Поляриметрический метод определения магнитных полей вблизи компактных объектов

• Автор: Пиотрович, Михаил Юрьевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 144 с. : ил.

1. Классические методы измерения магнитных полей в астрофизике: преимущества и недостатки

1.1. Эффекты Зеемана и Ханле

1.2. Метод круговой спектрополяриметрии излучения в линиях

1.3. Измерение интегральной широкополосной линейной поляризации

1.4. Круговая поляризация излучения непрерывного спектра

1.5. Измерение спектра линейно поляризованного излучения, учет фарадеевского вращения плоскости поляризации

в процессе электронного рассеяния

2. Поляризационные эффекты излучения околозвездных оболочек и протяженных аккреционных структур (теоретические расчеты)

2.1. Оптически тонкая оболочка с дипольным магнитным полем

2.2. Оптически толстая оболочка с дипольным магнитным полем

2.3. Обсуждение результатов расчетов для сферических оболочек

с дипольным магнитным полем
2.4. Конусообразные оболочки (джеты)
2.5. Оптически тонкая замагниченная конусообразная
оболочка с радиальным магнитным полем
2.6. Конусная оболочка с азимутальным магнитным полем
2.7. Основные результаты расчетов для конусообразных оболочек
2.8. Поляризация излучения астрофизических объектов с истечением вещества при наличии магнитного поля паркеровского типа
3. Определение магнитных полей некоторых астрофизических объектов
3.1. Поляризация излучения горячих звезд и звезд Вольф-Райе: оценка величины магнитного поля
3.2. Поляризация излучения, возникающая в истекающем
веществе катаклизмических переменных
3.3. Поляризация излучения системы Cyg Х-1/НОЕ226868
3.4. Собственная поляризация системы 88

3.5. Поляризация излучения сверхновых звезд
3.6. Гамма-всплески: релятивистские джеты
3.7. Джеты в активных галактических ядрах
3.8. О роли синхротронного излучения
3.9. Магнитные поля активных галактических ядер из
каталога SDSS
3.10.Основные выводы
4. Спсктрополяриметрия и инфракрасная фотометрия магнитных белых карликов: поляризация вакуума и ридберговские состояния в магнитном поле
4.1. Введение
4.2. Основные проявления эффекта поляризации вакуума в
сильном магнитном поле. Астрофизические приложения
4.3. Поглощение ридберговскими состояниями атомов в магнитных белых карликах
4.4. Результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов
4.5. Выводы: различие между эффектами поляризации
вакуума и ридберговских состояний
5. Магнитные поля внегалактических компактных радиоисточников и проверка космологических моделей
5.1. Активные ядра галактик
5.2. Метод определения магнитных полей вблизи АЯГ.
Формула Слыша
5.3. Основная схема расчета величин магнитных полей вблизи квазаров для различных космологических моделей
5.4. Эволюция магнитного поля внегалактических
компактных радиоисточников
5.5. Оценка величины магнитного поля самого далекого радиоквазара z = 5
5.6. Магнитосфера сверхмассивной черной дыры:
оценка величины магнитного поля
5.7. Возможность проверки космологических моделей по результатам измерений магнитных полей компактных радиоисточников
Заключение
В диссертационной работе выполнены расчеты степени поляризации и величины позиционного угла излучения, рассеянного в замагниченной оболочке вокруг центрального источника излучения. В отличие от классических работ [1] и [2], в диссертации учтен эффект фарадеевского поворота плоскости поляризации в процессе распространения рассеянного излучения. Учет выполнен с применением метода, разработанного Ю.Н. Гнединым и H.A. Силантьевым [3] . Конечный размер источника излучения принят во внимание. В результате данной работы разработана оригинальная методика определения величины магнитного поля в центральном источнике излучения (звезда, центральная область аккреционного вещества вокруг нейтронной звезды или черной дыры) по зависимости степени поляризации от длины волны излучения.
Результаты теоретических расчетов применены к конкретным астрофизическим системам с целью определения величины магнитного поля в этих объектах. К таким объектам относятся: горячие О и В-звезды, компактные объекты в рентгеновских тесных двойных системах, сверхновые и активные ядра галактик, а также квазары, которые являются сверхмассив-ными черными дырами.
В связи с запуском будущей рентгеновской обсерватории XEUS выполненные расчеты ожидаемой линейной поляризации излучения релятивистских компактных объектов могут быть использованы для интерпретации будущих результатов наблюдений этой рентгеновской обсерватории. Величина степени поляризации рентгеновского излучения и ее зависимость от длины волны позволяют, в принципе, отличить керровскую черную дыру от шварцшильдовской.
Актуальность темы
Изучение поляризованного излучения различных космических объектов (планет, звезд, галактик, межзвездного и межгалактического пространства) имеет фундаментальное значение в процессе исследования Вселенной. Прогресс поляриметрической техники позволяет измерять все более слабые степени поляризации. Важнейшим достижением последнего времени является разработка специальной техники для измерения круговой поляризации излучения различных астрофизических объектов.

2.68, т.е. учет поглощения не сильно изменяет оценку магнитного поля50. Грубо можно считатьЛтах (/««) « Л“1/2 (С).
Поставим вопрос, как из измерений поляризации узнать, является ли оболочка оптически тонкой или толстой? Прежде всего, отметим, что степень поляризации излучения, рассеянного в оптически тонкой оболочке, как правило, заметно выше степени поляризации излучения, рассеянного в оптически толстой оболочке. Однако эффект дилюции от неполяризован-ного излучения может сгладить это различие. Например, при анализе поляризации излучения активных ядер галактик всегда возникает вопрос о степени дилюции поляризации неполяризованным излучением окрестных звезд самой галактики. Поэтому более информативным с этой точки зрения является решение вопроса о спектре поляризованного излучения, т.е. о зависимости степени поляризации от длины волны. Поскольку оптическая толщина оболочки, в принципе, может зависеть от длины волны, то одним из возможных критериев является скачек позиционного угла на 90° при определенной длине волны, что может означать переход от оптически толстого случая к оптически тонкому, и наоборот [25,41]. Вычисления поляризации для оптически тонких оболочек произведено в [26,27,31,41] только для случая неискаженного диполя (случай а) на наших рисунках). Поэтому ограничимся сравнением результатов этих работ только с верхними графиками на наших рисунках.
Графики степени поляризации в оптически тонкой оболочке похожи на соответствующие графики для случая оптически толстой оболочки -сначала идет рост поляризации ос Л4, затем достигается максимум и далее следует спад поляризации, зависимость которого от длины волны связана с законом распределения свободных электронов в оболочке. Для оболочек с постоянной концентрацией р1 ос Л"2 при больших длинах волн. Это совпадает с соответствующей асимптотической зависимостью от длины волны в случае оптически толстой оболочки. Однако, скорее всего концентрация свободных электронов в оболочке спадает с удалением от центрального источника. Если это спадание ос г"2, то спад поляризации для оптически тонкого случая сс Л~'/2, в то время как для оптически толстой оболочки поляризация для больших длин волн всегда се Л~2.
Таким образом, вид спектра поляризации для больших длин волн позволяет сказать, какая оболочка - оптически тонкая или толстая.