Звезды, туманности, галактики

Труды симпозиума, посвященного 60-летию академика В. А. Амбарцумяна
Бюракан, 16 - 19 сентября 1968 года

Физика нестационарных звезд и туманностей

ПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКОЕ ИЗУЧЕНИЕ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

В. А. ДОМБРОВСКИЙ, В. А. ГАГЕН-ТОРН
Ленинградский государственный университет
Поляриметрические исследования галактик до недавнего времени не привлекали к себе особого внимания, поскольку общепризнано, что галактики являются системами звезд, а излучение звезд, как известно, само по себе обычно не поляризовано. Однако в целом ряде галактик, наблюдаются пылевые включения, поляриметрическое изучение которых уже бесспорно интересно. Затем, можно думать, что во многих (если не во всех) галактиках имеются магнитные поля, способные ориентировать пылевые частицы, подобно тому, как это происходит в нашей Галактике, и тогда поляриметрические наблюдения галактик приобретают исключительно важное значение для изучения структуры этих полей. Наконец, сейчас мы с несомненностью можем утверждать, что в излучении некоторых галактик присутствует излучение нетепловой вероятно, синхротронной природы. Это же утверждение может быть сделано и относительно некоторых других внегалактиче­ских объектов, например, квазаров. Так как поляризация является характерной особенностью синхротронного излучения, очевидно, что поляриметрические наблюдения внегалак­тических объектов могут оказаться весьма ценными для поисков такого излучения. В связи с этим в последние годы при наблюдении внегалактических объектов все шире и шире применяется поляриметрическая методика. Однако, несмотря на определенные успехи, общее состояние поляриметрических исследований внегалактических объектов сейчас вряд ли можно признать удовлетворительным, и это несомненно в значительной степени объясняется трудностью задачи.
Обширная программа поляриметрических наблюдении внегалактических объектов в последние годы проводится и в Астрономической обсерватории Ленинградского университета При этом мы используем как фотоэлектрические, так и фотографические методы наблюдений.
Основой принятой нами фотоэлектрической методики является дифференциальное фотометрическое сравнение по­токов при положениях анализатора, отличающихся друг от друга на 90°. Эта методика наилучшим образом учитывает изменения атмосферной прозрачности, а при наблюдениях протяженных объектов позволяет предъявлять менее жесткие требования к смещению объекта в диафрагме, что очень существенно (особенно при использовании малых диафрагм) для объектов с большим градиентом яркости, таких, например, как ядерные области галактик. В результате на 20? рефлекторе, имеющем в кассегреновской комбинации фокусное расстояние 8 м, мы можем вести наблюдения в площадках диаметром до 13?, и точность определения степени поляризации составляет 0.2—0.3% для объектов 12.m0—13.m0 и 0.5— 0.6% Для объектов 14.m0. Однако для объектов малой поверхностной яркости поток излучения при такой диафрагме оказывается слишком малым, и это ограничение разрешающей силы является главным недостатком фотоэлектрической методики.
При фотографических наблюдениях нами первоначально использовалась методика последовательного получения сним­ков с поляроидом в трех положениях. Для контроля за изме­нениями условий наблюдений использовались внефокальные диски звезд, получаемые с помощью двухэтажной кассеты. Опыт показал, что этот контроль не всегда себя оправдывает, поэтому в качестве дополнительного контроля было решено фотографические поляризационные наблюдения сопровождать фотоэлектрическими измерениями поляризации, производи­мыми в отдельных специально выбранных площадках большого размера (до 52"), и затем привязывать фотографические данные к фотоэлектрическим.
При фотографических поляризационных наблюдениях на 18" телескопе с фокусным расстоянием 2 м размеры используемых площадок в случае необходимости доходят до 8". При этом точность определения степени поляризации в благоприятпых случаях составляет 3—5%. В дальнейшем мы нашли, что лучшие результаты, особенно при наблюдениях объектов малого размера, могут быть получены при использовании специально сконструированного поляриметра, в основу которого положена идея поляриграфа Эмана. В этом случае, благодаря одновременному получению двух поляризованных во взаимно перпендикулярных плоскостях изображений, задача автоматически сводится к дифференциальной фотометрии, что всегда является выгодным. Кроме того, для небольших объектов, помещающихся в одну входную щель поляриметра, вдвое рациональнее расходуется наблюдательное время.
В нашу программу поляриметрического изучения галактик был включен прежде всего ряд пекулярных галактик. Хорошее представление о том, сколь важными для понимания природы этих галактик могут оказаться поляризационные наблюдения, можно получить на примере галактики NGC 3034 (М82). Это известная взрывающаяся галактика. Наблюдения, в том числе и поляризационные, уверенно указывают, что на обычное звездное излучение этой галактики накладывается какое-то дополнительное—синхротронное или рассеянное—излучение. Детальное поляризационное исследование этой галактики, выполненное одним из авторов настоящего сообщения [1], позволило с несомненностью установить, что поляризация ее излучения должна быть связана с рассеянием света. Дальнейший анализ показал, что значительное коли­чество рассеянного света в этой галактике возникает при томсоновском рассеянии на свободных электронах.
Интересные результаты удалось получить и для других галактик. Так у галактики NGC 7814, наблюдаемой с ребра, была обнаружена заметная поляризация в районе темной полосы, пересекающей эту галактику [2]. Рассмотрение распределения найденной поляризации вдоль полосы позволило придти к выводу, что она, вероятнее всего, вызывается меха­низмом, аналогичным тому, который вызывает межзвездную поляризацию в нашей Галактике.
В нашу программу были также включены еще в 1964 году ядра галактик различных типов. Однако результаты наших наблюдений в ряде случаев оказались несогласными с начавшими в это время появляться в печати результатами наблюдении других авторов. Поэтому мы задержали публикацию наших наблюдений до тех пор, пока не получили полной уверенности в их справедливости.
Наши наблюдения кернов галактик NGC 205, 221 и 224 [3] не подтвердили данных А. Эльвиус и Дж. Холла [4], обнаруживших у них поляризацию порядка 1.0%. Найденная нами поляризация, не превышающая 0.3%, может быт;) объяснена как межзвездная, возникающая в нашей Галактике, поскольку: а) степень поляризации не зависит от размер использованной при наблюдениях диафрагмы, б) направление электрического вектора совпадает с направлением галактического экватора и в) параметры поляризации кернов сходны с параметрами поляризации далеких звезд, расположенных в направлении указанных галактик. Данные, полученные А. Эльвиус и Дж. Холлом, уже послужили основанием для утверждения, что в кернах галактик Местной системы имеется нетепловое излучение. Однако наши наблюдения делают это утверждение несостоятельным.
Особенно интересными оказались результаты, полученные, для ядер сейфертовских галактик [3, 5]. Нами было наблюдено семь галактик и излучение ядер шести из них оказалось заметно поляризованным. Это иллюстрируется табл. 1. где приведены значения поляризации для всех семи галактик, полученные в разные периоды наблюдений. При этом для возможности сравнения этих данных в таблице указаны лишь те значения, которые выведены из однородных наблюдении, полученных с диафрагмой 26" и относящихся к интегральному излучению.
Рассмотрение всей совокупности наблюдений, собранных в соответствующих таблицах работ [3] и [5], показывает, что поляризация обычно заметно возрастает с уменьшением pas-мера диафрагмы. Это свидетельствует о том, что поляризация присуща именно излучению ядер. Вместе с тем эти же данные показывают, что поляризация зависит от длины волны, увеличиваясь с ее уменьшением. Эта зависимость, очевидно, должна учитываться при всех попытках объяснения поляризации.
Наши результаты не подтвердили заключение М. Уокер [6], а также Э. А. Дибая и Н. М. Шаховского [7] о том, что поляризация свойственна излучению лишь ядер сейфертовских галактик, являющихся в то же время радиогалактиками.                           

Таблица 1

Поляризация излучения ядер сейфертовских галактик

Галактика

Период наблюдений

P1%

O°0

NGC 1068
1966, август
1968, сентябрь
0.7
1.2
105
95
NGC 1275
1967, октябрь
1968, октябрь
2.5
1.5
143 153
NGC 3227
1967, июнь
1968, февраль
1.1
1.2
148
140
NGC 3516
1967, июнь
<0.1
—
NGC 4051
1967, июнь
0.4
48
NGC 4151
1966, нюнь
1967, июнь
1968, февраль
1.6
1.2
1.4
98
94
93
NGC 7469
1967, октябрь
1968, сентябрь
0.7
1.1
177
35
Вместе с тем оказалось весьма нетрудным заметить, что даже для радиогалактик поляризацию в оптической области нельзя связать с тем, проэкстраполированным на эту область радиоизлучением, которое зарегистрировано у них на волнах сантиметрового и метрового диапазонов.
При попытках дать объяснение найденной поляризации. была рассмотрена возможность ее возникновения при рассея­нии излучения на пыли и свободных электронах, и обе эти возможности были отвергнуты. Мы пришли к выводу, что найденная поляризация, вероятнее всего, имеет своим источником синхротронное излучение, наложенное на обычное звездное излучение. Но при таком объяснении необходимо допус­тить, что в ядрах сейфертовских галактик имеются источники синхротронного излучения, проявляющие себя в оптической области спектра, но не дающие заметного излучения в обычно, используемом радиодиапазоне.
Выполненные в последние годы работы по построению» спектров галактик NGC 1068, 1275 и 4151 по оптическим, инфракрасным и радиоданным показали, что их спектры имеют сложное строение, свидетельствующее о присутствии в ядрах этих галактик нескольких дискретных источников излучения, проявляющих себя по-разному в разных спектральных областях. Этот вывод подтверждается сложным характером зависимости положения плоскости поляризации излучения этих объектов от длины волны. Принимая такое объяснение поляризации, мы должны допустить, что в ядрах почти всех сейфертовских галактик имеются особые источники синхротронного излучения, проявляющие себя в оптическом, воз­можно инфракрасном, а частично также и радиодиапазоне.
В последнее время все чаще и чаще указывается, что по целому ряду характеристик квазары и ядра сейфертовских галактик укладываются в одну и ту же последовательность, причем промежуточные области этой последовательности заполняют N-галактики и некоторые компактные галактики Цвикки. Тогда можно ожидать, что во всех этих объектах должны существовать проявляющие себя в оптической области спектра источники синхротронного излучения, которые могут быть выявлены из поляризационных наблюдений. Сог­ласно наблюдениям последних лет излучение многих квазаров (особенно при вспышках) оказывается заметно поляризованным.
Учитывая все это, мы включили в программу наблюдений квазары, компактные галактики и N-галактики. Фотоэлек­трическим наблюдениям с нашими телескопами доступен лишь один квазар 3С 273. Наблюдения, выполненные и 1966 г., когда квазар находился в спокойном состоянии, не обнаружили у него сколько-нибудь ощутимой поляризации [8]. Не найдено поляризации, превышающей ошибки наблю­дений, и у компактной галактики Z1. Зато излучение двух М-галактик—3С 371 и 3С 390.3 оказалось заметно поляризо­ванным [9]. Полученные данные приведены в табл. 2.
Для М-галактик зависимость поляризации от длины волны оказалась совершенно отличной от найденной для ядер сейфертовских галактик. Если опять связывать найденную поляризацию с синхротронным излучением, как это имеет место для квазаров и ядер сейфертовских галактик, то подобную зависимость естественно объяснить большим вкладом синхротронного излучения в красную область спектра.

Таблица 2

Поляризация излучения N-галактик

Галак-
тика
Период наблюдении
р1%
Оо0
Примечание
3С 371
1968, сентябрь
3.8
76
в интегральном свете
1968, сентябрь
6.0
72
в длинноволновой области спектра
3С 390.3
1968, сентябрь
2.5
142
в интегральном свете
1968, сентябрь
3.4   175
в длинноволновой области спектра
Синхротронное излучение, охватывающее оптическую и инфракрасную области спектра и только субмиллиметровый диапазон радиоволн, может появиться, если источник этого излучения имеет малые линейные размеры. Но в этом случае можно ожидать сравнительно быстрых изменений потока син­хротронного излучения и поляризации суммарного излучения. Такие изменения сейчас действительно наблюдены у квазаров. В последнее время появляются сообщения об изменении яркости ядер сейфертовских галактик. Возможно, что различия в параметрах поляризации, найденных нами в разные периоды для некоторых ядер с применением одной и той же аппаратуры и методики наблюдений (см. табл. 1), объясня­ются переменностью поляризации. Результат этот несомненно нуждается в подтверждении, хотя некоторым указанием на переменность может служить и несовпадение поляризацион­ных данных разных наблюдений, полученных в разные момен­ты времени.

ЛИТЕРАТУРА

1. В. А. Гаген-Торн, Астрофизика, 4, № 1, 93, 1968.
2. В. А. Гаген-Торн, Труды АО ЛГУ, 26, в печати.
3. В. А. Домбровский, В. А. Гаген-Торн, Астрофизика, 4, 409, 1968.
4. A. Elvius, J. S. Hall, Lowell Obs. Bull, N 123, 123, 1964.
5. В. А. Гаген-Торн, В. А. Домбровский, Астрон. цирк, № 454, 4, 1967.
6.M. F. Walker, Нестационарные явления в галактиках, Ереван, 1968. стр. 21.
7. Э. А. Дибай, Н. M. Шаховской, Астрон. цирк, № 375, 1, 1966.
8. В. А. Домбровский, M. К. Бабаджанянц, В. А. Гаген-Торн, Астрон. цирк, № 400, 5, 1967.
9. В. А. Гаген-Торн, M. К, Бабаджанянц, Астрон. цирк, № 498, 1969.

ДИСКУССИЯ

А. Б. Северный. Каковы ошибки определения направления поляризации?

В. А. Гаген-Торн. Точность определения положения плос­кости поляризации зависит от яркости объекта, определяющей точность используемых для вывода параметров поляризации фотометрических оценок, и от величины измеряемой поляриза­ции. Для степени поляризации порядка нескольких процентов она составляла 1—2° для ярких объектов и около 10°—для предельно слабых.

Л. Б. Северный. Процент поляризации зависит от контраста для протяженных объектов, то есть от качества изображения (особенно если ядро значительно меньше размера диафрагмы). Вы исследовали этот эффект, и как он влияет на Ваши измерения?

В. А. Гаген-Торн. При фотоэлектрических измерениях поляризации производятся измерения потоков поляризованного и неполяризованного излучения, поступающих в диафрагму поляриметра, и если при наблюдениях произойдет изменение качества изображения, но указанные потоки останутся неизменными, это не приведет к ошибкам в измерении поляризации.

Л. Т. Каллоглян. Чем объяснить отсутствие поляризации света в центральных областях М82?

В. А. Гаген-Торн. В центральных частях галактики условия для появления поляризации менее благоприятны, так как угол рассеяния невелик. Кроме того вклад рассеянного света в общее излучение много меньше, чем на периферии. Тем не менее, поляризация ~ 2% наблюдается и в центральных районах.

Р. А. Варданян. В какой степени уменьшаются ошибки электрополяриметрических измерений при переходе от объекта 14m к объекту 10m?

В. А. Гаген-Торн. Как уже было отмечено в докладе, точность определения степени поляризации излучения объекгов ~ 14m.0 составляет ~0.5%, но уже для объектов 12m .0 она доходит до 0,2%. В дальнейшем, однако, точность увеличивается мало, так как при определении параметров поляризации излучения ярких объектов решающее значение приобретают атмосферные шумы, которые не зависят от яркости наблю­даемого объекта.

Г. М. Айвазян. Получена ли зависимость поляризации от длины волны для периферии и центра галактики М82?

В. А. Гаген-Торн. Наши наблюдения относятся к фотографической области спектра и сделаны в интегральном свете. Эльвиус для отдельных площадок определяла цветовую зависимость поляризации и нашла, что поляризация мало зависит от длины волны.

Аккреция