УДК 524.6-77
НИЗКОЧАСТОТНЫЕ ПОЛЯРИЗАЦИОННЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ ДИФФУЗНОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ГАЛАКТИКИ
© 2015 г. Е. Н. Виняйкин*, А. М. Пасека
Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород, Россия Поступила в редакцию 26.11.2014 г.; принята в печать 22.01.2015 г.
Выполнены поляризационные измерения диффузного галактического радиоизлучения на частотах 151.5, 198, 217, 237 и 290 МГц в областях северного полюса мира, северного полюса Галактики, северного полярного выступа, минимальной радиояркости северного небосвода (l = 190°, b = 50°) и в направлении l = 147°, b = 9°, которое находится в пределах так называемой области FAN повышенной поляризации. Полученные результаты свидетельствуют о наличии низких пространственных частот в угловом распределении параметров Стокса Q и U диффузного синхротронного галактического радиоизлучения, не регистрируемых в наблюдениях с применением систем апертурного синтеза. Приведены спектры яркостной температуры поляризованной составляющей, значения меры вращения и внутреннего позиционного угла плоскости поляризации радиоизлучения исследованных областей.
DOI: 10.7868/S0004629915070130
1. ВВЕДЕНИЕ
Поляризационные исследования диффузного галактического радиоизлучения (ДГР) являются весьма эффективным средством изучения структуры и величины межзвездного магнитного поля, распределения ионизированного газа и релятивистских электронов в Галактике. Магнитное поле и ионизированный газ изучаются также по измерениям меры вращения пульсаров (см., например, [1—3]) и внегалактических радиоисточников (см., например, [1, 4, 5]). Информация о магнитном поле Галактики содержится также в данных измерений поляризации света звезд [6, 7] и поляризации диффузного теплового субмиллиметрового и миллиметрового излучения пыли [8—10]. Наблюдения зеемановского расщепления линий HI 21 см, OH 18 см и других линий диффузных HI-и молекулярных облаков, а также OH-мазеров в HII-областях позволяют изучать магнитные поля в масштабах этих объектов, которые оказываются тесно связанными с крупномасштабным магнитным полем Галактики [4, 11, 12].
Наиболее многочисленны поляризационные измерения ДГР на волнах дециметрового и сантиметрового диапазонов. Опубликованы полные обзоры неба на частотах 1420 МГц [13] и 22 ГГц [14], обзоры плоскости Галактики на волне 21 см с угловым разрешением [15], на волне 6 см (9.5') [16], обзор южного неба на частоте 2307 МГц (9') [17]
E-mail: evin@nirfi.sci-nnov.ru
и наблюдения избранных областей в первом и втором квадрантах Галактики на частоте 8300 МГц (4.8') [18]. Подробный обзор более ранних поляризационных исследований ДГР в этих диапазонах можно найти в [13].
В то же время на волнах метрового диапазона длин волн исследованы лишь избранные участки небосвода [19—30]. В работах [19, 21—25] при помощи параболических радиотелескопов диаметром 12 и 14 м, а также фазированной антенной решетки выполнены поляризационные измерения в отдельных участках небосвода на ряде частот от 88 до 290 МГц. В [20] приведены результаты поляризационных измерений на частоте 240.5 МГц при помощи радиотелескопа MK IA области с координатами 0h < RA < 6h, 45° < Dec < 90°.
В последние годы внимание к исследованиям интенсивности и поляризации ДГР на метровых волнах привлечено в связи с задачей поиска линии нейтрального водорода 21 см, излученной в межгалактической среде в эпоху реионизации, соответствующую красному смещению в интервале 6 < < z < 12. Линия HI 1420.4 МГц при z = 0 смещена в диапазон частот 109—203 МГц, в котором ДГР является весьма ярким, неоднородным и частично линейно-поляризованным. Поскольку искомый сигнал на 3 порядка величины слабее поляризованной составляющей ДГР в этом диапазоне, необходимо ее тщательно исследовать. Параметры Стокса Q и U из-за влияния эффекта Фарадея обладают более резкой частотной и угловой зависимостью по сравнению с интенсивностью I. Путем
перехода Q и U в I (за него ответственны элементы M12 и M13 матрицы Мюллера радиотелескопа) может появиться сигнал, имитирующий искомый сигнал космологического происхождения, что может помешать его обнаружению. Кроме космологического аспекта, поляризационные измерения ДГР в диапазоне длин волн 1.5—3 м представляют большой интерес и для исследований межзвездной среды и магнитного поля в окрестностях Солнечной системы в радиусе нескольких сотен парсек.
В [27, 29, 30] выполнены многоканальные поляризационные наблюдения в диапазоне ^150 МГц с использованием метода синтеза меры вращения [31, 32] при помощи систем апертурного синтеза WSRT [27, 29] и LOFAR [30] с угловым разрешением в несколько минут дуги. В [27, 29] исследовалась область вокруг l = 137°, b = 7°, в [30] — область ELAIS-N1 (l = 84°, b = 45°).
Отсутствие интерферометрических баз короче 36 м в [27, 29] приводит к отсутствию в синтезируемом угловом распределении параметров Стокса I, Q и U структур с угловым размером более ^2°. В [28] наблюдалась полоса шириной 20° с прямым восхождением 21h < а < 24h, 0h < а < 6h и центральным склонением ö = —26°45' при помощи 32-элементного прототипа радиотелескопа Murchison Widefield Array с угловым разрешением 15.6' (на частоте 189 МГц). Осуществлен синтез меры вращения по многоканальным наблюдениям в диапазоне частот 170—200 МГц. При обработке данных интерференционные отклики, соответствующие длинам баз короче 15А (^24 м), были подавлены соответствующей весовой функцией, в результате чего максимальный угловой размер структур, представленных в угловом распределении поляризованной компоненты ДГР, составил 4°. Таким образом, и в [28] самые протяженные угловые структуры в поляризованном радиоизлучении не наблюдались, как и в [30].
Невозможно корректно определить поляризационную яркостную температуру и позиционный угол плоскости поляризации ДГР без знания абсолютных значений параметров Стокса Q и U, для получения которых необходим учет низких пространственных частот. Этот учет требует дополнительных поляризационных наблюдений с одиночной антенной, являющейся фильтром низких пространственных частот, размером не менее минимальной базы в интерферометрических наблюдениях. Он необходим и для корректного использования метода синтеза меры вращения. Авторы [29] полагают, что в наблюдавшейся области вокруг l = 137°, b = 7° не существует структур с угловым размером более ^2° в угловом распределении параметров Стокса Q и U в диапазоне 150 МГц. Аналогичное утверждение о том, что не существует
структур с угловым размером более в угловом распределении параметров Стокса Q и U на частотах 341, 349, 355, 360 и 375 МГц, сделано в [33], где наблюдалась область вокруг l = 161°, b = 16°, и в [34] (l = 137°, b = 7°). При этом предполагалось, что имеет место сильная диаграммная деполяризация из-за случайного разброса в пределах главного луча антенны фарадеевской глубины [1]
о
фадм-2] = 0.81 У ^[см"3]^[мкГс] dz[пк] (1)
-L
(где Ne — электронная концентрация, Bz — величина проекции магнитного поля на ось z, направленную вдоль луча зрения к наблюдателю) гипотетического хаотически неоднородного фара-деевского экрана протяженностью L, за которым целиком располагается протяженная в глубину и в картинной плоскости область синхротронногоДГР.
Фактор деполяризации (отношение степени поляризации P(Л) на волне Л к степени поляризации P(Л — 0)) в такой модели равен
DP(A) = в-2аФЛ4,
(2)
где аф — дисперсия величины ф, распределенной
по гауссовому закону [35]. Очевидно, что модель такого относительного расположения излучающих и вращающих областей, приводящая к закону деполяризации (2), неприменима к ДГР, поскольку на пути распространения радиоволн, излучаемых самыми близкими участками межзвездной среды, может вообще не оказаться существенно вращающих областей.
В данной работе приведены результаты измерений яркостной температуры и позиционного угла плоскости поляризации линейно-поляризованной составляющей ДГР в ряде направлений небосвода на частотах 151.5, 198, 217, 237 и 290 МГц и на ряде частот дециметрового диапазона длин волн, выполненных в Радиоастрономической обсерватории НИРФИ "Старая Пустынь" (СПРАО) при помощи одиночных параболических радиотелескопов в 2001—2012 гг. В разделе 2 описаны наблюдения и редукция данных, в разделе 3 проведено обсуждение результатов наблюдений, и в разделе 4 сформулированы выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
В наблюдениях на метровых волнах использовалась параболическая антенна с высотно-азимутальной монтировкой диаметром 14 м, с фокусным расстоянием 4.6 м. В качестве облучателя, располагавшегося вблизи первичного фокуса, применялся отрезок коаксиального волновода,
Таблица 1. Результаты поляризационных наблюдений избранных областей небосвода на частотах менее 300 МГц
Область Северный полюс Область минимума Северный полюс Северный
Область FAN мира (NCP) яркости (RMBr) Галактики (NGP) Полярный выступ
G147+9 G 123+27.4 G190+50 G0+90 (NPS) G8+63
Частота, МГц тЪрЛ Xg> град тЪрЛ Xg, град Он Р? Xg, град тЪрЛ Xeq, град Он Р? Xg, град
151.5 2.4 ±0.4 11 ± 16 2.10 + 0.15 102 ±5
198 1.7 ±0.4 48 ±23 2.3 ±0.3
217 0.9 ±0.1 34 ± 14
237 1.5 ±0.2 52 ± 10 1.15 ± 0.10 162 ±5 0.70 + 0.07 178 + 25 0.5 + 0.05 156 + 10 1.45 + 0.2
290 5.3 ±0.3 61 ± 10 0.83 ±0.04 173 ±3 0.75 + 0.20 201° + 21 1.5 + 0.1 1.95 + 0.35 114+12
; Добавлено 180°.
закороченный с внешней стороны. Внутренним проводником коаксиального волновода служила центральная труба, при помощи которой облучатель размещался в первичном фокусе параболической антенны без использования тяг. Размеры коаксиального облучателя выбирались из условия возбуждения в нем волны только первой высшей моды И11. В облучателе на центральной трубе были размещены две пары взаимно перпендикулярных симметричных вибраторов, которые при переключении поочередно возбуждали две ортогональные волны Иц и служили разделителем ортогональных линейных поляризаций. Каждая пара вибраторов через симметрирующее устройство была соединена с одним из двух входов высокочастотного переключателя, поочередно подключавшего их на вход модуляционного радиометра через коаксиальную линию и вращающееся с
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.