АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 11, с. 883-897

УДК 524.7-77

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

В НАПРАВЛЕНИИ ГАЛАКТИК М31 И М33

¹Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН,

Пущинская радиоастрономическая обсерватория, Пущино, Россия

Поступила в редакцию 22.02.2019 г.; после доработки 14.05.2019 г.; принята к публикации 31.05.2019 г.

В данной работе приведены результаты поиска одиночных импульсов типа быстрых радиовсплесков

на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 111 МГц в период с июля 2012 по август 2018 г. Была

использована методика выделения сигнала с помощью свертки данных с шаблоном фиксированной

формы и последующей сверткой с пробной мерой дисперсии. Для поиска импульсов были выбраны

участки неба с галактиками М 31 и М 33. В результате обработки данных удалось обнаружить

три радиовсплеска в окрестности М 33, пять радиовсплесков в направлении М 31 и один импульс

обнаружился в области, на час по прямому восхождению отстоящей от центра М 31. Меры дисперсии

зарегистрированных импульсов лежат в диапазоне от 203 до 1262 пк × см-3.

DOI: 10.1134/S0004629919110033

1. ВВЕДЕНИЕ

импульсов с мерой дисперсии ∼189 пк/см³ и ши-

риной импульса от 2.6 до 63 мс. Кроме того, в ходе

Быстрые радиовсплески (fast radio burst,

обзора удалось обнаружить еще 12 новых быстрых

FRB) — это единичные импульсы шириной от

радиовсплесков с различными мерами дисперсий

0.08

до 26 мс, имеющие, по-видимому, внега-

от 169.134 до 1006.84 пк/см³ [3].

лактическое происхождение. На это указывает,

например, тот факт, что в большинстве случаев

Внегалактические явления FRB известны с

мера дисперсии сигналов лежит в диапазоне от

2007 г., когда впервые случайным образом импульс

был обнаружен в архивных данных [4]. Первые

109 до ∼2600 пк/см³. Кроме того, при анализе

целенаправленные попытки детектирования внега-

распределения по небу зарегистрированных быст-

лактических импульсных сигналов были сделаны

рых радиовсплесков не наблюдается концентра-

Линскоттом и др. в 1980 г. [5]. Далее Маккалок и

ции к галактической плоскости (как в случае с

др. [6] в период с 1980 по 1981 г. проводили систе-

пульсарами) и нет каких-либо выделенных направ-

матические наблюдения Большого Магелланового

лений. По данным FRB Catalogue [1] известно

Облака на предмет поиска радиопульсаров. Позже

около ста событий FRB. Одно из этих явлений

были сделаны попытки обнаружить гигантские

неоднократно повторялось в период с

2012

г.

импульсы пульсаров в различных галактиках:

по настоящее время через неравные промежутки

М 33, NGC 253, NGC 300, NGC 7793 [7]. В 2012 г.

времени, FRB

121102. Благодаря повторным

Рубио-Херрера и др. провели исследование, в

импульсам, явление FRB 121102 удалось отож-

рамках которого осуществлялся поиск импульсных

дествить с областью неправильной карликовой

сигналов в галактике M 31 [8]. В результате этого

галактики, в которой активно протекает процесс

исследования впервые было зарегистрировано

звездообразования [2]. Таким образом, из всего

несколько импульсов с мерой дисперсии, соответ-

списка быстрых радиовсплесков только для одного

ствующей их внегалактическому происхождению в

события определена родительская галактика.

направлении галактики М 31.

Второй повторяющийся импульс был зареги-

стрирован в ходе обзора на частоте 400 МГц с по-

Выбор относительно близких галактик для об-

наружения быстрых радиовсплесков был связан

мощью инструмента CHIME. В период с августа по

с тем, что количество объектов, которые могут

октябрь 2018 г. от события FRB 180814.J0422 + 73

вызывать такого рода всплески, намного выше в

удалось зарегистрировать шесть повторяющихся

густонаселенных объектах Вселенной — спираль-

^*E-mail: fedorova-astrofis@mail.ru

ных галактиках. Две спиральные галактики, входя-

^**E-mail: rodin@prao.ru

щие в местную группу, М 31 и М 33, попадают в

883

884

ФЕДОРОВА, РОДИН

Таблица 1. Параметры зарегистрированных импульсов

Координаты

Дата

DM, пк/см³

С/Ш

F_max, Ян

E, Ян мс

29.10.2012

0012

+42.06

732 ± 5

7.3

0.34

1380

30.10.2013

0025

+39.98

203 ± 4

10.1

0.24

800

12.02.2014

0131

+30.54

910 ± 4

9.2

0.26

945

16.12.2014

0014

+41.64

545 ± 5

7.6

0.23

1200

25.11.2015

0131

+30.98

273 ± 4

8.5

0.54

2450

28.11.2015

0132

+30.98

273 ± 4

7.2

0.52

2360

06.02.2016

0101

+41.63

1262 ± 5

7.9

0.26

1780

02.12.2016

2344

+40.80

291 ± 4

7.1

0.29

1320

21.03.2018

0033

+42.03

596 ± 5

8.2

0.54

2310

Примечание. Координаты соответствуют (J2000), α — часы, минуты, δ — градусы; DM — мера дисперсии, C/Ш — отношение

сигнала к шуму, Fmax — пиковая плотность потока, E — энергия импульса.

поле зрения БСА, поэтому было принято решение

2. АППАРАТУРА

в первую очередь исследовать их на предмет реги-

Радиотелескоп БСА ФИАН — это один из са-

страции радиовсплесков.

мых чувствительных инструментов метрового диа-

Так как в данный момент существует большое

пазона волн. Рабочий диапазон БСА находится

количество теоретических моделей, которые опи-

в пределах 111 ± 1.25 МГц. Флуктуационная чув-

сывают возникновение этих загадочных явлений,

ствительность радиотелескопа составляет 140 мЯн

то заранее никаких предположений относительно

при временн ´ом разрешении 0.1 с в полосе прие-

природы быстрых радиовсплесков мы не делали.

ма 2.5 МГц [9]. Регистрация сигналов ведется с

Ставилась и решалась чисто наблюдательная за-

помощью многоканального цифрового приемника,

дача — обнаружить любые одиночные импульсы,

позволяющего вести запись в двух режимах. В

имеющие дисперсионное запаздывание по частоте,

первом режиме сигнал записывается с относитель-

в направлении М 31 и М 33.

но низким частотным разрешением с использо-

ванием шести частотных каналов с полосой при-

Отметим, что так как наблюдения проводились

ема 415 кГц каждый. В таком варианте записи

на частоте 111 МГц, то для потенциально обнару-

временн ´ой интервал между отсчетами составляет

жимых радиовсплесков уширение импульсов при

100 мс. Данный режим записи используют при

мере дисперсии 10²-10³ пк см³ в отдельном канале

непрерывном мониторинге мерцающих источников.

шириной 415 кГц должно составлять единицы и

Второй режим записи ведется в 32 частотных кана-

десятки секунд, то есть искомые импульсы должны

лах с полосой приема 78 кГц. При этом временн ´ое

иметь форму, сильно искаженную дисперсионным

разрешение составляет 12.5 мс. Вне зависимости

запаздыванием и рассеянием. Очевидно также, что

от выбранного режима записи, цифровая обработ-

такое уширение приведет к падению чувствитель-

ка сигнала ведется с помощью процессора БПФ

ности обнаружения в 10³-10⁴ раз для импульса

на 512 отсчетов. В ходе исследования галактик

шириной в несколько миллисекунд. Несмотря на

М 31 и М 33 использовались данные с временн ´ым

это, если в качестве примера рассмотреть астрофи-

разрешением 100 мс.

зические явления с энерговыделениями >10⁴⁶ Дж,

В связи с особенностями диаграммы направлен-

то этой энергии будет достаточно для их обнаруже-

ности БСА ФИАН эффективная площадь антенны

ния в соседней галактике.

имеет максимальное значение в зените (47 000 м²)

В качестве результатов данной работы пред-

и уменьшается к горизонту, пропорционально cos z,

ставлены параметры обнаруженных девяти новых

где z — зенитное расстояние. Поле зрения ра-

импульсов, приведенных в табл. 1. В последующих

диотелескопа составляет ∼50 кв. гр. Эта осо-

разделах описываются технические характеристи-

бенность позволяет проводить ежедневный мони-

ки радиотелескопа БСА ФИАН, методика наблю-

торинг большого числа источников. Температура

дений и обработки данных в период с 2012 по

собственных шумов в системе зависит от фона неба

2018 г.

и варьируется от 550 до 3500 К.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

887

Свертка с шаблоном. Файл: 291012_00_N1, α = 1305.35, δ = 42.1956

100

200

300

400

500

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 732 pc cm^-3. SNR = 7.3

25 000

20 000

15 000

10 000

5000

100

200

300

400

500

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 3. Динамический спектр импульса с DM = 732 пк/см³, обнаруженного 29.10.2012. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.34 Ян. Галактические координаты l = 115.32^◦, b = -20.24^◦.

Отличительной особенностью меридианного

Галактики М 33 и М 31 — это протяженные

радиотелескопа БСА ФИАН является его диа-

источники. Их видимые угловые размеры состав-

грамма направленности (ДН), которая включает

ляют 73^′ × 45^′ (М 33) и 3.2^◦ × 1^◦ (М 31). Такие

в себя управляемую по склонению ДН (ДН-1)

протяженные источники, попадая в поле зрения

и стационарную (ДН-3). ДН-1 применяется при

БСА, прописываются в нескольких лучах диаграм-

исследовании пульсаров, так как способность

мы направленности. Так как М 31 имеет склонение

антенны БСА проводить круглосуточный мони-

δJ2000 = 41.27^◦, то наблюдения источника прово-

дились с первого по шестой лучи стационарной

торинг значительной части небесной сферы уже

диаграммы направленности. Для М 33 δJ2000 =

была успешно использована для их поиска [10]. С

= 30.66^◦, соответственно объект наблюдался в

помощью ДН-3 наблюдения ведутся в непрерыв-

27 и 28 лучах той же диаграммы радиотелескопа

ном режиме. Так как быстрые радиовсплески —

БСА ФИАН. На рис. 1 приведено сопоставление

это спорадические явления, мониторинг источни-

исследуемых галактик в оптическом диапазоне с

ков проводился с помощью ДН-3 — 96-лучевой

лучами ДН-3 антенны.

диаграммы направленности, созданной с целью

Помеховая обстановка около БСА контролиру-

исследования межпланетных мерцаний большого

ется регулярно. На основании многолетних изме-

числа компактных радиоисточников. Диаграмма

рений можно выделить несколько видов помех:

перекрывает участок неба по склонению от -9^◦ до

42^◦. Ширина главного луча ДН-3 по половинному

1. атмосферные (грозовые разряды, возмуще-

уровню меняется от 24^′ до 48^′ в зависимости от

ния ионосферы во время солнечных вспы-

склонения наблюдаемого источника.

шек);

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

888

ФЕДОРОВА, РОДИН

Свертка с шаблоном. Файл: 301013_00_N1, α = 2150.02, δ = 40.132

200

400

600

800

1000

1200

1400

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 203 pc cm^-3. SNR = 10.1

40 000

30 000

20 000

10 000

200

400

600

800

1000

1200

1400

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 4. Динамический спектр импульса с DM = 203 пк/см³, обнаруженного 30.10.2013. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.24 Ян. Галактические координаты l = 117.53^◦, b = -22.61^◦.

2. индустриальные (искровые разряды от ра-

космический импульсный сигнал приходит с опре-

ботающих электроприборов, проезжающих

деленного направления на небе и имеет частотную

автомобилей, электросварки и другое);

зависимость времени прихода.

Иногда регистрируются помехи, которые пока-

3. помехи от радиооборудования (телевидение,

зывают частотную зависимость времени прихода

УКВ-радиостанции, РЛС и прочее).

и имитируют космический диспергированный сиг-

нал. Но в этом случае мощность сигнала намного

Все эти помехи с точки зрения воздействия их

превышает космический, и он регистрируется в

на БСА объединяет общая черта: хотя их можно

нескольких лучах диаграммы, поэтому легко отли-

пространственно локализовать, но воздействуют

чим.

они на приемный тракт БСА в целом. На выхо-

В целом с наступлением лета и началом гроз

де антенны это выглядит так, что сигнал-помеха

помеховая обстановка ухудшается, и возрастает

возникает сразу в нескольких или даже во всех

процент брака в данных.

лучах диаграммы направленности одновременно.

Мы считали кандидатами в радиовсплески все

При этом отсутствует зависимость времени прихо-

импульсы, которые удовлетворяли условиям:

да сигнала от частоты (нулевая мера дисперсии), и

помеха имеет протяженный по времени характер.

Это касается как индустриальных помех, так и воз-

1. видны в одном луче диаграммы,

мущений ионосферы от Солнца, которые регистри-

руются во всех лучах и даже боковых лепестках

2. имеют частотную зависимость времени при-

антенны. Напомним, что в отличие от земных помех

хода,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

889

Свертка с шаблоном. Файл: 120214_18_N1, α = 12950.1, δ = 30.7265

200

400

600

800

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 910 pc cm^-3. SNR = 9.2

40 000

30 000

20 000

10 000

200

400

600

800

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 5. Динамический спектр импульса с DM = 910 пк/см³, обнаруженного 12.02.2014. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.26 Ян. Галактические координаты l = 133.10^◦, b = -31.54^◦.

3. регистрируются во всех шести каналах.

мерой дисперсии DM. Эта корреляция описывает-

ся в работе Кузьмина и др. [11] и определяется фор-

Импульсы, которые не удовлетворяли приведен-

мулой t_s = 0.06(0.01DM)2.2 для частоты 110 МГц.

ным выше условиям, считались помехами и не

В дополнение к этому импульс испытывает и дис-

рассматривались в качестве кандидатов в радио-

персионное запаздывание по частоте. В результате

всплески.

регистрации сигнала в конечной полосе частот это

также приводит к его уширению, которое описы-

вается результатом свертки принятого импульса и

3. ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Π-образной функции:

Обработка данных проводилась следующим об-

Π(t) = σ(t - τi-1)σ(τ_i - t),

(1)

разом. С помощью математического моделирова-

ния были получены ожидаемые импульсные сигна-

где σ(t) — функция единичного скачка, τ_i —

лы типа быстрых радиовсплесков с учетом их рас-

время прихода на граничной частоте i-го ча-

пространения в межзвездной среде и регистрации

стотного канала. Величина Δτ = τ_i - τi-1, (i =

на низких частотах. При моделировании сигнала

= 1, 2, 3, . . . , 6) — уширение импульса в полосе.

учитывалось, что форма принятого импульса от-

Для выделения импульсного диспергированно-

лична от начального. Так как при распространении

го сигнала применялись свертка зашумленного

в межзвездной среде на него оказывают влияние

импульса с шаблоном и сложение с компенса-

неоднородности среды, то форма импульса иска-

цией меры дисперсии, что позволило получить

жается, а величина его рассеяния t_s коррелирует с максимальное соотношение сигнал/шум. Процесс

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

890

ФЕДОРОВА, РОДИН

Свертка с шаблоном. Файл: 161214_21_N1, α = 1347.86, δ = 41.7966

500

1000

1500

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 545.091 pc cm^-3. SNR = 7.6

30 000

20 000

10 000

500

1000

1500

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 6. Динамический спектр импульса с DM = 545 пк/см³, обнаруженного 16.12.2014. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.23 Ян. Галактические координаты l = 115.55^◦, b = -20.70^◦.

моделирования и получения шаблона детально

с пробной мерой дисперсии в диапазоне от 0 до

описан в статье авторов [12].

3000 пк/см³ с шагом 50 [12].

Методика поисков событий FRB заключалась

Так как быстрые радиовсплески из-за значи-

в следующем. Первоначально анализировались

тельного рассеяния и уширения на частоте 111 МГц

ежедневные записи шести частотных каналов с

представляют собой слабые одиночные импульсы,

временн ´ым разрешением 0.1 с в лучах, направление

то без использования дополнительной методики

которых совпадает с источниками М 31 и М 33. За-

выделения сигнала напрямую их регистрация не

тем вносились поправки, учитывающие отклонение

представляется возможной. Используемый нами

лучей диаграммы направленности БСА ФИАН от

метод свертки с шаблоном согласованной формы

плоскости небесного меридиана и прецессию. Для

позволяет усилить импульс на фоне шумов. В каче-

М 33 в 27 и 28 лучах из часовой записи выбирался

стве примера достоинства такого подхода на рис. 2

пятиминутный участок, соответствующий прямому

приведены записи одного и того же участка до и

после применения шаблона.

восхождению галактики (αJ2000 = 01^h34^m). В слу-

чае М 31 выбирался получасовой участок записи

Дальнейшая обработка сводилась к визуально-

в первых шести лучах ДН с серединой, соответ-

му анализу результатов, полученных на последнем

ствующей прямому восхождению αJ2000 = 00^h43^m,

этапе обработки. В случае обнаружения сигналов

такие параметры, как мера дисперсии, пиковая

что соответствует центру этой галактики. Далее

производилась свертка записи в каждом луче с

плотность потока, соотношение сигнал/шум, опре-

шаблоном, полученным в ходе математического

делялись отдельно в каждом случае. Результаты

моделирования, после чего производилась свертка

приведены в табл. 1.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

891

Свертка с шаблоном. Файл: 281115_23_N1, α = 13108.2, δ = 31.1263

200

400

600

800

1000

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 273 pc cm^-3. SNR = 7.2

70 000

60 000

50 000

40 000

30 000

20 000

10 000

200

400

600

800

1000

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 7. Динамический спектр импульса с DM = 273 пк/см³, обнаруженного 25.11.2015. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.54 Ян. Галактические координаты l = 133.02^◦, b = -31.1^◦.

4. РЕЗУЛЬТАТЫ

верхнюю часть импульса, поскольку нижняя часть

импульса при экспоненциальном затухании теря-

В результате визуального анализа данных было

ется в шумах.

обнаружено девять быстрых радиовсплесков с DM

Отдельное внимание привлекает всплеск, за-

от 203 до 1262 пк/см³ (см. рис. 3-11), один из

регистрированный 21.03.2018 (рис. 11). На дина-

которых, предположительно, повторяющийся. На

мическом спектре хорошо виден основной сигнал,

это указывают координаты, которые совпадают в

но через ∼300 отсчетов, справа от него, можно

пределах полуширины диаграммы направленности

заметить еще один импульс. В суммарной записи

БСА ФИАН, а также мера дисперсии, которая

по шести частотным каналам повторный импульс

совпала у двух событий с точностью ±4 пк/см³.

отчетливо заметен в правой части. Данное явление

Повторяющиеся события были зарегистрирова-

представляет особый интерес и требует дальней-

ны с разницей в несколько дней (25.11.2015 и

шего более детального исследования.

28.11.2015).

Также в табл. 1 приведены прямое восхождение,

соответствующее шестому частотному каналу (f =

Отношение сигнал/шум для всех зарегистриро-

ванных импульсов после применения согласован-

= 111.5 МГц), и оценки отношения С/Ш.

ного фильтра ≲10, из чего следует, что пиковая

Величины мер дисперсии пульсаров из на-

плотность потоков зарегистрированных импуль-

шей Галактики лежат в диапазоне от

∼3 до

сов, указанных в табл. 1, находится на пределе

∼1800

пк/см³

для пульсаров в направлении

чувствительности антенны. Также следует отме-

галактического центра, что полностью перекрывает

тить, что при такой методике мы выделяем только

диапазон мер дисперсии обнаруженных нами

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

892

ФЕДОРОВА, РОДИН

Свертка с шаблоном. Файл: 060216_18_N1, α = 10051, δ = 41.8075

500

1000

1500

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 1262.18 pc cm^-3. SNR = 7.9

30 000

25 000

20 000

15 000

10 000

5000

500

1000

1500

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 8. Динамический спектр импульса с DM = 273 пк/см³, обнаруженного 28.11.2015. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотностьпотока 0.52 Ян, Галактические координаты l = 133.20^◦, b = -31.07^◦.

радиовсплесков. Часть обнаруженных импульсов

Напомним, что анализировались ежедневные

с большими величинами DM лежит далеко от

записи длительностью T_rec = 300 с. Запись про-

оптически ярких частей галактик М 31 и М 33,

пускалась через согласованный фильтр с характер-

где концентрация вещества значительно меньше

ной шириной t_s = 1 с, что приводит к количеству

по сравнению с центральными областями, поэтому

независимых отсчетов в записи равному m =

можно сделать предположение: так как доста-

= T_rec/t_s. Рис. 12 схематично показывает дина-

точного количества вещества не набирается для

мический спектр со всеми используемыми вели-

объяснения наблюдаемых величин DM, то не все

чинами. Введем величину k = t_pulse/t_s. Ширина

импульсы ассоциируются с исследуемыми галак-

обнаруженных импульсов t_pulse равна нескольким

тиками и лишь совпадают с ними по направлению.

секундам, что дает величину k ∼ 1-5. Также

Наличие шумов в записях в некоторые дни

введем величину p = T_rec/t_pulse. Вероятность

наводит на мысль, что обнаруженные импульсы

того, что отсчеты в одном канале выстроятся

могут образоваться случайно путем наложения ва-

друг за другом, формируя импульс, равна P_m =

риаций интенсивности в “нужных” местах записей

= 1/[(m-1)(m-2)...(m-k)]. Вероятность того,

в шести частотных каналах. Поэтому было реше-

что отдельные импульсы в каналах сформируют

но подвергнуть полученные результаты детальному

статистическому анализу. Такой анализ проводился

динамический спектр, равна P_n = 1/p(n-1), где n =

двумя способами: вычислялась вероятность слу-

= 6 —числочастотныхканалов.“-1”впоказателе

чайного выстраивания импульсов в динамический

степени знаменателя вероятности P_n учитывает,

спектр и вероятность образования случайного им-

что импульс может появиться в любом месте

пульса в зависимости от отношения сигнал/шум.

записи и на факт обнаружения это не влияет.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

893

Свертка с шаблоном. Файл: 021216_21_N1, α = 234411, δ = 40.9552

200

400

600

800

1000

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 291 pc cm^-3. SNR = 7.1

50 000

40 000

30 000

20 000

10 000

200

400

600

800

1000

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 9. Динамический спектр импульса с DM = 1262 пк/см³, обнаруженного 06.02.16. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.26 Ян. Галактические координаты l = 124.90^◦, b = -21.20^◦.

Таким образом, общая вероятность выстраивания

значения сигнал/шум и выстраиванию этих отсче-

отсчетов в динамический спектр равна P_tot =

тов в динамический спектр. Вероятность одновре-

= P_mP_n ∼ 10-12-10-19.

менного совпадения двух этих факторов равна P =

Вероятность превышения отсчета пороговой ве-

= P_rP_tot ∼ 10-14-10-23, что, на наш взгляд, явля-

ется достаточно малой величиной, чтобы произойти

личины сигнал/шум вычислялась следующим об-

случайным образом за 6 930 часов проанализиро-

разом. Из поканальных записей вычиталось сгла-

ванных данных в ∼82 000 отдельных сканов.

женное по 150 отсчетам среднее значение, по-

лученное с помощью медианного фильтра. Далее

строилось эмпирическое распределение отсчетов.

5. ОБСУЖДЕНИЕ

Оказалось, что оно лучше всего описывается рас-

Первоначальной задачей нашей работы были

пределением Лапласа (двойное экспоненциальное

поиск и оценка параметров быстрых радиовсплес-

распределение). Определялись параметры этого

ков в направлении галактик М 31 и М 33 в

распределения (среднее и дисперсия), и из этих

архивных данных радиотелескопа БСА ФИАН.

параметров вычислялась вероятность превышения

Исходя из оценок меры дисперсии обнаруженных

заданной величины сигнал/шум. Для С/Ш ∼7-10

импульсов, приведенных в табл. 1, а также из-

вероятность превышения равна P_r = 3 × 10-2-8 ×

за отсутствия видимой концентрации всплесков к

× 10-3.

центру исследуемых галактик возникает естествен-

Таким образом, обнаружение быстрого радио-

ное предположение, что области, в которых бы-

всплеска сводится к одновременному выполнению

ли сгенерированы некоторые всплески, находятся

двух условий: превышению отсчетов порогового

гораздо дальше, чем указанные галактики. Таким

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

894

ФЕДОРОВА, РОДИН

Свертка с шаблоном. Файл: 210318_15_N1, α = 3255.91, δ = 42.2284

200

400

600

800

1000

1200

1400

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 596 pc cm^-3. SNR = 8.2

50 000

40 000

30 000

20 000

10 000

200

400

600

800

1000

1200

1400

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 10. Динамический спектр импульса с DM = 291 пк/см³, обнаруженного 02.12.2016. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.29 Ян. Галактические координаты l = 109.48^◦, b = -20.32^◦.

образом, можно сделать вывод, что не для всех

спектрального индекса. В различных статьях оцен-

зарегистрированных сигналов галактики М 31 и

ка этой величины FRB 121102 колеблется от 1 до

М 33 являются родительскими.

10 [14]. Такой большой разброс величины спек-

трального индекса объясняется, на наш взгляд, в

Ранее мы зафиксировали подобные импульсы в

первую очередь тем, что измерения проводились в

других участках неба [13]. Новые зарегистрирован-

полосе приема, в которой мгновенное распределе-

ные сигналы по своим характеристикам схожи с

ние пиковой плотности потока по частотам опреде-

импульсами из работы [12], а также c параметрами

ляется мерцаниями при распространении импульса

быстрых радиовсплесков из каталога FRB.

в межзвездной среде, а не физикой излучения. По-

сле обнаружения большого числа новых импульсов

Отдельно коснемся вопроса наблюдаемого ко-

FRB 121102 в течение 2018 г. авторами в статье [15]

личества радиовсплесков. За шесть лет проанали-

дана оценка спектрального индекса α = -1.6. В

зирована область неба ∼30 кв. гр. За это время

телеграмме [16] мы также даем оценку спектраль-

обнаружено девять импульсов. Пересчитывая это

ного индекса FRB 121102 α ∼ -0.6 ± 0.4. Такой ре-

количество на всю площадь неба и предполагая,

зультат основан на анализе измеренных плотностей

что обнаруженные всплески никак не связаны с

потока повторяющего радиовсплеска FRB 121102

галактиками М 31 и М 33, получаем средний темп

и на нашем предположении [12], что на частоте

регистрации вспышек антенной БСА на частоте

111 МГц мы зарегистрировали и измерили повтор-

110 МГц ∼2000 импульсов/год.

ный импульс указанного события.

На данный момент одной из проблем в иссле-

Егоров и Постнов [17] предложили механизм

довании этих событий является оценка величины возникновения радиовсплесков через взаимодей-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

895

Свертка с шаблоном. Файл: 251115_23_N1, α = 12940.2, δ = 31.1263

200

400

600

800

Отсчеты, 0.1 s

Суммарный импульс. DM = 273 pc cm^-3. SNR = 8.5

80 000

60 000

40 000

20 000

200

400

600

800

Отсчеты, 0.1 s

Рис. 11. Динамический спектр импульса с DM = 596 пк/см³, обнаруженного 21.03.2018. Нижнее изображение —

суммарный профиль импульса. Пиковая плотность потока 0.54 Ян. Галактические координаты l = 119.46^◦, b = -20.72^◦.

t_s

t_pulse

m = T_rec/t_pulse

Рис. 12. Схематическое изображение динамического спектра для расчета вероятности его случайного возникновения.

Trec = 300 c — длина записи, Nchan = 6 — число частотных каналов, ts = 1 c — величина рассеяния для шаблона,

t_pulse — характерная ширина импульса.

ствие потока плазмы, истекающей от магнитных

не рассматривается как основной, так как не обес-

полюсов нейтронной звезды, и ударной волны, воз-

печивает сопутствующих явлений в других диапа-

никающей после взрыва сверхновой и проходящей

зонах и не объясняет повторных радиовсплесков.

через пульсар. В настоящее время этот механизм

Тем не менее идея “поджига” вещества конусом из-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

896

ФЕДОРОВА, РОДИН

лучения пульсара представляется достаточно инте-

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ресной. Если рассмотреть гипотетическую двойную

систему с пульсаром, в которой звезда-компаньон

Основные результаты данной работы.

проявляет активность в виде выброса вещества,

то при таком механизме будут возникать радио-

1. В архивных данных радиотелескопа БСА

всплески через неравные промежутки времени.

ФИАН в период с июля 2012 г. по ав-

Дополнительно хочется высказать идею в от-

густ 2018 г. обнаружено три быстрых ра-

ношении больших мер дисперсий радиовсплесков.

диовсплеска в направлении галактики М 33,

При удачной взаимной геометрии ударной волны,

два из которых предположительно возникли

нейтронной звезды и наблюдателя может возник-

в одной и той же области неба и, таким

нуть такая ситуация, что импульс будет вынужден

образом, являются повторными.

проходить через значительную толщину ионизо-

ванного вещества. Это, в свою очередь, приведет

2. В этот же период в направление галактики

к значительным величинам наблюдаемых значений

М 31 обнаружено шесть быстрых радио-

DM. Таким образом, если принять такой механизм,

всплесков с различной мерой дисперсии.

то масштаб космологических расстояний, на кото-

рых предположительно возникают радиовсплески,

и энерговыделений при возникновении вспышки

Таким образом, в общей сложности в период с

можно будет снизить.

июля 2012 г. по август 2018 г. в архивных данных

радиотелескопа БСА ФИАН удалось обнаружить

Возвращаясь к вопросу о моделях событий,

девять быстрых радиовсплесков с мерами дис-

генерирующих быстрые радиовсплески, мы пред-

полагаем следующее.

персии в диапазоне от 203 до 1262 пк/см³. Все

параметры импульсов приведены в табл. 1.

Во-первых, из всего списка радиовсплесков вы-

деляется два — FRB 121102 и FRB 180814.J0422+

+73. Импульсы от них были приняты неоднократ-

ФИНАНСИРОВАНИЕ

но, в отличие от других. Этот факт уже указывает на

то, что повторные и единичные явления FRB имеют

Работа В.А. Федоровой выполнена при частич-

различный механизм возникновения.

ной финансовой поддержке РФФИ (грант 16-29-

Во-вторых, визуальный анализ зарегистриро-

13074).

ванных радиовсплесков показывает, что все они

имеют совершенно разный вид, в частности шири-

ну, которая не объясняется только лишь ушире-

БЛАГОДАРНОСТИ

нием в полосе приема, а обусловлена внутренними

свойствами импульсов.

Авторы выражают благодарность директору

В-третьих, большой диапазон мер дисперсий

ПРАО Р.Д. Дагкесаманскому и заместителю ди-

DM и оценка энерговыделения всех событий могут

ректора ПРАО В.В. Орешко за обсуждение статьи,

указывать на принципиально новое явление, не

приведшее к ее улучшению.

известное до сих пор или предсказанное только в

теории. К таким моделям можно отнести, например,

модель, указанную в работе [18]. В данной моде-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ли с помощью процесса Примакова объясняется

1. E. Petroff, L. Houben, K. Bannister, S. Burke-

механизм превращения аксионов, частиц темной

Spolaor, et al., arXiv:1710.08155

[astro-ph.IM]

материи, в фотоны в магнитном поле. Следует

(2017).

отметить, что разрушение облаков такой материи

2. M. Kokubo, K. Mitsuda, H. Sugai, S. Ozaki, et al.,

объектом с мощным магнитным полем может дать

Astrophys. J. 844, id. 95 (2017).

импульсы длительностью несколько секунд [19].

3. M. Amiri, K. Bandura, M. Bhardwaj, P. Boubel, et al.,

Все обнаруженные импульсы также имеют харак-

Nature 566, 230 (2019).

терную ширину в несколько секунд. Учет рассеяния

4. D. R. Lorimer, M. Bailes, M. A. McLaughlin,

в среде и уширения в частотных каналах позволяет

D. J. Narkevic, and F. Crawford, Science 318(5851),

уменьшить их ширину до ∼0.1-2 с.

777 (2007).

Таким образом, несмотря на наличие моде-

5. I. R. Linscott and J. W. Erkes, Astrophys. J. 236,

лей, объясняющих как одиночные, так и повтор-

L109 (1980).

ные радиовсплески, авторы придерживаются более

6. P. M. McCulloch, P. A. Hamilton, J. G. Ables, and

естественного, на их взгляд, предположения, что

A. J. Hunt, Nature 303, 307 (1983).

зарегистрированные явления могут иметь разную

7. M. A. McLaughlin and J. M. Cordes, Astrophys. J.

природу.

596, 982 (2003).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ПОИСК БЫСТРЫХ РАДИОВСПЛЕСКОВ

897

8. E. Rubio-Herrera, B. W. Stappers, J. W. T. Hessels,

14. L. G. Spitler, J. M. Cordes, W. T. Hessels,

and R. Braun, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

D. R. Lorimer,et al., Astrophys. J. 790, id. 101 (2014).

428(4), 2857 (2013).

15. J.-P. Macquart, R. M. Shannon, K. W. Bannister,

9. В. В. Орешко, Г. А. Латышев, И. А. Алексеев,

C. W. James, R. D. Ekkers, and J. D. Bunton,

Ю. А. Азаренков, Б. И. Иванов, В. М. Карпов,

arXiv:1810.04353 [astro-ph.HE] (2018).

В. И. Кастромин, Труды ИПА 24, 80 (2012).

16. A. E. Rodin and V. A. Fedorova, Astron. Telegram

10. А. Е. Родин, В. В. Орешко, В. А. Самодуров,

№ 11932 (2018).

Астрон.журн. 94(1), 35 (2017).

11. А. Д. Кузьмин, Б. Я. Лосовский, К. А. Лапаев,

17. А. Е. Егоров, К. А. Постнов, Письма в Астрон.

Астрон. журн. 84(8), 685 (2007).

журн. 35(4), 272 (2009).

12. В. А. Федорова, А. Е. Родин, Астрон. журн. 96(1),

18. I. I. Tkachev, JETP Letters 101(1), 1 (2015).

41 (2019).

19. M. S. Pshirkov, Intern. J. Modern Physics D 26(07),

13. А. Е. Родин, В. А. Федорова, В. А. Самодуров,

С. В. Логвиненко, Астрон. циркуляр 1641, 1 (2018).

id. 1750068, (2017).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019