"Смотри в корень!"

Александр
Панфёров

• Главная
• Архив
• Путешествия
• Фотогалерея
• Преподавание

Архив научных исследований

• Рентгеновская звезда SS 433
  • Турбулентные напряжения в релятивистских струях
  • Торможение и закручивание струй SS 433 окружающей средой
  • Мониторинг ближнего ИК спектра SS 433
  • Тепловые неустойчивости в струях SS 433
• Симбиотические звезды
  • Пропеллер в симбиотических звёздах CH Cyg и MWC 560 – ключ к их активности и струям
  • Взаимосвязь белого карлика и гиганта в CH Cyg: корреляция синей и красной фотометрии
  • Исследование поляризации фотометрии симбиотической звезды MWC 560
• Пульсар Крабовидной туманности
  • Панорамная фотометрия пульсара в Крабовидной туманности: изучение кривой блеска
• Магнетизм звёзд
  • Моделирование геометрии магнитных полей звёзд
  • Открытие магнитного поля и пятенной структуры на поверхности звезды типа Т Тельца HDE 283572
• Звёздные струи
  • О распространённости компактных звёзд со струями
  • Поиск струй у звёзд типа Т Тельца
• Фотоприёмники
  • Моделирование квантовой эффективности 6H–SiC ультрафиолетового фотодиода
  • Исследование панорамного приёмника на основе микроканальной пластины
  • Дизайн фокального редуктора для ПЗС камеры 1-м телескопа
• Душа
  • Апогей

Список почти всех публикаций по 2022 г.

Турбулентные напряжения в релятивистских струях

Релятивистские струи являются ключевым фактором влияния чёрных дыр на галактики и скопления галактик: они разогревают окружающую среду и препятствуют быстрому коллапсу вещества на аккрецирующий центр. Нерешёнными проблемами являются: механизм образования струй, их взаимодействие с окружающей средой, состав и структура, механизм ускорения релятивистских частиц, вклад струй в образование космических лучей.

Струя и среда перемешиваются в пограничном слое, турбулентным по природе вследствие неустойчивостей; в результате струя увлекает вещество среды и замедляется, передавая энергию среде. До сих пор нет теории этих процессов. Существующие модели турбулентности не объясняют развитие турбулентности во времени, и при оценках скорости переноса средних значений физических величин потока используют подгонку свободных параметров теории под эмпирию. Мы предлагаем феноменологическую модель турбулентного перемешивания в пограничном слое. По этой модели рейнольдсовые (турбулентные) напряжения имеют вид σ = αP, такой же как в α-модели аккреционных дисков, где P – давление, α – параметр вязкости, который в нашей модели определяется явно, без подгонок, в отличие от α-модели дисков. Эта модель успешно объясняет данные по увлечению вещества струями радио галактики 3С31 (на рис. из Laing et al. 2008, MNRAS 386, 657; для других струй такой информации ещё не получено).

Применяя эту модель к другим струям, рентгеновской двойной звезды SS433, мы предсказываем, что эти струи должны замедляться на 60% на масштабе радио туманности W50, около 40 пк, в которой они распространяются. Кроме того, этот результат позволяет оценить возраст SS433: возраст струй меньше, чем 27000 лет, а значит и сверхкритической стадии аккреции в двойной системе, в то время как сама туманность произошла от вспышки сверхновой 100000 лет назад.

Торможение и закручивание струй SS 433 окружающей средой

SS 433 – рентгеновская двойная звезда, одна из ярчайших в нашей Галактике, являющаяся прототипом звёзд с релятивистскими струями, природа которых до сих пор непонята.

Замедление струй SS 433 не обнаружено явно, но влияет на определение расстояния до объекта и на кинематическую модель струй. Так как ни то, ни другое ещё не получили непротиворечивого определения, то вопрос о замедлении струй является спорным. Камнем преткновения является успех баллистической модели струй. Однако наблюдения свидетельствуют, что скорость струй отнюдь не постоянна. В нашем моделировании кинематики струй учтено ударное взаимодействие с окружающей средой, следующее из предположения об инжекции релятивистских электронов, отвечающих за наблюдаемое синхротронное радио излучение, в ударных волнах внутри струй – единственно непротиворечивое и наблюдательно обоснованное предположение, по сравнению с другими моделями радиоструй SS 433. В результате прецессионный "штопор" струй получает импульс не только тормозящий, но и ещё более закручивающий. Торможение происходит в основном в пределах полёта в течение первой 1/5 периода прецессии, далее струи имитируют баллистические. Аппроксимация нашей моделью (крестики на графике, на расстоянии до наблюдателя 4.8 кпк) наблюдаемого положения струй не хуже, чем баллистической моделью (цветная линия, на расстоянии 5.5 кпк; чёрная линия – баллистическая модель на расстоянии 4.8 кпк). И в отличие от последней она согласуется с наблюдательными данными об отклонении кинематики струй SS 433 от баллистической модели. На правом рисунке художественная копия левого.

Наша модель требует меньшего расстояния до SS 433 и передачи существенной доли кинетической энергии струи окружающей среде безызлучательно – весьма "тёмное" явление.

Моделирование квантовой эффективности 6H–SiC ультрафиолетового фотодиода

Фотодетекторы на основе полупроводника карбид кремния применяются в экстремальных условиях. Мы моделируем их светочувствительность в УФ области спектра по лабораторным данным и ищем оптимальный дизайн по толщине p-n слоёв и концентрации примесей в диапазоне 1014–1020 cm-3. Для этого собраны новейшие физические и оптические данные по 6H–SiC и учтены зависимость диффузии зарядов от примесей и квантовая эффективность p-n перехода, чем пренебрегли предыдущие исследователи. На левом рисунке показан разрез фотодиода и процессы, на правом – графики компонентов квантовой эффективности согласно модели для экспериментального образца 6H–SiC фотодиода. Максимальная внешняя квантовая эффективность 76% в среднем по диапазону 200–400 нм может быть получена при более низких концентрациях примесей, чем принято в современных технологиях коммерческих SiC УФ фотодиодов. Модель может быть распространена на высокие температуры эксплуатации SiC фотодиодов. Подробнее ...

Моделирование геометрии магнитных полей звёзд

Магнетизм звёзд, его динамо и связь с активностью ещё не поняты, как и для Солнца. Геометрию магнитного поля звезды можно исследовать, моделируя фазовую кривую изменения, обусловленного вращением звезды, продольной компоненты напряжённости поля, усреднённой по видимой полусфере звезды. Поле большей части магнитных звёзд является дипольным и соответствующая магнитная фазовая кривая имеет синусоидальный вид и интерпретируется моделью наклонного ротатора. Однако фазовые кривые около 14% магнитных звёзд (по сообщению В.Д. Бычкова) являются более сложными. Какой мультиполь или их комбинация им соответствует? Наша программа моделирует поле звезды произвольным набором магнитных диполей, с произвольной ориентацией и расположением. На левом рисунке приведён пример аппроксимации магнитной фазовой кривой B-звезды HR 5907 (синие точки, из статьи J.H. Grunhut et al., 2012, MNRAS, v. 419, p. 1610) с нашей программой, моделью (красная линия) наклонного ротатора с дипольным полем напряжённости 15.7 кГс, топология которого на поверхности звезды представлена на правом рисунке.

Исследование панорамного приёмника на основе микроканальной пластины

Микроканальная пластина (MCP) содержит множество микроканалов, используется в основном для панорамной регистрации частиц и фотонов высоких энергий через лавинное размножение электронов, может работать в режиме счёта отдельных событий, не отличается высокой эффективностью. Приёмник с MCP используется на БТА для наблюдений высокого временного разрешения, до 10-6 с (например оптических пульсаров) и постоянно совершенствуется. Для понимания поведения приёмника в том или ином режиме эксплуатации мы смоделировали его, используя аналитическую модель (А.Б. Беркина из Новосибирска). На рисунке показаны модельные профили изображения источников звёздной величины 16.0m, 15.0m и 14.5m, получаемые матрицей всего из 3x3 каналов в случае, когда на центральный канал попадает в два раза больше излучения, чем по краям, что имитирует реальный профиль звезды, с коэффициентом обратной связи между каналами 0.1 (взято априорно). Депрессия пика на рисунке, реально наблюдаемая, объясняется обратной связью усиления в соседних каналах. Модель может быть использована для интерпретации работы приёмника и выбора оптимальных режимов.

Панорамная фотометрия пульсара в Крабовидной туманности: изучение кривой блеска

Крабовидная туманность (на левом рисунке, VLT/ESO) в области пульсара наблюдалась на 6-м телескопе САО с координатно-чувствительным детектором (КЧД), оснащённым микроканальной пластиной (MCP). Были получены поляризационные высококачественные изображения (с достаточно большим S/N) в BVR фильтрах с высоким временным разрешением, ок. 10-6 с. Для работы с подобными данными и изучения кривой блеска пульсара была написана программа "Crab" (описание/инструкция). Кроме специфических функций тайминга пульсаров, она оснащена стандартными фотометрическими процедурами. На правом рисунке показано окно программы при обработке изображения пульсара в "Крабе" и полученная по нему кривая блеска. Изображения пульсара в разных фазах и техника их деконволюции представлена в этой статье. Эта работа выполнялась по программе исследований MANIA.

Полученные данные, обладая беспрецендентными временной длительностью и разрешением, позволили изучить структуру фазовой кривой блеска, главным образом главного пульса, и её переменность. Тайминг пульсара обнаружил периодичность изменения фазы пульса, с периодом 101 мин и амплитудой изменения периода пульса 30 мкс, что показано на рисунке слева двойной фазовой кривой этой переменности (детали в кратком сообщении). В случае орбитального происхождения её (из-за эффекта Доплера и изменения расстояния), компонентом пульсара была бы планета массой порядка массы Земли. С другой стороны, для обнаруженной переменности достаточно исчезающе малого изменения оптической длины луча, всего на 1 км, т.е. локальной вариации показателя преломления среды. Загадка остаётся нерешённой. Эта переменность и другие наши результаты отражены в статье.

Апогей