Многочастотные исследования фоновых излучений на радиотелескопе Ратан-600 тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

' ^ 0 Российская академия наук

астрофизическая обсерватория

Па правах рукописи УДК 523.164.4

ЧЕПУРНОВ Алексей Владимирович

МНОГОЧАСТОТНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ФОНОВЫХ ИЗЛУЧЕНИЙ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ РАТАН-600

01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

пос. Нижний Архыз - 1996

доктор физико-математических наук П.А. Фридман кандидат физико-математических наук М.В. Ларионов

Защита диссертации состоится Окт _ 1996 г. в /Г

часов на открытом заседании специализированного совета Д 003.35.01 по присуждению ученой степени доктора физико-математических наук при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 357147, пос. Нижний Архыз, КЧР, CAO РАН.

Отзыв на автореферат в двух экземплярах, заверенный печатью учреждения, просим направить по указанному адресу на имя ученого секретаря специализированного совета.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН.

Автореферат разослан " 19 1996 г.

Ученый секретарь специализированного совета, кандидат физико-математических наук

/Е.К. Майорова/

ЭБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность

После обнаружения крупномасштабной анизотропии реликтового фона руппой СОВЕ [19,1,20] стало актуальным более детальное исследование тлового спектра реликта па масштабах 0.°1<0<5° с целью обнаружения ахаровских (доплеровских) осцилляции (/ = 240,560,860 в СЭМ-модели).

1оследние теоретические исследования [13,14,18] показывают, что если удастся ¡остаточно точно измерить спектр в этом диапазоне, то эти данные позволят иредслить основные космологические параметры Вселенной. Совсем недавно Санкок и др. объявили об обнаружении первого сахаровского пика [15] по овокупньш данным последних экспериментов в области промежуточных тештабов, что подтверждает перспективность этого направления.

При проведении таких экспериментов исключительное значение риобретает проблема мешающих фоновых радиоизлучений. Данные о осмических помехах могут использоваться или напрямую для выделения олезного сигнала, как в эксперименте СОВЕ, или для доказательства, что ксперимент попадает по своим параметрам в галактическое "окно розрачности" (возможна комбинация того и другого).

Для выделения сигнала общепринята многочастотная методика, при зторой полезный сигнал ищется в виде линейной комбинации данных на азных частотах, для чего используется отличие радиочастотного спектра Iгнала от спектров помех (впервые эффективность многочастотного подхода ыла продемонстрирована в эксперименте "Холод-80" на радиотелескопе А.ТАН-600 [28]). В этом случае необходимо иметь набор радиоизображений на íзныx частотах, приведенных к одной и той же функции сглаживания. Такие

изображения могут быть получены либо в ходе самого эксперимента О'Холод-80", проект COBRAS/SAMBA [2]), либо из уже существующих данных, после соответствующей обработки (СОВЕ).

Для определения конфигурации "окна прозрачности" следует знать статистические свойства фоновых радиоизлучений, для непрерывных фонов — это радиочастотно-утловой спектр. Чтобы получить такой спектр, используют статистическую обработку изображений на радиочастоте, где соответствующий фон доминирует. В проекте COBRAS/SAMBA сведены все успешные попытки получения таких спектров и восполнен пробел, связанный с синхротронным излучением Галактики. Для излучения галактической пыли используются данные IRAS, для синхротронного фона — данные обзоров 408 МГц [11] и 1420 МГи [16], для исследования теплового излучения Галактики используется егс корреляция с фоном пыли. Во всех случаях угловой спектр получается прямой оценкой по Фурье-образу соответствующего радиоизображения с последующим вписыванием простейшей двухпараметрической кривой (амплитуда — угловой спектральный индекс).

Отметим некоторые слабые стороны результатов, использованных в это.\ проекте:

• Данные обзоров 408 МГц и 1420 МГц содержат сильные помехи, связанные со сканированием неба, что может серьёзно сказаться на достоверносп угловою спектра синхротронной компоненты [5].

• Данные о пылевой компоненте, взятые из работы Готье и др. [9], показываю: относительный разброс до 103 (!) по амплитуде углового спектра мощности найденной по разным площадкам (все — вне плоскости Галактики). Эт< ставит под сомнение надёжность оценки углового спектра также и тепловоп излучения.

Использованная параметризация угловых спектров не имеет физической основы. Это означает, что правомерность экстраполяции спектра вне области угловых частот, характеризующей исходные данные, сомннтельна.

В любом случае нужны новые наблюдения для улучшения качества сходных данных. Однако один этот путь не решит проблему тепловой оппоненты: этот фон не доминирует т/где. Кроме того, для осуществления одобного проекта потребуется время, а данные по фоновым радиоизлучешим дя планирования новых экспериментов по реликту нужны уже сейчас.

В этих условиях представляется актуальным поиск физически боснованиой параметризации углового спектра. Это может (хотя бы частично) сшить проблему неполноты наблюдательных данных, поскольку даст озможность использовать априорную информацию о физике того irai иного злучательного процесса, а также данные о межзвездной среде, полученные амыми различными методами. Обоснованная параметризация также редоставит возможность комбинировать для построения спектра самые азнородные наблюдательные данные, которые по отдельности не несут нужном нформации. Кроме приложений, важных для исследования анизотропии еликта, такая работа может дать информацию о межзвездной среде, имеющую змосто ягельное значение. Задача представляется тем более интересной, что все •pu компоненты галактического радиоизлучения имеют один и тот же «лирический наклон углового спектра [2].

Наряду с непрерывными фоновыми радиоизлучениями для планируемого а РАТАНе-600 эксперимента по поиску анизотропии реликта требуется гочнить вклад точечных фоновых радиоисточников. Такая оценка зависит от иаграммы направленности инструмента, поэтому для РАТАНа-<500( имеющего ^стандартную апертуру, использовать уже существующие результаты ^возможно (см., например, уже ставшую классической работу Франческини и з. [8]). Кроме того, "локальный'' принцип построения оценки вклада

5

дискретных источников, принятый в этой работе, не позволяет учесть возможность двумерной чистки данных, как и возможность предварительной селекции площадок наблюдения.

Для плакирования эксперимента и тестирования программ обработки наблюдательных данных удобно использовать компьютерную модель эксперимента, учитывающую статистические свойства фоновых радиоизлучений и особенности инструмента. Этот подход постепенно становится стандартным [2, 3], и для постановки на радиотелескопе РАТАН-600 эксперимента следующего поколения по анизотрогаш реликтового фона предварительное компьютерное моделирование, учитывающее особенности инструмента, неизбежно.

Цель работы

Целью данной работы является:

• -Оценка статистических свойств фоновых радиоизлучений с целью

определения их вклада при поиске анизотропии реликтового фона.

• Построение с учетом этих данных компьютерной модели многочастотного обзора на радиотелескопе РАТАН-600.

• Формулировка рекомендаций к проведению эксперимента по поиску анизотропии реликтового излучения на радиотелескопе РАТАН-600.

Научная новизна и практическая ценность

• Впервые получено аналитическое выражение для утлового спектра еннхротронного излучения Галактики в предположении, что случайное магнитное поле имеет колмогоровский спектр мощности [21, 24]. Неизвестные параметры углового спектра (амплитуда и отношение толщины слоя к внешнему масштабу турбулентности) определены по данным РАТАНа-600 (л = 7.6 см) [28] и по данным обзора 1420 МГц [5].

Впервые получено аналитическое выражение для углового спектра теплового галактического излучения в предположении, что флуктуации электронной плотности имеют колмогоровскнй спектр мощности [4, 15, 12]. Внешний масштаб турбулентности при известной амплитуде спектра электронной плотности [4] получен при помощи данных в линии //„ [17].

Получены уточнённые оценки пределов чувствительности РАТАНа-600, обусловленных фоновыми радиоисточниками.

Создана компьютерная модель многочастотного обзора на радиотелескопе РАТАН-600, включающая в себя все известные компоненты космического радиоизлучения и учитывающая конфигурацию инструмента. Впервые доказана принципиальная возможность наблюдения на РАТАНе-600 сахаровских осцилляции. Сделана оценка необходимого размера области наблюдения.

Компьютерная модель многочастотного обзора на РАТАНе-600 позволяет танировать эксперименты по глубокому обзору неба, тестировать атобеспечение по обработке данных, может применяться при интерпретации ззультатов наблюдений. Параметры космических фоновых радиоизлучений и ирактеристики приемной системы хранятся во входной базе данных модели и о гут при необходимости легко модифицироваться и дополняться.

Полученные аналитические угловые спектры гатактических фоновых цшоизлучений могут быть использованы для оценки параметров межзвездной геды, например, внешнего масштаба турбулентности.

1сновные положения, выносимые на защиту

Методика расчета угловых спектров галактических радиоизлучений при известном пространственном спектре функции источника. Оценки угловых спектров синхротронного и теплового радиоизлучения Галактики, учитывающие физику излучательных процессов.

• Оценка пределов чувствительности РАТАНа-<>00, обусловленных фоновыми радиоисточниками.

• Компьютерная модель многочастотного обзора на радиотелескопе РАТАН-600, включающая в себя все известные компоненты космического радиоизлучения и учитывающая конфигурацию инструмента.

Апробация работы

Основные результаты работы докладывались на конференции YERAC XXII, Гвадалахара, Испания, 1990; на рабочей группе НАТО "Observational Tests of Cosmological Inflation", Дарэм, Великобритания, 1991; на Международной школе по астрофизике "D. Chalonge", Эриче, Италия, 1992; на II Международном семинаре по гравитации и космологии им. А. Фридмана, Санкт-Петербург, 1994; на рабочей группе по ашвотропии реликтового фона. Лез Арке, Франция, 1995; на II Международной Конференции "Астрономия и космомикрофизика" им. А.Д. Сахарова, Москва, 1996 а также на семинарах радиоастрономического сектора CAO РАН.

Структура и объём диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка

литературы из _ наименований, содержит _ страниц текста, _

рисунков, _ таблицы.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

В первой главе диссертации рассматривается математическая задача решение которой используется для построения угловых спектров непрерывны? компонент галактического радиоизлучения.

Рассматривается модель, при которой наблюдатель находится в центре сферы, заполненной излучающей средой с известным пространственных

спектром мощности 1<"2(к) удельного энерговыделения ¿(г) (функции источника). Сфера "вырезается" из бесконечной среды некоторой известной функцией расстояния от центра и-(г), называемой весовой функцией. Можно ожидать, что гакая модель достаточно хорошо описывает реальную ситуацию, если на интересующих нас угловых масштабах относительное изменение расстояния до границы излучающей области значительно меньше единицы.

Для функции источника, представляющей собой стационарный случайный процесс в 3-мерном пространстве, используется стандартное спектральное представление через интеграл Фурье-Стилтьсса (см., например, [29,27]):

5(г) = \е,ь Ф(с1к), Ф(М)Ф'((1к') = 8г г. к'2 (к) с!к .

Интеграл представляет собой сумму плоских волн, амплитуды которых задаются случайной спектральной мерой Ф элементарного объёма пространства волновых векторов сСк . В этой работе используется формальная запись такого интеграла, при которой элемент меры выписан в явном виде:

Для практических приложений такая запись удобнее традиционной, эсобенно когда приходится иметь дело с величинами, содержащими случайный процесс в степени выше второй.

Фактически нужно найти угловой спектр интеграла по лучу зреши от произведения функции источника на весовую функцию. Если принять, что исходный случайный процесс изотропен, то удаётся показать, что выражение углового спектра С] через 3-мерный спектр функции источника Р2 (к) имеет зид интегрального преобразования с ядром, зависящим от весовой функции:

С' = 16л2]к711к-Р\к)||]„(кг)к(г)с1г^ .

Несмотря на простой вид, ядро с трудом поддаётся непосредственному вычислению, так как содержит под знаком интеграла осциллирующую функцию (сферическую функцию Бесселя ]„(кг)).

Если в качестве весовой функции взять гауссиану с центром в начале координат и(г) = ехр(-г2/я2) (Я — расстояние до границы излучающей области), то ядро выражается через вырожденную гипергеометрическую функцию. Используя подходящее интегральное представление последней, можно подобрать для ядра очень простую аппроксимацию:

' 2/и'

С' ^-¡иЧи^^Щ-О^и).

Н о

Эта аппроксимация работает с хорошей точностью при угловой спектральной переменной / > 15 равномерно по модулю волнового вектора к, то есть во всём диапазоне, в котором можно применять исходную модель.

Далее вычисляются угловые спектры для тех частных случаев спектра функции источника, которые используются в настоящей работе.

Если функция источника имеет неограшгченный степенной спектр, то соответствующее изображение также имеет степенной спектр, причем спектральные индексы совпадают. Если ввести обрыв исходного спектра сс стороны нижних пространственных частот (в теории турбулентности соответствующий этому обрыву масштаб Ь называется внешним масштабом), то соответствующий утловой спектр в окрестности точки /„ - 2пЯ/Ь будет изменять спектральный индекс от 1 при I < 10 до спектрального индексе функции источника при />/0 ( Я — расстояние до границы излучающе! области).

Другой важный частный случай соответствует ситуации, когда функция сеточника пропорциональна квадрату случайного процесса с известными войствами. Если такой процесс имеет ненулевое среднее, то спектр функции гсточника можно представить в ввде суммы двух членов, которые можно словно назвать линейным и квадратичным. Линейный член пропорционален пегару флуктуации исходного случайного процесса, квадратичный — автосвёртке" этого спектра. Для частного случая, когда флуктуации исходного лучайного процесса имеют степенной спектр с известным внешним масштабом t колмогоровским спектральным индексом (11/3), удастся подобрать ппроксимацию квадратичного члена. Соответствующее слагаемое углового пектра ведёт себя аналогично предыдущему линейному варианту с той азгащей, что спектральный тщекс меняется в окрестности точки / ~3 /0 , а его начение левее этой точки несколько больше единицы.

Во второй главе получены угловые спектры синхротрошюго и теплового адиоизлучения Галактики, приведены угловые спектры излучения эластической пыли по данным проекта COBRAS/SAMBA и реликтового злучения для CDM-модели, анализируется согласованность последнего с анными "Холода-80''.

Для синхротропного излучения Галактики функция источника ропорциональна квадрату проекции магнитного поля, перпендикулярной к лучу рения [б, 7]. С другой стороны, известный из теории газомагнитной урбулентности колмогоровский спектр с индексом 11/3 относится, в частности, усреднённому по направлениям преобразованию Фурье шпура орреляционного тензора магнитного поля [21, 24], который при изотропной урбулентности пропорционален автокорреляционной функции какой-либо роекции магнитного поля. Таим образом, при изотропной турбулентности роекция магнитного поля имеет колмогоровский спектр мощности. Если читать, что ортогональные составляющие перпендикулярной к лучу зрения

компоненты магнитного поля статистически независимы, то можно сделать вывод, что функция источника синхротронного излучения пропорциональна квадрату случайного процесса с колмогоровским спектром. Последнее соответствует квадратичному члену второго углового спектра из предыдущей главы.

Для определения амплитуды спектра и параметра К/Ь использовались среднеквадратичные значения сигнала на длине волны 7.6см (диапазон масштабов Г -ь 5°, "Холод-80", РАТАН-600, [28]) и 21см (диапазон масштабов 5" +8', [5]). Для ратановских данных учитывается поправка на сигнал от всех остальных компонентов излучения (дискретные источники, тепловое излучение, галактическая пыль), полученная путём моделирования (при суммарной амплитуде 1.40 тК этот сигнал оказался равным 0.47 тК). Для каждого из двух среднеквадратичных значений при известном угловом фильтре строится зависимость амплитуды радиочастотно-углового спектра от параметра К/Ь.

Точка пересечения этих кривых (К/ Ь = 14.0, .4 = 1.04-10 ) даёт оценку

значений неизвестных параметров. Таким образом, радиочастотно-угловой спектр синхротронного излучения найден:

С1{Х,1) = Л->?

1 +3.21-е м

/и<'Ч1+5.0?)2)4/3 (X— длина волны, см; результат в К2).

Далее следует оценка доверительного интервала полученных значений и погрешности спектра. При известных спектре и размере области усреднения можно оценить стандартные отклонения средних квадратов сигналов. Считая их плотности вероятности известными (для простоты выкладок здесь используются нормальные распределения), получаем совместное распределение амплтуды спектра и параметра интегрированием которого по амплитуде получается

ценочное распределение параметра ЩЪ. Медиана этого распределения овпадает с ранее полученной оценкой. Окончательно имеем: Я/Л = 14.01"78 при уверительной вероятности 0.68 . Эта погрешность не связана с точностью нмерений и может быть уменьшена только увеличением размеров областей :аблюдения. Соответствующая погрешность спектра составляет по амплитуде игнала ±16% при I = 100 и ±48% при / = 1000.

Рис. 1. Угловой спектр ешкротронного излучения Галактики Сравнение данного спектра с эмпирическим, полученным в работе [2], оказывает хорошее совпадение при I в диапазоне от 80 до 2000 (см. рис. 1). 'читывая результат, полученный в предыдущей главе, можно высказать редположение, что эмпирический спектральный индекс со значением 3 толученный в [2]) обусловлен влиянием внешнего масштаба турбулентности и эответствует переходу от спектрального индекса порядка единицы при малых к колмогоровскому индексу 11/3 при / -> да.

Далее рассматривается угловой спектр теплового излучения Галактики. В этом случае функция источника пропорциональна квадрату электронной плотности [25]. С учётом результатов, накопленных при исследованиях мерцаний излучения пульсаров, предполагается, что флуктуации электронной плотности имеют колмогоровский спектр мощности [4, 12, 15] с известной амплитудой [4]. Используя эти данные, а также результаты предыдущей главы, можно найти выражение для углового спектра с одним неопределённым параметром — внешним масштабом ту рбулентности.

Для уточнения внешнего масштаба используются данные по излучению в линии На, пересчитанные в тепловое радиоизлучение [17]. Подгонка среднеквадратичного значения сигнала, вычисленного с помощью углового спектра, к соответствующему значению из [17] даёт I, = 214 пс. В итоге имеем:

■f'-R

8/3

CÍ(XJ)=4.0-10 10-х4-32. „„"« 0 ;• . ¡n +

1 С/5 -1.43-

F • /? 1+T>1-Í> 2'R +6.65-10 10 -?.452 -

^'3 /Н/3.(1+50.(^)2)4/3

ne = 0.05 enf3 — средняя электронная плотность,

F¡¡ = 3.16-10"4 »Г20''5 — амплптуда спектра электронной плотности,

R и L в парсеках, X в сантиметрах, результат — в К2.

Сравнение с эмпирическим спектром из работы [2] показывает, что спектральные индексы совпадают (и равны 3) только в диапазоне 30 < / < 200, при больших / наклон полученного здесь спектра соответствует индекс)' 11/3 . Амплитуда соответствующих флуктуации меньше в 5.7 раза при / = 200 (см. рис. 2). Отмстим, что обе оценки спектра имеют непрямой характер (прямые измерения этого фона невозможны из-за того, что в отличие от синхротронного излучения и излучения галактической пыли, не существует радиодиапазона, где бы тепловое радиоизлучение доминировало).

I

Рис. 2. Угловой спектр теплового излучения Галактики

Далее приводится угловой спектр пылевой компоненты галактического радиоизлучения из работы [2], а также угловой спектр анизотропии реликтового фона для СОМ-модели, нормированной по данным СОВЕ. Для спектра реликта проводится сравнение с результатами, полученными на РАТАНе-600 в эксперименте "Холод-80". Рассчитанная по этому спектру среднеквадратичная величина сигнала для скана длиной 15° составляет 43 ±5 (Д'; соответствующее значение, полученное в работе [28] по описанной там многочастотной методике после учёта эффективности апертуры и вклада шума приёмной системы, равно 44 ц/Г.

В третьей главе обсуждается задача оценки влияния на сигнал радиоизлучения дискретных источников. Интегральные свойства зависимости

1таковы, что основной вклад в амплитуду сигнала вносят самые яркие источники, оставшиеся в записи, и следовательно включать в расчёты

сразу всю эту кривую нельзя (кроме того, при больших потоках LogN/LogS вообще теряет физический смысл). Поэтому в само определение такой оценки приходится включать способ, которым обрезается "яркий хвост" LogN/LogS. Таких способов можно предложить несколько, и выбор какого-либо из них зависит от специфики конкретного приложения.

Оценка, предложенная в работе |8], основана на предположении, что источники с откликом в данной точке, превышающим некоторую величину, удаляются. Можно предположить, что чистка проводится до тех пор, пока отношение максимального отклика к среднеквадратичному не становится равным заранее заданной величине, называемой уровнем чистки. При этом среднеквадратичный сигнал можно вычислить как функцию уровня чистки, диаграммы направленности и LogN/LogS.

Идею учёта уровня чистки можно распространить на более естественный вариант обработки. Пусть у нас есть двумерное радиоизображение, достаточно большое, чтобы влиянием границы можно было пренебречь. Если источники вычитаются алгоритмом типа CLEAN, то со среднеквадратичным сигналом лучше связать поток удаляемого источника, а не его отклик в какой-либо выделенной точке, как в предыдущем случае. Такая оценка кажется более естественной, так как она соответствует реальной ситуации. Кроме того, вычисления становятся проще, поскольку влияние инструмента в этом случае выражается единственным числовым параметром — интегралом от квадрата диаграммы направленности.

Представляет определённый интерес вариант оценки, связанный с предварительной селекцией площадки наблюдения. Зная LogN/LogS, можно вычислить вероятность того, что в площадке известного размера не встретится источник ярче определённой величины. Отсюда можно найти и обратную зависимость, то есть граничный поток как функцию частоты, с которой встречается соответствующая ему площадка. По граничному потоку легко

¡ычислшъ среднеквадратичный сигнал; таким образом, последний оказывается вязанным с "вероятностью площадки".

Ещё один вариант оценки получается, если напрямую задавать граничный юток. Такая оценка соответствует ситуации, когда параметры удаляемых 1СТ0ЧНИК0В определяются по некоторому каталогу с известной нижней границей ютоков.

Отметим, что для определения предела чувствительности радиотелескопа, вязанного с дискретными источшгкамп, больше подходят оценки, определяемые ровнем чистки при небольших значениях этого параметра (2 * 3 а).

В главе приводятся значения пределов чувствительности радиотелескопа 'АТАН-600, связанных с неразрешёнными дискретными источниками для шлнчных частотных каналов и конфигураций инструмента.

В четвертой главе рассматривается проблема компьютерного годелировання многочастотного обзора на РАТАНе-600.

При моделировании сигнала от непрерывного фона по его спектру ющносги предполагается, что фон является гауссовским процессом. В этом лучае фон можно генерировать в соответствш! с его спектральным [редставленпем, так как плотность вероятности для элемента спектральной меры гзвестна [26]. Полученные таким образом случайные амплитуды взвешиваются феобразованиями Фурье диаграмм направленности, соответствующих »азличным частотным каналам и суммируются по одной из спектральных геременных. Для получения многочастотного скана вычисленные одномерные армоники суммируются.

При моделировании сигнала дискретных источников считается, что ависимость LogN/LogS известна, и источники распределены по небу »авномерно. Рассматривается проблема оптимального ограничения количества енерируемых источников. Вводится понятие ошибки моделирования как реднеквадратичного вклада в сигнал от неучтённых источников. Анализируется

"лобовой" вариант, при котором источники с разными плотностями потока генерируются в одном и том же окне. Показано, что при существенных ограничениях на ошибку моделирования такой вариант приводит к перегрузке компьютера. Для решения этой проблемы рассматривается окно генерирования, зависящее от плотности потока и свойств радиотелескопа и формулируется вариационная задача на минимизацию среднего количества "обслуживаемых" источников. Показано, что при фиксированной ошибке моделирования можно достичь минимума среднего количества генерируемых источников, если окно генерирования совпадает с изолинией диаграммы направленности, уровень которой обратно пропорционален плотности потока от источника.

Далее обсуждается реализация модели на языке С++, рассматривается структура системы моделирования, формат входных и выходных данных, приводятся примеры сгенерированных сканов.

На входе система моделирования имеет иерархическую базу данных, содержащую всю необходимую информацию о генерируемых сигналах, частотных каналах радиотелескопа и конфигурации генерируемого многочастотного скана. Выходными данными являются стандартные Г-файлы, соответствующие откликам каждого вида космического радиоизлучения во всех каналах, а также суммарному многочастотному сигналу.

Для моделирования синхротронного и теплового радиоизлучений Галактики используются угловые спектры, полученные в данной работе, для излучения галактической пыли — спектр из работы [2], для реликтового излучения — СБМ-спектр, нормированный по данным СОВЕ. Для дискретных источников используется модель LogN|LogS из работы [8], учитывающая

статистик)' источников с плоским и крутым спектром по отдельности. Данные по параметрам частотных каналов соответствуют текущему состоянию инструмента.

0.02 мК

Рис. 3. Пример данных, сгенерированных системой моделирования многочастошого обзора. Длина зашсей 15 градусов. Сверху вша: канал 1см: сумма всех сигналов, сигнал реликта, далее — то же для канала 7.6 см.

В пятой главе рассматриваются рекомендации к проведению на РАТАНе-500 эксперимента по поиску сахаровских осцилляции реликтового фона. Приводятся радиочастотные зависимости амплитуды флуктуашш фонов разной природы для различных масштабов, доказывается, что наблюдения на длине волны 1см попадают в галактическое "окно прозрачности". Проводится восстановление одномерного углового спектра реликтового фона в диапазоне сахаровских осцилляции из модельных данных (см. рис.4), анализируются полученные при этом результаты.

4.0х10"7 3.5x10"7 З.ОхЮ"7

Ъ

2 2.5x107 -с 2.0х10"7

с^ 1.5x10"7 =3

1.0x10"' 5.0х1СГ8

0.0

/ '' 4г \ \ ■г y \

/уГ РАТАН-600 Х=1см (модель)

/Сг общая длина сканов:

- уГ -1700°

------850°

- 425°

-точный спектр

100

1000

u, rad"'

Рис. 4. Восстановление одномерного спектра реликтового фона из модельных сканов

Показано, что для наблюдения еахаровских осцилляции при их предсказанной амплитуде необходимо накопить данные до чувствительности 17 |iÂ' при 0°.1Б на 5 суточных сканах на склонении до 40' (для спектрального разрешения àu = 6Qrad~1). При чувствительности 2 тК ■ s"ia , реализованной в "Холоде-80", на это уйдет около 5 лет наблюдений, при условии, что атмосферные помехи могут быть эффективно подавлены с помощью многочастотной методики; применение матричных радиометров может существенно сократить это время.

ЭСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

» Получены физически обоснованные угловые спектры синхротронного и теплового галактического радиоизлучения. Спектр синхротронного излучения независимо подтверждает соответствующие эмпирические данные, полученные в ходе разработки проекта COBRAS/SAMBA [2] (для определения неизвестных параметров спектра синхротронного фона использовались результаты наблюдений на РАТАНе-600 (У. = 7.6 см) [281 и данные из обзора на 1420МГц [5]). Спектр теплового излучения, вычисленный по спектру электронной плотности из [4] и по амплитуде флукгуащш излучения в На [17], показывает амплитуду в 5-:-6 раз меньшую, чем спектр из работы [2]; спектральный индекс совпадает и равен 3 при 30 < I < 200, при больших / он увеличивается до 11/3 .

► Удалось выяснить, что эмпирический утловой спектральный индекс, равный 3 для всех галактических фонов, обусловлен влиянием внешнего масштаба турбулентности и соответствует переходной области угловых частот.

► При опредслешш спектра тепловой компоненты удалось оценить внешний масштаб турбулентности электронной плотности, L- 214 пс. Спектр синхротронной компоненты позволил найти для случайного магнитного поля параметр R/L = I4.0!j,s, где R — расстояние до границы излучающей области в районе полюса Галактики.

► Получены уточненные оценки пределов чувствительности РАТАНа-600, обусловленных фоновыми радиоисточникамн. Показано, что эти пределы не. налагают ограничений на проведение эксперимента по анизотропии реликта.

» Создана компьютерная модель многочастотного обзора на радиотелескопе РАТАН-600, включающая в себя все известные компоненты космического радиоизлучения и учитывающая конфигурацию инструмента. Данные, генерируемые системой моделирования, позволяют планировать

эксперименты по глубокому обзору неба, тестировать обработочное матобеспечение, могут применяться при интерпретации наблюдательных результатов. Параметры космических фоновых радиоизлучений и характеристики приёмной системы хранятся в базе исходных данных системы моделирования и могут при необходимости легко изменяться и дополняться.

• Доказана принципиальная возможность наблюдения на РАТАНе-600 сахаровских осцилляции. Показано, что эксперимент на длине волны 1см попадает в галактическое "окно прозрачности". Проведено восстановление углового спектра реликтового излучения из модельного скана, сделана оценка размера области наблюдения и чувствительности, необходимых для такого эксперимента. При разрешении по угловому спектру Аи = бОгасГ1 суммарная длина сканов должна быть около 1700', чувствительность — 17 рА' на масштабе ОМ 8.

Публикации по теме диссертации

1) Chepurnov A.V., A contribution of non-resolved discrete sources when searching for anisotropy of microwave background of the Universe, in Thesis of XXII Young European Radio Astronomers Conference (Guadalajara, Spain), 20, 1990.

2) Chepurnov A.V., An impact of non-resolved discrete sources when searching for the anisotropy of the cosmic microwave background, Препринт CAO PAH №62, 1990.

3) Chepurnov A.V., Parijskij Yu.N., Starobinsky A.A., CDM model: СОВЕ and RATAN-600 Experiments, in Proceedings of International School of Astrophysics "D. Chalonge", Ericc, Italy, 1992.

4) Parijskij Yu.N., Chepurnov A.V., Bursov N.N., CMB anisotropy experiments: foreground screens problem, в трудах II Международной Конференции

"Астрономия и космомикрофнзика", посвященной 75-лстию А. Д. Сахарова, Москва, 1996. ) Parijskij Yu.N., Chepurnov A.V., СМВ anisotropy experiments. Space Science

Reviews 74,269, 1995. ) Parijskij Yu.N., Chepurnov A.V., On the new generation of CMB anisotropy experiments, in Proceedings of the 2nd A. Fridman International Seminar on the Gravitation and Cosmology, St. Petersburg, 28, 1994. ) Parijskij Yu.N., Chepurnov A.V., RATAN-600 CMB anisotropy experiments: past, present and future, in Proceedings of the XXXI Moriond Meetings, Les Arcs, France, 1995.

) Parijskij Yu.N., Erukhimov B.L., Mingaliev M.G., Berlin A.B.. Bursov N.N., Nizhelskij N.A., Naugolnaja M.N., Cherncnkov V.N., Verkhodanov O.V., Chepurnov A. V.. Starobinsky A. A., Discovery of the small scale sky anisotropy at 2.7cm: radio sources or relic emission? In Proceedings of NATO Workshop "Observational Tests of Cosmological Inflation", eds. T. Shanks cl al, Klrnver Academic Publishers, 437, 1991. ) Парийский Ю.Н., Старобинский A.A., Чепурнов A.B., Новый анализ результатов эксперимента "Холод-80" по поиск)' флуктуации температуры реликтового излучения, Письма в ЖЭТФ, 56, 561, 1992. 0) Чепурнов А.В., О моделировании предельно глубоких обзоров в радиоастрономии, Препринт САО РАН№107СПб, 1995.

1ичный вклад автора

В работе 4 автором были вычислены угловые спектры синхротронной и епловой компонент галактического фона на основе аналитической оценки глового спектра наблюдаемой яркости при заданном пространственном спектре дельного энерговыделения.

В работах 5, 6, 7 автору принадлежит описание компьютерной модели эксперимента по обнаружению анизотропии реликтового излучения на РАТАНе-600.

В работе 8 автором было проведено моделирование вклада дискретных источников для определения природы коррелированного сигнала, обнаруженного в наблюдательных данных.

В работах 3, 9 автором была вычислена ожидаемая трехточечная дисперсия сигнала от анизотропии реликтового фона.

ЛИТЕРАТУРА

1. Bennett C.L. et al, The Astrophysical Journal, 396, L7, 1992.

2. Bcrsanelli M. et al, COBRAS/SAMBA, A Mission Dedicated to Imaging the Anisotropics of the Microwave Background, Preprint ESA D/SC1(96)3, 1996.

3. Brandt W.N. et al, Caltech Astrophysics Preprint No. 12,1993.

4. Cordes J.M. et al, Nature, 354,121 1991.

5. Davies R.D., Watson R.A., Guticrres C.M., Jodrcll Bank Preprint No. 1215, 1995.

6. Eilek J.A., The Astronomical Journal, 98, 244, 1989.

7. Eilek J. A., The Astronomical Journal, 98, 256, 1989.

8. Franceschini A. et al, The Astrophysical Journal, 344, 35, 1989.

9. Gautier III T.N. et al, The Astronomical Journal, 103,1313, 1992.

10. Hancock, Rocha, Lasenby and Gutierrez, A first determination of the position of the Doppler peak and implications for the spatial cun ature of the Universe, Nature submitted, 1996.

11. Haslam C.G.T. et al., Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 47, 1, 1982.

. 12. Hcwish А., Известия ВУЗов, Радиофизика, 37, 685, 1994.

3. Jungman G. et al, Harvard - Smithsonian Center for Astrophysics Preprint No.4237 1996.

4. Jungman G. et al, Physical Review Letters, 76,1007,1996.

5. Narayan R., in Radio wave scattering in the Interstellar Medium, AIP Conference Proceedings, 174, 17, 1988.

6. Reich P., Reich W., Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 74, 7, 1988.

.7. Reynolds R.J., The Astropliysical Journal, 392, L35, 1992.

.8. Scott D., Silk J., White M„ Science, 268, 1995.

9. Smoot G.F. et al, The Astropliysical Journal, 396, LI, 1992.

!0. Wright E.L. et al. The Astrophysical Journal, 396, L13, 1992.

11. Баум Ф.А., Каплан С.А., Станюкович К.П., Введение в космическую

газодинамику, Физматгиз, 1958. ¡2. Бендат Дж., Пирсол, А., Измерение и анализ случайных процессов, Мир,

13. Галактическая и внегалактическая радиоастрономия, под ред. Г.Л.

Векслера и К.И. Келлерманна, Мир, 1976. !4. Каплан С. А., Межзвездная газодинамика, Физматгиз, 1958. 15. Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, Наука, 1979. >6. Коваленко И.Н., Кузнецов Н.Ю., Шуренков В.М., Случайные процессы.

Справочник. Наукова думка, 1983. 11. Крамер Г., Лидбеттер М., Стационарные случайные процессы, Мир, 1969. !8. Парийский Ю.Н., Корольков Д.В., Эксперимент "Холод". Первый глубокий обзор неба с помощью радиотелескопа РАТАН-600. Итоги науки, и техники, сер. "Астрономия", ред. Сюняев P.A., 31, 73, 1986. 19. Розанов Ю.А., Стационарные случайные процессы, Физматгиз, 1963. 50. Татарский В.И., Распространение волн в турбулентной атмосфере, Физматгиз, 1967.

1974.