Галактические нетепловые радиоисточники: Многочастот. обзоры и мониторинг вспышеч. переменности тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Трушкин, Сергей Анатольевич

  • Трушкин, Сергей Анатольевич
  • доктор физико-математических наукдоктор физико-математических наук
  • 1998, Н. Архыз
  • Специальность ВАК РФ01.03.02
  • Количество страниц 278
Трушкин, Сергей Анатольевич. Галактические нетепловые радиоисточники: Многочастот. обзоры и мониторинг вспышеч. переменности: дис. доктор физико-математических наук: 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия. Н. Архыз. 1998. 278 с.

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Трушкин, Сергей Анатольевич

Содержание

1 Введение и обзор текущих исследований

1.1 Введение

1.1.1 Цель работы

1.1.2 Научная новизна и практическая ценность

1.1.3 Апробация работы и публикации

1.1.4 Содержание работы

1.2 Обзор текущих исследований

1.2.1 Сверхновые

1.2.2 Остатки сверхновых

1.2.3 Проблема поиска ОСН и их статистика

1.2.4 Нетепловые радиозвезды

1.2.5 Синхротронное излучение

1.2.6 Радиообзоры Млечного пути

1.2.7 Нерешенные проблемы

2 Исследование остатков сверхновых

2.1 Крабовидная туманность

2.1.1 Существует ли оболочка вокруг Крабовидной туманности?

2.1.2 Наблюдения

2.1.3 Распределение спектрального индекса

2.1.4 Протяженная оболочка вокруг Крабовидной туманности

2.1.5 Исследование линейной поляризации Краба на коротких волнах

2.1.6 Заключение

2.2 Обзор 90 ОСН в I и IV квадрантах

2.2.1 Введение

2.2.2 Наблюдения

2.2.3 Результаты и обсуждение

2.2.4 Заключение

2.3 Обзор ОСН в области 85° < I <135°

2.3.1 Наблюдения

2.3.2 Результаты

2.3.3 Обсуждение результатов

2.3.4 Заключение

2.4 Радиоспектры 200 галактических ОСН

2.4.1 Введение

2.4.2 Данные по плотностям потоков

2.4.3 Аппроксимация спектра

2.4.4 Анализ спектров

2.4.5 Заключение

2.5 Выводы

3 Обзоры плоскости Галактики

3.1 Обзор полной выборки протяженных источников II квадранта

3.1.1 Введение

3.1.2 Наблюдения и обработка

3.1.3 Результаты

3.1.4 Заключение

3.2 Обзор Галактики в области 343° < I <19° и |Ь| <5.5°

3.2.1 Введение

3.2.2 Наблюдения

3.2.3 Обработка наблюдений

3.2.4 Каталог источников галактического обзора

3.2.5 Поиск остатков сверхновых

3.2.6 Заключение

3.3 Выводы

4 Мониторинг переменности ГРРИ

4.1 Радиоизлучение рентгеновских источников

4.2 Мониторинг SS433 в 1980 и 1986-1987 гг

4.2.1 Исследование SS433 в эксперименте "Холод"

4.2.2 Поиск закономерностей в радиовспышках SS433

4.2.3 Теоретические аспекты радиовспышек SS433

4.3 Вспышечное радиоизлучение SS433 в 1994 г

4.3.1 Введение

4.3.2 Наблюдения и обработка

4.3.3 Анализ кривых блеска и спектров

4.3.4 Заключение

4.4 Многочастотный мониторинг Cygnus Х-3

4.4.1 Введение

4.4.2 Наблюдения и обработка

4.4.3 Анализ кривых блеска и спектров

4.4.4 Заключение

4.5 ГРРИ GROJ1655-40 и GRS1915+105

4.5.1 Радиоизлучение рентгеновской новой GRO J1655-40

4.5.2 Сверхсветовой радиоисточник GRS1915+105

4.6 Выводы

5 База данных астрофизических каталогов CATS

5.1 Постановка задачи и предпосылки

5.2 CATS - инструмент галактических и внегалактических исследований

5.3 Выводы

6 Заключение

6.1 Основные положения, выносимые на защиту

6.2 Перспективы на будущее

Библиография

А Атлас одномерных распределений яркости по ОСН

В Спектры 200 остатков сверхновых

С Эмиссионная способность сферы с радиальным магнитным полем

С.1 Текст Си-программы расчета модели

D Каталог протяженных KR-источников

Е Таблицы данных измерений потоков

E.I SS 433: наблюдения с 3 декабря 1986 по 6 марта 1987 г

Е.2 SS 433: наблюдения с 5 мая по 10 июня 1987 г

Е.З SS 433: наблюдения с 4 апреле по 25 мая 1994 г

Е.4 CygX-З: наблюдения с 21 мая по 8 августа 1997г

Глава

Введение и обзор текущих исследований

Рекомендованный список диссертаций по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Галактические нетепловые радиоисточники: Многочастот. обзоры и мониторинг вспышеч. переменности»

1.1 Введение

Как установлено еще в пионерских работах 50-х и 60-х гг., синхротрон-ный механизм излучения релятивистских электронов в магнитных полях является причиной нетепловых спектров космических радиоисточников. Если распределение электронов по энергиям нетепловое, например, степенное Е) ~ Е~р), то зависимость плотности потока радиоизлучения ансамбля релятивистских электронов от частоты - радиоспектр - тоже будет степенным в оптически тонком источнике ос где а < 0. В большинстве внегалактических радиоисточников преобладает синхро-тронное излучение. Компактные и плотные источники могут испытывать самопоглощение и тогда спектр "заваливается" на низких частотах, становясь оптически толстым ос 1/+2-5. В отличие от источников теплового тормозного излучения, синхротронные источники обладают значительной линейной поляризацией и их яркостная температура может достигать значений 106 — 109 градусов и выше. В сплошном спектре наиболее заметными нетепловыми галактическими радиоисточниками являются остатки вспышек сверхновых (ОСН), пульсары и радиоизлучающие рентгеновские источники (ГРРИ). В расширяющихся оболочках ОСН радиоволны излучают релятивистские электроны, рожденные при взрыве СН, и/или ускоренные в сжатом магнитном поле на ударном фронте взрывной волны. При взрыве массивных звезд рождаются нейтронные звезды. Молодые пульсары кардинально меняют картину нетеплового излучения ОСН, так как они - мощные источники релятивистских частиц, магнитного поля и ударных волн в межзвездной среде (МЗС). Рас-

пределенное излучение Галактики создается тепловыми электронами, сосредоточенными главным образом в тонком диске, и нетепловыми энергичными электронами, вылетевшими из старых остатков сверхновых и ускоренными в межзвездных ударных волнах.

Объекты с нетепловым радиоизлучением - ОСН и ГРРИ - являются индикаторами многих активных физических процессов: распространения ударных волн, образования релятивистских струйных выбросов и генерации быстрых частиц.

Основная задача представленной работы состояла в исследовании спектров, структуры и переменности нетепловых источников в представительных выборках. Обзор областей неба на радиотелескопе РАТАН-600, многочастотные исследования распределений яркости и спектров известных галактических ОСН и длительное патрулирование переменности (мониторинг) радиопотока нетепловых источников в рентгеновских двойных системах составили основу наблюдательного материала.

В работе представлены результаты многочастотного обзора Галактики в области ее центра 343° < I < 19°, |&| < 5.5° на радиотелескопе РАТАН-600. В нем были исследованы все ранее известные ОСН и обнаружены новые ранее неклассифицированные ОСН. Были также исследованы все известные ОСН во втором квадранте и несколько наиболее ярких ОСН в области антицентра. Полная выборка исследованных ОСН состоит из ~120 объектов.

Ранее неизвестные закономерности спектральной переменности радиоизлучения ГРРИ были выявлены в результате длительного мониторинга. Проведен анализ переменного вспышечного излучения объекта SS433 в нескольких циклах наблюдений 1980-97 гг. и рентгеновской двойной системы Cyg Х-3 по результатам наблюдений в мае-августе 1997 г.

Радиотелескоп РАТАН-600 при умеренном разрешении (0.5'-4') обладает основными параметрами, необходимыми для вышеперечисленных исследований: высокой чувствительностью по яркостной температуре и многочастотностью, которые достигнуты за счет оснащения телескопа современными криорадиометрами в широком диапазоне частот. Стабильная и надежная работа радиометров и системы АСУ антенной, отлаженная методика наблюдений и обработки дают уникальную возможность в одном наблюдении получать мгновенные спектры переменных источников. На телескопе можно исследовать ~ 80% области Млечного пути, где расположено более половины всех ОСН, внесенных в каталоги.

1.1.1 Цель работы

1. Измерение интегральных потоков ОСН в трех галактических квадрантах в сантиметровом диапазоне волн для построения точных спектров. Составление полного каталога радиоспектров ОСН. Измерения распределения яркости и спектрального индекса по Крабовидной туманности. Моделирование эмиссионной способности оболочечных ОСН и сравнение расчетов с реальными распределениями их яркости. Анализ радиоизлучения обнаруженных компактных источников в ОСН с целью поиска возможных звездных ОСН.

2. Проведение многочастотных обзоров плоскости Галактики. Определение природы протяженных объектов из полной выборки каталога радиоисточников Калласа и Райха (далее KR-обзора) (1980) в области второго галактического квадранта. Отождествление этих источников с источниками из других обзоров.

Проведение полного обзора (далее ZGT-обзора) плоскости Млечного пути в области 343° < I < 19°, |&| < 5.5° с целью исследования известных и поиска новых нетепловых источников галактической популяции, составление их каталога.

3. Мониторинг быстрой (> 1 дня) вспышечной переменности излучения пекулярных радиоисточников из выборки ГРРИ: исследование SS433 и Cyg Х-3 в максимально широком диапазоне длин волн; исследование переменного радиоизлучения "сверхсветовых" галактических источников GROJ1655—40 и GRS 1915+105. Поиск переменного излучения от нетепловых источников галактического обзора и активных рентгеновских источников. Выявление общих характеристик и закономерностей вспы-шечного радиоизлучения ГРРИ.

4. Создание базы данных астрофизических каталогов CATS для проведения всестороннего изучения и отождествления обнаруженных источников ZGT-обзора.

1.1.2 Научная новизна и практическая ценность

Впервые доказано, что существующие границы оптического и радиоизлучения Крабовидной туманности являются реальными границами остатка СН 1054 г., что дает основание отнести ее к СН II типа с малым энерговыделением. Обнаружено, что спектральный индекс по этому ОСН не меняется, и нет никакого сколько-нибудь заметного синхротронного ра-

диоизлучения вне границ видимого в оптическом диапазоне ОСН. Это обстоятельство сильно ограничивает возможность выхода релятивистских частиц за оболочку Крабовидной туманности.

Впервые, на материале проведенных многочастотных наблюдений 120 ОСН и компиляции всех имеющихся данных построены точные спектры всех известных ОСН.

Впервые в России выполнен галактический обзор в сплошном спектре на высоких частотах в области неба площадью 400 квадратных градусов. Зарегистрированы почти все известные ОСН из каталога Грина (1996). По результатам обзора составлен каталог дискретных радиоисточников. Большая часть протяженных источников является тепловыми HII-облас-тями или газо-пылевыми комплексами.

В результате обзоров обнаружены новые оболочечные ОСН: G3.2—5.2, G4.7+1.3, G4.8+6.2, G12.2-1.1, G11.2-1.1, G16.0+2.7, G356.2+4.4, KR48 (2214+598) и нетепловая оболочка вокруг GRO J1655—40.

Впервые в широком частотном диапазоне (от 0.96 до 11.2 ГГц) прослежена вспышечная переменность SS433. На основе обнаруженных в мониторинге 20 вспышек SS433 определены зависимости максимального потока вспышки, времени запаздывания максимума потока вспышки от частоты и временные зависимости затухания вспышек.

Впервые со времени мощнейшей вспышки 1972 г. получен наблюдательный материал по нескольким радиовспышкам Cyg Х-3 на шести частотах одновременно. Впервые обнаружена значимая антикорреляция между зарегистрированными радиовспышками Cyg Х-3 и уровнем его рентгеновского потока в диапазоне 2-12 кэВ по данным RXTE. Обнаружено, что в кривых изменения плотности потока Cyg Х-3 присутствуют четыре оптически толстые вспышки длительностью 1-4 дня и одна оптически тонкая мощная вспышка длительностью ~ 10 дней. Удалось установить важную закономерность: на всех частотах затухание потока в начале вспышки 12 июня 1997 г. шло по экспоненциальному закону, затем закон затухания изменился на степенной. Обнаружено,что характерное время затухания вспышки убывало с частотой по степенному закону.

Создана крупная общедоступная радиоастрономическая база данных CATS - инструмент для галактических и внегалактических исследований, основа для новых наблюдательных программ на радиотелескопе РАТАН-600. Впервые в существующих базах данных CATS предоставляет пользователям процедуру построения радиоспектров более 10000

радиоисточников, в том числе и всех известных ОСН, в режиме on-line.

Авторская методика калибровки по вторичным стандартам, методика измерений плотностей потока и контроля состояния антенны используется наблюдателями в текущих наблюдениях на радиотелескопе и доступна из справочника наблюдателя, расположенного на WEB-сервере РАТАН-600 (Алиакберов и др., 1985; Трушкин, 1996).

1.1.3 Апробация работы и публикации

Результаты исследований докладывались на Всесоюзных и Российских радиоастрономических конференциях (1979, 1983, 1987, 1991, 1995, 1997). Результаты исследований ОСН на РАТАН-600 докладывались на рабочем совещании (Пущино, 1996) "Presupernovae, Supernovae and supernova remnants'. Результаты исследований SS433 и первые результаты галактического обзора докладывались на международном симпозиуме MAC N 145 (Сиан, КНР, 1993). Результаты галактического обзора докладывались на международном симпозиуме MAC N165 (ГА MAC, Гаага, 1994) и симпозиуме MAC N179 (Балтимор, 1996). Результаты исследований SS433 докладывались на международном симпозиуме MAC N169 (ГА MAC, Гаага, 1994). Результаты создания базы данных CATS и ее астрофизические приложения докладывались на международных совещаниях ADBIS'96 и ADBIS'97, ADASS'96 (США) и на коллоквиуме MAC (СПб,

1996), а также на конференции по наблюдательной космологии (Тенериф,

1997). Результаты исследований по Cyg Х-3 доложены на конференции по тесным двойным системам в Мериленде (США) и на 2-м совещании по галактическим струйным выбросам в Великобритании. Результаты исследований неоднократно докладывались автором на конференциях САО. К новой форме представления принадлежат публикации в Интернете -авторские разработки в базе данных CATS и справочник наблюдателя на РАТАН-600. По теме диссертации опубликовано 45 научных работ.

Диссертация состоит из введения и обзора текущих исследований, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 415 наименований и пяти приложений; содержит 279 страниц текста, в том числе 177 рисунков, 17 таблиц.

1.1.4 Содержание работы

В Главе 1 сделан обзор текущих исследований по представленной теме. Обсуждены сверхновые, их основные типы, темпы образования, явление радиосверхновой, наблюдательные данные и статистика ОСН в Галактике. Подчеркнута роль сверхновых и их остатков в формировании трех-компонентной МЗС. Обсуждены проблемы, связанные с разными типами ОСН и звездными остатками. Приведены последние наблюдательные данные. Обсуждены проблемы нетеплового излучения тесных двойных звезд и описана их статистика. Особо отмечено, что вспышечная составляющая этого излучения обусловлена возникновением струйных выбросов при сверхкритической аккреции на центральную машину - релятивистскую звезду. Кратко обсуждена теория синхротронного излучения в приложении к ОСН и радиозвездам. Сделан краткий обзор радиоастрономических исследований нетепловых радиоисточников в Галактике.

Глава 2 посвящена исследованию остатков сверхновых.

Раздел 2.1. Крабовидная туманность является остатком исторической сверхновой 1054 г. Несколько наблюдательных признаков указывают, что это была СН II типа: восстановленная кривая блеска, четкий водородный спектр волокон, обилие гелия. Нейтронная звезда по современным теориям должна рождаться при взрыве массивной звезды. С другой стороны, баланс масс в Крабовидной туманности не сходится. Общая учтенная масса ОСН равна массе пульсара и оптических волокон, (1.4+4.6) М0, что явно меньше, чем масса звезды-предшественницы СН 1054 на стадии главной последовательности, которая должна быть от 8 до 13 М© (Фезен и др., 1997). Предполагалось, что вокруг видимой части туманности должна существовать пока не обнаруженная, быстро расширяющаяся оболочка CHII (Шевалье, 1977), и именно в такой оболочке или гало может быть распределена недостающая масса ~3 М0. Хотя было обнаружено слабое оптическое свечение вне видимой части туманности (Мурдин 1994), высокие скорости разлета (> 1500 км/с) вещества в Крабовидной туманности не были зарегистрированы. Все попытки найти эту протяженную оболочку в радиодиапазоне были безуспешными (Парий-ский и Трушкин, 1979; Матвеенко, 1982, Уислон и Уэйлер, 1982). Агафонов и др., (1987) посчитали указанием на гипотетическую оболочку найденное ими изменение спектрального индекса на краю видимой туманности, что следовало из сравнения низкочастотных затменных наблюдений туманности Луной и старых интерферометрических карт на сантиметро-

вых волнах. Трушкин (1986) показал постоянство спектрального индекса в видимой части туманности с помощью сопоставления распределений яркости по туманности, полученных с помощью УЬА на частоте 1.4 и на РАТАН-600 на 22 ГГц. Используя высокий динамический диапазон РАТАН-600, автор впервые показал отсутствие какой-либо синхротрон-ной оболочки вне видимых границ туманности, сравнимой по яркости с известными ОСН того же возраста. Таким образом более правдоподобным представляется то, что слабая оболочка оптического излучения (Мурдин, 1994), если она вообще существует (Фезен и др., 1997), образована звездным ветром звезды-предшественницы, которая потеряла недостающую массу задолго до взрыва, кинетическая энергия которого была относительно низкой ~ 1049 5 эрг.

Недавно многочастотные наблюдения Крабовидной туманности на УЬА подтвердили вывод автора о неизменности спектрального индекса по туманности и отсутствие протяженной радиооболочки вне ее границ (Фрейл и др., 1995; Битенхольц и др., 1997).

В разделе 2.2 обсуждается обзор 90 ОСН в I и IV галактических квадрантах. Наблюдения выборки ОСН в области центра Галактики были проведены несколько раз. Наиболее полно они исследованы в ZGT-oбзope. Наблюдения всех включенных в каталог Грина (1996) 35 ОСН были обработаны и обсуждены в работе Трушкина (1996) вместе с наблюдениями в 1992-97 гг. большой группы ОСН вне зоны обзора и недавно открытых ОСН. Таким образом, в этом разделе представлены многочастотные наблюдения более 90 остатков сверхновых (ОСН) в 1-м и 4-м галактических квадрантах на нескольких частотах. Определены их размеры, структура и радиоспектры. Наблюдения были выполнены на Северном секторе РАТАН-600 на радиометрическом комплексе сплошного спектра на шести частотах от 0.96 до 11.2 ГГц в 1987-1995 гг. Некоторые компактные источники в ОСН наблюдались на частотах 14.2 и 21.7 ГГц.

Новые измерения потоков существенно изменили оценку спектрального индекса у многих ОСН. Некоторые источники, по-видимому, были ошибочно внесены в каталог ОСН. С высокой точностью определены спектры ОСН. В этом разделе были проанализированы одномерные распределения яркости для каждого ОСН и проведено их сравнение с имеющимися радиокартами.

По всем этим измерениям составлен каталог и атлас распределений яркости на двух-трех частотах. Отметим только некоторые результаты.

Для 19 OCH был подтвержден нетепловой спектр (а < —0.3). Было показано, что другие 16 оболочечных ОСН имеют более плоские спектры си > —0.3, чем было определено ранее, и требуются дополнительные аргументы для подтверждения их статуса ОСН. Измеренные спектры 12 ОСН существенно изменились после добавления в них представленных измерений потоков (|Да| > 0.1).

Впервые показано, что компактный источник G5.27—0.90, обнаруженный на краю ОСН G5.4—1 и, несомненно, связанный с пульсаром PSR 1758—24, имеет инверсионный спектр с индексом а = +0.33, что . в теории синхротронного излучения соответствует оптически тонкому син-хротронному источнику с моноэнергетическим спектром релятивистских электронов.

В сложной области удалось выделить необычный ОСН G10.0—0.3, который связывают с мягким гамма-барстером SGR1806-20 (Кулкарни и др., 1993, 1994).

ОСН G18.9—1.1 имеет яркую деталь с плоским спектром, в то время как остальная часть ОСН имеет крутой спектр. Этот источник, один из немногих ОСН, показывает изменение спектрального индекса в распределении яркости.

Показано, что вытянутое вдоль направления восток-запад "плато" в центральной части ОСН СТВ80 имеет спектральный индекс а = —0.52 + 0.06. "Ядро" с размерами 40"х30//, в котором расположен 40-ми л лисе-кундный пульсар, имеет поток 1.0 ± 0.1 Ян в диапазоне от 1 до 15 ГГц, и в течение последних шести лет поток "ядра" не менялся в пределах ошибок измерений.

Спектральный индекс вдоль ОСН G357.7—0.1 не меняется, что было интерпретировано как отсутствие "старения" радиоизлучающих электронов внутри ОСН по мере их распространения от ярких к менее ярким областям. Впервые было высказано предположение, что этот необычный ОСН может оказаться местом рождения кандидата в черные дыры, рентгеновского источника GRS 1737-31, если подтвердится связь этих близко расположенных на небе пекулярных объектов.

Переменный нетепловой (а = —0.4) источник 1820—239 был обнаружен в пределах нетепловой оболочки ОСН G8.7—5.0. Временная шкала переменности равна 100-120 дням. По-видимому, 1820—239 может принадлежать выборке ГРРИ.

Одномерные распределения радиояркости по 72 исследованным ОСН

приведены в Приложении А.

В разделе 2.3 обсуждается программа обзора ОСН во втором галактическом квадранте. В этом разделе представлены результаты многочастотных наблюдений 19 ОСН, выполненных в 1985-87 гг. на южном секторе РАТАН-600. Измерены плотности потока на двух-трех частотах и построены спектры этих ОСН, проанализировано распределение яркости по ОСН. Измерены плотности потока компактных источников вблизи ОСН на частоте 3.9 ГГц. Для некоторых ОСН проведено сравнение наблюдательных данных с моделью оптически тонкой, однородной, сферической оболочки. Численное моделирование синхротронного излучения такой оболочки и сравнение модельных профилей с реальными в некоторых простых случаях позволяют определить размеры и толщину радиооболочек ОСН. Для молодого остатка СН Тихо (ЗС10) показано, что модель оболочки с радиальным магнитным полем согласуется с профилем интенсивности поляризованного излучения. В приложении С приведены формулы расчета приведенной модели и текст Си-программы, так как такой расчет представляет самостоятельный интерес.

В разделе 2.4 обсуждается создание на основе полученного наблюдательного материала по 120 ОСН полного каталога плотностей потоков, который в настоящее время включает данные 2100 измерений потоков ~ 200 ОСН, приведенных к шкале Баарса и др., (1977). Это позволило построить точные спектры 192 известных и восьми новых ОСН (Приложение В) по одной методике. Спектры построены с учетом в формуле аппроксимации возможного поглощения низкочастотного излучения ОСН, около трети всех ОСН имеют такие спектры. Спектральные индексы выборки оболочечных ОСН распределены по нормальному закону со средним значением а = —0.50 ± 0.21 и не показывают какой-либо значимой корреляции с другими параметрами ОСН.

В Главе 3 обсуждаются результаты обзоров плоскости Галактики.

Раздел 3.1. Для исследования протяженных источников во втором галактическом квадранте было отобрано 80 объектов с потоком больше 0.3 Ян из 236 источников полной выборки КЯ-обзора, выполненного на Боннском 100-м радиотелескопе на частоте 1.4 ГГц (Каллас и Рейх, 1980). Так как разрешение в КИ-обзоре было около 10', то наблюдения на РАТАН-600 давали значительный выигрыш даже на частоте 0.96 ГГц и позволяли отличить фоновые радиогалактики от оболочек ОСН. В продолжении исследований ОСН была поставлена задача определения природы этих

протяженных объектов с целью поиска вероятных ОСН. Исследования на нескольких частотах показали, что из девяти нетепловых источников наиболее вероятным ОСН может быть источник KR48 (2214+598). В наблюдениях Р. Строма на радиотелескопе WSRT в 1990 г. было показано, что этот источник имеет правильную оболочечную структуру с компактным компонентом. По инфракрасному критерию KR48 также следует отнести к нетепловым источникам.

Обсуждаемые в этом разделе исследования протяженных источников вместе с наблюдениями всех точечных источников KR-обзора, выполненными Фичем на VLA (ФичД990), дают полные данные по выборке 236 источников этого обзора. Привлекая все данные из БД CATS, автор построил спектры, определил структуру и сделал их классификацию по типу спектра. Интересно, что большая доля всей выборки источников (15 %), вероятно,внегалактического происхождения, имеет очень крутые спектры а < — 1. Спектры всех KR-источников доступны в базе данных CATS.

Раздел 3.2. Обзор плоскости Галактики проведен в области \1\ < 19° -по галактической долготе и |6| < 5.5° - по галактической широте, общей площадью 400 (°)2 (0.12 ср) в течение 1991-96 гг. на частотах 0.96 и 3.9 ГГц, и дополнен наблюдениями на 11.2 ГГц.

Данный обзор является первым опытом проведения больших обзоров на сантиметровых волнах в России и обладает лучшей чувствительностью по яркостной температуре, чем многие аналогичные галактические обзоры. Разрешение в обзоре составило 4' х 78' и 1' х 40' соответственно на 0.96 и 3.9 ГГц. Большая часть обзора была дополнена наблюдениями на частоте 11.2 ГГц. На этой частоте удалось выделить распределенный нетепловой галактический фон на масштабах ~ 5° (Трушкин, 1996).

До сих пор неполнота современных каталогов ОСН (Ли и др., 1991; Грин, 1984) существенно затрудняет их статистические исследования. Проблема неполноты и стратегия поиска ОСН была сформулирована автором перед началом обзора (Трушкин, 1993). Поиск радиоисточников галактической популяции был сделан в обзоре (Витковский и др., 1985). Сектор ZGT-обзора охватывает около трети всего Млечного пути, где наиболее вероятны вспышки сверхновых, поэтому указанное направление на центр Галактики наиболее перспективно для поиска ОСН.

Наблюдательный материал представлен в виде очищенных от помех, прокалиброванных по плотности потока файлов записей с точной коорди-

натной привязкой. Эти записи есть последовательные сечения плоскости Галактики вдоль прямого восхождения на разных склонениях, с шагом 20'. Каждое сечение наблюдалось по 3-5 раз в два основных сета (1991-92 и 1993-94), что было использовано для поиска переменных галактических источников, связанных с тесными двойными системами. Координатная точность обзора была оценена по известным ярким компактным источникам в плоскости Галактики и составила 15" по прямому восхождению и лучше 2' по склонению. Это позволяет надежно отождествлять радиоисточники из обзора с объектами из других каталогов, что было сделано с помощью базы данных CATS.

В этом разделе использованы инфракрасные данные, с помощью которых можно классифицировать галактические радиоисточники как нетепловые - ОСН и тепловые - HII области, по известному критерию: должно выполняться условие г] = ¿W/¿рад < 100 для ОСН и г) > 500 для НИ областей (Хаслам и Осборн,1987). Этот критерий дает возможность в неясных случаях с радиоспектром выделить нетепловые протяженные источники. Протяженные источники с нетепловым спектром в плоскости Галактики с высокой степенью вероятности являются расширяющимися оболочками сверхновых. Там, где есть четкая корреляция ИК-интенсивности и радиояркости, применялся метод сравнения недавно ставших доступными карт атласа обзора IRAS - ISSA с данными обзора (Бичман и др., 1985). Высокий контраст тепловых источников на этих картах по сравнению с ОСН дает замечательную возможность отделить НИ области от ОСН. Для работы с картами атласа ISSA спутника IRAS автор пользовался пакетом программ skyview (Эберт и др., 1993). Используя представленную аргументацию выделено несколько других протяженных источников - кандидатов в ОСН. Так, источник G11.2—1.1 имеет малое значение г] и, как предполагалось ранее (Трушкин, 1986, 1989), является новым ОСН.

Также были выделены все компактные инфракрасные источники из каталога спутника IRAS и проведен их поиск в площадке обзора. Выделены среди них тепловые галактические источники: области НИ и планетарные туманности. По известным критериям (Хьюдж и МакЛеодД989) удалось выделить такие объекты среди источников обзора.

ITA-каталог радиоисточников, полученный в результате кросс-идентификации Техасского каталога и каталогов спутника IRAS (Трушкин и Верходанов, 1995) был использован для поиска в ZGT-обзоре. Все яркие ITA-источники отождествлены с НИ областями на основании вышеука-

занного инфракрасного критерия.

После тщательного отбора протяженных радиоисточников с нетепловыми спектрами из ~ 1000 обнаруженных в обзоре, отождествления их с объектами из других каталогов и использования инфракрасных данных IRAS, были выявлены новые кандидаты в оболочечные ОСН: G3.2—5.2, G4.7+1.3, G4.8+6.2, G12.2-1.1, Gll.2-1.1, G16.0+2.7, G356.2+4.4. G11.2—1.1 отождествляется со слабой волокнистой оболочкой, видимой на красном снимке Паломарского обзора неба.

Показано, что этот обзор может быть использован для поиска переменных галактических источников, а также для получения оценок потоков источников, обнаруженных в других диапазонах.

Поток открытой в 1994 г. рентгеновской новой, вероятной черной дыры, GRO J1655—40 был оценен по наблюдениям, сделанным в 1991 г., и равнялся 100 мЯн на частоте 3.9 ГГц.

Рентгеновская новая SAX J1755—2900 также отождествляется с переменным радиоисточником ZGT 1747—290, поток от которого за два года (1992-1994) упал в два раза (40-20 мЯн) на частоте 3.9 ГГц.

Радиоисточник ZGT1803-222 с плоским спектром, (Sv = 45 мЯн), обнаруженный на частоте 3.9 ГГц и в каталоге NVSS на 1.4 ГГц, находится в пределах области ошибок координат недавно открытого рентгеновского барстера SAX J1806.6-2215 (Ин Жан и др., 1998).

Глава 4 посвящена обсуждению результатов мониторинга переменности ГРРИ.

В Главе 4 приводятся результаты нескольких циклов исследования переменности SS 433 и 80-дневного мониторинга Cyg Х-3 и исследований других ГРРИ на радиотелескопе РАТАН-600.

В разделе 4.1 сформулирована задача исследования, собраны и обсуждены основные наблюдательные данные по выборке галактических ра-диоизлучающих рентгеновских источников (ГРРИ) с релятивистскими струйными выбросами (Трушкин, 1997; Фендер и др., 1997). Эта выборка состоит из следующих источников: Cir Х-1, Cyg Х-3, SS 433, GRO J1655 — 40, GRS 1915+105, LSI+61°303, и, возможно, Seo Х-1, GX 339-04 и GRS 1758-258.

В разделах 4.2 и 4.3 обсуждается мониторинг SS433 в 1986-87гг и в 1994г. В этих разделах представлены основные результаты ежедневных наблюдений пекулярной тесной двойной системы SS 433 в ОСН W 50

(Джонсон и др., 1984; Маргон 1984), на частотах 0.96, 2.3, 3.9, 7.7 и 11.2 ГГц в декабре 1986 - марте 1987 г., мае 1987 г. и апреле-мае 1994 г. В результате удалось несколько раз зарегистрировать мощную вспышечную активность радиоизлучения ЯБ 433 на фоне спокойного уровня, описываемого обычным синхротронным спектром БДЯн) = 1.1 г/-0,60(ГГц).

Частотные зависимости потока ББ 433 в максимуме вспышки и время наступления этого максимума являются степенными для многих вспышек:

А5т(Ян) = 1.3^ц4±0Л5, А^(дни)^5^ц4±0Л

В циклах мониторинга 1986-1996 г. зарегистрированы по крайней мере 20 вспышек, полный поток возрастал иногда в два-три раза по сравнению со спокойным состоянием. Например, во вспышке 28-29 апреля 1994 г. поток вырос в три раза на частоте 11.2 ГГц в течение одного дня. Затухание этой вспышки на высоких частотах шло по экспоненциальному закону с характерным временем около трех дней, в то время как на частоте 0.96 ГГц поток, вероятно, затухает по степенному закону, что дает спектральный индекс распределения электронов: р = —1.25±0.1. Такой плоский спектр предполагает генерацию частиц по ходу вспышки. У этой вспышки, как и у двух других, есть запаздывание максимума потока с уменьшением частоты и, оно, по-видимому, связано с одновременным уярчением радиоизлучения плазмона и его движением из тепловой оболочки (Вермюлен и др., 1993а, 19936).

В разделе 4.2 показано, что стандартные модели Шкловского-ван дер Лаана, описывающие эволюцию облака (плазмона) релятивистских частиц, не могут объяснить полученных временных и частотных зависимостей развития вспышки. Предложенная модифицированная модель включает существование продолжительного процесса генерации радиоизлу-чающих электронов по ходу движения плазмона от двойной системы в радиопоглощающей тепловой оболочке, образованной звездным ветром двойной системы. Тогда находит объяснение разный характер вспышек 88433. Вспышки с частотно-зависимым запаздыванием максимума, вероятно, связаны с генерацией радиоизлучающих релятивистских частиц вблизи двойной системы (< 7 • 1014 см) в начале экспоненциального бокового расширения облака (плазмона) при его движении от двойной системы. Вспышки без видимого запаздывания могут быть связаны с более

« «-» 55 5?

поздней генерацией релятивистских электронов в зонах уярчения на расстояниях ~ 5 • 1015 см от двойной системы, когда плазмон испытывает дополнительное воздействие от невозмущенной среды перед ним.

В разделе 4.4 обсуждается мониторинг Cygnus Х-3 в активной фазе. В этом разделе представлены результаты ежедневных наблюдений двойной системы Лебедь Х-3, проведенных в рамках программы мониторинга рентгеновских источников с 21 мая по 10 августа 1997 года (Трушкин, 1998). Рентгеновские данные спутника КГХЕ (Левайн и др., 1996) показывают, что Су§ Х-3 находился в этот период в активной фазе. В результате мониторинга была зарегистрирована переменность радиизлучения Су§ Х-3 на шести частотах: 0.96, 2.3, 3.9, 7.7, 11.2 и 21.7 ГГц. Произошли две кратковременный, средние по мощности 1 Ян) оптически толстые вспышки 22 и 26 мая. Вторая вспышка затухала экспоненциально (Б^ = 80е-*/г) с г = 1.03 дня. За ней последовало глубокое падение интенсивности радиоизлучения 29-31 мая до уровня 15-20 мЯн на частотах 4-11 ГГц. Это явление глубокого падения потока, "замирание" источника, часто предшествует мощной вспышке за 6-20 дней (Уолтман и др., 1996). Действительно, через 10 дней произошла мощная вспышка Cyg Х-3 12 июня, плотность потока возросла в 20-30 раз на всех частотах в течение од но го-двух дней. Только в течение первых четырех дней спектр вспышки 12 июня был оптически тонким на высоких частотах с медленно меняющимся спектральным индексом от а = —0.34 до а = —0.5. Обнаружено, что в этот период затухание вспышки шло по экспоненциальному закону на всех частотах, и характерное время затухания г уменьшалось с частотой по степенному закону: т(дни) = 11.5 г/~°'29±0'03, где V в ГГц. Такое сокращение времени затухания вспышки с ростом частоты находит объяснение в моделях с доминированием радиационных потерь (Фендер и др., 1996). Спустя четыре дня закон затухания вспышки изменился. В среднем, по всем частотам вспышка на конечной стадии затухала по степенному закону: = Бх ¿-4-0±0-2; связанному с адиабатическим расширением источника радиоизлучения.

Короткие оптически толстые вспышки 22 и 29 июня имели один и тот же спектральный индекс а = +0.64. Вспышка 29 июня затухала по степенному закону 8^=80 ¡¿~2 0±0'1 до уровня 35 мЯн на 4 ГГц. Запаздывание прихода максимума потока вспышек было значительно меньше одних суток на частотах выше 2.3 ГГц, и составляло около 1.5 суток на частоте 0.96 ГГц для локальных максимумов в течение всего цикла наблюдений.

Средний спектр по пяти дням (25-29 июля 1997 г.) хорошо аппроксимируется степенным законом ^(мЯн^ 70 г/ррц35±(Ш. Интересно, что этот спектр источника в спокойном состоянии, по-видимому, имеет устойчивый характер, так как измерения потоков в спокойный период (17.01 -

07.02 1996 г.) показали точно такой же средний спектр С}^ Х-3 (Трушкин 1998).

В течение предвспышечного глубокого минимума 29-31 мая спектральный индекс был равен а = +1.23 + 0.05, что указывает на то, что центральный источник Cyg Х-3 в этот период испытывал сильное, вероятно, синхротронное или тепловое самопоглощение.

Модель вспышек с обратными комптоновскими потерями Фендера и др., (1996) обеспечивает частотную зависимость затухания и лучше соответствует модели Cyg Х-3 с яркой массивной звездой-компаньоном, так как из условия равнораспределения энергии электронов и магнитного поля в струйных выбросах величина поля равна 0.1 Гс, а в маломассивном сценарии для преобладания радиационных потерь потребовалось бы большее поле ~ 1 Гс в месте начала расширения струйного выброса.

В течение вспышки с 12 июня по 30 июня (ТЯБЮбЮ - 10628) обнаружена значимая антикорреляция рентгеновского потока и радиоизлучения: р (2-10 кэВ - 11.2 ГГц) = —0.64 + 0.04, при очень высокой взаимной корреляции радиоизлучения на разных частотах: р (21.7 - 11.2 ГГц) = +0.93 + 0.02. В конце цикла период активности Cyg Х-3 закончился, кривые радиоблеска и рентгеновские данные ЯХТЕ показали низкие уровни потоков. При этом в июле (ТГОЮбЗЗ - 10667) излучение в разных диапазонах коррелирует: р (2-10 кэВ - 3.9 ГГц) = +0.69 + 0.01.

Данные ВАТ8Е в жестком рентгеновском диапазоне (20-100 кэВ) и радиоданные были представлены в работе (Маккалу и др., 1997). В течение вспышки (12-30 июня) обнаружена значимая корреляция жесткого рентгеновского потока и радиоизлучения. Подтверждается обнаруженная ранее антикорреляция потоков Cyg Х-3 в мягком и жестком рентгеновском диапазонах. Жесткое рентгеновское излучение идет из горячих внутренних областей аккреционного диска, поэтому корреляция рентгеновского и радиоизлучения и одновременность начала вспышек в обоих диапазонах ясно показывают, что первичная генерация релятивистских электронов происходит во внутренних областях Cyg Х-3.

Обнаружено, что предвспышечное падение радиопотока совпало с исчезновением рентгеновского излучения, что, вероятно, связано с временным исчезновением струйных выбросов.

Мощность вспышки влияет на соотношение между разными механизмами потерь. В наиболее мощных и коротких вспышках, таких как вспышка 1972 г., для которой Марти и др., (1992) успешно провели модели-

рование без учета радиационных потерь, движение струйного выброса происходит быстрее и зона влияния радиационных потерь сокращается, но струйные выбросы, аналогичные рассмотренным, имеют временной масштаб много больше и, возможно, плазмон находится несколько дней в сильном радиационном поле, когда существенны потери на обратное комптоновское рассеяние.

В разделе 4.5 обсуждается программа исследований рентгеновских новых GRO J1655-40 и GRS 1915+105. Проведена программа поиска вспы-шечного радиоизлучения от рентгеновской новой GROJ1655-40, которая была открыта в конце июля 1994 года на космической обсерватории CGRO (BATSE) (Жан и др., 1994). В начале августа ее рентгеновский поток возрос вдвое. 12 августа началась вспышка в радиодиапазоне, как показали наблюдения на радиотелескопе MOST. В РСДБ-наблюдениях в максимуме вспышки этот источник показал видимое "сверхсветовое" движение радиокомпонент (Тингей и др., 1995). На РАТАН-600 удалось проследить ход падения потока от GRO J1655—40 после максимума этой мощной вспышки 19 августа. Затухание потока от источника шло по экспоненциальному закону (ос ехр(—¿/г)). Нетепловой спектр становился немного круче (от а = —0.5 до а = —0.8) по мере затухания вспышки, что связано с сокращением т с ростом частоты.

В последующих наблюдениях впервые удалось зарегистрировать слабое, протяженное нетепловое излучение (а = —0.5) вокруг этой рентгеновской новой. Оно, по-видимому, может быть связано или с деятельностью струйных выбросов, или быть оболочкой ОСН.

После сообщения о мощной рентгеновской вспышке в сентябре 1994 г. (Сазонов и Сюняев, 1994) первого "сверхсветового" галактического источника GRS 1915+105 ((Мирабел и Родригес, 1994) были проведены измерения плотности потока от него на двух частотах. Источник был обнаружен на уровне 30-75 мЯн на 3.9 ГГц и 100-400 мЯн на 11.2 ГГц, что в 2-3 раза выше, чем в спокойном состоянии (Мирабел и др., 1994). Во время этой вспышки нетепловой спектр был инверсионным, что указывает на рост оптической толщи для радиоизлучения в тепловой оболочке вокруг двойной системы. В мае-августе 1997 г. этот источник регистрировался на уровне 20-100 мЯн в диапазоне 4-11 ГГц. В этот период GRS 1915+105 не показывал сильных вспышек ни в рентгеновском, ни в радиодиапазоне.

В мониторинге ГРРИ обнаружено, что их радиоизлучение следует

общим закономерностям. Вспышечная переменность нетеплового радиоизлучения ГРРИ коррелирует с рентгеновской активностью. Вспышки делятся на два типа: с частотно-зависимым запаздыванием максимума вспышки и без запаздывания. Дервые показывают, что время задержки максимума и его величина изменяются от частоты по степенному закону. Радиовспышки этого типа следуют экспоненциальному закону затухания и часто затухание идет быстрее на более высоких частотах. Для вспышек другого типа характерно степенное затухание от времени и такие вспышки реже показывают частотную зависимость параметров.

Первопричиной таких событий является образование релятивистских струйных выбросов. "Замирание" радиопотока ГРРИ перед вспышками есть прямое указание на временное исчезновение струйных выбросов. Экспоненциальное и частотно-зависимое затухание потока вспышек ГРРИ указывает на два важных обстоятельства - существование конуса бокового расширения струйных выбросов и доминирование радиационных потерь над адиабатическими в начале вспышек ГРРИ.

Различия в пространственных и временных масштабах вспышек ГРРИ могут быть обусловлены начальными условиями (темп перетекания массы с первичного компонента, скорость струй, магнитное поле, мощность поля излучения) и условиями распространения радиоизлучения в оболочке вокруг двойной системы, характеризующимися электронной температурой, плотностью и пространственной структурой звездного ветра. Вероятно, что прецессия струйных выбросов может создавать дополнительные условия для генерации релятивистских частиц.

Тесные двойные системы объединяет наличие неустойчивого перетекания вещества с нормального компонента на компактный (керровскую черную дыру или нейтронную звезду) и образование при этом аккреционного диска и релятивистских струйных выбросов как следствие сверхкритической аккреции.

Струйные выбросы состоят из сгустков разогретого и холодного вещества и движутся с высокими скоростями (0.1-0.9 с) в противоположные стороны из полюсов диска, увлекая за собой первичные релятивистские частицы и магнитные поля. Проходя через оболочку, созданную мощным звездным ветром системы, эти релятивистские электроны могут вновь ускоряться в струйном выбросе.

Переменное нетепловое радиоизлучение в тесных двойных системах является индикатором образования струйных выбросов. Отсутствие ра-

диоизлучения у большинства известных рентгеновских двойных систем свидетельствует об отсутствии в них струйных выбросов. Изучение переменной составляющей излучения ГРРИ в разных диапазонах представляется важным, так как дает возможность понять механизм образования струйных выбросов и оценить степень их взаимодействия с окружающим звездным ветром.

Зарегистрированные в нескольких случаях нетепловые оболочки вокруг ГРРИ вместе с оболочками вокруг активных пульсаров могут представлять новый класс нетепловых протяженных объектов в Галактике.

В Главе 5 обсуждается создание и основные функции базы данных астрофизических каталогов CATS.

Огромный поток публикаций в области наблюдательной астрономии сильно осложнил массовый поиск известных объектов, обнаруженных в разных диапазонах в заданной области неба. Отождествление сотен тысяч радиоисточников стало насущной необходимостью современных галактических и внегалактических исследований, но без использования компьютерной техники и соответствующего программного обеспечения такая задача становится слишком трудоемкой.

Здесь уместно привести пример SS433, известного с 60-х гг. радиоисточника 4С+04.66. Только в 1978 г. он был отождествлен сначала как радиозвезда в ОСН W50, затем как пекулярная звезда из каталога ярких эмиссионных звезд Стефенсона и Сандолика.

Работающие в режиме on-line базы данных (БД), SIMBAD (Страсбург), NED (Пасадена) и LEDA (Лион), являются главными источниками накопленной информации по астрономическим объектам. Хотя эти БД дают довольно полную информацию по звездам и галактикам, в них сильно не хватает данных по динамично растущему числу открываемых радиоисточников.

Авторы CATS были заинтересованы в использовании новых и старых радиокаталогов при интерпретации наблюдений на РАТАН-600. Вначале были накоплены электронные версии многих астрофизических каталогов и создано математическое обеспечение для работы с ними в локальной сети (Верходанов и др., 1996). Затем в рамках проекта, поддержанного РФФИ, авторы приступили к созданию активной радиоастрономической базы данных.

Наличие разветвленной локальной сети CAO (с 1989 г.) и подключение CAO к каналу Интернет (1996 г.) дали возможность широкой астро-

номической общественности использовать динамично растущую базу данных CATS в своих исследованиях. Авторы выбрали дружественный интерфейс, основанный на интернетовских навигаторах (Netscape), работающих с гипертекстовыми документами. Теперь база данных расположена на двух серверах (http://cats.sao.ru/ и http://www.ratan.sao.ru/). Автор уделил основное внимание созданию полных описаний каталогов и таблиц, провел анализ радиоданных и разработал программы построения спектров радиоисточников в режиме " on-line".

Сейчас в CATS собраны около 200 астрофизических каталогов с общим числом записей около 4 миллионов. Эти каталоги и таблицы содержатся в ~300 оригинальных работах разных авторов и по ним составлены описания. В базу данных включены все наиболее крупные обзоры, проведенные на РАТАН-600 и почти полностью наиболее крупные галактические и внегалактические радиокаталоги.

В базе данных работают программы выборки объектов в заданной области неба. Такое же число программ кросс-идентификации каталогов дает мощный метод выявления групп объектов с разными спектральными свойствами. С помощью кросс-идентификации радиокаталога на частоте 365 МГц и каталогов спутника IRAS удалось отобрать пекулярные объекты для дальнейших исследований (Трушкин и Верходанов, 1997).

Естественным образом в CATS вошли разработки и результаты проведенных автором исследований: атлас одномерных распределений яркости по ~ 72 ОСН на разных частотах, спектральный каталог ~ 200 ОСН, спектры источников ZGT и KR обзоров.

Действующая общедоступная база данных CATS представляет собой мощный инструмент для галактических и внегалактических исследований (Трушкин и др., 1997). Это подтверждается ростом числа обращений профессиональных исследователей к созданной базе данных из России и других стран. Растет и число положительных откликов от них.

В Заключении сформулированы основные результаты наблюдений и выводы представленной работы. Работа основана на многолетних наблюдениях, проведенных автором на радиотелескопе РАТАН-600:

• Обзоры плоскости Галактики;

• Обзор ~ 120 галактических ОСН

• Мониторинг пекулярного объекта S S 433

• Мониторинг радиоизлучающих рентгеновских источников.

Эти наблюдения позволили всесторонне исследовать галактические

нетепловые радиоисточники. Выборка галактических ОСН стала более однородной за счет получения новых данных по 120 из 215 известных ОСН. Обнаружены восемь ранее неизвестные ОСН. Построены спектры 200 ОСН, причем многих из них впервые. Исследованы компактные источники, связанные со звездными остатками в некоторых ОСН.

Перечислены возможные будущие программы галактических исследований в радиоконтинууме.

В пяти Приложениях представлены:

(A) Атлас распределений яркости по 72 ОСН (РАТАН-600);

(B) Каталог спектров 192 известных и восьми обнаруженных ОСН;

(C) Модель синхротронного излучения сферической оболочки ОСН и текст Си-программы расчета ее радиального профиля;

(Б) Каталог протяженных источников К11-обзора;

(Е) Таблицы измерений плотностей потоков 88 433 и CygX-3.

1.2 Обзор текущих исследований

Мы ограничимся рассмотрением выборки излучающих в сплошном спектре галактических нетепловых радиоисточников - остатков сверхновых и радиоизлучающих двойных систем, которые являются индикаторами многих активных физических процессов: распространения ударных волн (УВ), образования релятивистских струйных выбросов и генерации быстрых частиц и магнитного поля. Ниже мы кратко остановимся на свойствах таких объектов и обсудим текущие исследования таких объектов и связанные с ними проблемы.

В последние годы были проведены несколько крупных конференций и симпозиумов по проблемам, связанным с ОСН, ГРРИ и галактическим обзорам. Здесь отметим только три: симпозиум MAC N179 "Новые горизонты с многоволновыми обзорами неба", (Балтимор, США) (изд. Ма-кЛеон и др., 1997) совещание "Релятивистские струи в галактических источниках" (Джодрелл Бэнк, Англия) (изд. Спенсер и Ньюэлл, 1996) и совещание "1051 эрг. Эволюции оболочечных остатков сверхновых" (США) (Джонс и др., 1998).

1.2.1 Сверхновые

Концепция сверхновых как явления во много раз более мощного и катастрофичного, чем нормальные новые берет начало с 30-х гг., когда Бааде и Цвикки изложили основные идеи, составляющие сущность современной точки зрения о сверхновых, как о взрывах массивных звезд.

Вспышки сверхновых представляют собой катастрофические взрывы звезд на последней стадии эволюции. При этом взрыве высвобождается в виде кинетической энергии разлетающегося вещества звезды энергия Е&(эрг) = 1051 [M/MQ][(v/ 104км/с)2], где М - масса сброшенного вещества звезды, движущегося со скоростью v. Со времени первых целенаправленных и удачных поисков сверхновых в других галактиках, предпринятых Цвикки, вспышки СН разделяют на два основных типа. Классификация основана на кривых блеска, яркости и спектральных особенностях. СН I, как сейчас общепринято, являются взрывами белых карликов, аккрецирующих дополнительное вещество или из МЗС, или от компаньона в двойной системе, а СН II представляют собой вспышки массивных звезд. Общая статистика СН по галактикам разных типов, по звездным населениям, разнообразие СН II и общая схожесть эволюции СН I от-

ражают эти два основных пути катастрофического окончания эволюции звезд. Механизмы взрывов в СН обоих типов разные. Так, СН1 взрываются из-за преодоления за счет аккреции чандрасекаровского предела 1.4 М©, за которым белый карлик не может устойчиво существовать и подвергается коллапсу, сопровождающемуся взрывом, в результате которого карлик полностью разрушается. В массивных звездах катастрофический коллапс и взрыв могут происходить по нескольким сценариям, (см. например, МакКрей, 1996)

Масса М в приведенной формуле меняется от одной (СН I) до нескольких масс Солнца (СН II), в то время как начальная скорость разлета меняется от 3000 (СН И) до 12000 (СН I) км/с, хотя встречаются СН, выходящие за эти пределы. Оптическая яркость СН II варьируется от Му = -16 до Му = -19, а для СН I от Му = -18 до Му = -20, то есть в электромагнитную светимость переходит только малая часть 1%) освобождаемой энергии.

Современные теоретические расчеты эволюции взрывов массивных звезд, а также статистика пульсаров и ОСН показывают, что все или почти все нейтронные звезды должны рождаться во вспышках СН II. СН также считаются "подходящим" местом для рождения черных дыр при взрывном коллапсе.

Уже для СН I ясна важная роль двойственности звезды, обеспечивающей перетекание вещества с компонента на белый карлик. Рентгеновские тесные двойные звезды могут быть местом рождения сверхновых обоих типов. Разнообразные сценарии эволюции двойных систем приводят к важному пониманию существенного отличия эволюции звезд во взаимодействующих системах от обычной звездной эволюции, прежде всего во временном масштабе эволюции.

Чтобы был понятен масштаб события сверхновой, приведем оценки по энергетике СН II. Самые яркие СН типично на 25 звездных величин ярче Солнца - светимость 1010Ь© ~ 4 • 1043 эрг/с. Кривая блеска обычно имеет полуширину в несколько недель (106 с). Выход оптическои энергии тогда 4 • 1049 эрг. Если поверхность сверхновой имела бы ту же температуру, что и Солнце, то, так как светимость пропорциональна квадрату радиуса, радиус сверхновой в максимуме был бы 105Дэ ~ 7 • 1015 см. С другой стороны, если бы температура СН была 3 • 104К=5То, то оптический выход энергии был бы только 5 £©. Температура, определенная по оптическим спектрам, равна 104 К. Следовательно, радиус СН будет

г — 3 • 1015 см. Так как максимум яркости СН достигается за 106 с, то радиальная скорость инжектированного материала равна 2-109 см/с (что соответствует энергии 1-2 МэВ на нуклон). Перед взрывом звезда должна иметь потенциальную возможность генерации 2 МэВ на нуклон за время Ю6 с. В углеродно-кислородной стадии нуклеосинтеза легко можно получить ~ 0.5 МэВ на нуклон. Водород и гелий, которые способны высвободить много больше энергии в синтезе более тяжелых элементов, имеют скорости реакции слишком медленные, чтобы вносить значительный вклад за динамическое время взрыва. Таким образом взрывающаяся как СН II звезда должна быть и массивной, и проэволюционировавшей.

Явление радиосверхновых возникает на самой ранней стадии расширения ОСН при мощном взаимодействии взрывной УВ с ближней окружающей средой. Открытие вспышки сверхновой 1987А в БМО и радиосверхновой 1993J в М81 и последующие их радионаблюдения усилили представление о том, что ближайшая окружающая среда (CSM) звезды является важнейшим фактором в образовании и эволюции будущего ОСН. При моделировании радиосверхновых обычно применяют спадающее распределение плотности окружающей среды pcsm ос г~1 и плотности выброшенного вещества СН pej ос г~п, дающие хорошее согласие с наблюдаемой эволюцией радиоизлучения.

Темпы образования СН

Из-за сильного межзвездного поглощения сверхновые редко наблюдались в оптическом диапазоне. Последнее такое достоверное событие произошло в 1604 г., яркую сверхновую исследовал Кеплер, получившего название сверхновой Кеплера. СН 1987А в БМО остается единственной достаточно яркой ('Vmax = 4т) сверхновой за последние четыре века, которую наблюдали невооруженном глазом.

Современные тщательные оценки темпа образования СН основаны на статистке более 1200 открытых сверхновых в разных галактиках. Ожидаемый темп образования сверхновых для нашей Галактики получается одна в 20-30 лет для обоих типов СН.

Кроме массового поиска СН в других галактиках, последние несколько лет действует международный проект по раннему обнаружению СН I и их использованию для калибровки шкалы космологических расстояний с с помощью телескопа Хаббл (см. например, Гарнавич и др., 1998).

1.2.2 Остатки сверхновых

Сверхновые и ОСН играют ключевую роль в галактической астрофизике. Молодые ОСН инжектируют продукты нуклеосинтеза взрывов сверхновых в МЗС, тяжелые элементы наблюдаются в спектрах звезд следующих поколений. Общепринято, что СН и ОСН производят большую часть космических лучей и релятивистских электронов, создающих в магнитном поле Галактики нетепловое распределенное фоновое излучение. В Млечном пути сверхновые наблюдают спустя многие сотни лет после взрыва СН в виде расширяющихся оболочек вещества сверхновой звезды - остатков сверхновых. Хотя их оптическое излучение уже сильно ослаблено, и чаще всего видно как волокнистые туманности, газ в УВ оболочек ОСН нагрет до температур от 10000 до 106 К, причем второе значение соответствует тепловому рентгеновскому излучению за фронтом УВ. Сверхновые являются главными источниками энергии для МЗС, формируют ее структуру. МакКи и Острайкер (1977) показали, что при низком межзвездном давлении расширяющиеся ОСН могут занять большую часть объема Галактики, и горячая фаза МЗС будет преобладающей. Это в свою очередь важно для понимания продолжительности стадий эволюции ОСН, предложенных Шкловским (1968) и Волтье (1972):

Фаза I: Свободное расширение. Масса инжектированного вещества много больше нагребенной массы. Радиус У В Rs ос t.

Фаза II: Адиабатическая фаза Седова. Теперь нагребенная МЗС преобладает по массе. Rs ос

Фаза III: Радиационная фаза "снегоочистителя". Постепенно возраст ОСН становится сравнимым со шкалой радиационного времени охлаждения около УВ. R„ ос

t1'4.

Фаза IV Исчезновение. УВ исчезает, когда скорость расширения падает ниже местной скорости звука и ОСН пропадает в МЗС. Это, считается, происходит спустя ~ 106 лет.

Основной поток данных по рентгеновскому излучению поступал со спутников Эйнштейн, ROSAT, ASCA, и последнее время, RXTE, GRO и SAX. Здесь особенно впечатляющим было открытие нетеплового рентгеновского излучения от оболочечных ОСН: СН1006, Cas А и IC433. Рейнольде (1998) обосновал возможность генерации релятивистских электронов с энергиями ~ ITeB в оболочках молодых ОСН с помощью диффузного механизма ускорения. Современные рентгеновские спектры выбро-

шенного при взрыве вещества в ОСН оказались настолько информативными, что позволяют оценить массу звезды-предшественницы CH. Так, СН Кеплера, по-видимому, была вспышкой массивной звезды.

Арендт (1989) проанализировал данные со спутника IRAS в диапазоне 12-100 мкм и показал, что пыль, образованная при взрыве и нагребаемая в оболочках ОСН, является источником заметного теплового ИК-излучения, хотя не обнаружено каких-то выделенных для ОСН характеристик такого излучения. Независимый обзор данных IRAS сделали Сакен и др. (1992). Они обнаружили у 44 ОСН заметное ИК излучение. Почти все молодые ОСН имеют значимый поток на 12 и 25 мкм, в то время как старые ОСН в основном проявляются на 60 и 100 мкм. Только что начали поступать данные по ОСН с инфракрасного спутника ISO.

В радиодиапазоне все известные ОСН излучают интенсивное нетепловое синхротронное излучение (Шкловский, 1953), идущее от электронов в магнитных полях при их движении с релятивистскими скоростями. Следует отметить, что быстрые электроны, рожденные в самой вспышке сверхновой, сразу теряя энергию на обратное комптоновское рассеяние, быстро замедляются и эффективность синхротронного механизма падает, еще до того как сама разлетающаяся СН становится прозрачной для радиоволн.

Существуют четыре возможных источника быстрых частиц: первоначальное событие СН, пульсар внутри ОСН, окружающие космические лучи и ускорение частиц на УВ или на неустойчивом контактном разрыве между подвергнутых удару выброшенного вещества СН и МЗС. Аналогично, магнитное поле могло бы генерироваться пульсаром, как похоже было в случае Крабовидной туманности. Поле может быть нагребенным вместе с окружающей МЗС и может турбулентно усиливаться в УВ или на контактном разрыве.

Итак, электроны должны ускориться вторично уже в ходе расширения ОСН. Обычно этот процесс приписывают ускорению на фронте УВ, когда из-за взаимодействия с околозвездным веществом может резко увеличиться эффективность ускорения, или в механизме Ферми, или диффузном механизме. Спустя многие годы захват межзвездных электронов в УВ может привести к последующей генерации релятивистских электронов в сжатых УВ магнитных полях. Это может быть причиной разнообразия ОСН и вариаций параметров на разных возрастах: яркости, спектра, геометрии и пр. Если же образуется звездный ОСН, нейтронная

звезда, то ветер от нее и активная генерация нетепловых частиц кардинально меняет структуру ОСН, создавая ОСН с заполненной структурой - плерионы.

Затухание потока ОСН

Можно ожидать, что радиоизлучение ОСН из-за расширения постепенно будет затухать, если нет дополнительных источников энергии для электронов. Шкловский (1960) первым предсказал, что радиопоток от ОСН Cas А должен уменьшаться с темпом ~ 1% в год. Так как Cas А один из самых ярких источников на небе, и он используется как первичный калибратор в радионаблюдениях (см. Баарс и др., 1977), это предсказание было проверено и в целом подтверждено. Стало ясно, что темп затухания потока Cas А частотнозависим и спектр становится положе со временем.

Аллер и Рейнольде (1985а) определили темп затухания Крабовидной туманности на 8 ГГц (0.17 ± 0.02)% в год. Виняйкин (1993) показал, что темп падения потока вырос за последние 15 лет и составил (0.44 ±0.16)% в год. Аллер и Рейнольде (19856) сообщили, что плерион ЗС58 становился ярче на 8 ГГц с темпом (0.28±0.05)% в год. Стром и др. (1982) нашли значимое падение потока с темпом (0.23 ± 0.19)% в год в СН Тихо. Следует отметить, что подобные измерения очень трудоемки и предъявляют высокие требования к стабильности всего измерительного комплекса.

1.2.3 Проблема поиска ОСН и их статистика

Статистика ОСН находится в неудовлетворительном состоянии. Хотя существует грубое согласие между частотой образования СН, полученной по другим галактикам и частотой образования ОСН, полученной по галактическим исследованиям, кажется, должно существовать некоторое число очень молодых ОСН. Многие вспышки СН в Галактике могли пройти незаметно в последние несколько сот лет, но ОСН, подобные Крабу или Cas А и даже СН Тихо и ЗС58, не могли быть пропущены в современных обзора Галактики (Грин, 1991).

В общепринятом деление ОСН на два основных класса по морфологическим и спектральным свойствам их радиоизлучения - оболочки и "крабоподобные" ОСН - плерионы (Уейлер и Панагия, 1978), последние представляют особый интерес из-за очевидной связи этих молодых ОСН с центральным звездным остатком, нейтронной звездой или черной дырой.

Частота образования пульсаров находится в грубом согласии с частотой образования СН II и ОСН. Ясно, что даже при продолжительности жизни плериона 2000 лет и темпе вспышек CHII - 1 в 22 года, плерионов в Галактике должно быть 50-100. Плерионов обнаружено только около полутора десятков, так что можно предположить, что многие пульсары при рождении имеют более медленное вращение, или их потери энергии много меньше, чем у пульсара в Крабовидной туманности.

Ожидаемые оценки числа оболочечных ОСН еще выше. Сейчас, когда большая часть ярких ОСН в Галактике открыта, важно внимательно исследовать сложные для поиска, но наиболее вероятные места вспышек СН - области звездообразования и ОВ-ассоциации. Проблему путаницы ОСН с НИ областями можно решить, или используя ИК-данные, или измеряя линейную поляризацию.

После долгих поисков недавно были обнаружены радиоспокойные нейтронные звезды в четырех оболочечных ОСН: G78.2+2.1, G117.7+0.6, G260.4-3.4, G296.5+10.0 (см. Бразиер и др., 1996; Хайли и Криг, 1995, Петре и др., 1996; Васинх и др., 1997). В известном молодом ОСН G11.2-0.3 обнаружен 65-миллисекундный рентгеновский пульсар (Тори и др., 1997) с помощью спутника ASCA. На месте компактного источника в ОСН G332.4-0.4 (RCW103) обнаружен аналогичный 69-миллисекундный рентгеновский пульсар (Тори и др., 1998).

Координатное совпадение двух из трех мягких гамма-барстеров (репитеров) с ОСН-плерионами дало основание полагать, что это явление мягких гамма-вспышек связано с нейтронными звездами.

Сейчас идет активная дискуссия о реальности физической связи ~ 30 близких пар: ОСН-пульсар (Каравео, 1993; Фрейл и др., 1994; Аллахвер-диев и др., 1995; Гейнслер и Джонстон, 1995аб; Каспи, 1996; Фрейл, 1998). Наиболее надежными представляются 16 таких пар. Следует отметить, что высокие скорости движения пульсаров требуют тщательного поиска нейтронных звезд или пульсаров не только в области самого ОСН, но и в его окрестности, так как за время жизни среднего ОСН в Галактике ~ 10000 лет, пульсар покинет остаток, если его скорость более 1000 км/с.

Крабовидная туманность продолжает оставаться очень актуальным объектом как полигон для проверки многих теорий. Остается неразрешенной главная ее загадка - малая кинетическая энергия видимого вещества ОСН по сравнению с каноническим значением 1051 эрг.

Хотя астрофизика ОСН не ограничивается их радиоизлучением, имен-

но в радиодиапазоне ОСН исследуются наиболее полно. Это достигается за счет высокой чувствительности к слабым протяженным деталям при отсутствии поглощения в Галактике на сантиметровых волнах. Радиокартографирование ОСН позволяет получать детальные изображения ОСН, фиксировать положение ударного фронта по границе излучения.

Следует заметить, что статистика ОСН (Лерч, 1980; Грин, 1996) показывает что средний спектральный индекс по выборке оболочечных галактических ОСН равен а = —0.5, но СН 1987А показывает а = —0.95. Исторические ОСН Cas А и Тихо тоже имеют спектры круче, чем в целом по выборке. Если крутой спектр присущ многим очень молодым ОСН, то это еще более усложнит их поиск среди тысяч фоновых внегалактических источников, так как многие внегалактические радиоисточники имеют как раз такие крутые спектры.

Выборки галактических ОСН содержат ~ 215 радиоисточников (Грин, 1996), ~ 70 ИК-источников (Арендт, 1989; Сакен 1992) и ~ 150 рентгеновских протяженных источников (Сьюард, 1990, Ашенбах, 1995).

Списки внегалактических ОСН тоже быстро пополняются объектами из ближайших соседних галактик:. БМО, ММО, М31, МЗЗ, М82. Следует обратить внимание на работу Матоника и Фезена (1997) по вероятному выявлению ~ 200 новых ОСН в близких галактиках в оптическом диапазоне.

1.2.4 Нетепловые радиозвезды

70-е годы стали эпохой открытия звездных систем, связанных с рентгеновскими источниками. В 1970 г. было обнаружено переменное радиоизлучение от Seo Х-1. Потом были найдены Cyg Х-1 и GX17-2 (Джел-минг и Уэйд, 1971, Браес и Майли, 1971), причем радиокоординаты Cyg Х-1 окончательно подтвердили его отождествление с двойной системой HDE 226868, которая в паре с ОВ звездой остается одним из самых вероятных кандидатов в черные дыры.

В сентябре 1972 г. была зарегистрирована мощнейшая радиовспышка (~20) от источника 2030+407, в том же году отождествленного с ярким рентгеновским источником Cyg Х-3 (Грегори и др., 1972). Нетепловая природа его радиоизлучения стала ясна из оценок очень высоких яр-костных температур (> 107) источника в сантиметровом диапазоне длин волн, нетеплового спектра и регистрации линейной поляризации.

Пекулярный объект SS433, открытый в центре OCH W50, тесная двойная система с аккрецией на компактный компонент, поставил перед исследователями целый комплекс физических проблем: от сценария эволюции двойных систем с образованием релятивистского компонента до механизма взаимодействия коллимированных струй с газовой оболочкой ОСН. Этот объект остается единственным объектом, излучающим релятивистские доплеровски-смещенные эмиссионные линии.

SS433 составляет с несколькими другими объектами выборку так называемых галактических радиоизлучающих рентгеновских источников со струйными выбросами. В эту выборку входят два "сверхсветовых" галактических радиоисточника GRO J1655-40 и GRS 1915+10. Первый из них входит в группу тесных двойных систем с наличием массивного компактного компонента - черной дыры.

Мирабель и Родригес (1994) показали, что рентгеновский транзиент-ный источник GRS 1915+10 выбрасывает радиокомпоненты в противоположные стороны с угловой скоростью, которая кажется сверхсветовой, если принять расстояние до него Dhi = 12.5 кпк. Используя выражение, описывающее релятивистское собственное движение (/¿1,2) излучателей, инжектированных симметрично со скоростью V

они получили релятивистскую скорость струйного выброса V = 0.92с из измеренных ц\ — 17.6 и ¡12 = 9.0 миллисекунд дуги в день. Такая же скорость разлета радиокомпонентов обнаружена и в СИО Л1655-40 Джел-мингом и Рапеном (1995).

Радиоизлучение от рентгеновских двойных систем обнаружено только у ~ 20 из 200 известных объектов. Все они показывают нетепловой син-хротронный механизм излучения, что отличает их от остальной группы радиозвезд с тепловым механизмом. Одним из возможных признаков ГР-РИ может быть низкое значение магнитного поля компактного компонента. С другой стороны^вращение черной дыры, как было показано недавно Жаном и др. (1997), может быть ключевым моментом в объяснении всего многообразия тесных двойных систем с черными дырами.

В Главе 4 мы подробно остановились на общих характеристиках ГР-РИ. Отметим только, что в моделировании радиоизлучения ГРРИ наиболее продвинутыми являются работы Джелминга и Джонстона (1988) для Э8433 и Марти и др. (1992) для Су§ Х-3. Обе группы использова-

ß sin в с

ß

V

ßl,2 =

Ida ß cos 0 D

с

пи геометрию полого конуса для модели струйного выброса, как лучше удовлетворяющую наблюдениям.

1.2.5 Синхротронное излучение

Синхротронный механизм излучения релятивистских электронов в магнитных полях является причиной нетепловых спектров космических радиоисточников. Если распределение электронов по энергиям нетепловое, например, степенное Е) ~ Е~р), в диапазоне Е\ < Е < Е2, то зависимость плотности потока радиоизлучения ансамбля релятивистских электронов от частоты - радиоспектр - тоже будет степенным в оптически тонком источнике.

/(„) = Зе НоВШ)/^(Р~та{р)

у > 87Г тс2 47г т3с5 х у ;

В большинстве внегалактических радиоисточников преобладает синхротронное излучение. Спектральный индекс их радиоспектра, как видно иа формулы, связан с энергетическим спектральным индексом р = 1 — 2а. Синхротронные источники обладают значительной линейной поляризацией. Обычно плерионы показывают более высокий процент поляризации, чем оболочечные ОСН, за счет более упорядоченного магнитного поля. Но в старых ОСН, где магнитное поле преимущественно межзвездное, также наблюдается высокая поляризация, как, например, показали недавние исследования ОСН Петля в Лебеде.

Для протяженных источников ОСН самопоглощение мало, но в тепловом галактическом фоне собственное радиоизлучение ОСН может испытывать поглощение обычно на частотах ниже 200 МГц. Для компактных источников ГРРИ самопоглощение может быть велико, хотя нет ни одного примера, когда спектральный индекс ГРРИ становился равным а = +2.5, как того требует теория для оптически толстого случая. Вероятно, процессы поглощения в ГРРИ связаны с тепловым механизмом, причем из-за быстрого падения плотности тепловых электронов в оболочках звездного ветра ГРРИ реализуются менее крутые инверсионные спектры с +1 < а < +2.

1.2.6 Радиообзоры Млечного пути

В 90-е годы проведено несколько галактических обзоров на телескопах VLA, MOST, WSRT, DRAO, 100-м в Бонне и 64-м в Парксе (Рейх и др., 1990, Бекер и др., 1994; Уайток и Грин, 1994; Тейлор, 1996; Нормандеу, 1997, Дункан и др., 1995), в которых были обнаружены ОСН. Выполненные на разных частотах и с разным угловым разрешением эти обзоры взаимно дополняют друг друг. Как показывает опыт, новые ОСН открываются именно в новых больших обзорах, проведенных в плоскости Галактики на крупнейших телескопах.

Галактические радиообзоры привлекают исследователей задачей поиска молодых остатков сверхновых. Источник в галактической плоскости с крутым или нетепловым спектром подходит для отождествления с ОСН, но важно найти структурные особенности. Группа Гельфанда и Беке-ра (Бекер и др., 1989; Зоонематкермани и др. 1990; Бекер и др., 1990) предприняла исследования отдельных источников в обзорах на VLA. Им удалось отождествить около 300 источников с НИ областями и планетарными туманностями. Гельфанд и др. (1989) провели быстрый обзор плоскости Галактики в первом галактическом квадранте для поиска компактных источников галактической популяции, но также не смогли выделить ни одного ОСН.

В Австралии на радиотелескопе в Молонгло проведен обзор плоскости Галактики для выделения популяции галактических источников (Уайток, 1992). Автор связывает обнаруженный избыток таких источников с тепловыми объектами. Уайток и Грин (1996) в обзоре на 843 ГГц обнаружили несколько новых протяженных ОСН, основываясь на радио, инфракрасных данных и оболочечной радиоструктуре.

Более 10 лет в ДРАО (Канада) ведется обзор галактической плоскости на частотах 408 и 1400 МГц в континууме и в линии HI 21 см. Для склонений > 30° по оценке Хиггса и др. (1993) в обзоре будет обнаружено ~ 3000 источников. Обзор имеет высокую чувствительность по яркостной температуре.

Шрамек и др. (1992) провели поиск молодых ОСН или старых радиосверхновых по списку известных 290 радиоисточников, отмеченных как компактные (< 2') в радиокаталогах. Наблюдения на VLA обнаружили только одного кандидата в ОСН моложе 100 лет, и несколько кандидатов в ОСН старше 300 лет. Авторов не смутил такой низкий к.п.д. предпринятого поиска, так как на 3-4 вспышки сверхновых во всей Галактике

за последние 100 лет авторы могли надеяться обнаружить не более 10% сверхновых. В любом случае в дальнейших поисках ОСН надо ориентироваться на источники с потоком 0.3-1.5 Ян на частоте 1 ГГц.

Дункан и др. (1995) провели большой обзор южной части галактической плоскости на частоте 2.4 ГГц с помощью 64-метрового телескопа в Парксе. Они обнаружили свыше 30 возможных ОСН с размерами от 25' до 10°. Обзор выполнен с разрешением 10.4' в интенсивности и поляризации, хотя поляризационные карты еще не опубликованы.

Наконец, в 1996 г. закончен грандиозный проект картографирования всего неба (Dec> —40°) с разрешением 45" и чувствительностью около 1-2 мЯн/луч на частоте 1.4 ГГц с помощью VLA в самой компактной моде (Кондон и др., 1998). Этот "радио-Паломар" обнаружил более 1.7 миллиона компактных источников (< 2'), которые потребуют детальных многочастотных исследований, отождествлений и поиска среди них переменных объектов как галактического, так и внегалактического происхождения. Беспрецедентные по чувствительности радиокарты этого обзора уже доступны для детальных исследований.

1.2.7 Нерешенные проблемы

Большое число вопросов остается без ответа в теории эволюции ОСН и их нетеплового излучения. Как можно согласовать простую схему гидродинамической эволюции ОСН с данными по числу объектов с диаметром меньше некоторого N(< D)? На какой стадии эволюции находятся большинство ОСН? Почему мы не видим в Галактике радиоисточники, связанные с молодыми СН I? Ответы на эти вопросы помогут решить проблему фактора заполнения горячей фазы МЗС.

Может ли время запаздывания "включения" радиоизлучения оболочки ОСН быть более долгим, чем это произошло в Тихо и Cas А?

Детали ударного и диффузного ускорения быстрых частиц и усиления магнитного поля в молодых и среднего возраста ОСН не ясны. Может ли излом радиоспектра от синхротронных потерь произойти в регистрируемой части спектра? Это бы дало возможность оценить магнитное поле.

Знание радиоспектров ОСН помогает сделать выбор среди возможных механизмов генерации в них релятивистских электронов и, в конечном итоге, проследить эволюцию ОСН в МЗС (Роджер и Ландекер, 1988; Рейнолдс 1988). Поэтому крайне неоднородные данные измерений компи-

ляционных спектров большинства ОСН (Коваленко и др., 1994) требуют существенного уточнения и дополнения. Как подчеркнули Джонс и др. (1998), насущной необходимостью стало создание ясной теории радиоизлучения ОСН, когда есть возможность точного сравнения расчетных и определенных из наблюдений параметров ОСН.

Переменное радиоизлучение в тесных двойных системах, является индикатором образования струйных выбросов. Изучение переменной составляющей радиоизлучения ГРРИ представляется важным, так как дает возможность понять механизм образования струйных выбросов, их взаимодействие с окружающим звездным ветром и механизм коллимации вещества. Аналогичная задача стоит при исследованиях струйных выбросов в активных ядрах галактик.

Мониторинг переменности радиопотока таких активных тесных двойных систем является мощным методом исследования механизмов, вызывающих образование струйных выбросов во внегалактических источниках, где временной масштаб переменности в десятки раз больше.

Радиоастрономические наблюдения обещают помочь в решении многих перечисленных проблем.

Похожие диссертационные работы по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Трушкин, Сергей Анатольевич

1. Результаты исследования галактических остатков сверхновых.

Результаты многочастотного обзора 120 известных ОСН в разных областях Галактики. Создание каталога радиоспектров 200 известных ОСН. Построение атласа одномерных распределений яркости по исследованным ОСН. Выявление пекулярных особенностей радиоизлучения некоторых ОСН и связанных с ними компактных объектов.

Выявление отсутствия протяженной синхротронной радиооболочки за границами Крабовидной туманности. Доказательство неизменности спектрального индекса в пределах ее оптических размеров.

2. Результаты обзоров плоскости Галактики.

Обнаружение в трехчастотном ZGT-обзоре плоскости Галактики в области ее центра семи новых оболочечных остатков сверхновых. Выявление физической природы нескольких сот источников, обнаруженных в обзоре, на основе определения радиоспектров и отождествления с источниками из других каталогов.

Результаты многочастотного обзора по поиску ОСН в полной выборке протяженных источников неизвестной природы во втором галактическом квадранте. Выявление вероятного кандидата в ОСН - источника KR48

3. Результаты многочастотного мониторинга галактических радиоизлучающих рентгеновских источников и определение общих закономерностей их вспышечной переменности, обусловленной релятивистскими струйными выбросами из этих двойных систем.

Обнаружение временных и частотных закономерностей в переменном радиоизлучении пекулярного объекта SS433 на основе двадцати зарегистрированных вспышек. Выявление степенных зависимостей запаздывания максимума потока вспышки и величины этого максимума от частоты. Обнаружение существования продолжительной генерации радиоизлучающих электронов в струйных выбросах SS433.

Определение спектральных закономерностей активности рентгеновской двойной системы Cyg Х-3 в 80-дневной программе исследования на шести частотах. Обнаружение антикорреляции мягкого рентгеновского и радиоизлучения во время радиовспышек и их корреляции в послевспы-шечный период. Обнаружение перехода от экспоненциального затухания вспышки 12 июня 1997 г. вследствие начального доминирования радиационных потерь к степенному затуханию, обусловленному адиабатическим расширением.

Исследование переменности "сверхсветовых" источников со струйными выбросами, GROJ1655—40 и GRS 1915+105. Обнаружение частотно-зависимого экспоненциального затухания мощной вспышки GRO J1655—40, обусловленного радиационными потерями. Обнаружение протяженной нетепловой оболочки вокруг GRO J1655—40.

4. Создание общедоступной базы данных астрофизических каталогов CATS для проведения галактических и внегалактических исследований, кросс-идентификации объектов и определения физической природы радиоисточников в Галактике по их радиоспектрам.

6.2 Перспективы на будущее

Представленная работа основана на многолетних наблюдениях, проведенных автором на радиотелескопе РАТАН-600 по обзорам плоскости Галактики и мониторингу радиоизлучающих рентгеновских источников. Режимы наблюдений в обзоре и мониторинге взаимно дополняют друг друга, позволяя, с одной стороны, получать данные по всем источникам в заданной области, с другой стороны, исследовать радиоастрономическими методами конкретные объекты.

Пока многие вопросы в исследованиях ОСН и радиоизлучающих рентгеновских двойных систем остаются без ответа. Особенно велик разрыв между накопленным наблюдательным материалом и теорией. Мы совсем не касались проблем, связанных с распределенным галактическим фоном, хотя постановка таких наблюдательных задач на радиотелескопе РАТАН-600 была бы перспективной.

Мы постарались прояснить вопрос со статистикой ОСН. Выборка галактических ОСН стала более однородной за счет получения новых данных по 120 из 215 известных ОСН. Обнаружены восемь ранее неизвестные ОСН. Ясно, что большая часть ярких ОСН в Галактике найдена, и для поиска объектов с малой поверхностной яркостью потребуются увеличение чувствительности телескопа.

Продолжением исследований ОСН могут быть поляризационные и высокочастотные (> 10 ГГц) наблюдения на РАТАН-600. Вероятно, повторение обзора в области центра Галактики с постановкой поляризационных измерений было бы очень перспективным как в плане обнаружения пекулярных объектов, так и для изучения известных источников, но с неподтвержденным статусом.

Новый многочастотный обзор плоскости Галактики в области, подходящей для быстрого его проведения на РАТАН-600, 90° < I < 140°, где видимое движение небесной сферы идет вдоль плоскости Галактики, дал бы возможность провести более глубокий поиск ОСН, чем было сделано для КИ-обзора.

Программы постоянного мониторинга рентгеновских двойных систем на современных рентгеновских спутниках (ВАТБЕ, ЯХТЕ), доступность их данных и исключительная важность совместных исследований в разных диапазонах настоятельно требуют включиться в непрерывный мониторинг ГРРИ на радиотелескопе РАТАН-600.

4.4.4 Заключение

Получен большой наблюдательный материал по нескольким радиовспышкам Cyg Х-3 в мае-июле 1997 г. Показано, что в приведенных в работе кривых блеска обнаружены следующие элементы активности Cyg Х-3: четыре различные по длительности (1-4 дня) оптически толстые вспышки, одна длительная (5-6 дней) оптически тонкая мощная вспышка и глубокое падение потоков на всех частотах перед этой вспышкой. Cyg Х-3 в спокойном состоянии обладает устойчивым спектром с индексом а = +0.135 во всем диапазоне от 1 до 22 ГГц, как показали измерения в разных циклах наблюдений.

Для радиовспышки 12 июня обнаружена значимая антикорреляция мягкого и корреляция жесткого рентгеновского излучения и радиопотока.

Прослежены закономерности в развитии вспышек: четко видна задержка времени наступления максимума вспышек только на самой низкой частоте 0.96 ГГц, равная 1-1.5 дням во всех вспышках. Вероятно, не хватает временного разрешения, чтобы определить со значимой точностью аналогичные задержки на высоких частотах, хотя указания на них присутствуют. В первые 1-2 дня все вспышки имеют оптически толстые спектры.

На всех частотах затухание потока вспышки 12 июня шло по экспоненциальному закону в первые четыре дня. Показано, что характерное время этого затухания вспышки убывало с частотой по степенному закону т(дни) = 11.5^0-29±0-03, где V в ГГц. Простая модель с адиабатическим расширением Шкловского- ван дер Лаана (1960, 1966), а также модели, пренебрегающие потерями энергии релятивистских электронов на излучение и обратное комптоновское рассеяние (Марти и др., 1992), такой зависимости от частоты не объясняют. С учетом этих потерь такое убывание длительности вспышки с частотой легко находит числовое выражение (Маршер и Браун, 1974).

Стоит отметить объяснение такой частотной зависимости в рамках модели с обратными комптоновскими потерями (Фендер и др., 19976), так как модель с яркой массивной звездой-компаньоном (мощное поле излучения) не встречает трудностей с величиной напряженности магнитного поля, которые испытывает модель с маломассивным компаньоном. В струйных выбросах величина поля оценена ~ 0.1 Гс из условия равнораспределения энергии электронов и магнитного поля. В маломассивном сценарии Cyg Х-3 потребовалось бы большее поле ~ 1 Гс для преобладания радиационнных потерь в струйном выбросе.

Вероятно, мощность вспышки влияет на соотношение между разными механизмами потерь. В наиболее мощных и коротких вспышках, таких как вспышка 1972 г., для которой Марти и др. (1992) успешно провели моделирование без учета радиационных потерь, движение струйного выброса, вероятно, происходит быстрее, и зона влияния радиационных потерь сокращается. Выбросы, аналогичные рассмотренным здесь, имеют временной масштаб много больше, и, возможно, выброс находится несколько дней в сильном радиационном поле, когда потери на обратное комптоновское рассеяние существенны.

Сложные кривые переменности потока в широком диапазоне частот дают более полную картину радиоизлучения облаков в струях Cyg X-3. На примере вспышки 12 июня мы видим, что часто вспышки имеют разные параметры на высоких и низких частотах, то есть в оптически тонкой и оптически толстой областях спектра. В дальнейшем на основе полученного материала можно сделать численные модельные расчеты радиоизлучения для получения физических параметров системы. Повторение картины изменения закона затухания вспышки на четвертый день, аналогичное данным Джелминга и др. (1974), может указывать на устойчивую коническую геометрию струйного выброса в Cyg Х-3 (Марти и др., 1992). С другой стороны, такая геометрия с боковым расширением плазмона может быть более эффективной для генерации релятивистских частиц, ответственных за вспышки.

Образование аккреционного диска и релятивистских струйных выбросов как следствие сверхкритической аккреции вещества с нормального компонента на компактный (нейтронную звезду или черную дыру) несомненно является определяющим признаком ГРРИ. В Cyg Х-3 "замирание" радиоисточника и жесткого рентгеновского потока перед вспышками, весьма вероятно, указывает на временное исчезновение струйных выбросов. Последующие струйные выбросы состоящие из сгустков разогретого и холодного вещества взаимодействуют с веществом оболочки более эффективно, приводя к более мощным радиовспышкам.

4.5 ГРРИ GROJ1655-4Q и GRS1915+105

4.5.1 Радиоизлучение рентгеновской новой GRO J1655-40

Программы поиска и исследования вспышечного радиоизлучения от рентгеновской новой GRO J1655-40, проводились неоднократно с 1994 г.

GROJ1655-40 был открыт в конце июля 1994 года на космической обсерватории CGRO (BATSE) (Мирабель и др., 1994). В начале августа его рентгеновский поток в жестком диапазоне BATSE 20-100 кэВ возрос вдвое. 12 августа началась вспышка в радио диапазоне, как показали патрульные наблюдения на радиотелескопе MOST. На РАТАН-600 удалось проследить ход падения потока от GRO J1655—40 после максимума этой мощной вспышки 19 августа (Тингей и др., 1995).

На рис.4.14 показаны кривые блеска GRO J1655—40 на разных длинах волн. Видно, что затухание потока от источника с 22 по 30 августа 1994 г. шло по экспоненциальному закону (~ ехр(—t/r)).

Спектр оставался нетепловым и в диапазоне 0.96-11.2 ГГц спектр становился круче (от а = —0.5 до а = —0.8). Это связано с тем, что г слабо зависит от частоты г (дни) = 10.4ехр[— ^^у^], т.е. г сокращается с ростом частоты.

В РСДБ-наблюдениях в максимуме вспышки этот источник показал видимое "сверхсветовое" движение радиокомпонент (Мирабель и Родри-гес, 1994).

В дальнейших наблюдениях в сентябре-октябре 1994 г. поток оставался на низком уровне, и в течение 1996 г. источник не был виден с верхним пределом 15 мЯн на частоте 3.9 ГГц.

В осредненной по 16 наблюдениям в 1995-96 гг. записи (см. рис.4.16) вокруг этой рентгеновской новой было зарегистрировано слабое, протяженное нетепловое излучение. Центр тяжести оболочки с размером 5.7' точно совпадает с координатами GRO J1655—40. Поэтому мы считаем такое совпадение не случайным. Измерения на 0.96, 2.3 и 3.9 ГГц соответственно показали значения потоков: 0.27, 0.17 и 0.13 Ян, что дает спектральный индекс [а = —0.5).

Такая оболочка, по-видимому, может быть оболочкой ОСН или она связана с активностью струйных выбросов в двойной системе, компактной компонентой которой является черная дыра. Для варианта ОСН яркость оболочки слишком низка даже для такого большого расстояния о I lO Ю CD

О СГ О о со

CD С\2

СГ> cvQ^ с\2 ,— jIii cd ю о о

C\j К) К К) LO

V— К) Г-О о. X <1 □ о: X < □ о о; X <1 □ о

О! X <3 п о

О' X < □ <>

CQ нш ^олоц

Ен

СО о

Jco О

Рис. 4.14: Кривая изменения потока в мощной вспышке рентгеновской новой Скорпиона (GRO J1655—40) в августе 1994 г. Наблюдения на 843 МГц выполнены на радиотелескопе MOST (Кембелл-Уилсон и Ханстед, 1994). Наблюдения на РАТАН-600 были начаты 22 августа.

Рис. 4.15: Сокращение времени затухания вспышки (т) GRO J1655—40. до источника dui = 12.5 кпк. Все известные £ — D зависимости дают в 2-3 раза большую яркость для оболочки с угловым размером 5.7', соответствующему диаметру D = 21 d/d^i пк и поверхностной яркости £ = 8.1 • 10~22Вт/м2срГц.

Как мы отмечали, протяженные оболочки вокруг ГРРИ зарегистрированы в нескольких случаях. Но выбрать между этими двумя возможностями можно только, если получить радиокарту окрестностей GRO J1655—40 на интерферометрах VLA или АТСА.

4.5.2 Сверхсветовой радиоисточник GRS 1915+105

Сразу за сообщением (Сазонов и др., 1994) о мощной рентгеновской вспышке в сентябре 1994 г. первого "сверхсветового" галактического источника GRS 1915+105 были проведены измерения потока от него на двух частотах. Переменный радиопоток, 30-75 мЯн на 3.9 ГГц и 100-400 мЯн на 11.2 ГГц, был в 2-3 раза выше, чем в спокойном состоянии (Мирабель и др., 1994). Удалось обнаружить, что во время вспышки обычный степенной спектр этого источника стал инверсионным, указывая на рост оптической толщи во время вспышки, что в свою очередь связано с изменениями в тепловой оболочке вокруг двойной системы.

В длительной программе в мае-августе 1997 гг. излучение от GRS 1915+105 держалось на спокойном уровне 15-30 мЯн на частоте 3.9 ГГц,

Рис. 4.16: Раиределение яркости радиоизлучения вокруг СШЭ Л655—40 по наблюдениям на 0.96 и 3.9 ГГц. не показывая более существенных изменений потока. Из данных мониторинга спутника ИХТЕ в мягком рентгеновском диапазоне видно, что в этот период также было зарегистрировано снижение его яркости в 2-3 раза по сравнению с периодами вспышечной активности. Источник находится в сложной области Галактики между яркими тепловыми источниками, поэтому провести поиск оболочки для него не представлялось возможным.

Для этого источника обнаружено, что реальным измерениям лучше соответствует экспоненциальный закон затухания вспышек (Каноза и др., 1996). Авторы отметили, что предполагаемый в обычной модели адиабатического расширения плазмонов степенной закон может быть присутствует на самом деле в системе отсчета плазмонов, если учитывать эффекты распространения для удаляющегося и приближающегося релятивистского струйных выбросов. Иначе говоря, суммарный поток затухания двух противоположно движущихся и затухающих по степенному закону плазмонов в системе отсчета наблюдателя будет затухать по экспоненциальному закону за счет эффектов специальной теории относительности. Идея представляется интересной, хотя и не совсем универсальной для всех ГРРИ, тем более для случая изменения закона затухания по ходу вспышки. со со и >-о ►—1 Я со О

СО " от со ' I Я о и хз ф ф М И о я< о П а о и а о м

Ф Я Е а •о я и ф и я к

8 а я о « а ф »

§ Е он 0 1

Ю ^ о о о о

Т) ф я в

1 ф я о а о « е » та я и й ¡4 о!

§ о к » Я я р

Сй 0

Я ф со 1

I—1 о ш ОТ я о

Й Р5 я я с о я в к я * рэ X н м

200

150

X 15 ш X

50

01/01/96

I I I I I I I I I I I I I I I I

50100 i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i i

Юлианская дата (—2400000)

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Трушкин, Сергей Анатольевич, 1998 год

Библиография

Агафонов М.И., Асланян A.M., Гулян А.Г. и др. 1987, АЖ, 67, 60.

Алиакберов К.Д., Мингалиев М.Г., Наугольная М.Н., Трушкин С.А., Шарипова JI.M., Юсупова С.Н. 1985, Астрофиз. исслед., 19, 59-66.

Берлин А.Б., Гассанов Л.Г., Гольнев В .Я. и др. 1982, РЭ, 27, 1268.

Берлин А.Б., Булаенко Е.В., Гольнев В.Я. и др. 1981, Письма в АЖ, 7, 290-294.

Берлин А.Б., Гольнев В.Я., Есепкина H.A. и др. 1976, Письма в АЖ, 2, 419.

Берлин А.Б., Гольнев В.Я., Липовка H.H., Нижельский H.A., Спангенберг Е.Е. 1985, АЖ, 62, 229.

Берлин А.Б., Петров З.Е., Кононов В.К., Трушкин С.А., 1983, В кн.: Галактическая и внегалактическая радиоастр. Тез. докл. XV Всесоюз. радиоастрон. конф., Харьков, 1983, с. 132.

Берлин A.B., Максяшева A.A., Нижельский H.A. и др. Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.З. 115-116.

Бурсов H.H., Трушкин С.А. 1995. Письма в АЖ, 21, 163-167.

Верходанов О.В., Трушкин С.А. 1997, XXVII радиоастрон. конф., СПб., ИПА РАН, т. 1, 332-334.

Верходанов О.В., Витковский В.В., Ерухимов Б.Л. и др. 1993, Препринт CAO РАН, N91H, с. 18-30.

Виняйкин E.H., Володин Ю.В. Дагкесаманский Р.Д., Соколов К.П. 1987. АЖ. 64, 271.

Виняйкин E.H. 1993. Письма в АЖ. 19, 912-918.

Витковский В. В. 1990, Автореферат кандидатской диссертации, 1-32.

Гинзбург В.А., Сыроватский С.И. 1963, Происхождение космических лучей. Москва, Изд. АН СССР.

Гладышев С.А. 1980; Астрон. циркуляр, N1138, 1-7.

Глушак А.П, Коноваленко A.B., Удальцов В.А. 1983, В кн. XV радиоастрон. конф., Харьков, 123-124.

Глушак А.П. 1997, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.1, 112.

Госачинский И.В. 1985, АЖ, 62, 226-228.

Докучаев В.И. 1981, Письма в АЖ, 7, 26.

Жеканис Г.В. 1997, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.З, 76-77.

Кабанова Т.П., Крымкин В.В., Сидорчук М.А. 1989, Кин. Физ. неб. тел.

5, 44.

Кардашев Н.С. 1962, АЖ, 39, 393-409.

Коноваленко A.B., Пынзарь A.B. Удальцов В.А. 1994а, АЖ, 71, 92.

Коноваленко A.B., Пынзарь A.B. Удальцов В.А. 19946, АЖ, 71, 110-119.

Крымкин В.В., Сидорчук М.А. Трушкин С.А. 1984, Сообщ. CAO АН СССР, вып. 46, 33-58.

Лозинская Т.А. 1986. Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики. М., Наука, 1986, 304с.

Матвеенко Л.И. 1984, Письма в АЖ, 10, 111.

Неизвестный С.И., Пустильник С. А., Ефремов В. Г. 1980, Письма в АЖ,

6, 700.

Нижельский H.A., Кононов В.К., Трушкин С.А. 1983, В кн.: Галактическая и внегалактическая радиоастрономия. Тез. докл. XV Всесоюзной радиоастрон. конф., Харьков, 1983, 166.

Парийский Ю.Н., Корольков Д.В. 1983, Итоги науки и техники, Астрономия, 31, 73-195.

Парийский Ю.Н., Трушкин С.А. 1979, В кн. Галактическая и внегалактическая радиоастрономия. Тез. докл. XII Всесоюзной радиоастрон. конф., Пущино, изд. ИКИ АН СССР, с.5-6.

Пахольчик А. 1973, Радиоастрофизика. Нетепловые процессы в галактических и внегалактических источниках радиоизлучения. Москва, Мир.

Пятунина Т.В., 1984, Письма в АЖ, 10, 191-198.

Седов Л.И. Методы подобия и размерности в механике. М., Наука, 1981.

Соболева Н.С., Витковский В.В., Темирова A.B. и др. 1985, Препринт CAO, Мо.32Л, 1-21.

Соболева Н.С., Темирова A.B. 1984, Астрофиз. Иссл. (Изв.САО), 10, 117. Спитцер Л. мл. Физические процессы в межзвездной среде. М., Мир, 1981. Трушкин С.А. 1986а, Письма в АЖ, 12, 198-204. Трушкин С.А. 19866, Астрон. циркуляр, N1453, 4-6.

Трушкин С.А., 1987а, В кн. Галактическая и внегалактическая радиоастрономия. Тез. докл. XIX Всесоюзной радиоастрон. конф. Таллин, АН ЭССР. 146-147.

Трушкин С.А. 19876, В кн. Галактическая и внегалактическая радиоастрономия. Тез. докл. XIX Всесоюзной радиоастрон. конф. Таллин, АН ЭССР., 201-202.

Трушкин С.А., 1989, Препринт CAO, 34, 1-43.

Трушкин С.А. 1989, Астрофиз. Исслед. (Изв. CAO), 32, 132-146.

Трушкин С.А. 1989, Исследование галактических остатков сверхновых и связанных с ними объектов на РАТАН-600. Автореферат кандидатской диссертации. CAO АН СССР, п. Н. Архыз, 3-74.

Трушкин С.А. 1991а, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), 32, 132-146.

Трушкин С.А. 19916, В кн. XXIII Всесоюзная конф. по галактической и внагалактической радиоастрономии. Тез. докл. Ашхабад, Изд. Ылым, 1991, 70.

Трушкин С.А. 1991в, В кн. XXIII Всесоюзная конф. по галактической и внегалактической радиоастрономии. Тезисы докл. Ашхабад, Изд. Ылым, 1991, 88-90.

Трушкин С.А. 1993а, В кн. XXV радиоастрон. конф., 20-24 сентября 1993 г., Пущино, Тезисы докладов, Пущинский научный центр, 1993, 7677.

Трушкин С.А. 19936, В кн. XXV радиоастрон. конф., 20-24 сентября 1993 г., Пущино, Тез. докл., Пущинский научный центр, 1993, 84-86.

Трушкин С.А. 1993в, В кн. XXV радиоастроном, конф., Пущино, Изд. ФИАН, 89-90.

Трушкин С.А. 1995а, Тез. докл. XXVI радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, Т.1, 114-115.

Трушкин С.А. 19956, Препринт CAO, N107, с. 1-14.

Трушкин С.А. 1996а, Гипертекстовый "Справочник наблюдателя на

РАТАН-600" (русский и английский варианты),

(http ://www.ratan.sao.ru/users/satr/ratan_manual.html).

Трушкин С.А. 19966, Гипертекстовая документация по ~ 200 астрофизическим каталогам в рамках проекта CATS, (http ://www.ratan.sao.ru/~cats/CATS_list.html).

Трушкин С.А. 1997а, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА

Трушкин С.А., 19976, Препринт САО. N123, 1-12; Письма в АЖ, 1998, 24, 19-25.

Трушкин С.А. 1997в, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т. 1, 326-327.

Трушкин С.А., Верходанов О.В. 1997, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.1, 328-329.

Трушкин С.А., Верходанов О.В. Черненков В.Н. 1997, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.1, 336-337.

Трушкин С.А., Витковский В.В., Нижельский H.A. 1987, Астрофиз. Иссл. (Изв. САО), 25, 84-104.

Черненков В.Н., Верходанов О.В., Трушкин С.А. 1997, Тез. докл. XXVII радиоастрон. конф., СПб. ИПА РАН, т.1, 324-325.

Шкловский И.С. 1953. ДАН СССР. 90, 983.

Шкловский И.С. 1960. АЖ. 37, 945-960.

Шкловский И.С. 1976. Сверхновые звезды и связанные проблемы. М., Наука. 440с.

Abell G.O., Margon В. 1979. Nature, 279, 701-703.

Altenhoff W. J., Downes D., Pauls Т., Schraml J. 1978, A&AS, 35, 23-54.

Allakhverdiev A.O., Alpar M.A., Gök F., et al, 1995. in press.

Anantharamaian K.R., Pedlar A. et al., 1991, MNRAS, 249, 262-281.

Angerhofer P.E., Becker R.H., Kundu M.R. 1977, A&A, 55, 11.

Angerhofer P.E., Strom R.G., Velusamy T. et al. 1981, A&A, 94, 313.

Andernach H., Trushkin S. 1998, Proc. "Observational Cosmology with the New Radio Surveys", eds. M. Bremer, N. Jackson &; I. Perez-Fournon, Kluwer Acad. Press (in press) (preprint SISSA /astro-ph/9703141).

Andernach H., Trushkin S.A., Gubanov A.G., Verkhodanov O.V., Titov V.B.. Micol A. 1996. Baltic Astronom}^ 1996, 6, 259-262.

Anderson M.C., Rudnick L. 1993, ApJ, 408, 514.

Arendt R. 1989, ApJS , 70, 181.

Baars J. W. M., Altenhoff W.J., Hein H., Steppe H. 1986, Nature, 324, 39

Baars J.W.M., Genzel R., Pauliny-Toth I.I.K., Witzel A. 1977, A&A, 61, 99-106.

Bandiera R., Pacini F., Salvati M. 1996, ApJ, 465, L39.

Braes L.L.E., Miley G.K., 1972, Nature, 237, 50.

Becker R.H., Helfand D.J. 1985, ApJ, 297, L25.

Becker R.H., Helfand D.J. 1987, A J, 94, 1629.

Becker R.H., Kundu M.R. 1975, AJ, 80, 679.

Becker R.H., Kundu M.R. 1976, ApJ, 204, 427.

Becker R.H., White R.L., Helfand D.J. et al. 1994, ApJS, 91, 347.

Becker R.H., White R.L., McLean B.J., Helfand D. 1990, ApJ, 358, 485-494.

Becklin E.E., Neugebauer G., Hawkins F.J. et al. 1973, Nature, 245, 302.

Beichman C.A., Neugebauer G., Habing H.J., Clegg P.E., Chester T.J. 1988, NASA RP-1190, Infrared Astronomical Satellite (IRAS), Catalogs and Atlases, Vol.1, Explanatory Supplement.

Bell A.R. 1978a, MNRAS, 182, 147.

Bell A.R. 19786, MNRAS, 182, 443.

Berkhuijsen E.M. 1986, A&A, 166, 257-270.

Berlin A.B., Bulaenko E.V., Vitkovskij V.V., Kononov V.K., Korolkov D.V., Parijskij Y.N., Trushkin S.A. Very deep cross cut of Galaxy at 7.6 cm. Commun. of SAO, 1983, N43, 43-55.

Bietenholz M.F., Kassim N.E., Frail D.A. et al., 1997, ApJ, 490, 291. Blandford R.D., Cowie L.L. 1982, ApJ, 260, 625-634, Bonsignory-Facondi S.R., Tomasi P. 1979, A&A, 77, 93-100. Braun R., Strom R.G. 1986, A&AS, 164, 193-207.

Broadbent A., Haslam C.G.T., Osborne J.L. 1989, MNRAS, 237, 381-410. Caraveo, P.A. 1993, ApJ, 415, Llll.

Cambell-Wilson D., Hunstead R.W., 1994, IAU Circ No 6052.

Canosa T., Fender R.P., Pooley G.G., 1997, Vis. Ast., (in press). Jodrell Bank preprint N. CP 15/96, p.24.

Caswell J.L. 1977, MNRAS, 181, 789-797.

Caswell J.L., Clark D.H. 1975, AuJP, Ap. Suppl., 37, 57.

Caswell J.L., Clark D.H., Crawford D.F. 1975, AuJP, Ap. Suppl., 37, 39.

Caswell J.L., Haynes R.F., 1987, MNRAS, 171, 261-276.

Caswell J.L., Dulk G.A., Goss W.M., et al. 1971, A&A, 1, 271.

Caswell J.L., Haynes R.F. Milne D.K. et al. 1980, MNRAS, 190, 881.

Caswell J.L., Haynes R.F. Milne D.K. et al. 1982, MNRAS, 203, 595.

Caswell J.L., Kesteven M., Komesaroff M. et al. 1987, MNRAS, 225, 329.

Caswell J.L., Lerch I. MNRAS, 1979, 187, 201.

Caswell J.L., Milne D.K., Wellington K.J. 1981, MNRAS, 195, 89.

Chevalier R. 1977, in Supernovae, ed. Schramm D.N., Reidel, Dordrecht, p.53.

Chevalier R. In: The Crab nebula and related supernova remnants., ed. M.C. Kafatos, R.B.C. Henry, Cambridge Univ. Press., 1985, p.63.

Clark, D.H., Caswell J.L., Green A.J. 1973, Nature, 246, 28.

Clark, D.H., Caswell J.L. 1976, MNRAS, 174, 267.

Clark D.H., Crawford D.F 1974, AuJP, 27, 713.

Clark D.H., Caswell J.L., Green A.J. 1975, AuJP. Ap. Suppl., 37, 1.

Clark D.H., Green A.J., Caswell J.L. 1975, AuJPh, Ap. Suppl., No 37, 1-38.

Clark D.H., Murdin P., Wood R., et al. 1983, MNRAS, 204, 415.

Condon J.J., Cotton W.D., Greisen E.W. et al.,

available on the WWW at http://www.cv.nrao.edu/ jcondon/nvss.html.

Copetti M.V.F., Schmidt A.A. 1991, MNRAS, 250, 127.

Corbel P. at al. 1997, ApJ, 478, 624.

Cowsik R., Sarkar S. 1984, MNRAS, 207, 745.

Cowie L.L., McKee C.F., Ostriker J. P. 1981, ApJ, 247, 908.

Danziger J., Gorenstein P. (eds.). 1983, Supernova remnants and their X-ray emissin. Dordrecht, Reidel.

Dickel J R., DeNoyer I.K. 1975, AJ, 80, 437.

Dickel J., Jones E.M. ApJ, 1985, 288, 707-716.

Dickel J.R., Milne, D.K., Kerr A.R., Abies J.G. 1973, AuJP, 26, 370.

Dickel J.K., Willis A.G. 1980, A&A, 85, 55.

Dopita M.A., Lozinskaya T.A., McGregor P.J., Rawlmgs S.J. 1989, ApJ , 351, 563.

Dopita M.A., Lozinskaya T.A. 1990, ApJ, 359, 419.

Douglas J.N., Bash F.N., Bozyan F. A. et al. 1996, AJ, 111, 1945.

Downes A. 1984, MNRAS, 210, 845.

Downes D., Goss W.M., Schwasz U.J. et al. 1978, A&AS, 35, 1.

Downes A.J.B., Pauls T., Salter C.J. 1980, A&A, 92, 47.

Downes D., Wilson T.L., Bieging J., Wink J. 1980, A&AS, 40, 379.

Dubner G.M., Giacani E.B., Goss W.M., Moffett D.A., Holdaway M. 1996, AJ, 111, 1304.

Dubner G.M., Moffett D.A., Goss W.M., Windker P.F. 1993, AJ, 105, 2251. Dulk G.A., Slee O.B. 1972, AuJP, 25, 429. Dulk G.A., Slee O.B. 1975, ApJ, 199, 61. Duin R.M., Strom R.G., A&A, 1975, 39, 33-42.

Duncan A.R., Stewart R.T., Haynes R.F. et al. 1995, MNRAS, 277, 36.

Duncan A.R., Stewart R.T., Haynes R.F. et al. 1995, MNRAS, 280, 252.

Duncan A.R., Stewart R.T., Haynes R.F. et al. 1997, MNRAS, 287, 722-738.

Duric N., Gregory P.C. 1988, AJ, 95, 1149-1158.

Ebert R., Hartley B., Laughlin G., 1993. IPAC "Skyview User's guide" CALTEX, Pasadena, California.

Ekers R.D., van Gorkom J.H., Schwarz U.J., Goss W.M. 1983, A&A, 122, 143-150.

Ellison D.C., Reynolds S.P. 1991, ApJ, 382, 242-254. Fahlman G.G., Gregory P.C., Nature, 1981, 293, 202-204. Felli M., Churchwell E. A&AS, 1973, 27, 117-124.

Fender R.P., Bell Burnell S.J., Garrington S.T. et al. 1995, MNRAS, 274, 633.

Fender R.P., Bell Burnell S.J., Waltman E.B. 1997a. Vistas in Astron. 41, 3-13.

Fender R.P., Bell Burnell S.J., Waltman E.B. et al. 19976, MNRAS, 288, 849-860.

Fender R.P., Bell Burnell S.J., Williams P.M. et al. 1996, MNRAS, 283, 798. Fesen R.A., Blair K.P., Kirshner R.P., 1985, ApJ, 292, 29-48. Fesen R.A., Shull M.J., Hurford A.P. 1997. AJ, 113, 354-363. Fesen R.A, Winkler P.F., Rathore Y. et al. AJ. 1997. 113, 767-779. Fich M., 1986, AJ, 92, P. 787-804.

Fiedler R.L., Johnston K.J., Spencer J.H. et al., 1987, AJ, 94, 1244-125. Furst E., Hummel E., Reich W., Sofue Y., Sieber W., Reif K., Dettmar R.-J.

1989, A&A, 209, 361.

Fürst E., Reich K., Reich P, Reif K. 1990, A&AS, 85, 805.

Fürst E., Reich K., Seiradakis J.H. 1993, A&A, 276, 470.

Fürst E., Reich W., Steube R., 1984, A&A, 133, 11-18.

Fürst E., Reich W., Sofue Y., 1987, A&AS, 71, 63-67.

Frail D.A. 1997, in NATO Advanced Study Institute: "The Many Faces of Neutron Stars", eds. A. Alpar, R. Buccheri, and J. van Paradijs (in press).

Frail D.A., Kassim N. E, Cornwell T.J., Goss, W.M. 1995, ApJ, 454, L129.

Frail D.A., Goss W.M., Whiteoak J.B.Z. 1994, ApJ 437, 781.

Frail D.A., Kulkarni S.R. 1991, Nature, 352, 785.

Frail D.A., Moffett D.A. 1993, ApJ, 408, 637.

Frail D.A., Seaquist, E.R., Taylor, A.R. AJ, 1987, 93, 1506-1510.

Frail D.A., Scharringhausen B.R. 1997, ApJ 480, 364.

Gaensler B.M., 1997, ApJ, 480, (in press).

Gaensler B.M., Johnston S., 1995a, PASA, 12, 76.

Gaensler B.M., Johnston S., 19956, MNRAS, 277, 1243.

Gaensler B.M., Manchester R.N, Staverley-Smith A.K. et al. 1997, ApJ, 479, 845.

Garcia P.C., 1995. in: Proc. of YERAC-95, Cambridge U. Press.

Garwood R.W., Perley R.A., Dickey J.M., Murray M.A. 1988, AJ, 96, 16551670.

Garnavich P.M., Kirshner R.P., Challis P. et al. 1997. ApJ, 493, 53.

Geldzahler B.J., Johnston K.J., Spencer J.H. et al., 1983. ApJ, 273, L65-L68.

Giacconi R., Gorenstein P., Gursky H., Waters J.R. 1967, ApJ, 148, L119.

Goss W.M., Day G.A. 1970a, AuJP, Ap. Suppl., 13, 3.

Goss W.M., Scharz U. J, Sidesh S.G., Weiler K.W. 1977a, A&AS, 61, 93.

Goss W.M., Shaver P.A. 19706, AuJP, Ap. Suppl., 14, 1.

Goss et al. 1984, A&A, 138, 469-476.

Goss W.M., Skellern D.J., Wilkinson A., Shaver P.A. 1979, A&A, 78, 75. Goss W.M, Scharz U.J, Sidesh S.G, Weiler K.W. 19776, A&AS, 61, 93. Gray A.D. 1994a, MNRAS, 270, 822. Gray A.D. 19946, MNRAS, 270, 835.

Gray A.D. 1994b, MNRAS, 270, 847. Gray A.D. 1994r, MNRAS, 270, 861. Green A.J. 1974, A&AS, 18, 267.

Green A.J., Baker J.R., Landecker T.L. 1975, A&A, 44, 187.

Green D.A. 1984, MNRAS, 209, 449-478.

Green D.A. 1986, MNRAS, 221, 473-482.

Green D.A. 1988, Ap. Space Science, 148, 3-74.

Green D.A. 1991, PASP, 103, 209.

Green D.A. 1996, A Catalogue of Galactic Supernova Remnants (1996 August version), MRAO, UK

(available on the WWW at "http://www.mrao.cam.ac.uk./surveys/snrs/").

Gregory P.C., Kronberg P.P., Seaquist E.R. et al., 1972. Nature. 239, 440441. AJ, 92, 371-411.

Gregory et al. 1983, Symp. IAU N101, 437-443.

Gregory P.C., Kronberg P.P., Seaquist E.R. et al., 1972, Nature, 239, 440.

Gregory P.C., Seaquist E.R. 1974, ApJ, 194, 715.

Gregory P.C., Taylor A.R. 1978, Nature, 272, 704.

Gregory P. C., Taylor A.R. 1986,

Gull, S. F. 1973, MNRAS, 161, 47.

Gull T.R., Fesen R.A. 1982, ApJ, 260, L75.

Handa T., Sofue Y., Nakai N., Hirabayashi H., Inoue M. 1987, PASJ, 39, 709-755.

Haslam G.G.T., Keen N.J., Wilson W.E., Graham D.A., Thomasson P. 1975, A&A, 39, 453-454.

Harrus I.M. Hughes J.P., Singh K.O. et al. 1998, ApJ, (in press).

Haynes R.F., Caswell J.L., Simons W.J. 1979, AuJPh, Ap. Suppl., No 48, 1-30.

Haynes R.F., Komissaroff M.M., Little A.G. et al. 1986, Nature, 324, 233. Helfand D.J., Becker R.H. 1984, Nature, 304, 215-221. Helfand D.J., Chance D., Becker R.H., White R.L. 1984, AJ, 89, 819-823. Helfand D., Velusamy T., Becker R.H., Lockman F. 1989, ApJ, 341, 151-162. Helfand D., Zoonematkermani S., Becker R.H., White R.L. 1992, ApJS, 80,

211-255.

Higgs L.A, 1971, MNRAS, 153, 315-336. Higgs L.A. 1989, J. RAS Canada, 83, 105-115. Hill I.E. MNRAS. 1974, 169, 59-69.

Hjellming R.M, 1988. In: Galactic and extragalactic radio astronomy, eds.

G.L. Vershchuur and K. Kellermann, 381-438.

Hjellming R.M, Brown R.L, Blankenship L.C, 1974. ApJ, 194, L13-L18. Hjellming R.M, Johnston K.J., 1981. Nature, 290, 100-107. Hjellming R.M, Johnston K.J, 1981. ApJ, 246, L141-L145. Hjellming R.M, Johnston K.J, 1988. ApJ, 328, 600-609. Hjellming R.M, Rupen M.R, 1995. Nature. 345, 464-468. Huang Y.L, Thaddeus R, ApJ, 1983, 293, L13. Hughes V.A, Harten R.H, et al. ApJ, 1983, 283, 147-153. Hughes V.A, MacLeod G.C. 1989, AJ, 97, 786-800.

IRAS: Catalogs and Atlases. 1985, ed. C.A. Beichmann, G. Neugebauer, H.J. Habing, RE. Chester (Washington: GPO).

Inoue M, Fomalont E, Tsuboi M. et al. 1989, in: IAU Symp. 136 "Center of the Galaxy, p.269.

Israel F.P, Habing H.J, de Jong T, A&A, 1973, 27, 143-160. In't Zand J.J.M, Heise J. et al. 1998, astro-ph/9802304. Johnson K.J., Geldzahler J.H, Spencer J.H. et al. 1984, AJ, 89, 509.

Jones T.W, Rudnick L, Jun B, Borkowski K, Dubner G, Frail D.A, Kang

H, Kassim N, McCray R, 1998, PASP, 110, 125-151.

Jones T.J, Garwood R, Dickey J.M. 1988, ApJ, 328, 559-568.

Jowett F, Spencer R.E. 1995, in: Proc of YERAC-95. Cambridge U. Press.

Junkes N, Fürst E, Reich W, 1985, A&AS, 69, 451.

Kafatos M.C, Henry R.B.C. (eds.). 1985, The Crab nebula and related supernova remnants, Cambridge Univ. Press.

Kallas E, Reich W. 1980, A&AS, 42, 227-243.

Kaspi V.M. 1996, in Pulsars, Problems and Progress eds. S.Johnston, M.A. Walker and M. Bailes, ASP Conf. Ser. 105, in press.

Kassim N.E. 1988, ApJS, 68, 715-734.

Kassim N.E. 1989a, ApJ, 347, 915. Kassim N.E. 19896, ApJS, 71, 799. Kassim N.E. 1992, AJ, 103, 943.

Kassim N.E., Baum S.A., Weiler K.W. 1991, ApJ, 374, 212. Kassim N.E., Frail D. 1996, MNRAS, 283, 51. Kellerman K.I., 1966, ApJ, 146, 621.

Kellermami K.I., Pauliny-Toth I.I.K., Williams RJ.S. 1969, ApJ, 157, 1.

Keohane J.W., Petre R., Gotthelf E.V. et al. 1997, APJ, (in press).

Kesteven M.J.L. 1968, AuJP, 21, 369.

Kesteven, M.J., Caswell J. 1987, A&A ,183, 118.

Kitamoto S., Miyamoto S., Waltman E.B. et al. 1994, A&A, 281, L85.

Kitamoto S., Hirano A., Kawashima K. et al., 1995, PASJ, 47, 233.

Klein U., Emerson D.T., Haslam C.G.T. et al. 1979, A&A, 76, 120-123.

Kriss G.A., Becker R.H., Helfand D.J., Ganzales C.R. 1985, ApJ, 288, 703.

Kühr H., Witzel A., Pauliny-Toth I.I.K., Nauber U. 1981, A&AS, 45, 367.

Kundu M.R. 1970, ApJ, 162, 17.

Kundu M.R., Velusamy T. 1972, A&A, 20, 237.

Kundu M.R., Velusamy T., Hardee, P.E. 1974, AJ, 79, 132.

Kulkarni S.R., Frail D.A. 1993, Nature, 365, 33.

Kulkarni S.R., Frail D.A., Kassim N.E., Murakami T., Vasisht G. 1994, Nature, 368, 129.

Kulkarni S.R., Clifton T.C., Backer D.C., Foster R.S., Fruchter A.S. 1988, 331, 50-53.

Lacey C., Duric N. 1997, BAAS, 190, 5306.

Landecker T.L., Vaneldik J.F., Dewdney P.E., Routledge D., 1987, A J, 94, 111-122.

Landccker T.L., Higgs L.A., Roger R.S. AJ., 1985, 90, 1083-1093.

Leahy D.A., Aschenbach B. 1996, A&A, 315, 260-264.

Levine A., Bradt H., Cui W. et al. 1996, ApJ, 469, L33-L35.

Lerche I. 1980, A&A, 85, 141.

Lerch H., Reich W. 1992, A&A, 264, 493.

Li Z., Wheeler C., Bash F.N., Jefferys W.H. 1991, ApJ, 378, 93-105.

Long K. S, Blair P, White R, Matsui Y. 1991, ApJ, 373, 567.

Manchester R.N, Kaspi V.M., Johnston S, Lyne A.G, D'Amico N.D, 1991, MNRAS, 253, 7p.

Mantovani F, Nanni M, Salter C.J, Tomasi P. 1982, A&A, 105, 176.

Massi M, Paredes J.M. Estalella R, Felli M. 1993, A&A, 269, 249.

Matonick D.M., Fesen R.A. 1997. ApJS, 112, 49-107.

Matthews H.E, Shaver P.A. 1980, ApJ, 274, 421.

Margon B. 1984, Ann. Rev. A&A, 22, 507.

Margon B, Ford H, Katz J.I. et al. 1979. ApJ, 230, L41-L45.

Marscher A.P, Brown R.L. 1975, ApJ, 200, 719.

Marti M, Paredes J.M, Estalella R. 1992. A&A, 258, 309-315.

McCollough M. L, Trushkin S.A., et al, 1998, RXTE Observations of the Various States of Cygnus X-3. In "Accretion Processes in Astrophysical Systems: Some like it Hot" October Astrophysics Conf. in Maryland, 13-15 Oct. 1997.

McCollough M. L, Trushkin S.A., et al, 1998, RXTE Observations of the Various States of Cygnus X-3 "2nd Galactic Sources with Relativistic Jets Workshop", Milon Keynes, UK. April 14-16. (in press).

McKee C.F, Ostriker J. P. 1977, ApJ, 218, 148.

McKee C.F, Van Buren D, LazareffB. 1984, ApJ, 278, L115-L118.

Mills B.Y, Turtle A.J, Little A.G, Durdin J.M. 1984, AuJPh 37, 321-357.

Mills B.Y, Slee O.B, Hill E.R. 1961, AuJP, 14, 497.

Milne D.K. AuJPh, 1979, 32, 83.

Milne D.K, Dickel J.R. 1974, AuJP, 27, 549.

Milne D.K, Dickel J.R. 1975, AuJP, 28, 209.

Milne D.K, Hill E.R. 1969, AuJP, 22, 211.

Milne D.K, Wilson T.L, Gardner F.F., Mezger P.G, 1969, Ap.Lett, 4, 121131.

Minkovski R. 1966, AJ, 71, 371.

Mirabel I.F. et al. 1994, A&A, 282, L17.

Mirabel I.F, Rodriguez L.F, 1994, Nature, 371, 46-48.

Moffett D.A, Reynolds S.P. 1994, ApJ, 425, 668.

Molnar L.A., Reid M.J., Grindlay J.E. 1984, Nature, 310, 662

Molnar L.A., Reid M.J., Grindlay J.E. 1988, Astrophys. J., 331, 494

Morsi H.W., Reich W. 1987, A&AS, 69, 533.

Murdin R MNRAS, 1994, 269, 89.

Murdin R, Clark D.H., 1981, Nature, 294, 543.

Newell S.J., Spencer R.E., Jowett F. 1995, Jodrell Bank prep. No CP9/95.

Nomoto K. 1985, In: The Crab nebula and related supernova remnants., ed. M.C. Kafatos, R.B.C. Henry, Cambridge Univ. Press., p.97.

Normandeau et al. 1997, ApJS, 108, 279.

Odegard N. 1986, AJ, 92, 1372.

Osborne D., Madey R. 1968, Mathematics of Comp., 22, 159-163.

Ott M., Witzel A., Quirrenbach A. et al. 1994, A&A, 284, 331.

Patnaik A.K., Huant G.C., Salter C.J., Shaver P.A., Velusamy T. 1990, A&A, 232, 467.

Paredes J.M., Marti M., Estalella R. et al. 1991, A&A. 248, 124-128. Parijskij Yu.N., Bursov N.N., Lipovka N.M. et al. 1991, A&AS, 87, 1. Pauls T., Downes D., Mezger P.G., Churchwell E. 1976, A&A, 46, 407-412. Pedlar A., Anantharamaian K.R., Ekers R.D. et al. 1991, ApJ, 342, 769-784. Pineault S., Chastenay P. 1990, MNRAS, 246, 169.

Pineault S., Landecker T.L., Swerdlyk C.M., Reich W. 1997, A&A, 324, 1152-1164.

Reich, W. 1982, A&A, 106, 314.

Reich K., Braunsfurth E.B. 1981, A&A, 99, 17-26.

Reich W., Fürst E. 1984, A&AS, 57, 165.

Reich W., Fürst E., Reich P., Reif K. 1990, A&AS, 85, 633-690.

Reich W., Fürst E., Reich P., Junkes N. 1988, in "Supernova remnants the Interstellar Medium", I A U Colloquim, N101, eds. R,oger R.S & Landecker T.L. (Cambridge University Press), p. 293.

Reich W., Fürst E., Reich P. et al. 1986, A&A, 151, 185.

Reich W., Fürst E., Sofue Y. 1984, A&A, 133, L4.

Reich W., Fürst E., Steffen P. et al. 1984, A&AS, 58, 197-230.

Reich W., Reich P., Fürst E. 1990, A&AS, 83, 539-568.

Reich W, Sofue Y, Wielebinski R. et al. 1988, A&A, 191, 303.

Reynolds S.R 1988. In: Galactic and extragalactic radio astronomy, eds. G.L. Vershchiiur and K. Kellermann, 439-479.

Reynolds S.P. 1994, ApJ, 90, 845-856.

Reynolds S.P, Aller H.D. 1985, AJ, 90, 2312-2316.

Reynolds S.P, Chevalier R.A. 1984. ApJ, 278, 630-648.

Roger R.S, Landecker T.L. (eds.). Supernova remnants and Interstellar Medium. Proc. of IAU Colloquium N101, 1988.

Rosenberg I. 1970, MNRAS, 147, 215-230.

Saken J.M, Fesen R.A, Shull J.M. 1992, ApJS, 81, 715.

Salter C.J, Pauls T, Haslam C.G.T. 1979, A&A, 66, 789-797.

Salter C.J, Reynolds S.P, Hogg D.E, Payne J.M, Phodes P.J. 1989, ApJ, 338, 171-177.

Sankrit R, Hester J.J. 1998, ApJ, 491, 796.

Sazonov S, Sunyaev R. 1994, IAU Circ, No. 6080.

Schalinski C.J, Johnston K.J, Witzel A. et al. 1995. ApJ, 337, 752-759.

Seaquist E.R, Gregory P.C. Perley R.A. et al. 1974. Nature. 251, 394-395.

Seiradakis J.H, Lesenby A.N, et al. 1985, Nature, 317, 697.

Seward F. ApJ, 1990, 73, 781.

Seward F. Velusamy T. 1995, ApJ, 439, 715.

Shaver P.A. 1982, A&A, 105, 306.

Shaver P.A, Salter C.J, Patnaik A.R, van Gorkom J.H, Hunt G.C. 1985, Nature, 313, 113.

Shaver P.A, Goss W.M. 1970a, AuJP, Ap. Suppl, 14, 77. Shaver P.A, Goss W.M. 19706, AuJP, Ap. Suppl, 14, 133. Shull J.M, Fesen R.A, Saken J.M. 1989, ApJ, 346, 860. Sieber W, Haslam C.G.T, Salter C.J. 1979, A&A, 74, 361-368. Sieber W, Salter C.J, Mayer C.J. 1981, A&A, 103, 393-404. Slee O.B. 1995, AuJPh, 48, 143. Sofue Y. 1983, PASJ, 31, 227-242.

Sofue Y, Takahara F, Hirabayashi H, Inoue M, Nakoi N. 1983, PASJ, 35, 437.

Spencer, R.E., 1979, Nature, 282, 483.

Spencer R.E., 1996. Jodreil Bank prep. NCP9/95.

Spencer R.E., Swinney R.W., Johnston K.J., Hjellming R.M., 1986, ApJ, 309, 694.

Sramek R.A., Cowan J.J., Roberts D.A., Goss M., Ekers R.D. 1992, AJ, 104, 704.

Staveley-Smith L., Manchester R.N., Kesteven M. et al. 1993. PASA, 10, 331-334.

Strom R.G. 1987, ApJ, 319, L103-L107.

Strom R.G., Blair W.P. 1985, A&A, 149, 259.

Strom R.G., van Paradijs J., van der Klis M. 1989, Nature, 337, 234.

Sunyaev R., Churazov E., Revnivtsev M. et al. 1997. IAU Circ. N6599.

Taylor S.A. 1996, ApJS, 107, 237.

Taylor J.H., Manchester R.H., Lyne A.G. 1993, ApJS, 88, 529.

Taylor A.R., Seaquist E.R. 1984, AJ, 89, 1692-1694.

Taylor S.A., Wallance B.J., Goss W.M. 1992, AJ, 103, 931.

Tingay S.J., Jauncey D.L, Preston R.A. et al. 1995, Nature 374, 141.

Torri K., Kinagasa K. et al. 1998, ApJ, 494, L207.

Torri K., Kinagasa K. et al. 1998, ApJ, 489, L145.

Trimble V. 1968, AJ, 73, 535.

Trushkin S.A. 1989, Preprint SAO, No 32, 1-13.

Trushkin S.A. 1996a, The Trans. Astron. Ap., 11, 225-233. S.A. 1996a, The Trans. Astron. Ap., 11, 225-233.

Trushkin S.A. 19966, Bull. SAO, 41, 64-79.

Trushkin S.A. 1996b, Workshop on "Presupernovae, Supernovae and supernova remnants" in book: Program and abstracts, Puschno, Russia, 3-7 June 1996. Radio Astronomy Station of Lebedev Physical Institute, 1996, p.48.

Trushkin S.A. 1997, in : New Horizons from Multi-Wavelength Sky Surveys. Symp. IAU N179. B.J. McLean, D.A. Golombek, J.J.E. Hayes, H.E. Payne (eds.), 103-105.

Trushkin S.A. 1998, Preprint SAO. N131, 1-30.

Trushkin S.A., Andernach H., Micol A., Gubanov A.G., Verkhodanov O.V., Titov V.B., Chernenkov V.N. 1996, In Proc. of the Third International Work-

shop on "Advances in Databases and Information Systems". 1996, Sept. 1013. MEPhI Publ., v.2, 37-41.

Trushkin S.A., Verkhodanov O.V. 1995, Bull. SAO, 39, 150-154.

Trushkin S.A., Verkhodanov O.V. 1996, IRAS-point source and Texas catalogs cross-identification. Baltic Astronomy, 6, 345-346.

van der Laan H, 1966. Nature. 211, 1131-1133.

van den Bergh S. 1983, IAU Symp. No.101 "Supernova remnants and their X-rays emission", eds. Danziger J. and Gorenstein P, 594.

van Kerkwijk M.H. et al. 1992, Nature, 355, 703.

van Kerkwijk M.H, Geballe T.R, Kind D.L. et al. 1996. A&A. 314, 521-540. Van Dyk Sc, Weiler K.W, Sramek R.A. et al. 1994. ApJ, 432, L115-L118. Vasisht G, Aoki T, Dotani T. et al. 1996, ApJ, 456, L59. Velusamy T. 1984, Nature, 308, 251. Velusamy T. 1985, MNRAS, 212, 359.

Vermeulen R.C. Ph.D. Thesis. Un. of Leiden. The Netherlands. 1989. P.l.

Vermeulen R.C, McAdam W.B, Trushkin S.A. et al. A&A, 1993a, 279, 189.

Vermeulen R.C, Schilizzi R.T, Icke V. et al. Nature, 1987, 328, 309.

Vermeulen R.C, Schilizzi R.T, Spencer R.E. et al, 19936, A&A, 270, 177.

Velusamy T, Kundu M.R. 1974, A&A, 32, 375-390.

Velusamy T, Sarma N.V.G. 1979, MNRAS, 186, 775.

Verkhodanov O.V, Chernenkov V.N, Trushkin S.A. 1997, Proc. of the First East-Europian Symposium on Advances in Databases and Information Systems (ADBIS'97). St.-Petersburg, Sep. 2-5, 1997. St.-Pb.: SPU, 1997, 2, 73-77.

Verkhodanov O.V, Trushkin S.A., Chernenkov V.N. Baltic Astronomy, 1996, 6, 275-278.

Verkhodanov O.V, Trushkin S.A., Andernach H, Chernenkov V.N. 1997, In Proc. of the "Astronomical Data Analysis Software and Systems - VI", NRAO, Charlottesville, Eds: G. Hunt & H.E. Payne, ASP Conference Series, 125, 322-325.

Vinyajkin E.N, Razin V.A. 1979, Aust. J. Phys. 32, 93.

Vitkovskij V.V, Nizhelskij N.A, Trushkin S.A. A radio survey in OriGem

Loop region. Commun. of SAO, 1985, N48, 61-80.

Wagner R.M., Kreidl T.J., Martell P.J., Beaver J. 1990, in: ASP Conf. Ser. 8 : CCDs in Astronomy. (Jacoby G.H., ed.), ASP San Francisco, p. 361.

Waltman E.B., Fiedler R.L., Johnston K.J. et al. 1994, AJ, 108, 179-187.

Waltman E.B., Fiedler R.L., Johnston K.J. et al. 1995, AJ, 110, 290-299.

Waltman E.B., Foster R.L., Pooley G.G. et al. 1996, AJ, 112, 2690-2698.

Watanabe H., Kitamoto S., Miyamoto S., et al. 1994, ApJ, 433, 350.

Weiler K.W. Observatory, 1983, No. 1054, 85-106.

Weiler K.W. 1985, in: Crab Nebula related supernova remnants, ed. M.C. Kafatos k R.B.C. Henry, Cambridge Un. Press. 265-285.

Weiler K.W., Panagia N. 1978, A&A, 70, 419.

Wells D.C., Greisen E.W., Harten R.H. 1981, A&AS, 44, 363.

Whiteoak J.B.Z. 1992, A&A, 262, 251-257.

Whiteoak J.B.Z., Green A. 1992, A&AS, 118, 329.

Willis A.G. 1973, A&A, 26, 237-255.

Wilson A.S. 1972, MNRAS, 157, 229.

Wilson A.S., Weiler K.W. 1976, A&A, 49, 357.

Wilson A.S., Weiler K.W. 1982, Nature, 300, 155.

Wilson A.S. 1983, Observatory, No. 1054, 73.

Wilson A.S., Weiler K.W. 1976, A&A, 49, 357-374.

Wilson A.S., Weiler K.W. 1982, Nature, 300, 155.

Zhang S.N., Mirabel I.F., Harmon B.A. et al., 1997a. Proc. 4th Compton Symp. (in press).

Woltjer L. 1972, Ann. Rev. A&A, 10, 357-374.

Yusef-Zadeh F., Morris M., Slee O.B. et al. 1986, ApJ, 310, 689.

Zhang S.N. et al. 1994, IAU Circ. No. 6046.

Zhang S.N., Cue W., Chen W. 19976, ApJ, 482, L155-L161.

Zhao J-H., Roberts D.A., Goss W.M. et al. 1992, Science, 255, 1538-1543.

Zoonematkermani S., Helfand D., Becker R.H. et al. 1990, ApJS, 74, 181-224.

Обратите внимание, представленные выше научные тексты размещены для ознакомления и получены посредством распознавания оригинальных текстов диссертаций (OCR). В связи с чем, в них могут содержаться ошибки, связанные с несовершенством алгоритмов распознавания. В PDF файлах диссертаций и авторефератов, которые мы доставляем, подобных ошибок нет.