WWW.KNIGA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, пособия, учебники, издания, публикации

 

Pages:   || 2 | 3 | 4 |

«Секция А Физика Земли, атмосферы и космоса УДК 550.388 Развитие модели расчета распределения электрического потенциала в ионосфере Аннабаев Руслан Меретович, Лукьянова ...»

-- [ Страница 1 ] --

Секция А

Физика Земли, атмосферы и космоса

УДК 550.388

Развитие модели расчета распределения

электрического потенциала в ионосфере

Аннабаев Руслан Меретович, Лукьянова Рената Юрьевна

Научные руководители: А.Л. Котиков, канд. физ.-мат. наук,

доцент физического ф-та СПбГУ; А.В. Франк Каменецкий,

канд. физ.-мат. наук, ст.н.с., ААНИИ СПб

К настоящему времени накоплен большой объем данных наблюдений

атмосферного электрического поля. Измерения, проводимые в Антарктиде на станции Восток, позволили по новому взглянуть на проблему основных генераторов глобальной геоэлектрической цепи (ГЭЦ). Как показали исследования последних лет, антарктическое плато является идеальным местом для проведения исследований основных характеристик ГЭЦ (отсутствие антропогенных факторов, облаков нижнего яруса, слабые и устойчивые по направлению ветр и т.д.). Полученные в последние годы экспериментальные данные измерений приземного электрического поля на станции Восток в Антарктиде свидетельствуют о связи между вариациями этого поля и параметрами солнечного ветра (СВ). Как известно, в высоких широтах вклад в формирование глобальной электрической цепи вносят магнитосферно ионосферные источники. Разность потенциалов утро вечер в ионосфере полярной шапки генерируется магнитосферным динамо и составляет 20 150 кВ.

Результаты измерений показывают, что ионосферные электрические поля оказывают существенное влияние на приземное поле. Эта связь имеет физико статистический характер и для ее обоснования необходимо развитие моделей, связывающих, с одной стороны, распределение электрического потенциала ионосферы с продольными токами и параметрами СВ, а с другой стороны, рассматривающих проникновение ионосферных полей в нижнюю атмосферу.

Известно, что распределение электрических полей в ионосфере можно представить в виде структуры, где линии конвекции тождественны изолиниям потенциала электрического поля. На сегодняшний день существует несколько основных моделей к онвекции в высокоширотной области ионосферы, показывающих зависимость эволюции эквипотенциалей от параметров СВ и межпланетного магнитного поля (ММП).

Их основное отличие состоит в источниках данных и методе построения линий конвекции ионосферной плазмы (эквипотенциалей) для раличных сезонов: ЛЕТО, РАВНОДЕНСТВИЕ, ЗИМА в северном и южном полушариях, и различных ориентаций ММП. Эти модели базируются, в основном, на статистическом анализе наземных магнитных данных, измерениях ионосферного электрического поля радарами и спутниками.

Они параметризованы по величине и направлению ММП и позволяют получить усредненные картины конвекции для различных комбинаций By и Bz компонент ММП.

Кратко опишем эти модели:

1. IZMEM (IZMIRAN Eleсtrodynamic Model) – модель, созданная в институте Земного Магнетизма Ионосферы и Распостранения Радио Волн Российской Академии Наук (Левитин и др.,1982; Фельдстейн и Левитин, 1986; Папиташвили и др., 1990, 1994;), была одной из первых электродинамических моделей полностью параметризованных по значениям и направлению ММП [1]. Она позволяла вычислять параметры ионосферы в любой точке над северным и южным полюсами для всех сезонов. Модель использовала данные сети наземных магнитометров и применяла к этим данным линейный регрессионный анализ, а также технологию “инверсии” магнитограмм (MIT). Входными параметрами для этой технологии являются данные магнитных измерений всемирной сети наземных станций и модель ионосферной проводимости. Выходные параметры MIT – пространственное распределение электрического поля и продольных токов в ионосфере.

2. DE2 Weimer model – это также эмпирическая модель, показывающая как ионосферное электрическое поле зависит от изменений в ММП и от сезонов [2]. Входными данными модели являются измерения электрического поля на спутнике DE2 (Dynamics Explorer 2). Использованы все пролеты над полярной областью, для которых были доступны данные по ММП, полученные со спутников ISEE 3 и IMP 8. Таких пролетов было 2879 (всего 6900) в период с августа 1981 по март 1983. На основе статистической связи между ММП и величиной электрического поля получаются картины конвекции плазмы, параметризованные по величине и направлению ММП и СВ для разных сезонов.

3. APL. J.M. Ruohoniemi и R.A. Greenwald из Applied Physics Laboratory, Joans Hopkins University, США разработали статистическую модель высокоширотной конвекции, в которой наблюдения за движением плазмы делались наземным радаром, расположенным в Goose Bay, Labrador (53.4N, 60.4W) [3]. Геомагнитная широта эффективного покрытия радара 6585° (CGM), т.о. площадь покрытия таких измерений меньше, чем у спутниковых. Рассматривались данные отраженные с расстояний более 600 км (максимальная дальность радара 2500 км). Входные параметры модели – скорость и направления движения ионосферной плазмы. Эта модель, в основном, сфокусирована на ММП зависимости конвекции. Другие важные факторы, такие как скорость СВ, сезон, угол отклонения диполя, фаза суббури, детально не рассматривались. На выходе результаты представлены в форме карт распределения электрического потенциала, параметризованных по ММП.

4. Модель AMIE (Assimilative Mapping of Ionospheric Electrodynamics).

Эта технология построения карт высокоширотного ионосферного электрического поля и токов в качестве входных параметров использует всю совокупность имеющихся данных для каждого конкретного интересующего момента времени [4]. В её рамках путём комбинации наземных и спутниковых измерений, с учётом заданных начальных условий для конфигурации электрического поля, оцениваются проводимость высокоширотной ионосферы, электрические поля и токи. Каждое наблюдение соответствующим образом взвешивается и рассчитывается потенциал в точках сетки, покрывающей полярные области. Данный метод дает достаточно реалистичную картину, однако, требует сбора и обработки большого массива данных для каждого конкретного события.





Перечисленные выше эмпирические модели имеют свои плюсы и минусы. Так, например, третья модель отличается относительной простотой постановки эксперимента (прямые измерения радарами скорости конвекции плазмы), но на выходе дает усредненные, существенно отличающиеся от реальных, картины распределения ионосферного электрического потенциала. Четвертая, напротив, позволяет получить хорошие, наиболее полные картины конвекции, но требует для этого сбора и обработки огромного количества данных, что весьма трудоёмко и не всегда реально. Кроме того, ни одна модель не предоставляет возможности получать картины распределения потенциала для любых, интересующих исследователя, промежутков времени: конкретных месяцев, дней, часов.

Поэтому, в нашем исследовании решено использовать теоретическую модель расчета электрического потенциала в ионосфере, разработанную Р.Ю. Лукьяновой, в которой в качестве входных параметров использованы высокоточные статистические распределения продольных токов (ПТ) в обоих полушариях, полученные по измерениям вариаций магнитного поля над ионосферой спутниками последнего поколения [5,6,7]. В этой модели учитывается взаимное влияние противоположных полушарий, и она не уступает, а по ряду параметров превосходит существующие модели ионосферной конвекции, которые базируются, в основном, на статистическом анализе наземных магнитных данных, измерениях ионосферного электрического поля радарами и спутниками и позволяют получить усредненные картины конвекции для различных комбинаций компонент ММП.

Рассмотрим модель подробнее. Формулировка краевой задачи о глобальном распределении потенциала с учетом взаимного влияния токонесущих ионосферных оболочек противоположных полушарий состоит в следующем. В открытой магнитосфере предполагается разомкнутость выходящих из полярных шапок магнитных силовых линий либо неэффективность картирования через геомагнитный хвост электрических полей между шапками. Поэтому в модели проводящая ионосферная оболочка разделена на три области: северная и южная полярные шапки и остальная часть сферы. Непосредственная связь по потенциалу между шапками отсутствует, в то время как в области средних широт замкнутые силовые линии земного диполя эффективно выравнивают потенциал в сопряженных точках противоположных полушарий. Двумерное уравнение непрерывности интегрального ионосферного тока в сферических координатах решается для северной, южной и среднеширотной областей отдельно, а соответствующие граничные условия связывают эти три области в единую систему. Количественное сравнение полученных результатов, проведенное для такого ключевого параметра как разность потенциалов поперек полярной шапки, согласуется с экспериментальными данными и с величинами, предсказываемыми эмпирическими моделями ионосферной конвекции [5,6].

Для практического использования модели требуется достаточно точная параметризация по величине, направлению ММП и сезону года. В настоящее время мы не обладаем спутниковыми данными о распределении продольных токов в ионосфере Земли такого разрешения, чтобы было возможно сделать полную параметризацию по величине и направлению ММП с хорошим разрешением. А именно, есть данные токов для полных векторов ММП: Bт=1nT, Bт=5nT (где Bт равно квадратному корню из суммы квадратов двух составляющих: By, Bz. Bx компонента считается не эффективной и не учитывается), усреднённые по времени для трех сезонов: зимы, лета, равноденствия [7]. Масcивы данных для полных векторов Bт=2,3,4nT мы получаем методом линейной интерполяции между “реперными” массивами для ММП: Bт=1nT, Bт=5nT, если одна из компонент ММП равна нулю. Также, массивы данных продольных токов для любого дня года создаются интерполяцией между “реперными” массивами для соответствующих сезонов (зимнего/летнего солнцестояний и равноденствия).

Т.о., задача состоит в подготоке входных массивов продольных токов с достаточно мелким шагом по ММП для последующего расчета распределения электрического поля. Для этого на высокоуровневом языке программирования FORTRAN были написаны програмные средства, предназначенные для обработки массивов данных продольных токов, полученных в Датском космическом центре, с целью приведения их к виду, воспринимаемому внутренней программой модели Р.Ю. Лукьяновой; а также програмные средства для формирования массивов данных продольных токов путем интерполяции между имеющимися реперными массивами.

Несколько сложнее дело обстоит с интерполяциями по компонентам (By,Bz) ММП, когда ни одна из них не обращается в ноль, и полный вектор межпланетного поля, соответственно, равен не второй компоненте, а квадратному корню из суммы их квадратов. В этом случае простая линейная интерполяционная формула может привести к значительным отклонениям от реальных значений продольных токов. Работа в этом направлении ведётся и ещё не завершена.

Результаты использования численной модели для расчета ионосферного электрического поля в периоды измерений приземного электрического поля приведены на рисунках.

На рисунке 1 представлены картины распределения потенциала в ионосфере в северном полушарии для сезона равноденствия при северной ориентации ММП(Bz 0), полученные из различных моделей. При их сравнении явно прослеживается хорошее соответствие структуры конвекции, полученной из теоритической численной модели Р.Ю. Лукьяновой, с результатами других эмпирических моделей. На рисунке представлены сравнительные картины для того же полушария и сезона, но для южной ориентации ММП (Bz 0). Структура эквипотенциалей и в этом случае похожа для трёх, представленных для примера, моделей.

На рисунке 3 можно увидеть результаты интерполяции массивов продольных токов, а также, полученные посредством применения нашей модели, картины распределения ионосферного электрического потенциала в южном полушарии для 21 июня (Bz0, By=0, UT=12 часов).

Подчеркиванием выделены картины распределения продольных токов для “реперных” измеренных данных при Bz= 1nT и Bz= 5 nT (By=0 ).

Нулевым токам соответствует серый цвет. Белыми и черными оттенками изображены, соответственно, положительные и отрицательные токи.

Насыщенность оттенка отображает величину тока (до 0.6 мкА/м2) в данной области ионосферы.

Lukianova and Christiansen, Weimer, Ruohomiemi and Greenwald, Рис. Lukianova and Christiansen, Weimer, Ruohomiemi and Greenwald, Рис. Рис. 1. Papitashvili V.O., B.A. Belov, D.S. Faemark, et al., (1994), Electric potentials patterns in the Northern and Southern polar regions parametrized by the interplanetary magnetic field,, J. Geophys. Res., 99, 1325.

2. Wiemer, D.R., (1995), Models of high latitude electric potentials derived with a least error fit of spherical harmonic coefficients., J. Geophys.

Res., 100, 19595.

3. Riohonieme, J.M. and R.A. Greenwald, (1996), Statistical patterns of high latitude convection obtained from Goose Bay HF radar observations, J. Geophys. Res., 101, 4. Richmond, A.D. and Y. Kamide, (1988), Mapping electrodynamic features of the high latitude ionosphere from localized observations: Technique, J. Geophys. Res., 88, 5741.

5. Lukianova R., V. M. Uvarov, B.A. Samokish, (1997), Numerical simulations of the global distributions of electric potentials over the Earth’s ionosphere, J. Computation Math. and Math. Physics, 37(7), 6. Lukianova, R., F. Christiansen, (2005), Modeling of the global distribution of ionospheric electric fields based on realistic maps of field aligned currents, J. Geophys. Res.111, A03213, 2006.

7. Christiansen, F., V.O. Papitashvili, and T. Neubert (2002), Seasonal variations of high latitude field aligned current system inferred from Orsted and Magsat observations, J. Geophys. Res., 107 (A2),doi:

10.1029/2001JA900104.

УДК 124.01. Дрейф Евроазиатской плиты по наблюдениям геодинамической станции СПбГУ Артюховский Александр Павлович, Фетисов Сергей Научный руководитель: С.Д. Петров, канд. физ. мат. наук, доцент кафедры астрономии СПбГУ Системы спутниковой навигации и их приложения за последние годы довольно прочно закрепили свои позиции в различных областях науки. В частности, глобальные навигационные спутниковые системы (ГНСС) [1] нашли широкое применение в астрометрии и геодинамике.

Высокоточные ГНСС измерения позволяют решать целый ряд научных задач: реализация земной системы отсчёта ITRF, определение параметров вращения Земли (ПВЗ), мониторинг движения тектонических плит и многое другое [2].

В связи с этим в лаборатории астрометрии СПбГУ была организована GPS/ГЛОНАСС станция [3,4], работающая на постоянной основе с мая 2006 г. В ходе работы станция показала хорошую стабильность на коротких временных масштабах и точность измерения координат на уровне нескольких миллиметров. Имея точностные характеристики на уровне большинства опорных ГНСС станций, GPS/ГЛОНАСС станция СПбГУ позволила решать множество актуальных задач в области астрометрии и геодинамики.

Первым испытанием возможностей геодинамической станции СПбГУ стало выявление и изучение эффектов, связанных с континентальным дрейфом. В частности, была поставлена задача выявления дрейфа евроазиатской плиты из GPS наблюдений станции и сравнение результатов с данными, полученными с помощью моделирования.

Первые предположения о существовании дрейфа (медленного удаления друг от друга) континентов были высказаны ещё в начале XX в. немецким учёным Альфредом Вегенером, но общепринятой теория континентального дрейфа стала лишь к середине XX в., когда огромный объём данных, свидетельствующих в её пользу, уже нельзя было игнорировать или приписывать иным явлениям. Тогда же появился термин “тектоника плит”. Согласно теории тектоники плит, континенты движутся со скоростью от 1 до 10 см в год (Рис. 1), располагаясь на различных плитах, на которые разбита литосфера.

В настоящее время для моделирования дрейфов различных литосферных плит используется рекомендованная Международной Службой Вращения Земли модель литосферной кинематики NNR NUVEL 1A [5].

Рис. 1. Движение литосферных плит (Изображение с веб сайта (http:// sideshow.jpl.nasa.gov/).

Согласно модели NNR NUVEL 1A, вследствие континентального дрейфа станция СПбГУ должна смещаться со следующей скоростью (приведены проекции вектора скорости на оси координат системы ITRF):

К моменту начала исследований наша станция отработала 6 месяцев с незначительными перерывами. За это время станция должна была сместиться на следующее расстояние:

Накопленные за 6 месяцев RINEX файлы [6] с суточными наблюдениями были обработаны с помощью канадской интернет службы для обработки GPS измерений CSRS Precise Point Positioning (CSRS PPP) Servicе [7]. В результате обработки были получены 6 временных рядов:

трёх координат антенны станции в системе ITRF, широты, долготы и превышения над геоидом. Во всех рядах каждый отсчёт соответствовал конкретным суткам и представлял собой усреднённое за данные сутки значение соответствующей координаты. Во всех рядах присутствовали разрывы, вызванные участием GPS/ГЛОНАСС приёмника в измерениях, проводимых Пулковской Обсерваторией (18 дней), а также использованием приёмника в летней студенческой астрометрической практике (8 дней).

Существование континентального дрейфа должно было привести к существованию линейных трендов во всех этих рядах, в частности, в рядах интересующиx нас координат X, Y и Z. Поэтому задача обнаружения дрейфа свелась к вычислению параметров линейных трендов для рядов координат X, Y и Z (Рис. 2).

Рис. 2. Временные ряды для координат станции в системе ITRF 2000 и их тренды.

Пусть тренды для рядов координат X, Y и Z выражаются следующим образом:

где величины X,Y, Z значения временных рядов для соответствующих координат для суток с номером t имеют размерность в метрах. В этом случае скорость изменения координат со временем выражается коэффициентами kx, ky, kz соответственно и измеряется в метрах в сутки.

Вычисление параметров линейных трендов для временных рядов координат X, Y и Z станции СПбГУ дало следующие результаты:

Из результатов видно, что наблюдаемый дрейф станции согласуется с данными моделирования в пределах точности измерений станции (X, Y~1мм, Z~1мм). Стоит сразу заметить, что вычисления, проводимые с Z координатой станции, имели лишь формальный характер, так как смещение плиты по оси Z оказалось меньше вычисленной средней ошибки измерения координаты Z.

Чтобы удостовериться в том, что данные изменения были вызваны именно континентальным дрейфом, а не какими либо иными факторами, было произведено исследование вариаций длины базы между станцией СПбГУ и опорной станцией “Светлое”, расположенной на Карельском перешейке. График вариаций показан на рис. 3.

Рис. 3. Вариации длины базы между станциями СПбГУ и Светлое.

Отсутствие тренда и малая величина вариаций (в пределах точности измерений станции СПбГУ) позволяют говорить о том, что полученные нами изменения координат связаны именно с дрейфом евроазиатской плиты.

Несмотря на то, что влияние дрейфа евроазиатской плиты было обнаружено на столь коротком отрезке времени, всё же более наглядным могло бы стать измерение данного дрейфа относительно какой либо другой литосферной плиты. В данном случае величина дрейфа могла бы стать в 1.5 3 раза больше в зависимости от плиты, выбранной в качестве опорной.

В связи с этим, в дополнение к абсолютному смещению был изучен дрейф евроазиатской плиты относительно североамериканской. В этом случае для величины относительного дрейфа ожидается больший эффект, так как векторы движения обеих плит направлены в противоположные стороны. Измерение дрейфа производилось путём вычисления параметров линейного тренда для временного ряда, описывающего длину дуги на поверхности Земли, соединяющей опорные станции СПбГУ и Flin Flon (Канада). Результаты измерений представлены на рис. 4.

Рис. 4. Вариации длины дуги, соединяющей станции СПбГУ и Flin.

Хорошо видно, что в данном случае тренд имеет гораздо больший наклон, нежели тренды для рядов изменения координат станции СПбГУ, а значит, изменение расстояния между базами происходит с большей скоростью. Величина наклона тренда соответствует скорости удаления материков 2 миллисекунды дуги (или 6 см) в год и достаточно хорошо совпадает с моделируемым значением.

Таким образом, исходя из полученных в результате обработки измерений результатов, можно сделать следующие выводы:

Во первых, есть все основания полагать, что выявленный дрейф геодинамической станции СПбГУ напрямую связан с дрейфом Евроазиатской плиты. В пользу этого утверждения говорят как отсутствие тренда у временного ряда вариаций длины базы между станциями СПбГУ и “Светлое”, так и малый интервал отклонений.

Во вторых, факт того, что такие тонкие эффекты, как дрейф континентов, были выявлены на сравнительно небольшом интервале в месяцев, безусловно, говорит о высоком качестве измерений, производимых станцией.

1. Соловьёв Ю. А. Спутниковая навигация и её приложения. Москва:

Эко Тендз, 2003.

2. Официальный сайт международной службы IGS: http://igscb.jpl.

nasa.gov/ 3. Navstar GPS Space Segment / Navigation User Interfaces. Arinc research corporation, 2000.

4. Интерфейсный контрольный документ ГНСС ГЛОНАСС.

Москва, 2002.

5. IERS Conventions 2003 (IERS Technical Note ; No. 32), http://www.

iers.org/iers/publications/tn/tn32/ 6. Werner Gurtner, RINEX: The Receiver Independent Exchange Format Version 2. Astronomical Institute, University of Berne.

7. CSRS Precise Point Positioning (CSRS PPP) Servicе, http://www.

geod.nrcan.gc.ca/

Abstract

Modern global navigation satellite systems (GNSS) strongly influenced various fields of science during last years. In particular, a lot of astrometric and geodynamical problems can be solved by means of GNSS.

In this work we present the drift of the Euroasian plate measured by means of geodynamical GPS/GLONASS station located in St.Petersburg State University. The 6 month displacement of the St.Petersburg State University geodynamic station is obtained with respect to the International Terrestrial Reference Frame and to the other geodynamical stations of International GNSS Service (IGS) network. The drift was found to be in good agreement with the values predicted by the modern model of the the tectonic motion.

УДК 524.4; 524.7; 524. Численное AMR моделирование МГД турбулентности в коллапсирующих облаках Ильичёв Дмитрий Владимирович, Замоздра Сергей Научный руководитель: С.Н. Замоздра, ст. преп. ЧелГУ Одним из основных этапов современного звёздообразования является гравитационный коллапс (сильное сжатие) плотных ядер космических молекулярных облаков с массами 0.5500 масс Солнца и размерами R=0.021.0 пк (далее “протозвёздных облаков”) [1]. На ранней стадии коллапса протозвёздное облако прозрачно к собственному инфракрасному излучению, поэтому коллапс можно считать изотермическим. Характерное время коллапса имеет порядок времени свободного сжатия где 0 – начальная средняя плотность.

Плазма в космических условиях находится в непрестанном движении, которое носит нерегулярный характер. При таком движении, которое называется турбулентностью, скорость представляет собой случайное поле, ее величина и направление меняются хаотическим образом. Из наблюдений следует [1,2], что в плазме протозвёздных облаков есть как дозвуковая, так и сверхзвуковая турбулентности. На изотермической стадии коллапса облака сверхзвуковая турбулентность может существенно повлиять на распределения плотности, скорости и магнитного поля, от которых зависят параметры образующихся протозвёзд [2].

Энергия магнитного поля в протозвёздных облаках сравнима с гравитационной и кинетической энергиями [3], поэтому корректные модели этих объектов должны учитывать магнитное поле. Турбулентность, на которую существенно влияет магнитное поле, называют магнитогидродинамической (МГД).

В настоящей работе проводится трёхмерное численное моделирование гравитационного коллапса протозвёздных облаков. Используется код Megalion [4], реализующий технологию динамически адаптивных иерархических сеток (AMR, Adaptive Mesh Refinement). Эта технология позволяет локально использовать более высокое разрешение сетки, чем на регулярной сетке, а также эффективно распределять вычислительные ресурсы. Благодаря этому можно успешно моделировать течения с большими градиентами и быстрыми временными вариациями.

Начальные стадии коллапса магнитных турбулентных протозвёздных облаков можно исследовать в рамках изотермической гравитационной магнитной гидродинамики, уравнения которой могут быть записаны в следующем виде где cs– изотермическая сковещества, v– массовая скорость, P– давление, B – индукция магнитного поля, F – гравитационный потенциал, G – гравитационная постоянная, g – гравитационное ускорение.

Рассматривается однородное облако заданной массы M0, находящееся в равновесии по давлению с окружающей более горячей средой.

Считается, что в начальный момент времени облако и среда пронизаны однородным магнитным полем. Начальное состояние такого облака характеризуется значениями температуры T0 плотности 0, магнитного поля B0 угловой скорости 0 и средней скоростью турбулентной пульсации vt0. Задача решается в декартовых координатах {x, y, z} в трёхмерной расчётной области D = ( 0.5x0.5, 0.5y0.5, 0.5z0.5).

Таким образом, турбулентное твердотельно вращающееся сферически симметричное однородное облако характеризуется массой M0, температурой T0, тепловым t, вращательным, магнитным m и кинетическим k параметрами где П – скалярный интеграл давления, E – энергия твердотельного вращения, Em – магнитная энергия, Ek –кинетическая энергия турбулентности, Eg – модуль гравитационной энергии.

Начальная турбулентность задаётся следующим образом: каждой компоненте вектора скорости в каждой ячейке присваивается случайное значение из некоторого интервала ( vtmax, vtmax) с равномерным распределением.

Граничными условиями является непрерывность на границе всех физических величин.

Расчёты проводились на динамически адаптивной сетке с максимальным уровнем иерархии N=6, что соответствует однородной сетке с числом ячеек 643. Начальная плотность облака в 10 раз больше, чем у окружающей среды. Для всех моделей (см. таблицу) тепловой параметр t=0.1.

Кратность (шестой столбец) – это количество гравитационно связанных фрагментов. В последнем столбце представлен максимальный перепад плотности на завершающей стадии счёта. Модель “А” представляет изотермическое невращающееся сильно турбулизованное облако в магнитном поле. Модель “B” – адиабатически сжимающееся (газ из двухатомных молекул) невращающееся сильно турбулизованное облако в магнитном поле. Модели “С” и “D” учитывают сильное вращение. В модели “D” нет магнитного поля.

Эволюция плотности, кинетической и магнитной энергий Модель “А”. На рис.1 изображено распределение плотности и скорости в плоскости X Z. Магнитное поле направленно по оси Z вертикально вверх.

Рис. 1. Распределение плотности и скорости в плоскости X Z в модели “А” (t = 0.0, 0.13, 1.0 tff, соответственно).

На ранних стадиях сжатия невозможно выделить преимущественного направления потока вещества, что свидетельствует о наличии турбулентных возмущений скорости. В местах с отрицательной дивергенцией скорости образуются сгущения плотности. Таким образом, в облаке возникает процесс, который назван турбулентной фрагментацией. Скорость газа в расчётной области в начальный момент времени превышает скорость звука во много раз, что должно приводить к возникновению многочисленных ударных волн. Но из за низкого разрешения сетки этот эффект невозможно обнаружить (размер ячейки должен быть меньше толщины фронта волны).

На временах порядка 0.3tff турбулентные флуктуации скорости сильно затухают, возникает процесс перетекания массы на более крупные фрагменты, и формируются направленные потоки. После времени 1.0tff коллапс продолжается почти так же, как у нетурбулентного облака.

Модель “В”. Она отличается от первой только показателем политропы, который характеризует степень прозрачности облака для собственного инфракрасного излучения. При = 7/5 коллапс перестаёт быть изотермическим и тепловая энергия, выделившаяся в результате столкновений частиц, разрывает облако.

Модель “С”. Облако обладает начальной угловой скоростью, направленной вдоль магнитного поля (параллельный ротатор), а также слабым турбулентным возмущением. Ожидалось, что наличие углового момента и неравномерного распределения плотности приведёт к образованию гравитационно связанной кратной системы. Как показали результаты расчётов, этого не произошло. По видимому, это связанно с наличием, хотя и несильного, магнитного поля, которое эффективно отводит угловой момент облака, разбитого на множество “осколков”.

Модель “D”. Эта модель отличается от предыдущей отсутствием магнитного поля и, как следствие, механизма отвода углового момента.

В результате образуется двойная гравитационно связанная протосистема (рис. 2).

Рис. 2. Трёхмерная картина распределения плотности в модели “D” (t = 0.15, 0.50, 1.04 tff).

Гравитационно турбулентный сценарий [5] формирования звёзд из молекулярных облаков предполагает, что сверхзвуковая турбулентность создаёт сгущения различной формы и плотности; некоторые из этих сгущений гравитационно неустойчивы (протозвёздные облака) и в процессе коллапса рождают звезды. Мы попытались выяснить, что происходит с турбулентностью внутри коллапсирующих протозвёздных облаков.

Процесс коллапса облака можно условно разделить на две фазы: турбулентная и ламинарная (рис. 3). При t 0.3 tff (турбулентная фаза) турбулентное давление препятствует сжатию облака и частично выталкивает вещество за первоначальную границу. Внутри облака турбулентность создаёт сложные структуры и теряет Рис. 3 Эволюция магнитной и кинетической свою энергию. При t 0.3 tff энергии в модели “А” (ламинарная фаза) флуктуации скорости малы и вещество стягивается к общему центру массы.

Дальнейшая эволюция структур зависит от отношения магнитной и вращательной энергии к модулю гравитационной.

В дальнейшем планируется провести расчёты с более высоким разрешением, а также выяснить роль МГД волн, проникающих в протозвёздные облака из окружающей среды.

Работа поддержана грантами РФФИ 05 02 17070 и РФФИ Урал 04 02 96050. Авторы благодарят А. Г. Жилкина и А. Ю. Сытова за предоставление кода Megalion и визуализатора данных DSV.

1. Di Francesco et al. An observational perspective of low mass dense cores I: internal physical and chemical properties // arXiv:astro ph/0602379, V. 1, 17 Feb 2006.

2. J. Ballesteros Paredes, R. S. Klessen, M. Mac Low, E. Vazquez Semadeni.

Molecular cloud turbulence and star formation // arXiv:astro ph/0603357, V. 1, 14 Mar 2006.

3. R. M. Crutcher. What drives star formation? // Astrophysics and Space Science. 292, 225, (2004).

4. А. Е. Дудоров, А. Г. Жилкин, К. Е. Степанов, А. Ю. Сытов, О. А.

Кузнецов. Численный AMR код для моделирования коллапсирующих протозвёздных облаков. VII Забабахинские научные чтения, 2003.

http://www.vniitf.ru/rig/konfer/7zst/reports/s6/6 18.pdf 5. J. Ballesteros Paredes, A. Gazol, J. Kim, R. S. Klessen, A. Jappsen, E. Tejero. The mass spectra of cores in turbulent molecular clouds and implications for the initial mass function // Astrophys. J. 637, 384, (2006).

Abstract

Gravitational isothermal collapse of turbulent molecular cloud cores is investigated with the help of three dimensional numerical MHD simulations.

Numerical code “Megalion” with the technology of adaptive mesh refinement is used. It is shown that: 1) turbulence loses its energy on cloud deformation and fragment production, 2) turbulence help to remove the angular momentum of the cloud via hydromagnetic waves.

УДК 523. Прогноз 24 го цикла солнечной активности по Научный руководитель: Д. И. Понявин, канд. физ. мат. наук, доцент, НИИ физики СПбГУ Основной особенностью временных изменений частоты (и в меньшей степени суммарной мощности) всех явлений активной радиации Солнца является их цикличность.

Практически все индексы солнечной активности обнаруживают изменения, в среднем повторяющиеся каждые 11 лет и потому называющиеся 11 летней солнечной цикличностью. С ними в той или иной степени связаны многие процессы в околоземном космическом пространстве и геомагнитной активности.

Поскольку наиболее длинные ряды получены для индексов пятен (прежде всего–цюрихский ряд чисел Вольфа), основные особенности 11 летнего цикла солнечной активности выведены из данных о солнечных пятнах.

Основные статистические особенности 11 летней цикличности по солнечным пятнам:

1. Длительность циклов составляет от 7 до 17 лет.

2. Фаза роста от 2 до 5 лет, спада от 5 до 12 лет.

3. Амплитуды последовательных циклов плавно меняются от значений W ~ 50 (низкие) до W ~ 200 (высокие циклы).

4. Зона пятнообразования в течение цикла смещается от средних широт (30 – 35о) до 5о в конце цикла.

Важнейшей особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11 летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют одинаковую полярность в северном полушарии и противоположную в южном.

То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную.

При этом меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Поэтому правильнее говорить не об 11 летнем, а о 22 летнем цикле солнечной активности (закон Хэйла, 1919).

Поле геомагнитного возмущения разделяется на две главные части –поле полярных магнитных возмущений, DP, и поле кольцевого тока, вызывающего главную фазу магнитной бури, DR. Изменения этих полей в 11 летнем цикле солнечной активности можно изучать при помощи соответствующих индексов.

В данной работе рассмотрены следующие индексы:

1. Относительные числа Вольфа – W.

Запятненность Солнца обычно характеризуют числом Вольфа где f – количество всех пятен, в данный момент наблюдаемых на диске, а g – количество образованных ими групп; коэффициент k зависит от качества наблюдений.

2. Геомагнитные K индексы – Kp.

Средний индекс Kp определяется для 3 х часовых интервалов мирового времени путем осреднения величин K на 12 обсерваториях. Суточные вариации исключаются путем введения нижних индексов, 0 или +.

В 1939 г. Международной ассоциацией по земному магнетизму и электричеству для оценки степени возмущенности геомагнитного поля была введена в практику девятибалльная шкала, которая принята и в настоящее время во многих странах. Она представляет собой численную характеристику степени возмущенности, выраженную в баллах, где каждому баллу соответствует амплитуда колебаний магнитных элементов за трехчасовой промежуток, с поправкой на спокойную суточную вариацию. Величина деления шкалы K выбирается своя для каждой обсерватории, чтобы исключить влияние широты места, так как степень возмущенности на разных широтах различна при одной и той же активности Солнца. При этом за амплитуду колебаний элементов принимается максимальная разность между наибольшим и наименьшим отклонениями одного из элементов от нормальной кривой их суточного хода в трехчасовом промежутке.

3. Индексы геомагнитной активности – M.

Индекс M является линейной функцией индекса Kp:

В 1966 г. А.И. Олем был предложен метод прогноза солнечной активности. В качестве предиктора была выбрана величина:

где сумма берется за 3 года – от 1 до 3, причем нулевым считается год минимума, которым заканчивается данный 11 летний цикл; Mi и Wi – средние значения индекса M и числа Вольфа W; M и W – средние значения M и W за все десять циклов, вошедших в обработку (с 11 го по 19 й по цюрихской нумерации); M и W стандартные отклонения величин M и W.

Известно, что в конце циклов развиваются, в основном, рекуррентные геомагнитные возмущения. Вычитание нормированных отклонений W из нормированных отклонений М имело целью подчеркнуть роль рекуррентных возмущений в величине m', т.к. спорадические (вспышечные) магнитные возмущения в первом приближении можно считать пропорциональными числам Вольфа W.

На рис. 1 показан график линейной регрессии между m'(n) (значениями m' для n го 11 летнего цикла) и Wм(n+1), т.е. значениями Wм в следующем цикле.

Рис. 1. Зависимость между величиной максимума солнечного цикла в числах Вольфа Wmax(n+1) от уровня геомагнитной активности m'(n) на спаде предыдущего цикла. Номера циклов проставлены согласно цюрихской нумерации. Приведено уравнение линейной регрессии.

Коэффициент корреляции (r=+0,97), уравнение регрессии имеет вид Среднее квадратичное отклонение эпигноза значений Wм по формуле (2) составляет 9,65. Мы проверили эту статистическую зависимость на солнечных циклах 20, 21, 22 и 23 (см. Таблицу 1).

По уравнению линейной регрессии (2) был произведен прогноз максимума солнечной активности Wм в следующем 24 м цикле (в настоящее время мы переживаем минимум солнечной активности между циклами Таблица 1. Расчетные и реальные числа Вольфа в максимумах солнечной активности.

23 и 24). В результате была получена оценка: W(24)=74,1±15.

Выводы:

1. Существует тесная связь между интенсивностью рекуррентных геомагнитных возмущений в конце цикла и высотой следующего 11 летнего цикла солнечных пятен, т.е. наличие физической связи между источниками рекуррентных возмущений на Солнце на фазе спада солнечного цикла и пятнообразовательной деятельностью следующего цикла.

2. Прогноз максимума солнечной активности в 24 м цикле по методу А.И.Оля дал результат W(24)=74,1±15, таким образом, 24 й цикл солнечной активности будет наименьшим за последние сто лет.

1. А.И. Оль, Г.И. Оль. Новый метод сверхдолгосрочного прогноза солнечной активности, Изв. АН СССР, Серия Физическая, Т. 44, №12, С.2569 2573, 1980.

2. А.И. Оль. Труды Аркт. и антаркт. ин та, 1969, 289, 5.

Abstract

We have checked the Ohl technique to predict the sunspot cycle activity using geomagnetic variations as precursor. It is shown that the next solar cycle is expected to be smallest in the 100 years.

УДК 524.354.4; 528.737.6; 520. Optical Observations of the Anomalous X Ray Pulsar 4U 0142+61 With the BTA 6m Telescope Scientific Advisers: Y.A. Shibanov, Doctor of Sciences, leading Research Scientist at the Department of Mathematical Physics of the Ioffe Physico Technical Institute; V.A. Yakovleva, Candidate of Sciences, Docent at the Department of Astrophysics of the Saint Petersburg State University, Mathematics and Mechanics Faculty

1. Introduction

The Anomalous X ray Pulsars (AXPs) are a subclass of Neutron stars (NS). Since the early 70’s NS has been observed as regular pulsing compact X Ray sources. In most cases they are bright X ray sources powered by accretion in a binary system, showing regular pulsations. Currently are known ~ 300 X ray Pulsars. Most of them are members of High Mass X ray Binary Systems (HMXBs) with an OB companion (van Paradijs 1995; Bildsten et al. 1997). Comparatively, the number of pulsars found in Low mass (companion’s mass less than or ~ 2 M where M = Sun’s mass) X ray Binary Systems (LMXBs) is quite small.

Furthermore there are some X ray pulsars (7, possibly 9) that are members of neither HMXBs nor LMXBs. These are Anomalous or Braking X ray Pulsars (AXPs) (van Paradijs, Taam, & van den Heuvel 1995; Mereghetti & Stella 1995; Ghosh, Angelini, & White 1997). All of them have spin periods (P) in the 5 12s range, which is extremely narrow compared with the ms 2.8 hour range of spin periods of HMXB pulsars. There are upper limits on brightness of optical counterparts, and in some cases optical counterparts are seen, which rule out high mass companions (Durant 2003; Hulleman 2003, this work).

The actual radiation mechanism of AXPs is still under discussion but in the now “standard” model, which is now strongly supported by observation, AXPs are assumed to be magnetars (neutron stars with ultra strong magnetic fields: B ~1014 G). Magnetic field decay should provide stable spin down rate with lower noise then in accretion models and also more stable spectrum and luminosity. The spectra and light curves expected from the surface of a highly magnetized NS has been modeled (Ozel 2002 and 2004) and show good agreement with observations.

The X ray source 4U 0142+61 was discovered with Uhuru in 1978 (Forman et al. 1978). But it was only in 1984 when pulsations with ~ 8.7s period were discovered using EXOSAT data (Israel, Mereghetti, & Stella 1994).

Observation of the anomalous X ray pulsar 4U 0142+61 with the EPIC cameras on XMM Newton performed in 2003 are well described by a blackbody with effective temperature kTBB0.395 KeV plus a power law with photon index ph2.6 and an absorption column NH9.6·1021 cm Gohler et al. 2004). This spectrum is consistent with earlier spectra measured with ASCA1 (White et al. 1996) and EXOSAT2 (White et al. 1987).

However, measurements performed by Chandra are better described by a blackbody with effective temperature kTBB0.46 KeV plus a power law with Fig. 1. Chandra spectral results: a Blackbody plus Power law model.

photon index ph2.4 and an absorption column NH9.1·1021 cm 2, see Fig. (Patel et al. 2003).

The spin frequency of 4U 0142+61 was measured at different epochs with Einstein (White et al. 1996), EXOSAT (Israel et al. 1994), ROSAT (Motch Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics.

European Space Agency’s X ray Observatory satellite.

The number in parenthesis is the error corresponding the last significant digits, e.g.: 0.164(12)0.164±0.012.

et al. 1991; Hellier 1994), ASCA (White et al. 1996), the Rossi X Ray Timing Explorer (RXTE) and XMM Newton (Ghler et al. 2004). The spin frequency history is shown in Fig. 2.

Fig. 2. Pulse frequency history of the 4U 0142+61. The RXTE measurement is indicated by a filled circle. The dotted line is the best linear fit to the overall spin down d/dt= 3.1±0.1·1014 Hz/s.

All measurements of the spin frequency follow a general spin down trend at~1,98·10 12s/s which corresponds to a spin down timescale P/2P70,000 yr.

A period search for this object using the method of epoch folding resulted in a period3 of 8.6882(2)s (Ghler et al. 2004).

1.1.2 Previous optical observations of 4U 0142+61 and main Optical and near IR (NIR) images of the field of AXP 4U 0142+61 were obtained with the Keck telescope (Hulleman 2003). A faint object was clearly detected within the X ray error circle in the V (magnitude ~25.6), R (~24.9), I (~23.8), K (~19.7) and Ks (~20.2) bands. In the B band (limiting magnitude ~ 28.1) it was only marginally (2) detected. It means that there should be a break in the spectral energy distribution of the optical NIR emission in this band. It is important to note that due to the spectral proximity of the K and Ks bands (2.196 nm and 2.146 nm, respectively) and the fact that the observations in these bands are two and a half year apart, the marked difference between them has been attributed to a source variability. The NIR variability has been detected for several AXP counterparts (1E 1048 5937, 1E 1841 045, 1E 2259+586) (Israel et al. 2002; Rea et al. 2004; Tam et al. 2004).

The variations were found, or suspected, to be correlated with the persistent X ray emission. The reasons for the variability are no yet clear. Variations of this kind could also occur in the optical range.

Optical (BVRI bands) observations of the field of the AXP 4U 0142+ were performed on November 21 24, 2003, with the Spectral Camera with Optical Reducer for Photometrical and Interferometrical Observations (SCORPIO) at the 6 meter BTA (Big Telescope Alt azimuthal) of SAO RAS(Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences). The total exposure time was ~ 35 Ksec. Observations were performed with a CCD matrix of 2048x2048 pixels. Its FOV (Field of View) is ~6’ x 6’ with pixel scale of 0.357 arcsec/pixel. Atmospheric conditions of observation at least for the first night were photometrical. Within 3 nights 302 individual images were obtained including Bias images, Flatfield images, Photometric standards and the AXP 4U 0142+61 field. The average seeing of the observations was 1’’.6, fluctuating between 1’’.5 and 1’’.9. Typical individual exposure times (Texp) were 450 s for B filter, 300 s for V, 200 s for R and 120 s for I. Images with seeing 1’’.7 were excluded, images with shorter Texp and with artifacts near the 4U 0142+61, also were excluded. The filed with the standard stars was observed in each filter with different Texp (from 3 s to 15 s). The frames were accurately selected so that the standards were not oversampled. After this selection one image was used per filter for the calibration (for details, see section 3.2) The Software used to remove the CCD instrumental effects was the Munich Image Data Analysis System (MIDAS), the CCD analysis program of the European Southern Observatory (ESO). The Image Reduction and Analysis Facility (IRAF) was also shortly used for comparisons. The corrections for the following effects were done:

• Pixel sensitivity; flat fielding For all the reduction procedures MIDAS programs/procedures were written which automatically (or in some cases interactively) execute them.

A sample of a raw image and the same image after reduction are shown in Fig. 3 and 4. After the alignment of all the frames of each filter, they were combined (summed) into one. The resulted images are shown in Fig. 5.

Frames are ~ 5’ x 5’. Note that I filter is smaller. This is due to the fact that the shifts needed for correcting the fringes make the intersection on all the frames smaller.

Fig. 3. Image in I band before reduction.

Fig. 5. Summed frames of each filter: B(39 images), V(44 images), R(17 images), I(4 images).

For the astrometry the USNO B1.0 Catalog was used and, once the reference stars were selected, it was performed using a MIDAS implementation of the original POS1 program. Initially15 stars were selected, but in the iteration process (part of the POS1 program) due to different reasons (principally bigger errors in center determinations, or larger proper motions) 6 stars were excluded from the final astrometry.

Results of the astrometry.

As the errors of the centers of the selected objects were 0.04 pix (1. mas), and the catalog errors are ~200 mas, the errors of the ideal final astrometry were expected to be ~200 mas as well. But the result was better:

the coordinates obtained had ~100 mas errors with respect to the USNO B 1.0 catalog. We estimate the positions obtained to be on the International Celestial Reference Frame (ICRF) with the accuracy of about 220 mas.

The 4U 0142+61 (in filters R and I) was actually found inside the small Fig. 6. Zoomed fragment of the same field with the AXP optical and X ray positions marked on the left panel. In the right, the 4U 0142+61 is highlighted.

Table 1. Coordinates of the AXP 4U 0142+61 from different observations.

Errors correspond to circles radii on the figures.

Chandra error box, being also consistent with Hulleman coordinates (I filter).

In Filter B and V no signal was detected at the 4U 0142+61 position, allowing us only to determinate the upper limit for its flux in those filters. In filters R and I the counterpart was detected with S/N = 5.9 for R and 2.9 for I.

For the photometry we used standard fields from Landolt’s photometrical catalog and secondary standards on the AXP 4U 0142+61 field. The instrumental magnitudes were corrected for extinction, and different exposure time was taken into account: Minstr=M0+2.5log(Texp ) X·AtmExt ApCor, where Minstr is the searched corrected instrumental magnitude, M0 is the measured magnitude, Texp is the duration of exposure in seconds, AtmExt is the atmospheric extinction coefficient for the SAO-BTA, ApCor is the correction for small apertures, and X is the air mass (Hardie 1962):

X=secZ 0.0018167(secZ 1) 0.002875(secZ 1)2 0.0008083(secZ 1)3, where Z is the Zenith distance.

The photometry was performed using ESO MIDAS, basically using

MAGNITUDE/CIRCLE and INTEGRATE/APERTURE. DAOPHOT II

was also used for testing and checking purposes, but due to the fact that photometry was needed for only few stars, much more user controlled procedures were preferred, contrary to highly automatized work of DAOPHOT II that is preferable for photometry of large number of stars in crowded fields.

Once the target magnitudes were obtained, one needs to dered them.

Patel et al. (2003) published the X ray spectrum of the AXP 4U 0142+61, and obtained the best fitting with a power law plus blackbody model, with a=2.35(2), kTBB=0.458(3)keV, and NH=0.91(2)·1022cm 2 which gives the reddening value AV=5.1(1) (We used the relation NH/AV=1.79(3)·1023; Predehl & Schmitt 1995). Then, using the empirical relation between AV and A found by Cardelli et al. (1989): A/AV =a(x)+b(x)/RV where is the reciprocal of the wavelength: [x]=µm 1. For the optical/near infrared range (1.1µm 1x8µm 1) denoting y = (x – 1.82), one has 0. 77530y 6 + 0. 3 2 9 9y and 5.30260y6 2.09002y The corrections for galactic extinction were obtained (using RV=3.1) for each filter (AV =5.1) B: 6.7(1) Е, V: 5.1(1) Е, R: 4.15(10) Е, I: 3.00 (5) Е Once the dereddened magnitudes are obtained, the absolute fluxes (in erg·cm-2·s-1·Hz-1) were calculated using the expression logF=-0.4(m+ m0),with zero points taken from Fukugita et al. (1995): m0B=48.490, m0V=48.613, m0R=48.800, m0I=49.058.

In order to find an estimation of the distance to 4U 0142+61, the standard procedure is to try to determinate the run of reddening as a function of distance at lines of sight close to 4U 0142+61 and compare it with the photoelectric absorption column density NH obtained from X ray spectral fitting. So a rough estimation (upper and lower limits) of the distance can be done. At 17 and 30’ from the 4U 0142+61 two young open clusters (NGC 654 and NGC 663) are located (Garmany & Stencel 1992). The parameters of the clusters are: radii of 1’.39 and 2’.69, from a Gaussian fit to the cumulative stellar distributions, and ages of 8 25 and 12 25 Myrs, by fitting stellar isochrones, for NGC 654 and NGC 663, respectively. This gives distances of 2.6 kpc and 2.8 kpc, respectively (main sequence two color curve shift gives reddening, then zero age main sequence curve shift give distance (Phelps & Janes 1994)). The mean redding for both is E(B V)=0.85(AV=2.6), values:

E(B V)=0.7 1.2 (AV=2.2 3.7). This reddening may be partially caused by two molecular clouds, NGC 663A and NGC 663C, at d~3.1 and d~1.1Kpc, respectively (Leisawitz 1990), and estimated extinction of order ~0.9 and ~2.2 mag. The X ray column density of the 4U 0142+61 is NH=9.1·1021cm (Patel et al. 2002) which gives AV=5.1(1), using the relation NH=1.79·1021AV (Predehl & Schmitt 1995). Since it is higher than theAV for NGC 654 and NGC 663, it suggests that 4U 0142+61 is at a distance d2.5 Kpc. Unless it suffers local absorption, as was suggested by Israel et al. (1994), that part of the absorption to 4U 0142+61 is due to the local dark cloud NGC 663H (Leisawitz et al. 1989), which is close to the line of sight and is at a distance less than 1 Kpc. However, more accurate data from Keck (Hulleman et al.

2000) show that it is not the case. Using a wider Palomar sub set, with a richer set of stars with his photometry fitted to evolutionary models, he found that these stars have 0.7 AV2.5, with a corresponding range in distance of 1.2d3 Kpc. This is consistent with the distance expected from the data on the molecular clouds NGC 663A and 663C mentioned above, with no evidence for extinction due to the local dark cloud NGC 663H. To find upper limits of distances Hulleman uses the fainter stars from the Keck images. Fitting them to the reddening range 3 AV 5 suggests the distance to 4U 0142+61 is in the range of 4 d 7 Kpc. The large range is due to the fact that multiple solutions are possible in the fitting, so it was not possible to obtain a more accurate value. As a rough test we compared the suggested reddening with the total Galactic reddening AV~ 5.3 (from NASA/IPAC Infrared Science Archive (IRSA)), and this does not contradict the results. As a conclusion it is suggested that within the first Kpc, the extinction has a fairly rapid rise to AV= 2, then the levels off, to AV~ 2.5 at 2.5 kpc and beyond that, has a slow rise to AV~ 3.5 at d = 5 Kpc.

The magnitudes of the AXP 4U 0142+61, both observed and corrected for galactical extinction (AV~ 5.1), are presented in Table 2.

Table 2. AXP 4U 0142+61 magnitudes observed and corrected for the absorption (AV~ 5.1(1)).

In 2003 Patel et al. published the Chandra’s X ray spectrum of the AXP 4U 0142+61, and obtained the best fitting with a power law plus blackbody model, estimating the reddening value as AV~ 5.1(1). Taking this into account, the resulted flux (R and I filters) and upper limits (V and B filters) for the AXP 4U 0142+61 are represented in Fig. 7. In this figure we also represent the fitting of X ray spectra: a Blackbody with effective temperature kTBB=0.395(5)keV plus a power law with photon index a=2.62(5) and an Fig. 7. AXP 4U 0142+61 Flux (corrected for the absorption, AV= 5.1).

absorption column NH =9.6(2)·1021cm 2 (Ghler et al. 2004). It is clear that the optical fluxes cannot be explained by the same blackbody and power law spectrum fitted to the X ray.

4.4. Comparison with previous optical observations The obtained magnitudes are consistent with previous Keck Observations (Hulleman 2003). On the one hand, this can be considered as an unambiguous confirmation of the earlier results, and on the other hand it shows absence of NIR like flux variations. This suggests that the sources of the optical and the infrared emission are different. And as suggested by Hulleman (2003), the infrared source is in some way related or more affected by the bursting activity. In Table 3 both BTA and Keck BVRI measured magnitudes are presented.

Table 3. BTA and Keck BVRI observed magnitudes of the AXP 4U 0142+61.

4.5 Multiwavelength spectrum of the AXP 4U 0142+ Some highlights:

• The source of the B filter in the AXP spectrum could give hints on the astrophysical processes occurring. It restricts possible models, so it’s good for testing them. In particular, it cannot be thermal emission, thus accretion disk is unlikely.

• Optical emission of the AXP does not fit the X Ray blackbody plus power law. Other mechanism for the optical radiation is needed. It may be magnetospheric synchrotron emission.

5. Conclusions

• The optical counterpart to 4U 0142+61 is detected in RI bands.

• The coordinates of the 4U 0142+61 coincide by position with 0.2” accuracy with the X ray position of the pulsar measured recently with Chandra.

Zero points for NIR taken from van der Bliek 1996.

• The obtained magnitudes are well consistent with the previous Keck Observations (Hulleman 2003). On the one hand, this is an unambiguous confirmation of the earlier results; on the other hand it shows absence of NIR like long term flux variations. This could mean that the source of the optical and the infrared emission is different.

• Observed R magnitude means a level of long term variability (~5 yr) no larger than 0.2 mag (in this filter) which is 2.5 times lower than the variability in K (0.5 mag).

• The photometric results are also a confirmation of the lack of massive, young OB star companion (in agreement with Hulleman 2003).

References

· Bildsten, L., et al. 1997, ApJS, 113, 367.

· Cardelli, J. A., Clayton, G., Mathis, J. S. 1989 ApJ 345 245C.

· Durant, M., Kerkwijk, M. H., Hulleman, F. 2003, “Young Neutron Stars and Their Environments” (IAU Symposium 218, ASP Conference Proceedings), eds F. Camilo and B. M. Gaensler.

· Forman, W., et al. 1978, ApJS, 38, 357.

· Fukugita, M., Shimasaku, K., & Ichikawa, T. 1995, PASP, 107, 945.

· Garmany, C. D. & Stencel, R. E. 1992, A&AS, 94, 211.

· Ghler, E., Staubert R., & Wilms J. 2004, Mem. S.A.It. 75, 464.

· Ghosh, P., Angelini, L., & White, N. E. 1997, ApJ, 478, 713.

· Hardie, R.H. 1962, ‘Photoelectric Reductions’, Chapter 8, W.A. Hiltner (Ed), Stars and Stellar Systems, II (University of Chicago Press), pp178 208.

· Hellier, C. 1994, MNRAS 271, L21.

· Hulleman, F., van Kerkwijk, M. H., & Kulkarni, S. R. 2000a, Nature, 408, 689.

· Hulleman, F., van Kerkwijk, M. H., Verbunt, F. W. M., & Kulkarni, S.

R. 2000b, A&A, 358, 605, (Chapter 2).

· Hulleman, F., van Kerkwijk, M. H. & Kulkarni, S. R., 2003, A&A, submitted (astro ph/0309801).

· Israel, G. L., Mereghetti, S., & Stella, L. 2002, Mem. Soc. Astron. Ital., 73, 465.

· Israel, G. L., Mereghetti, S., & Stella, L. 1994, ApJ, 433, L25.

· Kaspi, V. M. 2004, IAU Symposium 218, ASP Conference Proceedings (astro ph/0402175).

· Leisawitz, D. 1990, ApJ, 359, 319.

· Leisawitz, D., Bash, F. N., & Thaddeus, P. 1989, ApJS, 70, 731.

· Mereghetti, S., & Stella, L. 1995, ApJ, 442, L17.

· Mereghetti, S., Chiarlone, L., Israel, G. L., Stella L. 2002, “Neutron Stars, Pulsars and Supernova Remnants”, Proceedings of the 270.

WE Heraeus Seminar, Bad Honnef, eds. W. Becker, H.Lesch and J.Truemper (astro ph/0205122).

· Motch, C., et al. 1991, A&A, 246, L24.

· Ozel F. 2004, submitted to ApJL, /astro ph/0404144.

· Ozel F. 2001, ApJ 563, 276.

· Patel, S. K., Kouveliotou, C., Woods, P., et al. 2003, ApJ, 587, 367.

· Patel, S. K., Kouveliotou, C., Woods, P. M., Tennant, A. F., Weisskopf, M. C., Finger, M. H., Wilson Hodge, C., Gogus, E., van der Klis, M., & Belloni, T. 2003, ApJ, 587 367.

· Phelps, R. L. & Janes, K. A. 1994, ApJ, 90, 3.

· Predehl, P. & Schmitt, J. H. M. M. 1995, A&A, 293, 889.

· van Paradijs, J., Taam, R. E., & van den Heuvel, E. P. J. 1995, A&A, 299, L41.

· White, N. E., et al. 1987, MNRAS 226, 645.

· White, N. E., Angelini, L., Ebisawa, K., Tanaka, Y., & Ghosh, P. 1996, ApJ, 463, L83.

Abstract

Contrary to common X ray pulsars, the anomalous x ray pulsars (AXP) show no signs of companion stars; this excludes the standard accretion powered model used to explain the x ray emissions of those pulsars. This and other peculiar characteristics different from normal x ray pulsars, like monotonic spin down, a narrow range of periods, very soft x ray spectra, ultra strong magnetic fields (~1014G, estimated from P and P using magneto dipole formulas), make AXP interesting objects of study. Especially as they are believed to be magnetars (neutron stars with ultra strong magnetic fields ~1014G) The main goals of this work are an independent optical identification and photometry of a claimed optical counterpart of the AXP 4U 0142+61 and search for its possible long term flux variations, which could have an impact on some AXP models suggested. Recent detection of 4U 0142+61 with the INTEGRAL in hard x rays allows also to compare the optical data with INTEGRAL fluxes and to compile the spectral energy distribution of this AXP for a considerably wider spectral range than it was previously possible.

УДК Исследование классов светимости звезд каталога Научный руководитель: А.С. Цветков, канд. физ. мат. наук, доцент кафедры астрономии СПбГУ В настоящее время в звездно астрономических исследованиях широко используется высокоточный каталог положений и собственных движений 2.5 млн. звезд Tycho 2 [1]. Методика его построения заключалась в использовании 167 наземных каталогов XX (и даже XIX) века в качестве первой эпохи и наблюдений спутника Hipparcos в качестве второй. Однако, в отличие от каталога Hipparcos [2], в каталоге Tycho нет данных о параллаксах звезд.

В 2003 году вышел каталог Tycho 2 Spectral Type [3], содержащий не только точную фотометрию, но и спектральную классификацию для 351 863 звезд каталога Tycho 2, причем для 165 039 звезд известен класс светимости. Это обстоятельство позволило вычислить для этих звезд спектральные параллаксы [4]. У каталогов Tycho 2 Spectral Type и Hipparcos есть около 107 тысяч общих звезд, по которым можно провести сравнение определенных параллаксов спектральным методом с тригонометрическим параллаксом. В работе [4] было показано, что приблизительно для 95 процентов звезд точность полученных спектральных параллаксов составляет от 1 до 5 мсд в зависимости от спектрального класса звезды. Тем не менее, было обнаружено, что для 5 процентов звезд оценки параллакса сильно различаются. Предварительное исследование причин, приведших к появлению этих рассогласований, произведено в работе [5]. Настоящая работа посвящена дальнейшему изучению этого вопроса.

Для проведения работы был составлен список общих звезд каталогов Hipparcos и Tycho 2 Spectral Type с учетом нескольких критериев отбора:

1. Расстояние по данным Hipparcos должно быть менее 400 пк, так как для звезд с большим расстоянием относительная ошибка определения расстояния превышает 50%.

2. В каталоге Tycho 2 Spectral Type присутствует фотометрическая информация и полная двумерная спектральная классификация. Мы ограничились рассмотрением только тех звезд, которым в каталоге назначен III или V класс светимости, так как астрофизические характеристики таких звезд хорошо известны [6], и большинство объектов рассматриваемых каталогов принадлежит именно этим классам светимости.

Распределение звезд по классам светимости и спектральным классам представлены в таблице 1.

Таблица 1. Распределение звезд выборки по спектральным классам и классам светимости.

O B A F G K M

3. Пока мы исключили из рассмотрения те звезды, для которых в каталоге Hipparcos установлен флаг кратности, чтобы избежать сложностей с отождествлением фотометрических характеристик каждой компоненты.

В итоге был составлен список из 35 856 звезд, на основе которого мы проводили вычисления спектральных параллаксов и сравнение их с тригонометрическими.

Метод получения спектральных параллаксов Расстояние до звезд можно оценить методом спектрального параллакса по следующим формулам [6]:

Здесь: EB V – избыток цвета; R – коэффициент, зависящий от покраснения света, распределения энергии в звёздном спектре и положения звезды в Галактике; AV – полное поглощение света, линейно зависящее от R. При использовании формул (1–3) точность определения этой величины составляет примерно 0.15m и зависит от ошибки определения [B – V]tab; rsp – оценка расстояния до звезды в пк; V, (B – V)vis – видимая звездная величина и показатель цвета звезды. Эти величины были взяты из каталога Tycho 2, где они приводятся в своей собственной фотометрической системе. Для последующих вычислений нами был осуществлён их перевод в систему Джонсона Моргана [2]:

MVtab, (B – V)tab – табличная абсолютная звездная величина и показатель цвета для звезды данного спектрального класса, полученные на основе астрофизических исследований, приведённых в [6]. Эта зависимость проиллюстрирована на рис. 1. Следует учесть, что точность величины Рис. 1. Зависимость абсолютной звездной величины от спектрального класса.

MVtab может достигать около 0.5m, что приводит к относительной ошибке определения спектрального параллакса в 25%.

Сравнение спектральных и тригонометрических параллаксов Различие расстояний, определяемых двумя методами, можно увидеть на диаграммах, где каждая звезда представляется одной точкой, по оси X отложен логарифм расстояния, определенного тригонометрическим методом, а по оси Y – спектральным методом. Если бы расстояния определялись обоими методами одинаково, то точки выстраивались бы вдоль прямой. Пример одной из диаграмм можно видеть на рис. 2. Изучение Рис. 2. Зависимость тригонометрического расстояния от расстояния, полученного на основе спектрального параллакса для звёзд спектрального класса K.

таких диаграмм, построенных для различных выборок звезд, позволяет нам сделать три важных предположения.

1. С увеличением расстояния расхождение растет в случайном отношении. Так как относительная точность определения спектрального параллакса не должна зависеть от расстояния, то, видимо, причина этого явления заключена в случайных ошибках параллаксов звезд в каталоге Hipparcos.

2. Наблюдается систематическое занижение расстояния, полученного спектральным способом, по сравнению с расстоянием, определенным по тригонометрическому параллаксу, для звёзд главной последовательности и обратная картина для звёзд гигантов (особенно характерна диаграмма для спектрального класса G). Причина этого может быть в систематической ошибке спектральной классификации.

3. Существуют звезды со значительными различиями в оценке расстояния, именно они и будут предметом нашего внимания. Возможные объяснения этого явления могут быть связаны либо с недостаточно точной спектральной классификацией каталога Tycho Spectral Type, особенно класса светимости, либо с погрешностью в учете поглощения света.

Звезды с большим различием расстояний Оказалось, что большинство звезд из нашей выборки имеет небольшие различия модуля разности логарифмов расстояний:

Предметом наших исследований являлись звезды, для которых различия расстояний оказались большими. Мы можем считать, что значение |lg r|0.3 является уже критическим, поскольку оно соответствует различию расстояний примерно в 2 раза. Таких звезд оказалось 4 811, Рис. 3. Сравнение расстояний, определенных разными методами, для звёзд, у которых |lg r|1.

включая звёзды с |lg r|1. Второй список состоит только из 164 звезд с |lg r|1. Для этих звезд оценки расстояний различаются на порядок.

Диаграмма логарифмов их расстояний представлена на рис. 3.

Наиболее сложным и тонким местом в классификации звездных спектров является определение класса светимости [11, 12]. Так как звезды с такими большими различиями в оценке расстояний имеют в основном поздние спектральные классы, то разумно предположить, что для этих звезд класс светимости определён недостаточно точно.

Коррекция классов светимости звезд каталога В таблице 2 представлены сведения о числе звёзд, для которых простое изменение класса светимости (V на III или III на V) привело к существенному уменьшению невязки |lg r|.

Из этой таблицы видно, что с возрастанием |lg r| процент “улучшаемых” спектральных расстояний растёт почти линейно.

Таблица 2. Влияние перемены класса светимости на значение |lg r|.

Диапазоны Общее число Уменьшено заменой Не уменьшается замезвёзд класса светимости ной класса светимости |lgr| В списке 164 звезд изменение класса светимости соответствующим образом привело к значительному уменьшению величины |lg r| для 159 звезд спектральных классов с A по M. Если первоначальное среднее значение величины |lg r| для этих 159 звезд составляло 1.32 ± 0.34, то после внесения поправок в спектральную классификацию оно стало 0.20 ± 0.20.

Лишь для пяти O B звезд отклонения остались значительными. Мы можем объяснить это тем, что светимости этих звезд сильно отличаются от табличных значений в [6], поскольку звезды этих классов – достаточно редкие объекты с нестандартными характеристиками. Для O B звезд мы можем сказать, что их табличные значения светимости сильно завышены, реально абсолютные звездные величины больше на 5m, и по данным Hipparcos они находятся ближе. Еще одно возможное объяснение может заключаться в том, что свет этих звезд, находящихся в галактической плоскости (у четырех звезд |b| 4°, у одной звезды b= 25°) испытывает значительное поглощение, которое неадекватно описывается формулами (1–4).

Рис. 4. Диаграмма для звёзд с |lg r| 1после внесения исправлений в класс светимости Диаграмма сравнений логарифмов расстояний, определенных методом спектрального параллакса по исправленным данным, с тригонометрическим расстоянием представлена на рис.4. Исправление спектральной классификации кардинально изменило вид рис. 4 по сравнению с рис. 3.

Точки выстроились вдоль прямой y = x с весьма небольшим разбросом.

Основным результатом данной работы следует считать то, что сравнение спектральных и тригонометрических параллаксов звезд позволяет астрометрическими методами обнаружить те звезды, для которых спектральные характеристики, главным образом классы светимости, определены с большими ошибками. В целом, этот вывод вполне понятен, так как известно, что определение класса светимости звезды производится с разной точностью для звезд, расположенных в различных местах диаграммы Герцшпрунга Рессела. Тем не менее, для большинства (95%) звезд каталога Tycho 2 Spectral Type, данные о классе светимости верные.

Дальнейшие исследования в этом направлении могут быть связаны как с более точным учетом межзвездного поглощения и калибровкой таблиц светимости звезд известных спектральных классов, так и с проведением прямых астрофизических наблюдений для проблемных звезд.

1. Hg E. et al. The Tycho 2 Catalogue of the 2.5 Million Bright Stars, // A.&A., 2000, 355, L27.

2. ESA, 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues // ESA SP 1200, Vol. 1 17 (ESA97) 3. Wright C.O., Egan M.P., Kraemer K.E., Price S.D., The Tycho Spectral Type Catalog // Astron. J., 2003. 125, 359.

4. Попов А.В., В.В.Витязев, А.С.Цветков. Спектральные параллаксы звезд каталога Tycho 2 Spectral Type. // Вестник СПбГУ 2006 в печати.

5. Смирнов А.А., Сравнение спектральных параллаксов звезд каталога Tycho 2 Spectral Type с данными каталога Hipparcos // Труды 35 й Международной студенческой конференции “Физика Космоса”, Екатеринбург: Издательство Уральского Университета, 2006 г.

6. J.Binney, M.Merrifield, Galactic Astronomy, Princeton University Press, Princeton, 7. Mihalas and Binney, Galactic Astronomy, W.H.Freeman and Company, 1981.

8. Allen‘s astrophysical Quantities, fourth Edition, Arthur N.Cox, Editor Springer Verlag NY, Berlin Heidelberg, 9. F.Arenou, M.Grenon, A.Gomez, A three dimensional model of the galactic interstellar extinction // Astron. & Astrophys. 258, p. 104 111, (1992).

10. Kharchenko N.V., All sky Compiled Catalogue of 2.5 million stars (ASCC 2.5, 2nd version) // Kinematics and Physics of Celestial Bodies, 17, 409 (2001).

11. B.Merin, B.Monstensinos, Determination of Spectral Types of the Stars in the EXPORT Sample // Disk, Planetesimals, and Planets, ASP Conference Series, Vol. 219 (2000).

12. Jaschek, C., & Jaschek, M., The Classification of Stars // Cambridge University Press (1990).

13. A.E. Gуmez et al., The Luminosity Calibration of the HR Diagram Revisited by Hipparcos // Proceedings from the Hipparcos Venice ’ symposium (1997).

Abstract

The Tycho 2 catalogue of positions and proper motions of stars is widely used in stellar astronomy. The catalogue was created with the help of two sources of data: 167 ground based catalogs from the 19th 20th centuries and observations of the Hipparcos Satellite with 1991.25 as a mean epoch. Unfortunately, the Tycho 2 does not provide the parallax information, which is present in the Hipparcos data.

The Tycho 2 Spectral Type catalogue was released in 2003 and contains spectral classification for 351 863 stars in addition to the exact photometry data. This catalogue provides luminosity classes for 165 039 stars and thus allows us to compute spectral parallaxes of these stars.

Since the Hipparcos data covers about 107 thousand stars from the Tycho 2 Spectral Type catalogue, we can compare the spectral and trigonometric methods of determining the parallax. Comparative evaluation reveals that the main factor that influences the spectral method is an accuracy of the luminosity classes attributed to the stars.

УДК 124.01. Система хранения и передачи точного времени на основе GPS/ГЛОНАСС измерений Научный руководитель: С.Д. Петров, канд. физ. мат. наук, доцент кафедры астрономии СПбГУ Знание точного времени требуется для решения многих научных и производственных задач. Начиная с 1960 х годов, время определяется на основе фундаментальной шкалы атомного времени, реализуемой посредством сети первичных атомных стандартов (эталонов) частоты. Для конечного потребителя актуальными являются задачи получения сигналов или меток точного времени и хранения локальной временной шкалы.

Первая из этих задач решается путем трансляции и приема радиосигналов точного времени, а также, последние несколько лет, с помощью глобальных спутниковых навигационных систем (ГНСС). Задача хранения локальной временной шкалы решается посредством недорогих стандартов частоты, таких как рубидиевые и кварцевые часы. Решение всех этих задач требует наличия у конечного потребителя специального и дорогостоящего оборудования, а также соответствующей квалификации.

Последнее время широкое распространение в мире получили методы передачи точного времени через Интернет. Из них наиболее широко используется алгоритм передачи точного времени по протоколу NTP (Network time protocol). Любой узел (компьютер), подключенный к сети Интернет и оснащенный соответствующим программным обеспечением, может быть синхронизирован с так называемым первичным временным сервером (сервером первого уровня). Первичный сервер, в свою очередь, синхронизируется либо от атомного стандарта частоты, либо от ГНСС приемника. В сети Интернет распространены также вторичные сервера (сервера второго уровня), которые синхронизируются от первичных или вторичных серверов.

В нашей стране действует четыре сервера первого уровня. Три из них находятся в Москве в (ВНИИФТРИ) и один во Владивостоке. Все российские сервера синхронизируются от государственных первичных атомных эталонов частоты.

В настоящей работе представлена разработка первичного временного сервера, который сопряжен с одной стороны с ГНСС приемником, а с другой – с рубидиевым атомным стандартом частоты. Как уже было замечено выше, имеющиеся в мире серверы сопряжены либо с ГНСС приемником либо с атомным стандартом частоты. Преимущество серверов первого типа в том, что ГНСС приемник дает хорошую долговременную стабильность временной шкалы, но низкую точность на коротких временных интервалах. Сервера второго типа, наоборот, дают высокую точность на небольших интервалах времени, но низкую на длительных. Целью настоящей работы является создание комбинированного сервера, лишенного недостатков существующих серверов. К тому же наличие двух независимых источников точного времени обеспечит дополнительную надежность системы.

Предполагается организовать три NTP сервера первого уровня в регионе Санкт Петербурга – в Главном здании СПбГУ, в Петродворце на математико механическом факультете и в Пулковской обсерватории (рис. 1).

Рассмотрим для примера схему одного из узлов (рис. 2). Он включает в себя следующие основные компоненты: 1) стандарт частоты и времени, Рис. 1. Общая схема комплекса серверов.

Рис. 2. Архитектура одного узла системы.

который решает задачу хранения времени; 2) GPS приёмник, с помощью которого осуществляется привязка к Всемирному координированному времени UTC; 3) управляющий компьютер, сопряженный непосредственно с сервером точного времени.

Рассмотрим функционирование всей системы в целом. Секундные импульсы с GPS приёмника и рубидиевого стандарта частоты подаются на частотомер, который вычисляет разность шкал приемника и стандарта – поправку. Показания с частотомера передаются в управляющий компьютер. Вместе с поправкой в компьютер приходят сигналы 1Гц от обоих источников секундных импульсов для синхронизации внутренних часов компьютера. В самом компьютере происходит вычисление шкалы времени UTC, на основе которой вычисляется также местное звёздное время. Также эта шкала становится доступной не только тем потребителям, которые находятся непосредственно у компьютера, но и удалённым на значительные расстояния, с предельной точностью до нескольких десятков наносекунд. Это обеспечивается за счёт механизма долговременной передачи информационных пакетов в обе стороны, по аналогии с двусторонней передачей радиоимпульсов, но в данном случае средой является не эфир, а линии передачи локальных и глобальных сетей передачи данных.

В узлах системы используются следующее оборудование:

· Малогабаритные GPS модули, предназначенные для разработки ни их основе готовых устройств. Все они 12-канальные и имеют временную точность не хуже 50 нс. В ближайшее время ожидается пополнение группировки ГНСС ГЛОНАСС,и замена модулей GPS на аналогичные – ГЛОНАСС.

· Частотомер электронно счётный Ч3 34А. Предназначен для автоматического измерения частоты электрических колебаний, периода электрических колебаний, отношения частот, интервалов времени, выдачи кодированных сигналов результата измерений.

· Стандарт частоты и времени Ч1 79. Предназначен для поверки кварцевых генераторов, средств измерений времени и частоты и хранения частоты и времени. Основные области применения: поверочные лаборатории, системы специального назначения, эталоны частоты и времени.

Интерфейсы GPS приёмников и персонального компьютера имеют разные по значению логические уровни напряжения. В связи с этим для корректного подключения их к управляющему компьютеру, были разработаны и изготовлены специальные устройства преобразования уровней напряжения.

Обе платы выполнены на двустороннем стеклотекстолите с использованием фотошаблонов, разработанных в программе P CAD. Применена как импортная, так и отечественная элементная база.

Для того, чтобы исключить вмешательство человека в управление и полностью автоматизировать процесс внесения поправки в компьютер, было разработано устройство сопряжения частотомера (рис. 3).

Устройство изготовлено на микроконтроллере фирмы Microchip – PIC16F877, двух расширителях портов ввода вывода MCP23016 (производства той же фирмы) и стандартном драйвере COM порта – MAX фирмы MAXIM.

Принцип его работы заключается в следующем: с 50 контактного разъёма частотомера 16 сигнальных линий (по 4 символа индикатора) подаются на каждый из расширителей и 4 (1 символ) на микроконтроллер. Также к микроконтроллеру подключена специальная линия, которая информирует о том, что частотомер закончил счёт и на индикаторе установился окончательный результат.

Разработка всех плат и преобразо- Рис. 3. Блок схема устройства вателя показаний осуществлялась в сопряжения частотомера программе Altium P CAD 2002. Это система автоматического проектирования электронных схем с последующей их разводкой до готового фото шаблона для печатных плат.

Встроенное программное обеспечение было разработано на языке ассемблера MPASM в среде разработки и отладки MPLAB 5.70.40.

В настоящее время закончена разработка временного сервера, изготовлен опытный образец и введен в эксплуатацию в лаборатории астрометрии СПбГУ. Выполнены поверки шкалы сервера, получена мгновенная точность не хуже 50 наносекунд, долговременная нестабильность шкалы не выявлена.

1. Официальный сайт NTP сообщества: http://igscb.jpl.nasa.gov.

2. RFC 1305 Network Time Protocol version 3, March 1992.

3. Документация по системе автоматического проектирования P CAD.

4. Ковалевский Ж. Современная астрометрия. М.: Век 2, 2004.

5. Одуан К., Гино Б. Измерение времени. Основы GPS. М.: Техносфера, 2002.

6. Соловьёв Ю. А. Спутниковая навигация и её приложения. Москва:

Эко Трендз, 2003.

7. Оригинальная документация по микроконтроллеру PIC16F877, http://www.microchip.com 8. Оригинальная документация к GPS модулям.

9. Предко М. Справочник по PIC микроконтроллерам. М.: ДМК, 2002.

10. Стандарт частоты и времени Ч1 78. Техническое описание и инструкция по эксплуатации. 1986.

11. Частотомер электронносчётный Ч3 34 (Ч3 34А). Техническое описание и инструкция по эксплуатации. 1976.

Abstract

In this work the system of determination, maintainance and transfer of time is presented. The system is based upon the GPS receiver, the Rubidium frequency standard, a number of interface modules and a software part. The system is capable of determination of precise UTC time, maintainance of the local frequency standard time shift and provides transfer of time over the Internet. The accuracy of the system time scale on short and long time intervals is at the level of 50 ns that matches best modern standards for such systems.

Теоретическая, математическая и вычислительная физика УДК Коллективные эффекты в ядро – ядерных Святковский Алексей Владимирович Научный руководитель: М.А. Браун, доктор физ.-мат. наук, проф. физического факультета СПбГУ В настоящее время, рождение частиц в результате соударений тяжелых ионов при высоких энергиях находится в центре внимания физиков-экспериментаторов и теоретиков. Существуют несколько межъядерных эффектов, которые оказывают влияние на рождение джетов, их распространение и фрагментацию. Как следствие, соударения тяжелых ионов недопустимо рассматривать в рамках приближения суперпозиции нуклон-нуклонных независимых соударений.

Следуя подходу, описанному в [1], мы рассмотрели только сравнительно жесткие соударения партонов, которые допускают изучение в рамках теории возмущений КХД. Предполагается, что взаимодействующие ядра состоят из переменного числа партонов с изначально малым поперечным импульсом, который становится большим непосредственно в результате множественных жестких перерассеяний. Партонные плотности, входящие в выражения, описывающие взаимодействия тяжелых ионов, факторизуются в нашем подходе.

В настоящей статье мы фокусируемся только на явлении множественных жестких перерассеяний партонов, предполагая, что любые эффекты в конечном состоянии, в частности квенчинг, не меняют картину взаимодействия, но могут быть учтены впоследствии.

Близко следуя формализму, описанному в [1], мы предполагаем: 1) сохранение продольных импульсов и прицельных параметров взаимодействующих партонов и 2) факторизацию S-матрицы ядра в произведение партон-партонных S-матриц (глауберовская модель соударений тяжелых ионов).

В рамках этой модели были рассчитаны инклюзивные распределения по скейлинговой переменной рождения джетов в ядро-ядерных соударениях. Были проведены рассчеты для случая центральных соударений идентичных ядер. Рассматривались соударения свинец-свинец, золотозолото при энергиях в системе центра масс нуклонов соответствующих режимим RHIC и CERN LHC. Мы ограничились областью средних и больших значений скейлинговой переменной, где пренебрежение изменением партонных распределений в ядре относительно партонных распределений в протоне (EMC-эффект), не так существенно. Поскольку единственным эффектом в центре нашего внимания являются множественные жесткие перерассеяния партонов, то в вычислениях мы ограничиваемся областью поперечных импольсов до 20 ГэВ, где этот эффект наиболее важен.

Рассчеты были проведены с использованием двух подходов: с учетом только глюон-глюонного рассеяния, рассматривались джеты смешанного аромата; и с учетом всех возможных КХД-субпроцессов, но рассматриваемые джеты имели определенный аромат.

Стартуя с выражения для жесткой компоненты инклюзивного спектра рождения джетов в ядро-ядерных соударениях полученного в [1], Сделаем преобразования, соответствующие нашему случаю. А именно, положим = 0, что соответствует центральным соударениям и проинтегрируем по b, r и р. В результате получим Где введены обозначения Здесь проделана модификация, заключающаяся в замене функции PA(x) на GI(x), что соответствует учету зависимости исходных партонов от импульса.

Итак, здесь мы приняли в рассчет только реакцию типа gggg, это может быть оправдано тем фактом, что при очень высоких энергиях глюоны несут большую часть импульса. В этом случае партон-партонное сечение имеет вид Мы пренебрегли EMC-эффектом и положили xPA(х) = AxP(x) в своих рассчетах, где xP(x), в свою очередь, партонное распределение в протоне. Мы использовали партонные плотности GRV95 в старшем порядке, [2]. В качестве характерного масштаба для партонных распределений и бегущей константы связи КХД мы использовали квадрат импульса, переданного наблюдаемому джету. Бегущая константа связи была взята в одно-петлевом приближении Здесь мы взяли = 0.3ГэВ, с учетом четырех ароматов. Поправки от более высоких порядков по константе связи учтены посредством домножения выражений, полученных в низшем порядке, на К-фактор. Мы брали К = 1.0 для рассчетов при 200 ГэВ и К = 2.0 при 5500 ГэВ. С учетом всего сказанного напишем окончательное выражение для FB(x,0) где Это выражение изначально расходилось в области малых импульсов, для регуляризации был введен параметр инфракраного обрезания po, являющийся свободным параметром теории.

Другой подход подразумевает учет всех возможных КХД-субпроцессов с учетом как глюонов, так и кварков, по которым необходимо взять сумму. Проссумировав сечения для элементарных партон-партонных процессов, которые можно найти в [3], получим Окончательный результат можно получить, просуммировав инклюзивные сечения рождения джетов, рассчитанные для отдельных партонов, с определенным ароматом. В этой картине наблюдаемый партон может взамодействовать с любыми партонами мишени произвольное число раз.

Рис. 1. Сравнение инклюзивных сечений рождения джетов в центральных соударениях свинец-свинец для двух подходов описанных выше, при 200ГэВ.

Логарифмический масштаб по оси абсцисс.

Рис. 2. Сравнение вкладов джетов разных сортов при различных энергиях.

Как видно, вклад глюонов доминирует. Этот вклад растет с энергией, так, глюоны обеспечивают 52,5% для RHIC, а для LHC более 63% от общего результата.

Рис. 3. Сравнение ядерных факторов изменения для различных значений энергий в системе центра масс нуклонов.

Здесь RAA(x) определяется как Очевидно, что если рассматривать взаимодействие тяжелых ионов как суперпозицию независимых нуклон-нуклонных соударений, то этот фактор будет постоянен и равен единице. В наших рассчетах RAA(x) порядка 1.5 при 200ГэВ, и практически независим от х, примерно так же ведет себя и при 5500ГэВ, но здесь наблюдается медленный рост с увеличением х. В целом, подобная картина весьма нереалистична, так как из многочисленных экспериментальных данных следует, что RAA(x) меньше единицы, особенно для центральных соударений (что означает подавление партонов с большими поперечными импульсами). Но так как единственный феномен в области нашего изучения в данной работе есть эффект множественных жестких перерассеяний партонов, то данная картина полностью приемлема и подтверждает наше представление о влиянии этого эффекта на процесс взаимодействия тяжелых ионов при ультрарелятивистских энергиях.

[1] M.A.Braun, E.G.Ferreiro, C.Pajares, D.Treleani Nucl. Phys. A (2003) 249-268.

[2] M.Gluck, E.Reya, A.Vogt Z Phys. C 67(1995) 433-447.

[3] I. Sarcevic, S.D. Ellis, P.Carruthers Phys.Rev. D 40(1989) 1446-1452.

Abstract

Nowadays, high-energy heavy ion collisions are at the center of experimental activities. Which has stimulated renewed interest to scaling variable distributions of products of A-B collisions, especially from the point of view of oncoming start of CERN LHC.

High-energy heavy ion collisions can’t be assumed as a superposition nucleon-nucleon collisions, due to presence of subnuclear effects. Among them are: initial state effects are such effects as multiple hard parton rescatterings, nuclear shadowing; and final state effects, such as jet quenching (medium induced gluon radiation).



Pages:   || 2 | 3 | 4 |
 

Похожие работы:

«МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В.ЛОМОНОСОВА НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ имени Д.В.СКОБЕЛЬЦЫНА Эльмар Николаевич Сосновец Сборник статей, посвящённый памяти Эльмара Николаевича Сосновца Редакторы-составители: М.И.Панасюк, В.И.Тулупов, Н.А.Власова, Н.Н.Павлов Москва Университетская книга 2010 УДК 53(47+57)(082.1)(093.3)(092)Сосновец Э.Н. ББК 22.3д(2)Сосновец Э.Н.+22.63я434Сосновец Э.Н. Э53 Авторы: Е.Е.Антонова, Н.А.Власова, А.С.Ковтюх, Ю.И.Логачёв,...»

«Казанский (Приволжский) федеральный университет Научная библиотека им. Н.И. Лобачевского Новые поступления книг в фонд НБ с 27 апреля по 3 мая 2012 года Казань 2012 1 Записи сделаны в формате RUSMARC с использованием программы Руслан. Материал расположен в систематическом порядке по отраслям знания, внутри разделов – в алфавите авторов и заглавий. С обложкой, аннотацией и содержанием издания можно ознакомиться в электронном каталоге http://www.ksu.ru/lib/index1.php?id=6&idm=0&num=2 2 Содержание...»

«Анатолий Афанасьевич ЛЕВАКОВ СТОХАСТИЧЕСКИЕ ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНЫЕ УРАВНЕНИЯ Минск БГУ 2009 УДК 519.2 Леваков, А. А. Стохастические дифференциальные уравнения/ А. А. Леваков. Минск: БГУ, 2009. 231 с. ISBN 978-985-518-250-5. В монографии изложена теория стохастических дифференциальных уравнений, являющаяся одним из основных средств исследования случайных процессов. Рассмотрены три раздела теории стохастических дифференциальных уравнений: теоремы существования, теория устойчивости и методы...»

«библиотека трейдера Библиотека трейдера - http://tuttoforex.ucoz.ru www.tuttoforex.ucoz.ru A MARKETPLACE BOOK Trading Chaos Maximize Profits with Proven Technical Techniques SECOND EDITION JUSTINE GREGORY-WILLIAMS and BILL M. WILLIAMS John Wiley & Sons, Inc. КНИГА О РЫНКЕ Торговый Хаос Максимизируйте прибыль, используя доказанные технические приемы ВТОРОЕ ИЗДАНИЕ ДЖАСТИН ГРЕГОРИ-ВИЛЬЯМС и БИЛЛ М. ВИЛЬЯМС Москва ИК Аналитика библиотека трейдера Библиотека трейдера - http://tuttoforex.ucoz.ru...»

«Министерство образования и науки Российской Федерации Отделение общественных наук РАН Уральское отделение Российской академии наук Институт экономики УрО РАН АНО Большой Евразийский университетский комплекс Ассоциация Евразийский экономический клуб ученых Уральский государственный экономический университет МОЛОДЕЖЬ В ОБРАЗОВАНИИ, НАУКЕ, БИЗНЕСЕ И ВЛАСТИ Материалы XIV Всероссийского экономического форума научно-исследовательских работ молодых ученых и студентов Конкурентоспособность территорий с...»

«Пятые научные чтения памяти Ю.П. Булашевича, 2009 г. УДК.550.382.4 + 550.341.5 Генерализованная магнитная модель центральной части Урала и её динамические аспекты П.С. Мартышко, 267-88-66, факс. 267-88-72, pmart3@mail.ru В.А. Пьянков, тел./факс 267-88-72, v_pyankov@mail.ru Институт геофизики УрО РАН, Екатеринбург, Россия. В современных физических полях содержится интегральная информация о тектонических процессах прошлого, в результате которых сформировались закономерно распределенные физические...»

«Федеральное агентство по образованию Национальный исследовательский ядерный университет МИФИ А.Н. Долгов Пособие по физике МЕХАНИКА Часть 2 ДИНАМИКА. СТАТИКА В помощь учащимся 10—11 классов Москва 2009 УДК 531(075) ББК 22.2я7 Д 64 Долгов А.Н. ПОСОБИЕ ПО ФИЗИКЕ МЕХАНИКА. В 3-х ч. Ч. 2. Динамика. Статика. В помощь учащимся 10—11 классов. — М.: МИФИ, 2009. — 112 с. В пособии дается систематическое изложение основного содержания школьного курса физики по разделу Динамика. Статика в соответствии с...»

«8414 УДК 519.24.8+621.391:681.301 НЕКОТОРЫЕ ВОЗМОЖНОСТИ ПРИВЛЕЧЕНИЯ МЕТОДА СТАТИСТИЧЕСКИХ ИСПЫТАНИЙ ДЛЯ ЦЕЛЕЙ АДАПТАЦИИ ПОРЯДКОВЫХ ФИЛЬТРОВ К ОБРАБОТКЕ ПЕРИОДИЧЕСКИХ И ЧАСТОТНОМОДУЛИРОВАННЫХ СИГНАЛОВ В.И. Знак Институт вычислительной матемаки и математической геофизики СО РАН Россия, 630090, Новосибирск, пр. Лаврентьева, 6 E-mail: znak@opg.sscc.ru Ключевые слова: порядковые фильтры, фильтрация периодических и частотно модулированных сигналов, кластерный анализ, метод статистических испытаний....»

«Министерство образования Республики Беларусь УЧРЕЖДЕНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ ГРОДНЕНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ ЯНКИ КУПАЛЫ П.В.СЕВАСТЬЯНОВ ФИНАНСОВАЯ МАТЕМАТИКА И МОДЕЛИ ИНВЕСТИЦИЙ Курс лекций по одноименному спецкурсу для студентов специальности Н 01.01.00 Математика Гродно 2001 1 УДК 330.4:332.146 (075.8) ББК 65 С28 Рецензенты: директор Института Математики и Информатики Политехники Ченстоховской (Республика Польша), доктор технических наук, профессор Б. Мохнацкий; доцент кафедры...»

«Федеральное агентство по образованию Национальный исследовательский ядерный университет МИФИ А.Н. Долгов Пособие по физике МЕХАНИКА Часть 3 ЗАКОНЫ СОХРАНЕНИЯ В помощь учащимся 10—11 классов Москва 2009 УДК 531(075) ББК 22.2я7 Д 64 Долгов А.Н. ПОСОБИЕ ПО ФИЗИКЕ МЕХАНИКА. В 3-х ч. Ч. 3. Законы сохранения. В помощь учащимся 10—11 классов. — М.: МИФИ, 2009. — 76 с. В пособии дается систематическое изложение основного содержания школьного курса физики по разделу Законы сохранения в соответствии с...»

«WWW.MEDLINE.RU ТОМ 7, БИОФИЗИКА, ИЮНЬ 2006 Исследование дисперсий фосфолипидов. 1. Меченый NBD-PE и Rh-PE пальмитоилолеоилфосфатидилхолин В.П. Топалы, Э.Е. Топалы Институт Теоретической и Экспериментальной Биофизики РАН, Содержание Аннотация Введение 1. Материалы и методы 2. Результаты и обсуждение 2.1. Первые сомнения 2.2. Флюоресценция меченой дисперсии POPC как функция её возраста 2.3. Влияние ультразвука на флюоресценцию 2.4. Влияние детергентов на флюоресценцию 2.5. Флюоресценция донора и...»

«Федеральное агентство по образованию Сыктывкарский лесной институт – филиал государственного образовательного учреждения высшего профессионального образования Санкт-Петербургская государственная лесотехническая академия имени С. М. Кирова Технологический факультет Кафедра химии АНАЛИТИЧЕСКАЯ ХИМИЯ И ФИЗИКО-ХИМИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ АНАЛИЗА СБОРНИК ОПИСАНИЙ ЛАБОРАТОРНЫХ РАБОТ для подготовки дипломированного специалиста по направлению 655000 Химическая технология органических веществ и топлива,...»

«Федеральное агентство по образованию АССОЦИАЦИЯ КАФЕДР ФИЗИКИ ТЕХНИЧЕСКИХ ВУЗов РОССИИ Л.А. Лаушкина, Г.Э. Солохина, М.В. Черкасова Практический курс физики МОЛЕКУЛЯРНАЯ ФИЗИКА И ТЕРМОДИНАМИКА Под редакцией проф. Г.Г. Спирина Допущено Министерством образования Российской Федерации в качестве учебного пособия для студентов высших учебных заведений, обучающихся по направлениям и специальностям в области техники и технологии Москва 2 ББК 16.4.1 Л69 Рецензенты: Кафедра физики МГТУ ГА, зав....»

«БИБЛИОТЕКА Северской государственной технологической академии и Северского промышленного колледжа Информационный бюллетень новых поступлений ( июнь 2008 г. ) Северск 2008 1 Содержание Наука Энциклопедии Социология Психология Этика Религия Статистика Политология Экономические науки Государство и право Социальное обеспечение Культура Филология Математика Физика Геология. Геологические и геофизические науки Инженерное дело. Техника в целом. Черчение Основы теории регулирования и управления...»

«SELECTED ASPECTS OF THE CONDENSED MATTER PHYSICS. WORK AND LIFE OF PROFESSOR B.YA. SUKHAREVSKY V.V. Eremenko 1, V.G. Manzhely 1, V.N. Varyukhin 2, A.D. Alekseev 3, V.A. Beloshenko 2, A. Voronel 3, V.V Pustovalov 1, V.Ya. Maleev 5, S.A. Gredeskul 6, L.P. Mezhov-Deglin 7, A.Yu. Zakharov 8, N.Ya. Fogel 9, I.I. Vishnevsky 10, V.M. Tsukernik 11, V.N. Vasyukov 12, E.P. Feldman 3, A.V. Leont’eva 13, Yu.A. Mamaluy 14, G.G. Levchenko 2, Yu.V. Medvedev 2, A.D. Prokhorov 2, V.M. Yurchenko 2, B.G. Alapin...»

«Лев Николаевич Гумилёв Место исторической географии в востоковедных исследованиях Лев Гумилев МЕСТО ИСТОРИЧЕСКОЙ ГЕОГРАФИИ В ВОСТОКОВЕДНЫХ ИССЛЕДОВАНИЯХ Опубликовано Народы Азии и Африки, 1970, N 1, стр. 85-94. О значении географических условий, например рельефа для военной истории, говорилось давно. Еще в XVIII в. один из первых русских историков Иван Никитич Болтин сделал замечание: У историка, не имеющего в руках географии, встречается претыкание [i]. Однако ныне история ставит куда более...»

«Вестник Томского государственного университета. Биология. 2013. № 4 (24). С. 20–35 УДК 631.4 С.В. Лойко1, М.В. Бобровский2, Т.А. Новокрещенных1 Томский государственный университет (г. Томск) 1 Институт физико-химических и биологических проблем почвоведения РАН (г. Пущино) 2 ПРИЗНАКИ ВЕТРОВАЛЬНОГО МОРФОГЕНЕЗА В ФОНОВЫх ПОЧВАх ЧЕРНЕВОЙ ТАЙГИ (НА ПРИМЕРЕ ТОМЬ-яЙСКОГО МЕжДУРЕЧЬя) Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ (проекты № 12-04-31514-мол_а, №11-04-90780-моб_ст). Почвы и почвенный...»

«Полная исследовательская публикация Тематический раздел: Физико-химические исследования. _ Подраздел: Теплофизические свойства веществ. Регистрационный код публикации: 2tp-b71 Поступила в редакцию 10 ноября 2002 г. УДК 536.424; 536.63; 536.722 ПОЛИМОРФНЫЕ ПЕРЕХОДЫ CaF2, ИЗМЕРЕННЫЕ ПРИ ИССЛЕДОВАНИИ ТЕПЛОЕМКОСТИ И ЭНТАЛЬПИИ В ИНТЕРВАЛЕ ТЕМПЕРАТУР 300–1900К © Арсеев И.В., Люстерник В.Е., Пелецкий В.Э., Тарасов В.Д. и Чеховской В.Я. Институт теплофизики экстремальных состояний Объединенного...»

«Воспоминания о В.И.Векслере и о становлении физики электромагнитных взаимодействий и мезон- ядерной физики в ФИАНе Г.А. Сокол МОСКВА 2007 Г.А.Сокол Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН e-mail: gsokol@venus.lpi.troitsk.ru Аннотация Представлены личные впечатления автора о роли В.И. Векслера в развитии исследований по физике электромагнитных взаимодействий и мезон-ядерной физике на 250 –МэВ –ном синхротроне ФИАН в 50-е годы прошлого столетия. Reminiscences about V.I. Veksler and the...»

«у зверей стих Гофрообразующий ленточный транспортер н-7мм, ширина 150мм толщина 6-7мм 4Утни-т-1111005-50 диаметр кулачка Гдз химия 11 класса нЕКузнецовой Государства мира не имеющие выхода к морю Где у клавиатуры клавиша space Готовность к школе тест векслера методика Горные лыжи бУ в алматы Где у фольксвагена гольф 3 выбит номер кузова и двигателя Гом-2 увд г нижневaртовскa Гостиница у нины лебяжие острова Головокружение у мaлышa Гражданское право Объекты относящиеся исключительно к...»







 
© 2014 www.kniga.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, пособия, учебники, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.