Исследование магнитных полей в аккреционных дисках на основе спектрополяриметрических наблюдений

• Автор: Булига, Станислава Дмитриевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2013
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 124 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Спектрополяриметрические наблюдения активных ядер галактик: определение основных физических параметров сверхмассивных черных дыр
1.1 Определение величины и распределения магнитного поля и ряда
физических параметров аккрецирующей плазмы в области генерации
оптического излучения активных ядер галактик
1.1.1 Введение
1.1.2 Результаты наблюдений на БТА-бм в
спектрополяриметрической моде SCORPIO-
1.1.3 Корреляция между поляризационными параметрами и характеристиками центральной чёрной дыры
1.1.4 Основная методика определения величины и распределения магнитного поля в аккреционном диске
1.1.5 Определение физических параметров аккреционного диска вокруг сверхмассивных чёрных дыр
1.2 Спектральное распределение поляризации излучения стандартного
аккреционного диска в активных ядрах галактик
1.2.1 Зависимость степени поляризации излучения от длины волны в стандартной модели аккреционного диска
1.2.2 Магнитное поле аккреционного диска и величина спина сверхмассивной чёрной дыры в NGC 7
1.2.3 Магнитное поле аккреционного диска и величина спина сверхмассивной чёрной дыры в РО (В2) 1425+
1.2.4 Магнитные поля аккреционных дисков и величины спинов сверхмассивных чёрных дыр для Рв 1354+213, <
В1422+2309, Рв 1704+
Заключение к главе
2 Определение спинов массивных чёрных дыр активных ядер галактик
из каталога Рв и чёрных дыр промежуточных масс в шаровых
скоплениях
2.1 Определение спинов сверхмассивных чёрных дыр в активных ядрах галактик на основе спектрополяриметрических наблюдений
2.1.1 Введение
2.1.2 Основные формулы
2.1.3 Определение величины спина сверхмассивной чёрной дыры для квазара Рв 0007+106 (III Ш2)
2.1.4 Ограничение на значение спина сверхмассивной чёрной дыры для активных ядер галактик
2.2 Магнитные поля аккреционных дисков вокруг сверхмассивных чёрных дыр с прямым и обратным вращением
2.2.1 Введение
2.2.2 Магнитное поле в радиационно-доминируемых дисках
2.2.3 Различие между чёрными дырами прямого и обратного вращения
2.2.4 Тестирование радиационно-доминированных дисков при помощи поляриметрии
2.3 Чёрные дыры промежуточных масс в шаровых скоплениях:
ограничение на спин чёрной дыры
2.3.1 Введение
2.3.2Определение спина центральной чёрной дыры в шаровых
скоплениях 47 Тис и со Сеп
2.3.3 Спин центральной чёрной дыры в шаровом скоплении И
галактики М
Заключение к главе
3 Топология магнитных полей и поляризация излучения в аккреционных дисках активных ядер галактик
3.1 Введение
3.2 Зависимость параметров фарадеевской деполяризации от длины волны
3.3 Поляризация излучения замагниченного аккреционного диска:
зависимость от параметров И и ц
3.4 Зависимость степени поляризации от длины волны
3.5 Топология магнитных полей в избранных активных ядрах галактик87 Заключение к главе
4 Зависимость поляризации излучения аккреционного диска от длины волны: тестирование моделей аккреционного диска
4.1 Введение
4.2 Основные уравнения
4.3 Зависимость степени поляризации от длины волны для стандартного аккреционного диска
4.4 Зависимость степени поляризации от длины волны для
аккреционного диска с адвекцией
4.5 Аккреция вещества с магнитным полем: особенности аккреционного диска
Заключение к главе
Заключение
Литература
Многие численные расчеты [48-50] показывают, что именно такое направление глобального магнитного поля реализуется на больших расстояниях от горизонта в случае метрики Керра.
Обсудим зависимости, представленные на Рисунке 1.2. Слабая зависимость степени поляризации от массы центральной сверхмассивной чёрной дыры обусловлена такой же слабой зависимостью параметров деполяризации в случае 5 = 1, 5/4. Например, в случае 5 = 1:
Несколько другая ситуация имеет место для степенного показателя п зависимости степени поляризации от длины волны. Поскольку зависимость степени поляризации от длины волны возникает только в случае заметной фарадеевской деполяризации, то требуется, чтобы параметры деполяризации а и Ъ были, по крайней мере, порядка единицы, т.е. а > 1 и Ъ > 1. Длина волны, входящая в соотношение (1.4) и выраженная в мкм, всегда меньше единицы (Л[мкм]<1) в наблюдаемом диапазоне длин волн. Отсюда следует,
что для отрицательных значений индекса п условие а > 1 достигается и при меньших значениях отношения Мви/М0 . Случай же п>0 требует больших значений Я, что может иметь место и при больших значениях Мвн/М0 .
При и > 0 степень поляризации растет с длиной волны, приближаясь к чандрасекаровскому пределу, который быстрее достигается именно при больших значениях Мвн/М0 . Такой результат получается при условии, что величина магнитного поля Вн уменьшается с ростом отношения Мвн/М0 . Любопытно, что именно такая зависимость величины магнитного поля от массы чёрной дыры реализуется в модели магнитной связи.
Другим источником поляризованного излучения в активных ядрах галактик является горячая рассеивающая корона, которая может существовать над поверхностью аккреционного диска. В работе [51]

(1.12)