Wszystkie dotychczas opracowane skale gęstości strumienia używane w radioastronomii jako standardowe przy pomiarach strumieni badanych obiektów były oparte niemal całkowicie na absolutnych pomiarach radioźródła Cas A. Szczególne zainteresowanie jakim darzy się Cas A wynika przynajmniej z dwóch przyczyn. Jej małe wymiary kątowe i duży strumień na falach dłuższych niż 2 cm czynią ją łatwo osiągalnym i wygodnym źródłem do porównań z innymi radioźródłami i do pomiaru parametrów anten. Po drugie, Cas A jest jedyną galaktyczną pozostałością po supernowej II typu, której zmieniająca się w czasie emisja radiowa została zmierzona bezpośrednio. Znajomość ewolucji jej widma pozwoli na ważny wgląd do procesów fizycznych zachodzących w ekspandujących pozostałościach supernowych. Chociaż obserwacje optyczne są utrudnione z powodu silnego przesłaniania, obiekt ten wydaje się być w przy bliżeniu pierścieniową mgławicą o średnicy kątowej ok. 4’.
W centrum mgławicy w zakresie optycznym nie stwierdzono obecności gwiazdy jaśniejszej niż 23™ 5, natomiast z ruchów własnych włókien wynika moment wybuchu supernowej w roku 1667 ( H o g g 1974; M i n k o w s k i 1968). Teoretyczne oceny wiekowego spadku strumienia Cas A w zakresie radiowym zgodnie z modelem Szkłowskiego (1960) prowadzą do
202 K. Borkowski
wartości około dwukrotnie przewyższających obserwowany efekt. Lepszą zgodność dają nie które modele współczesne ( S t a n k i e w i c z i in. 1973; H o g g 1974).
W celu dokładnego opisu zmiany strumienia Cas A, wyznaczenia aktualnego widma i jego prognozowania na przyszłość co kilka lat wykonuje się zestawienia wszystkich pomiarów absolutnych i tworzy tzw. skale gęstości strumienia służące do jednolitej kalibracji obserwacji radioźródeł dyskretnych (punktowych) wykonanych w różnych obserwatoriach radioastro nomicznych. Widmo promieniowania Cas A dopasowuje się zwykle do wyrażenia postaci:
s(f,t) = s / tf a,
(3)gdzie: SQ — gęstość strumienia dla epoki, od której jest liczony czas t, /? = 5/5 — współczynnik rocznego spadku strum ien ia,/- częstotliwość, a a - indeks widmowy.
W 1963 r. C o n w a y , K e l l e r m a n n i L o n g usystematyzowali wszystkie istniejące wyniki pomiarów Cas A sprowadzając je do jednej epoki (1961,0). Otrzymane widmo, będące później podstawą do absolutnej skali gęstości strumienia (CKL), miało następujące parametry: a = -0,77, strumień na 400 MHz 5(400) = 6100 fu (1 fu = 10~26W/m2Hz) dla epoki 1961,0 ( C o n w a y i in. 1963). W okresie 1963—1972 opracowano szereg różnych skal, z których najszerzej stosowana była skala opracowana przez K e l l e r m a n n a i in. (KPW) ( K e l l e r m a n i in. 1969) dla częstotliwości od 38 do 15 500 MHz o parametrach: a = -0,765,5(750) = 3880 fu dla epoki 1964,4.
Jedna z ostatnich uznanych i szeroko używanych jeszcze dotychczas skal została opraco wana w 1971 r. przez B a a r s a i H a r t s u i j k e r a (1972) (zwana dalej skalą BH). Została ona oparta na 40 wyselekcjonowanych różnie ważonych pomiarach absolutnych Cas A. W wyniku najlepszego dopasowania tych rezultatów do liniowej postaci widma metodą naj mniejszych kwadratów uzyskano następujące parametry skali: a = —0,787 oraz 5(1000) = 3185 fu dla epoki 1965,0. Niezależnie od tego znaleziono wielkość rocznego spadku strumienia Cas A z pomiarów stosunków strumieni radioźródeł Cyg A, Tau A i Virgo A do strumienia Cas A na częstotliwościach 1,4 i 3 GHz. Okazał się on znacząco mniejszy od dokładnych pomiarów na częstotliwościach 81,5 MHz (0,9 względem 1,29% całkowitego strumienia; S c o t t i in. 1969). Wynik ten stoi w sprzeczności z dotąd stosowanym za łożeniem o równomiernym spadku strumienia Cas A na wszystkich częstotliwościach. W związku z tym autorzy przyjęli trzy wartości współczynnika spadku strumienia do redukcji wyników obserwacji z różnych lat do jednej epoki. Były to 1,3, 1,1 i 0,9% na rok dla prze działów częstotliwości odpowiednio < 300, 300 — 1200 i > 1200 MHz.
Wkrótce na podstawie niezależnych danych obserwacyjnych jakościowo podobne wyniki przedstawia S t a n k i e w i c z i in. (1973) podając ponadto zaobserwowaną zmianę indeksu widmowego ocenianą na ok. —0,01 na rok. Zauważyli oni dość znaczne, wykraczające poza błędy pomiarów, okresowe odstępstwa strumienia absolutnego Cas A na niektórych często tliwościach od strumienia przewidywanego. W związku z tym autorzy sugerują konieczność częstszych i jednoczesnych na kilku częstotliwościach pomiarów absolutnych Cas A celem uzyskania rzeczywistego widma tego źródła nie obarczonego błędami wynikającymi z prze liczeń na inne, często odległe w czasie epoki. Proponowane przez nich widmo na epokę 1972,0 wyznaczone z obserwacji wykonanych w 1971 r. w przedziale częstotliwości 408—9700 MHz miało następujące parametry: a = —0,836, 5(1000) = 3020 fu oraz P = -0,009 (0,9%/rok). Niestety widmo to (SIPTI), szczególnie na niższych częstotliwościach, znacznie odbiega od innych wyznaczonych wcześniej i gdzie indziej (rys. 1).
R a d io źró d ła kalibracyjne 203
CZĘSTOTLIWOŚĆ (0H z) Rys. 1
Najistotniejszym niedostatkiem wszystkich skal gęstości strumienia opartych na pomiarach absolutnych Cas A wykonanych w różnych epokach jest nieokreśloność współczynnika spadku strumienia tego źródła. Znacznym postępem w tym względzie wydają się być ostatnio uzy skane wyniki na wysokich częstotliwościach. D e n t i in. (1974) w 1973 r. wyznaczyli roczny współczynnik spadku strumienia Cas A w iatach 1962—1973 na częstotliwości 8 GHz uzy skując 0,7%. Umożliwiło to wyznaczenie współczynnika w funkcji częstotliwości postaci:
0 = a + b\nf.
Po takim założeniu strumień Cas A opisuje wyrażenie: a(t - t ) a + b(t - t )
S ( f , t ) = S0e ° / °
(4)
(5)
Najlepsze dopasowania tych wzorów do wyników przedstawionych przez B a a r s a i H a r t s u i j k e r a (1972), D e n t a i in. (1974), oraz S c o t t a i in. (1969) w przeliczeniu na rok 1965,0 niewiele odbiegają od skali BH. Uzyskana w ten sposób nowa skala (DAO) charakteryzuje się następującymi parametrami ( D e n t i in. 1974): SQ(1 GHz) = 3181 ± 25 fu, a = (-0 ,0 0 9 7 ± 0,0005) rok- \ b = (+0,00126 ± 0,00023) rok- 1, a 0 = -0 ,7 9 2 ± 0,006 i t = 1965,0 rok. Fakt, że b jest dodatnie świadczy, że widmo Cas A staje się bardziej płaskie z charakterystyczną skalą czasową b ~1 800 lat. Stwierdzenie to jest w zgodzie z korelacją zauważoną przez H a r r i s a (1962) mówiącą, że młode zwarte pozostałości supernowych II typu mają widma strome, a pozostałości starsze, ekspandujące - względnie płaskie widma radiowe.
204 K. Borkowski
Wiekowy spadek strumienia, duży strumień, względnie duże rozmiary kątow e na wysokich częstotliwościach i zakrzywienie widma na m ałych częstotliwościach ( 3 0 - 4 0 MHz) to główne przeszkody, ograniczające zastosowanie Cas A do kalibracji.
Drugim najjaśniejszym radioźródłem , po Cas'A, jest radiogalaktyka Cyg A. Jej prom ie niowanie emitowane jest z dwóch odległych o ok. l ł,5 obszarów, m iędzy którym i znajuje się galaktyka optyczna. Znaczny stopień polaryzacji liniowej promieniowania tego ź ró d ła wska zuje na synchrotronow y mechanizm emisji. Polaryzacja liniowa szybko maleje z długością fali do 0,3% (pod kątem 170°)‘na częstotliwości 3 GHz.
Widmo Cyg A można uważać za niezmienne w ciągu wielu lat. Powyżej 1 0 5 0 -2 0 0 0 MHz jest ono liniowe. Na niższych częstotliwościach obserwuje się zakrzywienie w kierunku zmniej szania indeksu widmowego. Niekiedy również tę część widma przybliża się linią prostą. Tak pp. M e d d (1972) opisuje widmo Cyg A następującym i zależnościami:
lg S = 5,789 - 0,806 lg /, 100 < / < 1050 MHz oraz (6)
lg S = 6,852 - 1,158 l g /, / > 1050 MHz. (7)
Najbardziej wiarygodny wydaje się być opis widma opracowany przez B a a r s a
i H a r t s u i j k e r a (1972) na podstawie 25 wyselekcjonowanych pomiarów absolutnych z lat 1962—1969. Powyżej 2 GHz widmo Cyg A charakteryzuje się indeksem —1,205 ± 0,015 i strumieniem 162 ± 4 fu na 10 GHz. Dla niższych częstotliwości znaleziono następujące stru mienie:
/(M H z ) 1400 1200 1000 800 600 400 200 150
S (fu) 1590 1930 2270 2770 3600 5000 8650 10700.
Silne radioźródło Tau A zidentyfikow ano z optycznym obiektem - mgławicą Krab, który jest pozostałością po wybuchu supernowej I typu z roku 1054. W centrum mgławicy wykryto pulsara powstałego po wybuchu supernowej. Obecny strumień Tau A wydaje się być stabilny,
chociaż zaobserwowano pewne zmiany na częstotliwościach powyżej 3 GHz (B a a r s
i H a r t s u i j k e r 1972). Wykorzystanie tego źró d ła w charakterze kalibracyjnego utrudnia silna polaryzacja liniowa (3,6% na 3 GHz) oraz ostatnio sugerowane nierównomierności widma między 700 i 3000 MHz zauważone przez badaczy radzieckich ( B a a r s i H a r t s u i j k e r 1972).
Pomiarom absolutnym dostępne jest również źró d ło Orion A (mgławica Oriona) — obszar termicznego promieniowania wodoru zjonizowanego. Na niższych częstotliwościach widmo charakteryzuje się typow ym dla takich obiektów indeksem 2, lecz strumienie są już za m ałe do pomiarów bezpośrednich. Powyżej 8 0 0 -1 0 0 0 MHz widmo ulega stopniowemu zakrzywianiu aż do osiągnięcia indeksu ok. 0 (M e d d 1972).
W 1968 r. S c h e u e r i in. (1968) użyli skali KPW do określenia absolutnych widm grupy w tórnych standardów kalibracyjnych: Vir A, Hercules A, 3C353 i 3C218; wszystkie te źró d ła są dość silne i posiadają proste widma m iędzy 38 i 5000 MHz. Biorąc pod uwagę liniowość i stałość widma, siłę i polaryzację promieniowania oraz rozmiary i k sz ta łt ź ró d ła najlepszym standardem okazuje się Vir A. Wszystkie jednak stają się niewygodne dla wysokich często tliwości, już powyżej 5 GHz. 1 tak: Vir A wykazuje zmiany strumienia (ok. 3% na 7,8 GHz;
R a d io źró d ła kalibracyjne 205 N X
5
z UJ z 3 CL5
6P
(T> U> CD 10* I0 2 10* 10*1 )0 5 CZESTOTLIWOSC (MHz)Rys. 2
D e n t 1972), Her A i 3C353 składają się z dwu oddzielnych składników (co wymaga wno szenia znacznej poprawki podczas obserwacji z wiązką węższą niż 10’), a3 C 2 1 8 jest naj słabszym z wymienionych. Powyżej 10 GHz są one marginalnie użyteczne.
Dla fal milimetrowych wyznaczono skalę gęstości strumienia opartą na pomiarach względnych radioźródła DR21 będącego zw artym obszarem H1I w Cyg X. Na częstotli wościach powyżej 3 GHz strumień tego źró d ła wynosi ok. 20 fu i słabo zależy od często tliwości (efektyw ny indeks widmowy wynosi -0 ,1 3 ). Rozmiary kątowe DR21 są mniejsze od 30” , co czyni je użytecznym dla wiązek szerszych niż ok. 1’. Absolutne widmo dla często tliwości od 7 do ok. 100 GHz w 1972 r. wyznaczył D e n t (1972). Opisuje je wyrażenie:
S(f) = 26,78 — 5,63 Ig /. (8)
Posługując się tą skalą autor wyznaczył tem peratury jasnościowe Jowisza i Saturna na częstotliwości 31,4 GHz uzyskując 152 ± 5 i 136 ± 4 K odpowiednio.
para-T a b e l a 1
Radioźródła kalibracyjne (A)
Źródło Typ a
Gęstość strumienia (fu)
Polaryzacja (%, kąt) 127 MHz 1 GHz 10 GHz 1 GHz 10 GHz Cas A (3C461) SN - 0 .7 7 9 1 144201 2887* 480* 1 1 ,5 ,4 0 ° Cyg A (3C405) RG -1 .2 0 5 2 11900 2270 162 0 8, 146° Tau A (3C144, M l) SN -0 ,2 6 3 1700 986 537 1, 1009 7, 143° Vir A (3C274, M87) G -0 ,8 5 3 1660 285 40 0 Ori A (3C145, M42) T - 3303 420 0 0 Hydra A (3C218) G -0 ,9 1 390 60 7 0 0 Her A (3C348) G -1 ,0 2 510 62 6 2, 4, 50° 6, 0, 25° 3C353 G -0,71 315 73 14 2 ,5 , 170O DR21 T + 1,754 - 4 0 0
Księżyc T +2,5 Tj = 225 K 21 Słaba na brzegu
*Dla epoki 1975,0 wg skali DAO. 2 Poniżej 2 GHz widmo zakrzywione. 3 Widmo zakrzywione.
T a b e l a 2 R adioźródła kaiibracyjne (B)
Ź ródło Typ
Współrzędne 1950,0 (precesja1)
K ształt źródła Wymiary kątowe
(RA x Dek, kąt2)
rektascencja deklinacja
Cas A SN 350°290 (1,1-27) 58°540 (0,549) Dysk z pojaśn. brzeg. 4' x 4', 0°
Cyg A RG 299,438 (0,865) 40,583 (0,274) Podwójne punktowe 1,6.'x l ', 110°
Tau A SN 82,880 (1,504) 21,982 (0,059) Gaussowskie 3 ,3 'x 4 ' 135° Vir A G 187,080 (1,265) 12,66: (-0 ,0 5 2 ) ” l ' x 1,8 10° Ori A T 83,208 (1,128) -0 5 ,4 2 0 HO,066) ” 3,5' x 3,5' 0° 3C123 RG 68,480 (1,574) 29,571 (0,204) Punktowe 5" 3C147 QS 84,682 (1,937) 49,830 (0,052) łł 0,5 " 3C273 QS 186,637 (1,278) 02,328 (-0 ,5 5 3 ) Podwójne punktowe 20 ", 43° 3C295 RG 212,390 (0,893) 52,437 (-0 ,4 7 0 ) Punktowe 4,5 " DR21 T 309,309 (0,891) 42,152 (0,353) Podwójne punktowe lO " x 30” O O 1 w 10 2 stopnia/rok.
208 K. B o rk o w ski
metrów systemów antenowych ułożona jest tabela zawierająca najważniejsze dane o wybranych radioźródłach. Większość tych danych zaczerpnięto z pracy B a a r s a (1973). Strumienie na częstotliwości 127 MHz (jest to częstotliwość, na której wykonuje się systematyczne obser wacje promieniowania Słońca w Obserwatorium Toruńskim) zostały obliczone na podstawie parametrów widm źródeł albo, w przypadku widm zakrzywionych, przez interpolację lub ekstrapolację dostępnych w literaturze danych. Wszystkie strumienie Cas A obliczono wg skali DAO dla epoki 1975,0. Typy radioźródeł oznaczono następującym kodem: SN - pozostałość po supernowej, RG — radiogalaktyka, G —galaktyka, QS — kwazar i T — źródło termiczne. Przy współrzędnych w nawiasach umieszczono roczną precesję w setnych częściach stopnia.
L I T E R A T U R A
B a a r s, J. W. M., 1973, IEEE Trans. A ntennas and Propagation, 21, 461. , B a a r s, J. W. M., H a r t s u i j k e r, A. P., 1972, A stron. A strophys., 17, 172.
C o n w a y, R. G., K e 11 e r m a n n, K. I., L o n g, R. J., 1963, MNRAS, 125, 261. D e n t, W. A., 1972, A strophys. Jo u rn ., 177, 93.
D e n t, W. A., A 11 e r, if. D., O 1 s e n, E. T., 1974, A strophys. Jo u rn ., 188, LI I . D u b i n s k i j, B. A., S ł y s z, W. I., 1973, R adioastronom ia, Moskwa.
F i n d 1 a y, J. W., 1972, A strophys. Jo u rn ., 174, 527. . F i n d 1 a y , J. W., 1 9 6 6 , Ann. Rev A stron. A strophys., 4,77.
F i n d 1 a y , J. W., H v a t u m, H., W a 1 1 m a n, W. B., 1965, A strophys. Jo u rn ., 141, 873. H a r r i s, D. E., 1962, A strophys. Jo u rn ., 135, 661.
H o g g , D. E., 1974, Supernova R em n a n ts, ro z d ział w Galactic and Extra-galactic Radio A str o n o m y , wyd, V erschuur, G. L., K ellerm ann, K. I., Berlin.
H o g g, D. C., W i 1 s o n, R. W., 1965, Bell Syst. T echn. Jo u rn ., 4 4 , 1019.
J u 1 1,.E. V., D e 1 o 1 i, E. P., 1964, IE EE Trans. A ntennas and P ropagation, 12, 439.
K e 11 e r m a n n, K. I., P a u 1 i n y — T o t h , 1.1. K., W i 11 i a m s, P. J. S., 1969, A strophys. Jo u rn . 157, 1. M e d d, W. J., 1972, A strophys. Jo u rn ., 171, 41.
M i n k o w s k i, R., 1968, N ebulae and Interstellar M atter, U niversity o f Chicago Press. P a r k e r, E. A., 1968, MNRAS, 138, 407.
P e t e r s o n , F. W., 1974, Bull. Amer. A stron. Soc., 6, 213 (abstract).
S c h e u e r, P. A. G., W i 11 i a m s, P. J. S., 1968, Ann. Rev. A stron. A strophys., 6 , 321. S c o 11, P. F., S h a k e s h a f t, J. R., S m i t h, M. A., 1969, N ature, 223, 1139. S t a n k i e w i c z , K. S., I w a n o w , W. P., P i e l u s z e n k o , S. A., T o r e h o w , W. A. , I w a n n i - k o w a, A. N., 1973, R adiofizika, XV I, 786. S z k ł o w s k i, I. S., 1960, A stron. Ż urn., 37, 256. V i n e r, M. R., 1975, A stron. Jo u rn ., 80, 83. W y 11 i e, D. V., 1969, MNRAS, 142, 229.