двух джетов, направленных к наблю-

меньше размеров 3C58.

дателю и в противоположном направлении. Если

Одной из возможных причин наблюдаемой пе-

джеты существуют не одновременно, а поочеред-

ременности может быть неоднородность инжекции

но, то условия распространения радиоизлучения к

релятивистских частиц из пульсара в туманность.

наблюдателю в двух случаях различны, и спектры

Предположим, что этот процесс может происхо-

двух наблюдаемых последовательностей формиру-

дить в двух сменяющих друг друга режимах. Ос-

ются при взаимодействии излучения с мелкомас-

новное различие между режимами должно состо-

штабными неоднородностями, но в разных услови-

ять в распределении инжектируемых частиц по

ях. Поскольку частоты изломов совпадают, можно

энергиям. Насколько быстро может происходить

предположить, что мелкомасштабная структура не

дрейф частиц в туманности? В работе [30] на после-

имеет заметных собственных движений, и эффект

довательности рентгеновских изображений G21.5-

Доплера отсутствует. Эта структура образует слу-

0.9 по данным обсерватории Chandra рассмотрено

чайную фазовую решетку, обладающую фокусиру-

перемещение “узлов” яркости от центра к пери-

ющим свойством. Фокусирующий эффект зависит

ферии источника. Приведены значения скорости

от частоты, а также от направления джета. Однако

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019

СПЕКТР И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОСТАТКА

637

анализ этого процесса в настоящей работе не про-

S. Safi-Harb, I. M. Harrus, R. Petre, G. G. Pavlov,

водился.

A. B. Koptsevich, and D. Sanwal, Astrophys. J. 561,

308 (2001).

G21.5-0.9 и 3C58 относятся к одному классу

M. F. Bietenholz, H. Matheson, S. Safi-Harb,

объектов, и наблюдаемые эффекты могут объ-

C. Brogan, and N. Bartel, Monthly Not. Roy. Astron.

ясняться подобными физическими механизмами.

Soc. 412, 1221 (2011).

Причинами быстрой и нестационарной перемен-

M. Arnaud, M. Ashdown, F. Atrio-Barandela,

ности радиоизлучения ОСН G21.5-0.9 могут быть

J. Aumont, et al., Astron. and Astrophys. 586, id.

взаимодействие собственного радиоизлучения ту-

A134 (2016).

манности и элементов ее структуры, а также осо-

10.

C. J. Salter, S. P. Reynolds, D. E. Hogg, J. M. Paine,

бенности активности пульсара PSR J1833-1034,

and P. J. Rhodes, Astrophys. J. 338, 171 (1989).

однако детали этого процесса остаются невыяс-

11.

D. A. Green, Bull. Astron. Soc. India 37, 45 (2009).

ненными.

12.

N. S. Kardashev, Soviet. Astron. 6, 317 (1962).

13.

S. P. Reynolds, Astrophys. J. 703, 662 (2009).

14.

В. П. Иванов, К. С. Станкевич, С. П. Столяров,

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Астрон. журн. 71(9), 737 (1994).

15.

В. П. Иванов, А. В. Ипатов, И. А. Рахимов,

На основе шкалы потоков ИЛ выполнены из-

Т. С. Андреева, Астрофиз. бюлл. 74, (2019) (в

мерения интенсивности радиоизлучения G21.5-

печати).

0.9 на радиотелескопе РТ-32 обсерватории Свет-

16.

В. П. Иванов, А. В. Ипатов, И. А. Рахимов,

лое ИПА РАН, а также приведены в единую систе-

С. А. Гренков, Т. С. Андреева, Астрон. журн. 95(9),

му опубликованные данные измерений плотностей

609 (2018).

потоков этого источника. В результате точность

17.

В. П. Иванов, К. С. Станкевич, Изв. ВУЗов. Радио-

определения радиоспектра ОСН G21.5-0.9 суще-

физика 29, 3 (1986).

ственно повышена, что позволило уточнить его

18.

А. М. Финкельштейн, Наука в России 5, 20 (2001).

форму, частоту и природу излома, и обнаружить

19.

A. Finkelstein, A. Ipatov, and S. Smolentsev, in

нестационарные изменения спектра во времени.

Proc. of the Fourth APSGP WorkShop, edited

Быстрая и нестационарная переменность ра-

by H. Cheng, Q. Zhi-han (Shanghai: Shanghai

Scientific and Technical Publishers, 2002), p.47.

диоизлучения ОСН G21.5-0.9 связана с особенно-

20.

И. А. Рахимов, Ш. Б. Ахмедов, А. А. Зборовский,

стями структуры туманности и активности пульса-

Д. В. Иванов, А. В. Ипатов, С. Г. Смоленцев,

ра PSR J1833-1034, однако детали этого процесса

А. М. Финкельштейн, Всероссийская Астрономи-

требуют дополнительных исследований.

ческая Конференция, Санкт-Петербург, 6-12 ав-

Остатки сверхновых — Крабовидная туман-

густа 2001. Тезисы докладов (СПб.: Изд-во ИПА

ность, 3С58 и G21.5-0.9 — принадлежат к одному

РАН, 2001), с. 152.

классу объектов. Для спектров этих трех источ-

21.

M. Ott, A. Witzel, A. Quirrenbach, T. P. Krichbaum,

ников характерны нестационарные изменения, как

K. J. Standke, C. J. Schalinski, and C. A. Hummel,

локальные, так и спектра в целом [14, 15]. Подобие

Astron. and Astrophys. 284, 331 (1994).

процессов в разных объектах подтверждает их ре-

22.

J. W. M. Baars, R. Genzel, I. I. K. Pauliny-Toth, and

альность, а также действие идентичных физических

A. Witzel, Astron. and Astrophys. 61, 99 (1977).

механизмов.

23.

O. B. Slee and C. S. Higgins, Australian J. Physics

and Astrophys. Suppl. 36, 1 (1975).

24.

N. E. Kassim, Astron. J. 103, 943 (1992).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

25.

D. K. Milne, T. L. Wilson, F. F. Gardner, and

P. G. Mezger, Astrophys. Lett. 4, 121 (1969).

1. Y. Gupta, D. Mitra, D. A. Green, and A. Acharyya,

26.

D. K. Milne and J. R. Dickel, Australian J. Physics

Current Science 89, 853 (2005).

27, 549 (1974).

2. F. Camilo, S. M. Ransom, B. M. Gaensler,

27.

A. S. Wilson and K. W. Weiler, Astron. and Astrophys.

P. O. Slane, D. R. Lorimer, J. Reynolds,

53, 89 (1976).

R. N. Manchester, and S. S. Murray, Astrophys.

28.

R. H. Becker and M. R. Kundu, Astron. J. 80, 679

J. 637, 456 (2006).

(1975).

3. M. F. Bietenholz and N. Bartel, Monthly Not. Roy.

Astron. Soc. 386, 1411 (2008).

29.

H. W. Morsi and W. Reich, Astron. and Astrophys.

4. J. Davelaar, A. Smith, and R. H. Becker, Astrophys.

Suppl. Ser. 69, 533 (1987).

J. 300, L59 (1986).

30.

B. Guest and S. Safi-Harb, Supernova Remnants:

5. D. C.-J. Bock, M. C. H. Wright, and J. R. Dickel,

An Odyssey in Space after Stellar Death, Proc. of

Astrophys. J. 561, L203 (2001).

the Conference held 6-11 June 2016, Chania, Greece,

id. 52 (http://snr2016.astro.noa.gr ).

6. P. Slane, Y. Chen, N. S. Schulz, F. D. Seward,

J. P. Hughes, and B. M. Gaensler, Astrophys. J. 533,

31.

E. Furst, T. Handa, K. Morita, P. Reich, W. Reich, and

L29 (2000).

Y. Sofue, Publ. Astron. Soc. Japan, 40, 347 (1988).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№8

2019