Взаимодействие реликтового излучения, рентгеновского излучения квазаров и ядер активных галактик с межгалактическим и межзвездным газом

• Автор: Сазонов, Сергей Юрьевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 198 с. : ил.

1 Комптоновское рассеяние в слаборелятивистском режиме

1.1 Уширение спектральных линий: ядро кинетического уравнения

1.1.1 Ядро

1.1.2 Ядро Р{у -+ и') в задаче с изотропным полем излучения

1.2 Обобщенное уравнение Компанейца

1.2.1 Нагрев и охлаждение электронов

1.2.2 Роль индуцированного комптоновского рассеяния

1.3 Индикатрисса комптоновского рассеяния

1.3.1 Рассеяние малоэнергичных фотонов в ультрарелятивистской плазме

1.3.2 Рассеяние в слаборелятивистском режиме (Ии,кТе < тесг)

1.3.3 Отражение излучения от горячей атмосферы

2 Эффект Сюняева-Зельдовича
2.1 Релятивистские поправки
2.1.1 Вычисления методом Монте-Карло
2.1.2 Аналитический вывод релятивистских поправок
2.1.3 Наблюдательные следствия
2.2 Поляризованное микроволновое излучение от скоплений галактик
2.2.1 Поляризация в результате рассеяния анизотропного поля излучения на электроне
2.2.2 Поляризация, связанная с фоновым квадруполем
2.2.3 Другие поляризационные эффекты
2.2.4 Обсуждение
3 Исследование скоплений галактик и АЯГ с помощью рентгеновского эхо
3.1 Поляризация излучения в резонансных рентгеновских линиях от скоплений галактик
3.1.1 Модель изотермического скопления
3.1.2 Оценки для реальных спектральных линий и скоплений
3.1.3 Цели и тактика будущих наблюдений
3.2 Ограничения на рентгеновскую светимость АЯГ в прошлом
3.2.1 Преимущество резонансных рентгеновских линий
3.2.2 АЯГ в центре бета-скопления
3.2.3 Численное моделирование
3.2.4 Цели и тактика будущих наблюдений
3.3 Оценка полной энергии гамма-всплесков
3.3.1 Задержанное рентгеновское излучение от гамма-всплесков
3.3.2 Детектируемость эффекта
3.3.3 Уникальный маломощный гамма-всплеск
4 Влияние излучения массивных черных дыр на межзвездную среду
4.1 Спектр излучения среднего квазара
4.1.1 Общие соображения
4.1.2 Излучение на высоких энергиях
4.1.3 Ближнее инфракрасное-мягкое рентгеновское излучение
4.1.4 Среднее инфракрасное-субмиллиметровое излучение
4.1.5 Широкополосный спектр
4.1.6 Комптоновская температура
4.1.7 Нагрев/охлаждение частично ионизованного газа
4.2 Обратное воздействие черных дыр
4.2.1 Энергетика радиационного обратного воздействия
4.2.2 Возможное объяснение возникновения корелляции между Мвн и а
4.2.3 Игрушечная модель эволюции галактики
4.3 Нагрев газа в поле радиоизлучения квазаров
4.3.1 Индуцированный комптоновский нагрев тепловых электронов
4.3.2 Стационарная температура электронов
4.3.3 Эволюция температуры электронов во время комптоновского взаимодействия
5 Статистические свойства близких активных ядер галактик
5.1 Обзор неба обсерватории RXTE
5.1.1 Подборка АЯГ
5.1.2 Распределение АЯГ по собственной колонке поглощения
5.1.3 Функция рентгеновской светимости АЯГ
5.1.4 Вклад АЯГ в локальное энерговыделение в рентгеновских лучах
5.1.5 Отождествление источников из обзора XSS
5.2 Обзор неба обсерватории ИНТЕГРАЛ
5.2.1 Отождествление источников с помощью обсерватории Chandra
5.2.2 Рентгеновский спектр мощной сейфертовской галактики GRS 1734
5.3 Выводы
Заключение
Список литературы
2.2. Поляризованное микроволновое излучение от скоплений галактик

сигнала от далеких скоплений перешла в область практического интереса. Планируемая к запуску в 2007 космическая обсерватория Planck Surveyor (Европейского космического агенства и НАСА) уже позволит вплотную приблизиться к уровням чувствительности, требуемым для обнаружения поляризации в скоплениях, причем обсуждаются возможности дальнейшего улучшения чувствительности в десятки раз в таких будущих миссиях, как “Beyond Einstein Inflation Probe” 1.
В связи с таким кардинальным изменением ситуации был выполнен ряд новых теоретических исследований поляризации микроволнового излучения в скоплениях галактик [46, 149, 141), причем в некоторых из этих работ [46, 149] было заявлено о необходимости корректировки оригинальных результатов Сюняева и Зельдовича [289]. Желание разобраться в справедливости этих утверждений стало одной из причин, побудивших нас тоже обратиться к этой проблеме [253].
Еще одной причиной, по которой мы решили вернуться к этой теме, стало открытие обсерваторией СОВЕ [158] квадрупольной компоненты в угловом распределении микроволнового фона. Как было показано Зельдовичем и Сюняевым [14], такая анизотропия должна приводить к изменению поляризации микроволнового излучения в направлении скоплений галактик. Уже предварительная оценка, основанная на измерении СОВЕ, привела нас к довольно неожиданному выводу, что этот поляризационный эффект должен быть сильнее других поляризационных эффектов, возникающих при прохождении микроволнового излучения через межгалактический газ скоплений галактик. Это делает поляризационный эффект, связанный с фоновым квадруполем, потенциально важным для задач космологии. В самом деле, измерение поляризованного микроволнового излучения от далеких скоплений открывает уникальную возможность исследовать эволюцию квадрупольной компоненты фона с красным смещением (до z ~ 3), а также уменьшить неопределенность в измерении квадруполя, связанную с космической вариацией [156].
2.2.1 Поляризация в результате рассеяния анизотропного поля излучения на электроне
Чтобы заложить основу для нашего последующего анализа, воспроизведем в основных деталях оригинальное рассмотрение Зельдовича, Сюняева [14] (см. также их обзор [35]).
Рассмотрим рассеяние исходно неполяризованного низкочастотного излучения на покоящемся электроне. В этом случае частота фотона не меняется в результате рассеяния (эффектом отдачи можно пренебречь), и поэтому можно на время забыть о спектральной зависимости излучения и полностью сосредоточиться на его угловом распределении. Это распределение может быть в общем случае представлено в виде суммы компонент, пропорциональных полиномам Лежандра Рп{^): 1, ц, (ц2 — 1/3), и т.д., где р - косинус угла между волновым вектором падающего фотона и одним из ряда направлений, которые однозначно задают данное угловое распределение. Падающее излучение описывается обычным набором параметров Стокса (I, Q, U, V), где по определению Q = U = V = 0. Нашей задачей является определить соответствующие величины (который будут отмечены штрихом) для рассеянного излучения. Четвертый параметр Стокса (V) описывает круговую поляризацию, которая не возникает при рассеянии и поэтому не будет рассматриваться далее. Определим параметры Стокса рассеянного излучения по отношению к плоскости, в которой лежат а) ось симметрии данной компоненты углового распределения излучения (см. выше), и б) волновой вектор рассеяного фотона. В этом случае комбинация Q > 0, U = 0 будет означать линейную поляризацию в направлении, перпендикулярном этой плоскости. При таком выборе системы отсчета легко получить для рассеянного излучения:
Видно, что индикатрисса рассеяния для параметра Стокса Q имеет строго квадрупольную форму (по отношению к р). Это означает, что из-за ортогональности полиномов Лежандра лишь квадрупольная компонента поля излучения вносит вклад в Q'.