Физики проанализировали спектр повторяющегося быстрого радиовсплеска FRB 121102 и выделили в нем периодическую структуру из пиков, находящихся на расстоянии около 100 мегагерц друг от друга. Ученые объяснили эту спектральную особенность дифракционным линзированием и предложили два возможных механизма образования пиков. Согласно расчетам, к появлению периодической структуры могли привести объект с массой порядка 0,1 процента от солнечной или облако плазмы, с которыми провзаимодействовало излучение FRB на пути к Земле. Препринт работы представлен на arXiv.org.
Быстрые радиовсплески (Fast Radio Bursts, FRB) — это вспышки длинноволнового электромагнитного излучения типичной продолжительностью порядка миллисекунд. На сегодняшний день известно свыше сотни таких событий, некоторые из которых оказались повторяющимися, однако природа всплесков до конца не ясна: существует множество теоретических моделей, не имеющих надежных наблюдательных подтверждений (подробнее об этом можно узнать в материале «Что такое быстрые радиовсплески»). Локализация нескольких FRB говорит о том, что их излучение преодолевает межгалактические расстояния — и, тем самым, дает возможность изучать недоступные для прямого наблюдения объекты и среды, которые встретились на его пути, по особенностям зарегистрированного сигнала.
Российские физики под руководством Дмитрия Левкова (Dmitry Levkov) из Института ядерных исследований РАН обратились к архивным наблюдениям первого из известных повторяющихся быстрых радиовсплесков FRB 121102, который локализован в карликовой галактике на красном смещении 0,19. Его излучение в полосе частот 4–8 гигагерц (то есть на длинах волн примерно 3,8–7,5 сантиметра) 26 августа 2017 года регистрировал радиотелескоп Грин-Бэнк в штате Западная Виргиния, записав за первый час шестичасовой сессии в общей сложности 18 вспышек.
Чтобы подавить шум, авторы сглаживали интегралом с гауссовой функцией частотную зависимость спектральной плотности потока энергии (доли потока, приходящейся на данную частоту) по ширине частот в 10 (50) мегагерц — то есть получили приближение спектра, которое хорошо описывает его на масштабах частот свыше 40 мегагерц (для ширины в 50 МГц — свыше 220 МГц) и практически подавляет все модуляции на меньших частотных отрезках. Затем ученые интегрировали сглаженную функцию по полному времени излучения отдельной вспышки, получая таким образом полную энергию радиовсплеска, которая приходится на единичную частоту в окрестности данной частоты. Для этой зависимости физики строили автокорреляционную функцию, которая количественно характеризует связь между самим спектром и его смещенной по частоте копией в зависимости от величины частотного сдвига.
На своем пути излучение, вероятнее всего, прошло через множество турбулентных облаков плазмы — их флуктуации заставили бы лучи преломляться случайным образом и подавили бы корреляцию между разными частотами. Это бы привело к тому, что автокорреляционная функция спадала с ростом сдвига частоты. Однако фактически авторы заметили повторный рост и приближенно (в пределах ошибки) периодические колебания автокорреляции при частотном сдвиге свыше 50 мегагерц, что не удавалось объяснить прохождением радиосигнала через турбулентные облака.
Чтобы описать возрастание и колебания автокорреляции, физики добавили к модели распространения радиоизлучения дифракционную линзу — гладкое (нетурбулентное) облако плазмы или окрестность массивного тела, проходя через которую, каждый луч разделяется на две компоненты. При таком рассмотрении составляющие сигнала сложатся по-разному в зависимости от частоты: на тех частотах, где фазы двух компонент почти одинаковы, они будут усиливать друг друга, а на тех, где фазы практически противоположны — наоборот, подавлять — то есть в спектре полного сигнала появится периодическая часть. Из этого, в свою очередь, последует, что периодической станет и автокорреляционная функция, что (приближенно) соответствует экспериментальным данным.
Ученые рассмотрели два упрощенных вида дифракционной линзы: область пониженной плотности свободных электронов в межзвездной плазме и гравитационную линзу от поля практически точечного объекта (которым могла бы быть первичная черная дыра или массивный компактный объект гало). Параметры каждой из линз исследователи подбирали так, чтобы итоговый теоретический спектр как можно лучше совпадал с экспериментальным.
В результате оказалось, что оба сценария образования линзы позволяют описать периодическую структуру наблюдаемого спектра FRB 121102 — при этом гравитационному объекту потребуется масса около 1,1-10–4 от солнечной (соответствует примерно 40 массам Земли). При этом авторы отмечают, что принципиально можно было бы отдать предпочтение одному из сценариев на основе того, зависит ли период спектра от частоты — этот эффект отсутствует в случае гравитационной линзы. Тем не менее, хотя экспериментальные данные и не содержат зависимости периода от частоты, этого же эффекта можно достичь при достаточно большом недостатке свободных электронов в плазменной линзе — в этом случае зависимость от частоты становится неразличимой в пределах ошибки измерений, и выделить среди двух моделей лучшую по этому критерию не удается.
