Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.asc.rssi.ru/RadioAstron/publications/articles/tmp/st18052015.pdf Дата изменения: Tue Dec 29 14:53:13 2015 Дата индексирования: Sun Apr 10 00:50:26 2016 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п

Распределение неоднородностей межзвездной плазмы в направлении трех удаленных пульсаров по результатам наблюдений с наземно-космическим интерферометром Радиоастрон .

М. В. Попов, К. Гвинн, Н. С. Кардашев, В. А. Согласнов,

1, *

А. С. Андрианов, Б. Ч. Джоши,4 Е. Н. Фадеев,1 А. Г. Рудницкий,

1 , **

Н. Бартель,2

, ***

3 , ****

, *****

Д. Джонси,5

, ****** , *********

1 , *******

1 , ********

Т. В. Смирнова,6 В. И. Шишов

1 , **********

, ***********

6 , ************

1 Астрокосмический Центр Физического Института им.

П. Н. Лебедева Российской Академии Наук, Москва, Россия
2 Университет Йорка, Департамент Физики и Астрофизики, Торонто, Канада 3 Университет Калифорнии в Санта-Барбаре,

Департамент Физики, Санта-Барбара, Калифорния, США
4 Национальный Центр Радио Астрофизики, Пуна, Индия 5 Государственное объединение научных и прикладных

исследований (CSIRO) в области астрономии и космоса, Отделение Астрономии и Астрофизики, Канберра, Австралия
6 Пущинская радиоастрономическая обсерватория,

Астрокосмический Центр Физического Института им. П. Н. Лебедева Российской Академии Наук, Москва, Россия
(29 ДЕКАБРЯ 2015 Г.) С использованием наземно-космического радиоинтерферометра Радиоастрон измерены угловые размеры кружка рассеяния для трех удаленных пульсаров В1641-45, В1749-28 и В1933+16. Наблюдения проводились при поддержке наземной сети радиотелескопов в составе системы апертурного синтеза в Вестерборке (WSRT), 32-м телескопов в Торуне и в Светлом (система КВАЗАР), одной антенны сети VLBA (Санта-Круc), радиотелескопа в Аресибо, радиотелескопов Австралии (Паркс, Нарабрай (ATCA), Мопра, Хобарт и Седуна), и радиотелескопа обсерватории ХартРАО в Южной Африке. Диаметры кружка рассеяния


2
на уровне половинной интенсивности (FWHM) составили 27 миллисекунды дуги и 0.5 миллисекунды дуги для В1641-45 и В1749-28 на частоте 1668 МГц, 12.3 миллисекунды дуги и 0.84 миллисекунды дуги для пульсара В1933+16 на частотах 324 МГц и 1668 МГц соответственно. Также для этих пульсаров был измерен характерный временной масштаб рассеяния на неоднородностях межзвездной плазмы различными методами. Совместное знание размера кружка рассеяния и времени рассеяния позволяет оценить расстояние до эффективного рассеивающего экрана

d.

Были получены следующие значения: для пульсара В1641-45

d=3.0

кпк при принятом расстоянии до самого пульсара

D

=4.9 кпк; для пуль-

сара В1749-28

d=

0.95 кпк, и D=1.3 кпк. Наблюдения пульсара В1933+16 были

проведены одновременно на двух частотах 324 и 1668 МГц. Положение экрана согласуется по измерением на обоих частотах

d1

=2.6 и

d2

=2.7 кпк при принятом

расстоянии до пульсара 3.7 кпк. Для этого пульсара выявлено также 2 экрана по анализу параболических арок во вторичном динамическом спектре на частоте 1668 МГц на расстоянии 1.3 и 3.1 кпк. Выявленные рассеивающие экраны отождествляются для двух пульсаров с реальными физическими объектами, находящимися на луче зрения к этим пульсарам: G339.1-04 (PSR B1641-45) и G0.55-0.85 (PSR B1749-28).

* ** *** ****

Electronic address: popov069@asc.rssi.ru Electronic address: andrian@asc.rssi.ru Electronic address: bartel@yorku.ca Electronic address: cgwinn@physics.ucsb.edu Electronic address: bcj@ncra.tifr.res.in Electronic address: David.Jauncey@csiro.au Electronic address: nkardash@asc.rssi.ru Electronic address: arud@asc.rssi.ru Electronic address: tania@prao.ru Electronic address: vsoglasn@asc.rssi.ru Electronic address: fadeev@asc.rssi.ru Electronic address: shishov@prao.ru

*****

******

*******

********

*********

**********

***********

************


3 1. ВВЕДЕНИЕ

Радиоизлучение от космических источников подвергается рассеянию на неоднородностях межзвездной плазмы. Наиболее просто эффекты рассеяния проявляются для компактных источников, каковыми являются пульсары. Именно с открытием пульсаров проявления рассеяния радиоволн на неоднородностях межзвездной плазмы были изучены теоретически [13] и экспериментально [46]. Основными эффектами рассеяния радиоволн являются следующие: увеличение угловых размеров источника sc , увеличение длительности импульса пульсара sc , модуляция интенсивности радиоизлучения по частоте и времени с характерными масштабами d и tsc . Одновременные измерения перечисленных выше параметров для выбранного объекта в течение достаточного длинного интервала времени (T > tsc ) и в достаточно широкой полосе частот (B > d ) позволяют получить информацию о структуре неоднородностей межзвездной плазмы в направлении данного объекта. Преимущества в изучении эффектов рассеяния дают интерферометрические наблюдения со сверхдлинными базами (РСДБ), так как только в таких наблюдениях можно непосредственно измерить угол рассеяния sc [7, 8]. Новые возможности в этом направлении обеспечивает наземно-космический интерферометр Радиоастрон, который позволяет реализовать высокое угловое разрешение до 1 миллисекунды дуги в метровом диапазоне длин волн (92 см), и до 0.2 миллисекунд дуги в дециметровом диапазоне (18 см). В результате уже проведенных исследований был измерен диаметр кружка рассеяния на частоте 316 МГц для пульсара В0329+54 (4.7 миллисекунды дуги) [10] и для пульсара в Крабовидной туманности (14.0 миллисекунды дуги) [11]. Для близкого пульсара В0950+08 были определены расстояния до рассеивающих и преломляющих слоев межзвездной плазмы [12]. В данной работе будут представлены результаты измерений эффектов рассеяния для пульсаров В1641-45 и В1749-28 на длине волны 18 см, а для пульсара В1933+16 в двух диапазонах длин волн. 2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Параметры наблюдательных сеансов представлены в Таблице 1. Были организованы достаточно длительные наблюдательные сессии, которые должны были обеспечить уверенное определение параметров рассеяния, таких как характерное время мерцаний


4

tsc и полоса декорреляции d , на достаточном статистическом материале. Также
необходимо было проследить изменение амплитуды функции видности в зависимости от величины проекции базы. По условиям соблюдения теплового режима бортовой системы передачи научной информации, непрерывная длительность научного сеанса на космическом аппарате (КА) не может превышать определенного предела (1 2 часа в зависимости от ориентации КА относительно Солнца), поэтому в столбце Время КРТ указаны отдельно промежутки времени, покрытые наблюдениями космического радиотелескопа (КРТ). Система оцифровки данных КРТ имеет однобитный формат, а на наземных телескопах использовалась двухбитная оцифровка. Ещ? одна особенность касается диапазона 92 см, в котором полезной является только верхняя частотная субполоса (316 332 МГц) из-за характеристики входного фильтра приемной системы. В других диапазонах регистрируются верхние и нижние субполосы, каждая шириной 16 МГц, для двух круговых поляризаций. В Таблице 1 указывается центральная частота (т.е. частота разделения полос). КРТ имеет возможность также работать одновременно в двух диапазонах частот, при этом разные частотные каналы будут осуществлять прием радиоизлучения в разных поляризациях. Именно такой режим использовался в наблюдениях пульсара В1933+16. Реальные характеристики бортового радиоастрономического комплекса даны в статье Кардашева с соавторами [13]. Корреляция данных выполнялась на корреляторе АКЦ ФИАН с использованием окна импульса и с компенсацией размытия импульса из-за дисперсии радиоволн. Основные особенности такой методики корреляции описаны в публикации [14]. В Таблице 2 приводятся основные параметры, принятые при корреляции: число каналов Nch и интервал считывания выхода коррелятора t, который должен быть кратным периоду повторения импульсов данного пульсара. Время интегрирования на каждом импульсе выбиралось равным ширине импульса по уровню 10% от максимальной интенсивности. Дополнительно выбиралось окно интегрирования такой же длительности вне главного импульса. Это окно использовалось для вычисления нормировочных коэффициентов по формулам (1) и (2). Все необходимые характеристики пульсара, включая эфемериды прихода импульсов, были заимствованы из каталога пульсаров ATNF [15, 16]. Фаза максимума импульса определялась предварительным расчетом на корреляторе путем анализа автоспектра для наиболее крупного наземного радиотелескопа. На выходе коррелятора формируются комплексные кросс-спектры для всех комбинаций баз,


5 включая автоспектры и кросс-поляризационные спектры в стандартном FITS-формате. Дальнейший анализ результатов корреляции проводился с использованием стандартного пакета чтения FITS-файлов CFITSIO [17]. 3. ОБЩИЕ СООБРАЖЕНИЯ

Принято различать три режима измерений параметров мерцаний [18]: режим моментального снимка (англ. snapshot ), при котором время анализа меньше характерного времени дифракционных мерцаний tsc , а полоса приема меньше полосы декорреляции d дифракционных искажений в спектре; режим анализа с усреднением, при котором время анализа значительно больше характерного времени мерцаний tsc , и полоса приемника много шире полосы декорреляции d ; наконец, режим с усреднением по ансамблю предполагает усреднение многих реализаций, полученных в режиме с усреднением, за время большее характерного времени рефракционных мерцаний tref . Время дифракционных мерцаний заключено в интервале от секунд до десятков минут, а характерное время рефракционных мерцаний лежит в районе нескольких недель и месяцев. Таким образом, в нашем анализе мы можем воспользоваться только режимом моментального снимка или режимом анализа с усреднением. Режим моментального снимка дает возможность анализа поведения мгновенных значений амплитуды функции видности и выявлять структуру кружка рассеяния, а режим анализа с усреднением позволяет получить средние значения величины кружка рассеяния
H

и времени рас-

сеяния sc , что позволяет оценить положение рассеивающего экрана на луче зрения. Интерференционный отклик для выбранной пары телескопов, который принято также называть функцией видности, получается из набора комплексных кросс-спектров путем последовательного преобразования Фурье, сначала по частоте (обратное преобразование Фурье), а затем по времени (прямое преобразование) на временном интервале

T . Функция видности анализируется на диаграмме задержка частота интерференции VAB ( , f ). Основные соотношения и преобразования для функций, используемых в пост-корреляционном анализе даны в нашей предыдущей публикации [10]. Моментальный снимок рассеянного изображения пульсара состоит из отдельных когерентных копий исходного нерассеянного изображения, распределенных в пределах кружка рассеяния. Сигналы от вторичных изображений одинаковы, но приходят в точ-


6 ку наблюдения с разными задержками по времени. Для случая двухэлементного интерферометра в корреляционной функции естественным образом появляются два характерных масштаба: один соответствует размеру кружка рассеяния (большие задержки), другой расстоянию между точечными изображениями (малые задержки). Кроме того, дополнительно различные масштабы могу появиться, если на луче зрения имеется несколько локальных областей с различными физическими параметрами. Для точечного источника, такого как пульсар, подверженного рассеянию, модуль функции видности, построенной на достаточно большой базе интерферометра, разрешающей кружок рассеяния, представляет собой пятно увеличенной амплитуды с размерами: f = 1/(2 ћ tsc ) и = 1/(2 ћ d ) на диаграмме частота интерференции задержка соответственно. Именно такой вид был продемонстрирован в результате анализа наблюдений пульсара В0329+54 на базах наземно-космического интерферометра достигавшим 235000 км [10]. На меньших базах интерферометра, когда оба радиотелескопа находятся в пределах одного дифракционного пятна, функция видности имеет пик в начале координат (при правильной компенсации частоты интерференции и задержки); амплитуда этого пика уменьшается с увеличением базы, что и позволяет измерить размеры кружка рассеяния [10]. Радиоизлучение пульсаров обладает особенностями, которые требуют специального подхода к нормировке амплитуды функции видности. Эти особенности состоят в сильной переменности потока радиоизлучения, и модуляции интенсивности, обусловленной мерцаниями. При РСДБ наблюдениях пульсаров обычно отключают автоматическую регулировку усиления приемного тракта во избежании е? срабатывания на сильных импульсах пульсара. В результате традиционный метод нормировки путем расчета вклада сигнала от исследуемого источника в общую антенную температуру на основе измерения системной температуры участвующих телескопов и знания общего потока исследуемого источника для пульсаров оказывается непригодным. Импульсный характер излучения и сравнительно высокие плотности потока индивидуальных импульсов позволяют непосредственно измерить относительные приращения сигнала в окне корреляции. Тогда можно использовать простое нормировочное соотношение. Нормировочный фактор, на который следует разделить исходные ненормированные амплитуды функции видности имеет вид:


7

R=

(

2 1T OT

-

2 1O F F

) ћ (

2 2T OT

-

2 2OF F

),
2 и O FF

(1) получаются

2 где индексы 1 и 2 обозначают телескопы в паре, а T

OT

формально как амплитуды функции видности, полученные по автоспектрам для окна на импульсе (TOT) и для окна вне импульса (OFF) соответственно. Ввиду низкой чувствительности космического радиотелескопа по сравнению с наземными радиотелескопами, для него разность
2 T OT 2 - O FF

определяется с низкой точ-

ностью, и в этом случае можно использовать выражение (2):

R=
где =
S E F DGRT S E F DS R T



2O F F 1O F F

2 ћ 1T

OT

2 - 1O

FF

ћ



,

(2)

есть отношение эквивалетных системных температур наземного

(GRT) и космического (SRT) радиотелескопов. Поведение функции видности для мерцающего источника было подробно рассмотрено Гвином с соавторами в ряде публикаций [4, 5, 9]. Для мерцающих радиоисточников оказалось возможным использовать безразмерные оценки амплитуды функции видности
AB

как доли от общего потока в виде отношения измеряемых коррелятором

величин. Мерой падения амплитуды функции видности с увеличением базы интерферометра может служить отношение площади под центральным пиком к площади под протяженной частью в сечении центрального пика по задержке.

V ( , f0 )d
2 AB

=

t

V ( , f0 )d
T -t

,

(3)

где t = 1/B , а B = 16 МГц ширина полосы. В этом сечении протяженная часть ( пятно ) может быть представлено функцией Лоренца V ( ) = A ћ b/ ( 2 + b2 ), полуширина этой функции равна b, а площадь под кривой составляет величину А. Использование в качестве меры падения амплитуды функции видности упомянутого выше отношения избавляет нас от необходимости нормировки самой амплитуды V ( , f0 ).


8 4. ПУЛЬСАР В1641-45

Пульсар В1641-45 имеет меру дисперсии 478.8 пк/см3 и располагается на расстоянии 4 5 кпк [22] в плоскости Галактики. Это самый далекий объект в списке пульсаров исследованных с наземно-космическим интерферометром Радиоастрон. Из приведенного в каталоге ATNF значения величины времени рассеяния
sc

, которое составляет на

частоте 1 ГГц величину 11.2 мс, можно оценить ожидаемое значение на нашей частоте 1.668 ГГц (по степенному закону с четвертой степенью), и это значение оказалось близким к 1.5 мс, что соответствует оценке величины полосы декорреляции d 100 Гц по соотношению 2 ћ d ћ sc = 1. Таким образом, для обеспечения такого высокого частотного разрешения в полосе 16 МГц надо задать более 160000 каналов на корреляторе АКЦ, в котором такая опция не предусмотрена, поэтому для оценки реального значения полосы декорреляции были проведены вспомогательные вычисления на программных средствах отдела Космической радиоастрономии для ограниченного по времени (20 минут) интервала записи для радиотелескопов в Парксе и в Нарабрай (ATCA). Использовался метод когерентной компенсации дисперсии [24, 26], а число спектральных каналов составило величину 524288, что обеспечило частотное разрешение 30.517 Гц. К сожалению, производительность компьютера недостаточна, чтобы обработать с таким количеством каналов весь наблюдательный сеанс для всех комбинаций баз. На Рис. 1 приведено сечение по частоте двумерной корреляционной функции между динамическими спектрами, полученными в Парксе и в Нарабрай (ATCA). Экспериментальные точки аппроксимировались функцией Лоренца, и полоса декорреляции оказалась равной 62 + 2 Гц по полуширине. Кривая, проходящая через кружки, соответствует сечению, сдвинутому на один период. Наблюдаемое десятикратное уменьшение коэффициента корреляции позволяет оценить время мерцаний в 0.2 с на уровне

1/e. В корреляторе АКЦ было задано 16384 канала, считывание выходных данных коррелятора проводилось на каждом периоде пульсара, а величина окна интегрирования составляла 10 мс. Амплитуда функции видности измерялась на каждой последовательности из 256 импульсов, т.е. на интервале T = 115 c. Таким образом, наш анализ проводился в режиме с усреднением. Для этого пульссара мы использовали прямой метод нормировки амплитуды функции видности через уравнение (1), так как рассматривались только комбинации наземных радиотелескпово с высокой чувствительностью.


9 Скорректированные амплитуды функции видности для различных комбинаций баз представлены на Рис. 2 (а) в зависимости от величины проекции базы, которая достигает значений более 8 миллионов длин волн на базах между компактной решеткой ATCA и радиотелескопом в Седуне. Радиотелескоп в Хобарте давал состоятельные данные только в самом начале и в самом конце наблюдательной сессии, хотя формально он функционировал все время наблюдений. На Рис. 2 (а) видно заметное падение амплитуды функции видности при переходе к большим проекциям базы интерферометра. Для оценки диаметра кружка расасеяния мы использовали выражение, предложенное Гвином с соавторами [27]:

VAB

1 = V0 ћ exp - 2 (2 ln 2)

1/2

H b

-2

,

(4)

где параметр соответствует показателю степени спектра неоднородностей плазмы (мы приняли его равным 4), b проекция базы, длина волны, а H искомая полная ширина на уровне половинной интенсивности (FWHM), которая составила по результатам аппроксимации данных функцией, заданной уравнением (4), и показанной на Рис. 2 (а) сплошной линией, величину 27 + 5 миллисекунд дуги. Общая продолжительность наблюдательной сессии для данного пульсара составила около 15 часов. Это обеспечило хорошее покрытие UV-плоскости, так что мы предприняли попытку получения изображения диска рассеяния традиционным для РСДБ исследований путем. Относительные чувствительности телескопов были оценены из значений приращения уровня сигнала пульсара, кривые чувствительности (SEFD) были представлены полиномиальными зависимостями от времени. В среднем они составили 50, 100, 300, 750, и 2000 Jy для радиотелескопов в Парксе, Нарабрай (ATCA), Мопре, Хобарте и Седуне соответственно. С помощью программного пакета Astro Space Locator (ASL) было получено изображение кружка рассеяния с применением классических для РСДБ методик CLEAN и самокалибровки восстановления изображения радио источника [20]. Размер карты был выбран 50 Ч 50 миллисекунд дуги. На Рис. 3 показано UV-покрытие (справа) и полученное изображение кружка рассеяния (слева), которое заметно превышает по размерам синтезированную диаграмму направленности интерферометра. Представление диска рассеяния двумерной Гауссианой дает на уровне половинной интенсивности значения 20.6 Ч 27.5 миллисекунд дуги по прямому восхож-


10 дению и склонению соответственно в хорошем согласии с результатом аппроксимации зависимости амплитуды функции видности от проекции базы интерферометра. У этого пульсара не было обнаружено никаких признаков пятна увеличенной амплитуды функции видности на диаграмме задержка частота интерференции на наземно-космических базах и даже на межконтинентальной базе Австралия Южная Африка. Это и не удивительно, так как размер пятна по запаздыванию должен соответствовать характерному времени рассеяния, которое мы оценили выше величиной около 1.5 мс, в то время как размер окна коррелятора составлял величину в 1.024 мс. Для более точного определения времени рассеяния sc мы воспользовались анализом формы среднего профиля импульса, который был получен методом когерентной компенсации дисперсии для 20-ти минутной записи сигнала на Паркском радиотелескопе. Эта работа была выполнена параллельно с построением динамического спектра с высоким спектральным разрешенем, как было описано в начале настоящего параграфа. Оказалось, что самый хвост профиля, уже за пределом 10% интенсивности, хорошо аппроксимируется экспонентой с постоянной времени 2.6 мс. Мы приписали это значение величине sc . Можно проверить эту оценку через соотношение 2 ћ sc ћ d = 1, так как мы измерили d независимо. Для параметров sc и d , приведенных в таблице 2, указанное выше соотношение дает величину 1.01, что подтверждает непротиворечивость сделанных нами оценок параметров рассеяния. Располагая независимыми оценками величин sc и H , приведем некоторые соображения относительно распределения рассеивающей среды на луче зрения от наблюдателя до пульсара. Воспользуемся анализом и ревизией всех измерений рассояний до пульсаров, которую проделал Вербиест с соавторами [22] ; они дают возможный интервал расстояний от 4.1 до 4.9 кпк. Для равномерного распределения рассеивающей плазмы
2 Бриттон с соавторами [28] вывел соотношение H = 16 ln 2 ћ (c ћ sc /D), которое поз-

воляет получить ожидаемую величину угла рассеяния H для такого случая; здесь D обозначает расстояние до пульсара. Мы получаем H = 48 - 52 миллисекунды дуги, то есть почти в два раза больше измеренного нами значения. Таким образом, гипотеза о равнометрном распределении рассеивающей среды на луче зрения противоречит нашим результатам. Перейдем к модели эффективного рассеивающего экрана. В той же работе Бриттона с соавторами дается соотношение и для такого случая:


11

2 H = 8 ln 2 ћ c ћ

sc

D-d Dћd

,

(5)

где D по-прежнему расстояние до пульсара, а d расстояние от наблюдателя до эффективного экрана. Наша оценка d составляет 2.7 кпк при расстоянии до пульсара в 4.1 кпк (нижняя граница), и 3.0 кпк при расстоянии до пульсара 4.9 кпк (верхняя граница). В направлении пульсара В1641-45 располагаются две области ионизованного водорода HII: G339.1-0.2 и G339.1-0.4 (обозначения соответствуют галактическим координатам). В работе Вайсберга с соавторами [29] даны оценки расстояний до этих областей, полученные по лучевым скоростям радиорекомбинационных линий, а именно, они относят область G339.1-0.2 на расстояние в 6.7 кпк, а область G339.1-0.4 на расстояние 3.3 кпк, то есть первая из них находится дальше, чем пульсар, а вторая ближе, и ее положение согласуется в пределах 10% с нашей оценкой расстояния до эффективного рассеивающего экрана. 5. ПУЛЬСАР В1749-28

Для этого пульсара можно выбрать оптимальные значения для спектрального и временного разрешения выходных данных коррелятора; оказалось даже возможным усреднять кросспектры на корреляторе за 10 периодов пульсара. Для построения динамического спектра, приведенного на Рис. 4, было выполнено дополнительное усреденеие по четырем последовательным спектрам, так что временное разрешение составило 22.5 секунды. Из динамического спектра можно определить характерные значение для полосы декорреляции d и для времени мерцаний tsc . Мы определили эти значения путем анализа центральных сечений двумерной корреляционной функции между динамическими спектрами, полученными в каналах с левой и правой круговой поляризацией. Сечение по частоте не удалось хорошо представить ни функцией Лоренца, ни функцией Гаусса. Две функции Гаусса дали отличное соответствие измеренным точкам. Тогда 1d = 18 кГц и 2d = 610 кГц, причем амплитуда (вклад) второй составляющей вдвое превышает вклад от первой составляющей. Мы приняли для дальнейшего анализа за полуширину полосы декорреляции значение 410 кГц, соответствующее совместному действию аппроксимирующих функций. Сечение по времени хорошо представляется


12 функцией Гаусса с полушириной по уровню 1/e равном 220 + 20 секунд. Амплитуда функции видности определялась на интервале в 225 секунд, что соответствует набору из 40 кроссспектров коррелятора. Таким образом, реализовался фактически режим моментального снимка, так как время анализа примерно равно характерному времени мерцаний T tsc . Соответственно, амплитуда функции видности демонстрирует сильные вариации со временем с глубиной модуляции, близкой к единице (Риc. 5). В таком режиме коррекция амплитуды функции видности в соответствии с выражением (1) не устраняет полностью наблюдаемые мерцания, и сохраняется заметный разброс скорректированных значений от 0.8 до 1.2. Мы обратились тогда к анализу структуры функции видности в зависимости от запаздывания, чтобы получить отношение между компактной и протяженной составляющей, как это было описано в разделе 3. На Рис. 6 (а, б) показаны примеры сечения интерференционного отклика на диаграмме задержка частота интерференции для двух комбинаций базы интерферометра: Мопра-Паркс (а) и Радиоастрон-Паркс (б); пунктирной линией обозначены функции Лоренца, достаточно хорошо представляющие наблюдательные данные. На наземной базе, кроме протяженной составляющей присутствует компактная деталь, длительность которой определяется шириной спектра. На наземно-космической базе такая компактная деталь отсутствует, что свидетельствует о том, что кружок рассеяния был разрешен на этой базе. Мерой амплитуды функции видности может служить отношение площади под компактной составляющей к площади под протяженной составляющей (уравнение (3)). Для исключения краевых эффектов формы полосы приемника мы использовали только центральный участок спектра 12 МГц из 16-ти; таким образом временное разрешение по запаздыванию составило 0.04167

чs, вместо оригинального значения 0.03125 чs. Форма компактной компоненты должна соответствовать функции sinc( ) = sin( )/( ), где - ширина полосы анализа (12 МГц). Эта функция равна нулю при значении = 2 Ч 0.04167 = 0.0833

чs. Для наших целей удобно представить участок функции sinc параболической кривой вида y (x) = a(1 - k x2 ) c коэффициентом k=145, обеспечивающим обращение y в нуль при x = 0.0833 чs. Такое приближение дает для площади под центральным пиком соотношение S = (4/3)adt, где a амплитуда центрального пика, а dt его полуширина (dt = 0.0833 чs). Полученные таким образом относительные амплитуды функции


13 видности приведены на Рис. 2 (б) в зависимости от величины проекции базы, усредненные для 20-минутных сканов. Полуширина протяженной детали, аппроксимированной функцией Лоренца заключена в интервале 270 350 нс. Субструктура кружка рассеяния выявляется путем анализа сечений двумерной кросскорреляционной функции между интерференционными откликами (пятнами на диаграмме задержка частота интерференции), полученными для каналов приемнка с левой и правой круговой поляризацией. Примеры таких сечений по запаздыванию показаны на Рис. 6 (в, г) для базы Паркс Хартбишоек (в) и для базы Радиоастрон Паркс (г). В структуре пятна были выявлены три составляющих: компактная Гауссова деталь с полушириной 1/ , более протяженная Гауссова деталь с характерной полушириной 270 320 нс, (соответствует ширине Лоренцовой детали в самом пятне), и экспоненциальная составляющая с падением амплитуды в е раз на интервале 500 600 нс. Амплитуды компактной и средней Гауссовых составляющей примерно равны, а амплитуда экспоненциального компонента в 2 3 раза меньше. В нашей работе, посвященной пульсару В0329+54 [10], предложено объяснение такой формы сечения двумерной корреляционной функции. Поведение амплитуды функции видности с изменением проекции базы, показано на Рис. 2 (б). Некоторое уменьшение амплитуды на самых длинных наземных базах и полное отсутствие центрального пика в функции видности на наземно-космических базах, позволяет в принципе измеренить диаметр кружка рассеяния (H ) путем использования соотношения (4), как это было сделано для пульсара В1641-45. Сплошная линия на Рис. 2 (б) показывает полученное решение, соответствующее величине H = 0.5 + 0.2 миллисекунды дуги при = 4. Получе