Материал: Международная телекоммуникатсионная конферентсия Молодеж и наука Ч.2 2015
Актуальные проблемы физики ядра, частиц, астрофизики и космологии
Е.В. ХИЖНЯК Научный руководитель – И.В. АРХАНГЕЛЬСКАЯ, ст. преп.
Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»
МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ КРАСНОГО СМЕЩЕНИЯ ИСТОЧНИКОВ ГАММА-ВСПЛЕСКОВ
Исследованы методы определения красного смещения. Рассмотрен каждый из методов и определены условия для их применения, а также приведены примеры измеренного разными методами красного смещения для гамма-всплесков.
Существует несколько методов определения красного смещения источников гамма-всплесков [1]. В данной работе рассматривается абсорбционный, эмиссионный и фотометрический анализ.
Спектроскопия – это детальное изучение света, исходящего от объекта. Спектрометр – это оптический прибор, созданный для накопления спектра ,его количественной обработки и последующего анализа. В полученном спектре, астрономы могут изучать линии излучения и поглощения, которые являются отпечатками атомов и молекул. Линия излучения возникает в том случае, если электрон движется по низкой орбите вокруг ядра атома и теряет энергию. Линии поглощения возникает, когда электроны движутся на более высокой орбите, поглощая энергию. Каждый атом имеет уникальное расстояние между орбитами и может испускать или поглощать только определенные энергии или длины волны. Поэтому расположение и расстояние между спектральными линиями является уникальным для каждого атома.
Когда объект в пространстве движется к нам или от нас, линии могут быть обнаружены на длинах волн отличных тем, что могли бы быть, если бы объект не двигался (по отношению к нам). Соответственно может быть измерено красное смещение.
Согласно проведенному исследованию были определены условия, при которых один метод имеет преимущество над другим.
Для больших красных смещений используется фотометрический анализ. Измерения с помощью спектроскопии гораздо сложнее, чем с помощью фотометрии, которая измеряет яркость астрономических объектов через определенные фильтры [2]. Из-за широких диапазонов длин волн в фотометрических фильтрах и необходимых предположениях о характере спектра в световом источнике ошибки для этих видов измерений могут составлять до δz = 0,5. Соответственно, фотометрия гораздо менее надежна, чем спектроскопический анализ [3]. Однако, при недостаточном вре-
_______________________________________________________________________
26 ISBN 978-5-7262-2222-6. XIX конференция «Молодежь и наука»
Актуальные проблемы физики ядра, частиц, астрофизики и космологии
мени наблюдения для других методов фотометрический анализ позволяет определить хотя бы приблизительное значение красного смещения.
Так, например, красное смещение для гамма-всплеска 091109A измеренное с помощью фотометрического анализа, составляет z = 3,5 +/-0,4, а с помощью абсорбционного анализа - z = 3,076 +/- 0,002. Так же примером служит гамма-всплеск 090516A абсорбционный – z = 2,697+/-0,002, фотометрический - z = 4,1 +/- 0,3.
Самое большое красное смещение из зарегистрированных имеют GRB 090429B[4] с z ~ 9,4 (фотометрический анализ) и GRB 090423 с z=8,1+0,1/-0,3 (спектрометрия) [5].
Рис. 1. Пример спектра с абсорбционными линиями для GRB 021004 [6]
Выбор между эмиссионным и абсорбционным анализом зависит от предполагаемой величины красного смещения. То есть от предполагаемого расстояния, так как линии эмиссии наблюдаются по более легким ядрам (например, [O II], H-alpha, [N II]), а линии абсорбции по более тяже-
лым ([Si II], [Fe II], [Al II], [Zn II], [Al III], [Mg II]). Чем больше расстояние до объекта, тем абсорбционных линий будет больше и, точность определения красного смещения будет точнее.
Список литературы
1.Hashimoto T. The Star Formation Rate and Metallicity of the Host Galaxy of the Dark GRB 080325 at z=1.78 //The Astrophysical Journal-2015, Vol.806, Iss.2, article id.250, p.9.
2.Baum W. A. Problems of extra-galactic research. //Memorie della Società Astronomia Italiana, Vol.34, p.242.
3.Bolzonella M. R., Photometric redshifts based on standard SED fitting procedures. //Astronomy and Astrophysics-2000, Vol.363, p.476-492.
4.Cucchiara A., Levan A.J. et all. A Photometric Redshift of z ~ 9.4 for GRB 090429B. //Astrophysical Journal-2011 Vol.736, Iss.1, article id.7, p.12.
5.Salvaterra R. GRB 090423 as the New Beacon at the Frontier of the Universe. //Proceedings of the Twelfth Marcel Grossmann Meeting on General Relativity, edited by Thibault Damour, Robert T. Jantzen and Remo Ruffini-2012, Vol.1258-1260, p.1619.
6.Moller P. Absorption systems in the spectrum of GRB 021004. //Astronomy and Astro- physics-2002 Vol.396, p.L21-L24.
_______________________________________________________________________
ISBN 978-5-7262-2222-6. XIX конференция «Молодежь и наука» |
27 |
Актуальные проблемы физики ядра, частиц, астрофизики и космологии
Д.А. КАТЫШЕВА Научный руководитель – И.В. АРХАНГЕЛЬСКАЯ, ст. преп.
Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»
ПОДГОТОВКА ДАННЫХ ДЛЯ ИЗУЧЕНИЯ СВОЙСТВ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ, ЯВЛЯВШЕЙСЯ ИСТОЧНИКОМ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ КЛАССА X10 29.10.2003
В этой работе представлены данные солнечной вспышки 29.10.2003 года при помощи приборов, установленных на спутниках GOES-12 (M) и TRACE.
Проанализирована база данных по всем спутникам [1]. Из них сначала были выбраны те, которые позволяли проводить исследования Солнца в нужный период. Затем отобраны спутники с приборами, которые могли построить изображение активной области исследуемой вспышки. Этими спутниками оказались GOES-12 (M) и TRACE.
Оборудование и приборы, установленные на борту GOES-12 (M) позволяют обнаружить солнечные вспышки и изучить солнечно-земные связи [2]. Два основных инструмента: Solar X-Ray Imager и GOES-Imager [3] позволяют установить приблизительное время коронального выброса массы, определить условия космической погоды, проанализировать отражённую от поверхности Земли солнечную энергию и т.д.
Главный прибор ИСЗ TRACE [4] – собственно телескоп TRACE [5]. Он предназначен для наблюдения за Солнцем с высоким пространственным разрешением в ультрафиолетовом диапазоне.
|
б) |
в) |
а) |
|
|
|
|
Рис.1. Схемы приборов, установленных на ИСЗ GOES-12 (M) (SXI (а), GOES Imager (б)) и TRACE (телескоп TRACE (в))
Вспышка класса X10 29.10.2003 началась в 20:38, закончилась в 20:45 UT. Эта вспышка считается одной из сильнейших, а также имеются основания предполагать, что в ней был зарегистрирован комплекс линий в
_______________________________________________________________________
28 ISBN 978-5-7262-2222-6. XIX конференция «Молодежь и наука»
Актуальные проблемы физики ядра, частиц, астрофизики и космологии
области 15-21 МэВ [6], аналогичный наблюдаемому во вспышке 20.01.2005 года [7] класса Х7 . Именно поэтому стоит подробнее изучить вспышку 29.10.2003, построить для неё арку и изучить её характеристики.
Была обработана информация, полученная с приборов, установленных на борту ИСЗ GOES-12 (M) и TRACE, и отобраны изображения данной солнечной вспышки для дальнейшего анализа.
Выбран fits-файл[8], содержащий в себе необходимую информацию об исследуемой мною вспышке, и был прочитан при помощи программы fits viewer. В заголовке файла содержится основная информация о вспышке: время, дата, характеристики, размер солнечного диска. Изображение диска Солнца во время солнечной вспышки [9] показано на рисунке 2 а). Изображение активной области этой вспышки – на рисунке 2 б).
а) |
б) |
Рис.2. Изображения по данным, полученным от инструмента SXI: полного диска Солнца во время вспышки 29.10.2003 (а); активной области этой вспышки (б)
В результате моей работы были найдены все необходимые изображения, по которым в дальнейшем будет производиться анализ топологии арки вспышки 29.10.2003 и изучение спектральных характеристик ускоренных частиц.
Список литературы
1.http://science.nasa.gov/missions/
2.http://science.nasa.gov/missions/goes-m/
3.http://www.wmo-sat.info/oscar/satellites/view/
4.http://science.nasa.gov/missions/trace/
5.https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/t/trace
6.I.V. Arkhangelskaja, A.I. Arkhangelskiy, E.V. Troitskaya etc Background Conditions for the October 29, 2003 Solar Flare by the AVS-F Apparatus Data// Phys. Proc. 2015. №74. P.281-286
7.E.V. Troitskaya, I.V. Arkhangelskaja, A.I. Arkhangelskiy, About 3He Ions Predominant Acceleration during the January 20, 2005 Solar Flare// Phys. Proc. 2015. №74. P.274-280
8.http://fenyi.solarobs.unideb.hu/SDD/SDD.html
9.http://sxi.ngdc.noaa.gov/sxi/servlet/sxibrowse?submit=Execute&xPixels=250&rowMax=2&col
Max=4&timeInterval=0&satelliteSelected=0&productTypeSelected=1&imageTypeSelected=0&yr1=
2003&mo1=10&dy1=29&hr1=20&mn1=30
_______________________________________________________________________
ISBN 978-5-7262-2222-6. XIX конференция «Молодежь и наука» |
29 |
Актуальные проблемы физики ядра, частиц, астрофизики и космологии
В.Г. САМОХИН Научный руководитель – И.В. АРХАНГЕЛЬСКАЯ, ст. преп.
Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»
МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ДИАПАЗОНА ИЗМЕНЕНИЯ ВЕЛИЧИНЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ДЛЯ ИСЗ С ОРБИТАМИ, НАХОДЯЩИМИСЯ ВО ВНЕШНЕЙ МАГНИТОСФЕРЕ ЗЕМЛИ
В данной работе представлены характерные области магнитосферы, в которых необходимо проводить анализ изменения диапазонов величины магнитного поля.
Современные модели внешней магнитосферы Земли не учитывают многие факторы, например, суббури и высыпания частиц [1, 2]. Поэтому на ИСЗ, орбита которых находится во внешней магнитосфере Земли, устанавливают магнитометры для определения посредством анализа изменений значений магнитного поля моментов возможной повышенной интенсивности потока заряженных частиц - см., например, [3].
Предварительно необходимо определить диапазон изменения величины магнитного поля. Магнитосфера содержит несколько крупных регионов с различной энергией плазмы и плотности: ударная волна от взаимодействия магнитосферы с солнечным ветром, турбулентно-переходный регион, магнитопауза и другие. Каждая область определяется соответствующими свойствами магнитного поля (интенсивность и характерная длительность), и, изучив эти вариации по данным ранее действовавших космических аппаратов, можно спрогнозировать диапазон изучаемых параметров, нужный для выбора магнитометра, позволяющего обеспечивающий необходимую точность измерений.
В работе проанализированы |
|
|
данные ИСЗ Geotail (см. рис. 1) – |
Рис. 1. Cхема расположения |
|
совместного проекта ISAS и NASA, |
||
приборов на борту ИСЗ Geotail |
||
главной задачей которого было |
||
|
||
изучение магнитного хвоста Земли |
|
_______________________________________________________________________
30 ISBN 978-5-7262-2222-6. XIX конференция «Молодежь и наука»