Миллиметрон

Предложения институтов по научной программе проекта
"Миллиметрон".
Предложения Государственного Астрономического института
им. П.К. Штернберга.
Научные задачи по теме "Физика звезд"
А.М.Черепащук
I. Изучение звездных ветров звезд разных спектральных классов.
Изучение звездных ветров очень важно для понимания физики и эволюции звезд
и их взаимодействия с окружающей межзвездной средой. Эволюционное значение потери
массы в виде звездного ветра особенно велико для массивных (М40М) звезд. В
простейшей модели так называемого "радиативного" закона потери массы звездой в виде
ветра, где основной механизм потери – давление излучения, темп потери массы
выражается в виде
M

3.28 1011L R
M

1
2
M
ãî ä ,
где М, L, R – масса, светимость и радиус звезды в солнечных единицах,  
MVw
–
Lc
отношение импульса вещества ветра к импульсу излучения звезды (для массивных звезд
1).
Поскольку для массивных звезд L~М3, из приведенной формулы видно, что темп
потери массы Ì сильно возрастает с массой звезды. Поэтому массивные звезды с
М40М не достигают стадии красных сверхгигантов, а ввиду огромной величины Ì
(вплоть до 10-510-4 М/год) теряют за время ядерной эволюции (~106 лет) свои
водородные оболочки и обнажают гелиевые ядра, формируя звезды Вольфа-Райе (WR). В
модели радиативного закона потери массы в виде ветра существует также зависимость
между Ì и металличностью звезды z, характеризующей обилие тяжелых элементов. Для
разных галактик величина z меняется от z  0.001 до z  10 . Связь между Ì и z
z
z
дается выражением:
Ì ~z0.75 .
Поэтому наблюдения потери массы массивными звездами в разных галактиках очень
важны для понимания механизмов потери массы в виде ветра.
Если звезда входит в состав двойной системы то темп потери массы в виде ветра
может быть оценен динамически, по скорости увеличения орбитального периода системы.
Таким образом удалось измерить величину Ì для некоторых звезд WR в составе
двойных систем WR+O. Например, для звезды WN5 в затменной двойной системе
V444Cyg (WN5+О6, p=4d.2) динамическим методом измеренная величина темпа потери
массы в виде ветра составляет Ì =710-6 М/год. Забегая вперед, отметим, что эта
динамическая величина Ì оказалась в 3 раза меньше, чем величина Ì , определенная для
этой же системы V444Cyg по наблюдениям в радиодиапазоне. Это связано с
неоднородной, клочковатой структурой звездного ветра. Поскольку тепловое свободносвободное радиоизлучение ветра звезды квадратично зависит от плотности, наличие
многих уплотнений в ветре (клампов) приводит при данной величине Ì , к увеличению
радиопотока. Если интерпретировать радионаблюдения в модели однородного ветра, то
мы получим завышенную величину Ì . Динамически определенная величина Ì (по
изменению орбитального периода в двойной системе) свободна от влияния эффекта
клочковатости звездного ветра и может служить для надежной калибровки темпов потери
массы, определенных по наблюдаемым радиопотокам.
Метод определения Ì для звезд по наблюдаемым тепловым радиопотокам от них
– основной метод массового определения темпов потери массы для одиночных звезд.
Например, к настоящему времени открыто тепловое радиоизлучение от 37 звезд WR в
сантиметровом диапазоне и среди них у 12 звезд WR было зарегистрировано тепловое
радиоизлучение в миллиметровом диапазоне. Поскольку радиоизлучение формируется во
внешних областях ветра, удаленных на большие расстояния r от центра звезды, можно
считать, что ветер радиально движется с постоянной скоростью v:

 r 
v(r) v  1  0  .
r

В этой формуле (так называемой формуле Ламерса, описывающей закон изменения
скорости ветра v(r) с расстоянием от центра звезды радиусом r0) параметр 1-2. При
r v(r)v, где v – предельная скорость ветра, на бесконечности. Величина v
определяется из наблюдений PCyg-профилей линий в спектрах звезд.
Формула для определения Ì по наблюдаемому радиопотоку f следующая (в
модели непрерывного ветра с плотностью , убывающей как 1/r2):
2
3

M
2 4 
 0.095  f  d   2 
v
 Z e 
1
2
 g 
1
2
,
где d – расстояние до звезды в кпс, f – наблюдаемый радиопоток в янских, v – в км/с,  –
в герцах, Ì – в М/год. Здесь  – средний атомный вес ионов, e – число свободных
электронов на ион, Z – средний атомный заряд, g – гаунт-фактор, который для
радиодиапазона дается выражением:
g10.6+1.90lgT–1.26lg Z .
Таким образом, наблюдения радиопотоков от звезд позволяют определять величины
темпов потери массы в виде ветра для них. Ввиду малых значений радиопотоков
наземные радионаблюдения звезд и соответствующие определения Ì
для них
сравнительно немногочисленны. Наблюдения с борта "Миллиметрона" в режиме
концентратора позволят выполнить массовые определения величин Ì для большого
числа звезд разных спектральных классов и классов светимостей в нашей и других
близких галактиках (LMC, SMC).
Для наиболее близких звезд WR (например, 2Vel), наблюдение структуры
звездного ветра может быть выполнено в режиме радиоинтерферометра, что позволит
детально изучить структуру истекающего из центральной звезды WR ветра и сделать
выводы о механизмах истечения вещества.
II. Изучение эффектов столкновения звездных ветров.
Звездные ветры являются общим свойством звезд.
Для Солнца:
M 1014 M ãî ä , v w
Lw
Mv 2w
2
1027 ýðã ñ,
4 107 ñì ñ .
Lw
 106 107.
Lbol
Здесь Ì – темп потери массы в виде ветра, vw – скорость вещества в ветре, Lw – поток
кинетической энергии ветра, Lbol=41033 эрг/с – болометрическая светимость.
Для горячих массивных звезд:
M 106 M ãî ä , v w 108 ñì ñ,
Mv 2w
Lw 
 1035  1036 ýðã ñ,
2
Lw
 102  103.
Lbol
Для звезд Вольфа-Райе:
M 105 M ãî ä, v w  108 ñì ñ,
Lw 
Mv2w
 1037 ýðã ñ,
2
Lw
 101  102.
Lbol
Таким образом, ветры горячих массивных звезд являются сверхзвуковыми и несут
значительную мощность, достаточную для появлении заметных наблюдательных
эффектов при столкновении ветров в двойных звездных системах.
В двойных системах, состоящих из массивных горячих звезд, можно наблюдать
эффекты столкновения сверхзвуковых звездных ветров (v108 см/с), число маха ~100).
При столкновении звездных ветров образуется система ударных волн, в которых могут
формироваться релятивистские электроны, что обусловливает появление синхротронного
излучения. Нетепловое синхротронное излучение открыто от ряда двойных WR+О систем.
Кроме того, в ударных волнах при столкновении звездных ветров формируется тепловое
рентгеновское излучение в диапазоне 0.1-10 Кэв. Комбинируя данные рентгеновских и
радионаблюдений можно делать важные выводы о структуре ударных волн и параметрах
звездных ветров, в частности, можно проверить модель клочковатого звездного ветра.
Особенно важны радионаблюдения сталкивающихся звездных ветров в миллиметровом и
субмиллиметровом диапазонах, поскольку в этому диапазоне доступна наблюдениям
самая внутренняя часть ударных волн (точка стагнации). При резком расширении сжатого
в ударных волнах газа в случае звезд WC, ветер которых обогащен углеродом,
формируется пыль, которая светит в инфракрасном диапазоне.
У многих WC+О двойных систем наблюдаются ИК-избытки и мощные вспышки в
ИК-диапазоне, частота появления которых коррелирует с орбитальным периодом системы.
Это связано с тем, что наиболее благоприятные условия формирования пыли при
расширении сжатого в ударных волнах ветра имеют место при прохождении истекающей
звезды через периастр эллиптической орбиты.
У некоторых WC+О двойных систем с большими орбитальными периодами с
применением наземной техники повышения углового разрешения путем компенсации
атмосферных искажений в ИК-диапазоне удалось непосредственно увидеть структуру
пылевого "хвоста", который обусловлен взаимодействием ветров компонент.
Наблюдения на "Миллиметроне" с высоким угловым разрешением позволит
изучить структуру ударных волн в двойных системах, образованных при столкновении
звездных ветров, как функцию фазы орбитального периода, что позволит детально
изучить физику звездных ветров.
III. Исследование тесных двойных систем на поздних стадиях эволюции.
Под поздней тесной двойной системой (ТДС) понимается система, в которой
завершился первичный обмен масс между компонентами и в которой наблюдается
пекулярный объект-продукт поздней стадии звездной эволюции: звезда WR, белый карлик,
нейтронная звезда или черная дыра. Поздние ТДС показывают богатые и разнообразные
наблюдательные проявления во всех электромагнитных диапазонах. Изучение поздних
ТДС очень перспективно с помощью наблюдений, выполненных с борта "Миллиметрона",
особенно в режиме интерферометра с высоким угловым разрешением. В ИК и
субмиллиметровом диапазоне можно наблюдать тепловое свободно-свободное и
нетепловое излучение от газовых струй, потоков, аккреционных дисков и джетов в
рентгеновских двойных системах. Важность радионаблюдений рентгеновских двойных
систем была неоднократно продемонстрирована. Например, радионаблюдения с высоким
угловым разрешением позволили устранить неоднозначность в модели прецессирующих
релятивистских джетов в микроквазаре SS433; радионаблюдения рентгеновской двойной
системы CygX-1 – первого кандидата в черные дыры, позволили реализовать
окончательную идентификацию рентгеновского источника CygX-1 с оптической звездой –
сверхгигантом BOIb (в момент изменения спектра рентгеновского источника наблюдалось
синхронное изменение радиопотока, что позволило установить генетическую связь
рентгеновского источника с оптической звездой).
В ГАИШ ведется систематизация сведений о поздних ТДС и опубликован Каталог
поздних ТДС, содержащий сведения о ~700 объектах. Сейчас ведется пополнение этого
Каталога и реализация его электронной версии.
Кратко перечислим типы поздних ТДС.
Массивные системы.
1. WR+OB двойные системы
Это хорошо изученный класс массивных ТДС. В нашем Каталоге приведено
несколько десятков таких систем. Орбитальные периоды лежат в пределах от 1 d.6 до 4800d.
Величины эксцентриситетов орбит e0 для периодов p14d и e=0.30.8 для p70d.
m
 0.17  2.67 . Массы WN звезд лежат в пределах (4-80)М,
Отношение масс q  WR
mOB
массы WC звезд – в пределах (5-30)М. Наблюдения звездных ветров и эффектов
столкновения звездных ветров очень перспективны на "Миллиметроне" как в режиме
концентратора, так и в режиме интерферометра.
2. "Спокойные" рентгеновские двойные.
Открытие четырех ТДС состоящих из массивной B и Be – звезды и радиопульсара
доказало реальность существования систем этого типа ("спокойных" рентгеновских
двойных, когда после взрыва сверхновой в системе и образования релятивистского
объекта оптическая звезда еще не успела далеко проэволюционировать и приблизиться к
границам своей полости Роша). Из-за очень низкого темпа аккреции рентгеновская
светимость таких систем мала, хотя иногда темп аккреции возрастает (из-за
нестабильности экваториального ветра звезды Be), и режим радиопульсара на короткое
время сменяется режимом рентгеновского пульсара.
Например, в ТДС, содержащей радиопульсар PSR 1259-63 и массивную Be-звезду
SS2293 орбитальный период ~7.8 лет и эксцентриситет орбиты очень велик (e=0.97), что
свидетельствует о произошедшем в системе взрыве сверхновой.
Наблюдения на "Миллиметроне" "спокойных" рентгеновских ТДС
перспективно (как в режиме концентратора, так и в режиме интерферометра).
очень
3. Жесткие рентгеновские транзиентные двойные системы с массивными Be-звездами.
Известно около сотни таких систем. Орбитальные периоды и эксцентриситеты
больше: p=10-1000 дней, e=0.2-0.8. Оптические звезды – быстровращающиеся (vsini=70450 км/с) Be-звезды с ротационно индуцированным экваториальным ветром.
Рентгеновские источники – аккрецирующие нейтронные звезды, в большинстве случаев,
рентгеновские пульсары. Вспышки рентгеновского излучения плоть до Lx=10381039 эрг/с
(длительность ~30 дней) происходят во время прохождения нейтронной звезды через
периастр орбиты системы из-за усиления темпа аккреции из экваториального ветра Beзвезды. Рентгеновский спектр жесткий (кт15КэВ), в спокойном состоянии рентгеновская
светимость ~10331034 эрг/с.
Наблюдения на "Миллиметроне" этих систем очень перспективно как в режиме
концентратора, так и в режиме интерферометра).
4. Квазистационарные рентгеновские двойные с массивными ОВ-звездами.
Известно два десятка таких систем. Оптические компаньоны здесь – массивные ОВ сверхгиганты, близкие к заполнению своих полостей Роша. Орбитальные периоды
сравнительно короткие p1.4-9 дней. Эксцентриситеты орбит близки к нулю: e=00.1.
Наблюдается, помимо орбитальной переменности, также долгопериодическая (p=30-300
дней) переменность, по-видимому, связанная с прецессией аккреционного диска вокруг
релятивистского объекта. У ряда рентгеновских двойных этого типа открыты радиоджеты
(например, у системы CygX-1). Рентгеновские источники – аккрецирующие нейтронные
звезды и черные дыры. Средняя рентгеновская светимость Lx=10361039 эрг/с. Среди этих
систем системы CygX-1, LMC X -3, LMC X -1 и др. содержат черные дыры.
Наблюдения этих систем на "Миллиметроне" в высшей степени перспективно, как
в режиме интерферометра, так и в режиме концентратора.
5. WR2+C двойные системы.
После вторичного обмена масс в массивной ТДС может сформироваться WR2+C
система, состоящая из звезды WR "второго поколения" и релятивистского объекта.
Стадией, предшествующей WR2+С системе, является объект SS433 (микроквазар),
в котором оптическая звезда переполняет свою полость Роша, и вокруг релятивистского
объекта сформировался сверхкритический прецессирующий аккреционный диск с
релятивистскими джетами. Гелиевое ядро у истекающей О-В звезды здесь еще не
обнажилось, поскольку вторичный обмен масс не завершился.
Открытие звезды WR в пекулярной короткопериодической рентгеновской двойной
системе – микроквазаре CygX-3 доказало реальность существования WR2+С систем.
Наблюдательные характеристики системы CygX-3: p=4.8 часа, Lx=1038 эрг/с (1-60 кэв),
L=21037 эрг/с. Это рентгеновский, гамма, ИК, оптический и радиоисточник. Иногда
наблюдаются гигантские радиовспышки и коллимированные релятивистские джеты. В
системе не наблюдается пульсар. Расстояние до системы 11 кпк, сильное межзвездное
погощение (Аv=15m): видимая звездная величина V=23, инфракрасная K-величина K=12.
Спектральный класс оптической WR звезды WN4-7.
Наблюдения объекта CygX-3 на "Миллиметроне" как в режиме концентратора, так
и режиме интерферометра в высшей степени перспективно.
Для объектов CygX-1 ("кандидат №1" в черные дыры) и CygX-3 стоит поставить
отдельную программу наблюдений в режиме интерферометра, с целью изучения
структуры газовых потоков, дисков, джетов и построения моделей этих систем.
Маломассивные системы.
1. Рентгеновские новые.
К настоящему времени открыто около сотни таких систем (мягких рентгеновских
транзиентов – рентгеновских новых).
Орбитальные периоды лежат в пределах p=0.2-33.5 дней, эксцентриситеты орбит
e=0. Оптические компоненты – нормалные М, K, А и B – звезды-карлики, субгиганты и
гиганты, заполняющие свои полости Роша. Рентгеновские вспышки длятся несколько
месяцев, при этом рентгеновская светимость возрастает в 102106 раз, от Lx=10311033 в
спокойном состоянии до 10371038 в максимуме вспышки. Длительность спокойного
состояния (Lx1033 эрг/с) может составлять многие годы. Релятивистские объекты –
нейтронные звезды и черные дыры. Примеры рентгеновских новых с черными дырами:
АО620-00, GS2023+338, GS1124-6, GRS1915+105 (микроквазар) и др. Рентгеновские
спектры сравнительно мягкие (кт2 КэВ), по сравнению с жесткими рентгеновскими
транзиентными двойными системами, содержащими Be-звезды. Для ряда рентгеновских
новых (GRO J 1655-40, GRS1915+105 и др.) открыты радиовспышки и коллимированные
джеты.
Особенно уникален микроквазар GRS1915+105, обладающий многочисленными
типами нестационарностей и имеющий "сверхсветовые" движения в картинной плоскости
неоднородностей в джетах. Для него может быть поставлена отдельная задача для
наблюдений на "Миллиметроне" в режиме интерферометра.
Наблюдения на "Миллиметроне" рентгеновских новых как в режиме концентратора,
так и в режиме интерферометра, очень перспективны.
2. Яркие рентгеновские двойные галактического балджа.
Несколько десятков маломассивных рентгеновских двойных систем этого типа
известны к настоящему времени. Орбитальные периоды короткие p110 дней, орбиты
круговые, e=0, рентгеновская светимость квазистационарна, Lx1036-1038 эрг/с.
Оптические компаньоны – маломассивные G-M – звезды: mv1.5М. Релятивистские
объекты – нейтронные звезды со сравнительно слабым магнитным полем. В
рентгеновском диапазоне наблюдаются квазипериодические осцилляции на частотах
с=5.9-6.4 Герц (ScoX-1), с=5.2-6 Герц (CygX-2) и т.п.
Наблюдения таких систем на "Миллиметроне" весьма перспективны, как в режиме
концентратора, так и в режиме интерферометра.
3. Рентгеновские барстеры.
Эти системы распределены в галактическом балдже и в шаровых скоплениях.
Всего известно много десятков таких систем. Их особенность – наличие рентгеновских
вспышек длительностью 1-40 сек. Во время вспышки рентгеновская светимость достигает
в максимуме величины Lx=1037 эрг/с. Оптические звезды – маломассивные звезды поздних
спектральных типов. Рентгеновские вспышки – результат термоядерных взрывов
аккрецирующего вещества на поверхности слабо намагниченной нейтронной звезды.
Наблюдения на "Миллиметроне" весьма перспективны.
4. Катаклизмические двойные системы.
Это очень многочисленный (несколько сотен) класс маломассивных ТДС на
поздней стадии эволюции, состоящих их маломассивной звезды (m1М; спектральный
класс G-M III-V), заполняющей свою полость Роша, и аккрецирующего белого карлика.
В большинстве случае орбитальные периоды короткие: p1d, e=0.
Катаклизмические двойные могут быть разделены на три типа, в зависимости от величины
магнитного поля Н белого карлика.
а) Для Н105 Гаусс около белого карлика формируется аккреционный диск, который
своим внутренним краем касается поверхности белого карлика.
б) Для Н105-106 Гаусс аккреционный диск разрушается в центральный частях
магнитосферой вращающегося белого карлика (промежуточный поляр, например, система
DQHer, где оптические и рентгеновские пульсации от белого карлика хорошо
наблюдаются).
в) Для Н107108 Гаусс радиус магнитосферы белого карлика превосходит радиус орбиты
системы. Аккреционный диск не формируется. Перенос масс от невырожденной G-M
звезды и аккреция вещества на белый карлик происходит вдоль силовых линий
магнитного поля непосредственно на магнитные полюса белого карлика, где
формируются горячие пятна. Это феномен поляра, в котором оптическая и рентгеновская
светимость промодулирована орбитальным периодом двойной системы.
В зависимости от амплитуды оптических вспышек, катаклизмические двойные
могут быть разделены на три типа: новые (орбитальные периоды p0.05-230 дней;
амплитуда вспышки V11m), повторные новые (V7m11m, интервал между вспышками
T20-80 лет) и карликовые новые (V2m-6m, T10100 дней). Природа вспышек
новых и, по-видимому, повторных новых – термоядерное горение аккрецирующего
вещества на поверхности вырожденного белого карлика, а для карликовых новых –
выделение гравитационной энергии при аккреции вещества из аккреционного диска на
белый карлик, которая стимулируется некоторой нестабильностью в аккреционном диске.
Наблюдаются также системы из двойных белых карликов (p0.020.05 дней) и
предкатаклизмические двойные систем, в которых нормальная звезда еще не успела
заполнить свою полость Роша, и аккреция вещества на белый карлик не идет.
Богатые наблюдательные проявления катаклизмических двойных систем делают их
весьма перспективными объектами для наблюдений на "Миллиметроне" как в режиме
концентратора, так и в режиме интерферометра.
5. Симбиотические двойные системы.
Известно много десятков таких систем. Они состоят из красного гиганта
(спектрального класса G-M) и белого карлика или субкарлика (радиусом R=0.011R,
T3000150000 К), аккрецирующего вещества медленного ветра красного гиганта.
Иногда вторая звезда – звезда главной последовательности или нейтронная звезда.
Орбитальные периоды велики от 70 дней до нескольких десятков лет, эксцентриситеты
орбит e=00.3. Иногда красный гигант является переменной типа Миры Кита. В
зависимости от амплитуды оптических вспышек, симбиотические двойные системы могут
быть разделены на три группы:
а) классические симбиотические двойные; амплитуда вспышки V=2m-3m (CICyg, ZAnd);
б) повторные новые, V5m7m (TCr, RSOph);
в) симбиотические новые; V6m10m (AGPeg, HMSge, RRTel).
Иногда симбиотические новые называются медленными новыми. От таких систем
вспышки наблюдались лишь однажды.
Природа вспышек в большинстве случаев – это термоядерное горение
аккрецирующего вещества на поверхности вырожденного белого карлика. Длительность
таких вспышек достигает нескольких десятков лет. Более короткие вспышки (T1-3 лет)
связаны с аккреционными процессами. Для некоторых симбиотических двойных систем
были обнаружены во время оптических и радиовспышек были обнаружены
коллимированные джеты (v102 км/с).
6. Ультрамягкие рентгеновские двойные системы.
Наблюдается около десятка таких систем. Эти системы состоят из маломассивной
звезды, заполняющей свою полость Роша и аккрецирующего белого карлика.
Орбитальные периоды около 1 дня. Главная особенность этих систем – очень мягкий
рентгеновский спектр (KT20-50 эВ) и очень высокая рентгеновская светимость
(Lx10371038 эрг/с). Рентгеновская светимость квазистационарная и вызвана
стационарным термоядерным горением аккрецирующего вещества на поверхности
вырожденного белого карлика. Типичный пример такой системы – система
CAL83=4U0543-682.
Для наблюдений на "Миллиметроне" системы этого типа весьма перспективны.
IV. Голубые переменные высокой светимости (LBV-объекты)
LBV-объекты принадлежат к числу наиболее ярких звезд Галактики и других
галактик. Их известно много десятков. Они характеризуются сильной фотометрической
переменностью (амплитудой до нескольких звездных величин) на различных временных
шкалах (от сотен лет до месяца). Некоторые из LBV-объектов окружены небольшими
туманностями, сформированными материей, выброшенной из центральной звезды.
Вещество этих туманностей обогащено продуктами термоядерного горения.
Соответствующая величина темпа потери массы огромна, достигает 10-2 М/год.
Существуют три точки зрения на природу LBV-объектов:
а) одиночные очень массивные (m100М) звезды;
б) массивные тесные двойные системы на стадии эволюции с обменом масс в режиме
общей оболочки; объекты Ландау-Торна-Житкова – одиночные массивные звезды с
релятивистскими объектами в центре.
Недавнее открытие с борта космического телескопа Хаббла коллимированных
джетов от одного из LBV объектов (Car), а также долгопериодической (p=5.54 года)
переменности рентгеновского потока свидетельствуют в пользу модели LBV-объектов как
двойных систем. Наблюдения LBV-объектов и, в частности, объекта Car на
"Миллиметроне" как в режиме концентратора, так и в режиме интерферометра очень
перспективны.
V. Радиопульсары в двойных системах.
К настоящему времени открыто свыше 150 радиопульсаров в двойных системах.
Орбитальные периоды p=0.07-1300 дней; эксцентриситеты орбит e=00.97; спутники –
нейтронные звезды, белые карлики (блеска V=21m-23m), Be-звезды и даже планеты.
Периоды осевого вращения пульсаров лежат в пределах от 0.0016 сек. до примерно 1
секунды. Большинство миллисекундных пульсаров наблюдается в двойных системах, что
связано с раскруткой пульсара при вторичном обмене масс (предсказание
Г.С.Бисноватого-Когана и Б.В.Комберга). Существуют радиозатменные пульсары
(например, PSR1057+20), в которых наблюдается испарение вещества белого карлика,
прогреваемого релятивистским ветром пульсара.
Недавнее открытие двух радиопульсаров в двойной системе J0737-3039AB
позволяет проверять эффекты ОТО.
Согласно теоретическим моделям, пульсары с эксцентричными орбитами и
сравнительно высокими массами компаньонов (нейтронные звезды, массивные белые
карлики) сформировались в результате взрывов сверхновых. Пульсары с круговыми
орбитами и сравнительно маломассивными компаньонами (белые карлики)
сформировались при коллапсе белых карликов, нарастивших свою массу до
Чандрасекаровского предела благодаря аккреции вещества, поставляемого спутником –
невырожденной маломассивной звездой. Значительное увеличение орбитальных периодов
таких систем обусловлено перетеканием вещества в ядерной шкале времени от
маломассивного спутника – нормальной звезды на более массивный белый карлик.
Наблюдения двойных радиопульсаров на "Миллиметроне" весьма перспективны.
ИССЛЕДОВАНИЕ ВНЕШНИХ ОБЛАСТЕЙ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ.
В.В. Шевченко
Пылевая компонента служит непременной составляющей глобального строения
планетных систем, существующих вокруг звезд, подобно Солнечной системы.
На рис. 1 представлено инфракрасное изображение пылевой оболочки вокруг
звезды Эридана.
Рис. 1
Компьютерные модели внешнего вида Солнечной системы весьма близко
воспроизводят приведенное изображение. Согласно существующим гипотетическим
12
представления Солнечная система окружена облаком, вмещающим более 10 комет.
Рис. 2
На рис. 2 приведена модель Облака Оорта, как наиболее внешней глобальной
структуры Солнечной системы. Согласно оценкам, Облако Оорта простирается от Солнца
на расстояние около 3 световых лет или примерно 30 триллионов километров. Внешняя
условная граница Облака Оорта расположена приблизительно на четверти расстояния до
Проксимы Центавра, ближайшей к Солнцу звезды.
Предположительно основным населением этой структуры являются триллионы
ядер комет, суммарная масса которых может достигать массы Юпитера. Предполагают,
что Облако Оорта служит источником долгопериодических комет. Исходя из этого,
некоторые из наблюдавшихся во внутренней части Солнечной системы комет являлись
представителями населения Облако Оорта. Наиболее наглядным примером может
служить комета Хейла-Боппа (1997 г.), орбита которой проходила практически
перпендикулярно к плоскости эклиптики (рис. 3).
Рис. 3
Аномально большим было ядро кометы, по оценке равное 40 – 80 км в диаметре.
На рис. 4 показана голова кометы при прохождении перигелия в 1997 году.
Рис. 4.
До недавнего времени ни одного объекта Облака Оорта внутри самой структуры
не наблюдалось. В настоящее время предлагается два наблюдавшихся кандидата в
объекты Облака Оорта (Таблица 1).
Таблица 1.
Oort cloud object candidates
Number Name
Equatorial
Perihelion Aphelion
Year
diameter
Discoverer
(AU)
(AU)
discovered
(km)
90377
1180 - 1800
Sedna
76.1
km
892
148209
2000
265 km
CR105
397
44.3
Diameter
method
2003
Brown,
Trujillo,
Rabinowitz
thermal
2000
Lowell
Observatory
???
Наибольший интерес вызывает объект типа кометного ядра, получивший название Седна.
При экваториальном диаметре, сравнимом с размером Плутона, Седна
Рис. 5
Рис. 6
Рис. 6 представляет первое изображение Седны на фоне звездного поля.
На рис. 7 показано положение орбиты Седны относительно общего строения
Солнечной системы.
Рис. 7
Применительно к проекту «Миллиметрон» в режиме одиночного телескопа можно
предусмотреть эксперименты по поиску новых удаленных объектов на границе
внутренней части Облака Оорта, измерений физических характеристик населения Облака
Оорта на разной стадии развития отдельных объектов и изучение природы пылевой
компоненты, в составе которой может оказаться материал межзвездной материи или
вещества, принадлежащего соседней системе звезды Проксимы Центавра.
По некоторым оценкам средняя температура в области Облака Оорта всего на 4
градуса отличается от абсолютного нуля.
Поскольку кометы в межзвездном пространстве с большой долей вероятности могут
переходить на орбиты, формируемые соседними звездами, в числе задач можно
рассматривать вероятность обнаружения признаков процесса панспермии.
Отдельным вопросом является существование гипотетического массивного спутника
Солнца – Немезиды, которая может являться коричневым карликом на вытянутой орбите.
По косвенным данным Немезида проходит вблизи или даже сквозь внешнюю часть
Облака Оорта каждые 26 миллионов лет, поскольку следы интенсивного вторжения комет
во внутреннюю часть Солнечной системы в виде отдельной популяции кратеров на
поверхности безатмосферных тел предположительно выделяются на Луне и Меркурии.
На
сферической модели Облака Оорта, представленной на рис. 2,
выделяется
дисковое уплотнение. Подобная модель рассматривается довольно часто. Основной
аргумент в пользу сферичности Облака Орта заключается в том, что кометы типа кометы
Хейла-Боппа, имеющие аномально большие размеры ядра и двигающиеся по
гиперболическим или параболическим орбитам, приходят во внутреннюю часть
Солнечной системы с разных направлений, включая движение по нормали к плоскости
эклиптики. Другой модельной компонентой служит предположение, что Облако Оорта
должно носить признаки первоначального околосолнечного газо-пылевого диска. Этим
объясняется появление упомянутого дисковидного уплотнения (рис. 8).
Рис. 8
Правомерность введения в модель дискового уплотнения подтверждается теперь
уже
достоверно
установленным
существованием
Пояса
Койпера,
включающем
карликовые планеты (по новой классификации МАС, 2006) (рис. 8). Более наглядно место
Пояса Койпера в общей структуре Солнечной системы представлено схемой на рис. 9.
Рис. 9
За последние 15 лет со времени обнаружения первого транснептунового объекта,
отнесенного впоследствии к населению Пояса Койпера, было открыто большое число
карликовых планет.
Распределение орбит этих тел свидетельствует о существовании
сложной динамической структуры рассматриваемой части Солнечной системы. Ряд
исследователей полагает, что популяция Кентавров, к которым относят объекты,
имеющие перигелий и большую полуось между орбитами Юпитера и Нептуна, также
динамически связана с транснептуновыми телами. Возможно, Кентавры представляют
собой переходную популяцию от объектов диска рассеянной формы к кометам семейства
Юпитера.
На рис. 10 показана структурная схема Пояса Койпера в связи с орбитами некоторых
известных тел Солнечной системы. Из рис. 10 следует, что Плутон действительно
является карликовой планетой из числа населения Пояса Койпера.
Рис. 10
К настоящему времени открыто более 110 карликовых планет, населяющих Пояс
Койпера (рис. 11), большинство из которых предположительно являются ледяными
телами. Объекты Пояса Койпера на рис. 11 обозначены зеленым цветом.
Рис. 11
Сравнительные размеры наиболее крупных из обнаруженных тел Пояса Койпера
представлены на рис. 12 и 13. Седна, являясь кандидатом в объекты Облака Оорта, пока
еще достоверно не получила окончательного подтверждения такого своего статуса.
Рис. 12
Рис. 13
Применительно к проекту «Миллиметрон» в режиме одиночного телескопа можно
предложить эксперименты по поиску новых объектов, относящихся к населению Пояса
Койпера. Кроме того, следует учесть, что при практически полном отсутствии данных
проверка выдвигаемых динамических моделей нуждается в информации о физических
свойствах тел, относящихся к населению Пояса Койпера. При индивидуальном
исследовании тел возможны два направления, которые можно проиллюстрировать на
примере последних достижений в изучении Плутона.
Наиболее примечательной структурной особенностью малых тел оказалось
присутствие спутников около отдельных астероидов и карликовых планет. На рис. 14
приведена система спутников Плутона, установленная на основе самых последних
исследований.
Рис. 14
Другим направлением может стать исследование деталей поверхности. Изображение
диска Плутона, полученное с наиболее высоким разрешением, доступным в настоящее
время, показано на рис. 15.
Рис. 15
В настоящее время в область Плутона и Пояса Койпера направляется космический
аппарат «Новые горизонты» (рис. 16).
Рис. 16
Аппарат достигнет системы Плутона в 2015 году. В 2020 г. КА «Новые горизонты»
(New Horizons) войдет в Пояс Койпера.
Пыль вокруг галактик.
А.В.Засов и О.К.Сильченко
1. Постановка задачи
Проверка существования пылевой среды в гало галактик. Оценка температуры, массы и
характера распределения пыли. Анализ связи общего количества пыли с окружением
галактик и активными процессами внутри галактик. Вывод о частоте встречаемости
пылевого окружения и возможных механизмах происхождения пыли и ее нагрева.
2. Инструменты
а) Камера глубокого обзора, λ 0.2 – 3 мм
б) Спектрополяриметр низкого разрешения.
3. Научное обоснование
Наличие холодной пыли вдали от плоскости газового диска галактики или во внешних
областях эллиптических (Е) галактик может свидетельствовать как о непрерывном
выбросе пыли вместе с потоками газа из галактического диска (всплытие пузырей), так и
ее рождение в оболочках проэволюционировавших звезд гало. Альтернативное
объяснение – слияние Е- галактик со спутниками, обладающими газо-пылевой средой. До
недавнего времени присутствие пыли в гало галактик не рассматривалось, поскольку
считалось, что пылинки за короткое время (порядка 10^8 лет) разрушаются в горячем газе
гало. Следы пыли уверенно обнаруживались лишь во внутренних областях эллиптических
галактик. Ситуация изменилась, когда на КА Spitzer были проведены наблюдения
нескольких десятков Е-галактик, большинство которых обладает рентгеновской газовой
короной [1,2]. Были обнаружены потоки не только на 24 мкм, по-видимому, связанные с
околозвездными оболочками, но и на более длинных волнах, включая 160 мкм, причем
длинноволновое излучение, как оказалось, не коррелирует ни с оптическими свойствами
галактик, ни с металличностью звезд. Происхождение этой пыли, источник ее нагрева
остаются неизвестными. Остается вопрос о выживаемости пылинок в горячей среде.
Ключевым является вопрос о пространственном распределении пыли: образует ли она те
или иные структурные детали или перемешана с горячим газом; пока информация об этом
отсутствует.. Пока нет надежных данных о форме спектра, чтобы сделать выводы об
излучательной способности пыли β(λ), отражающей характерные размеры пылинок.
Помимо Е-галактик, инфракрасное излучение гало было обнаружено в области 7мкм в
дисковой галактике NGC 5529, наблюдаемой с ребра - пыль (РАН-молекулы)
присутствуют до 10 кпк от центра [3]. Эта пыль, по-видимому, связана со старыми
звездами диска, однако насколько типично ее присутствие в гало галактик - неизвестно.
Наличие пылевой среды на периферии галактик играет ключевую роль в оценке
времени охлаждения газа и образовании потов остывающего газа, а также в проблеме
химической эволюции межзвездной и межгалактический среды, содержащей, как ранее
было выяснено, довольно много газа, обогащенного тяжелыми элементами (возможно –
через испарение пылинок).
В целом, несмотря на научную важность вопроса, информация о пылевых оболочках
галактик остается крайне скудной и требует новых инструментов для исследования.
1. Тemi P., et al. 2007, ApJ, 666, 1215
2. Temi P., et al, 2007. ApJ, 666, 222.
3. Irwin J.A. et al, 2007, A&A, 474, 461.
Пульсирующие переменные звезды и проект «Миллиметрон»
Н.Н. Самусь
В современной классификации переменных звезд – сотни типов, отличающихся
физическими причинами переменности. Многие из них представляют потенциальный
интерес для проекта «Миллиметрон».
1. Пульсирующие красные гиганты и сверхгиганты.
Практически все красные гиганты и сверхгиганты переменны в оптическом
диапазоне благодаря пульсациям. Эти звезды весьма ярки в ИК-диапазоне.
Прототип важнейшей разновидности красных пульсирующих переменных звезд,
Мира Кита (по Общему каталогу переменных звезд, ОКПЗ, Холопов, 1985–1987 – тип M),
находится на расстоянии около 130 пк. По данным спутника IRAS, от нее зарегистрирован
поток 301 Ян на длине волны 60 мкм и 88.4 Ян на длине волны 100 мкм. При значительно
более высокой чувствительности проекта «Миллиметрон» можно ожидать уверенной
регистрации звезд, подобных Мире Кита, во всем объеме Галактики. В Галактике
известно около 10000 переменных звезд типа Миры Кита. Переменные типа Миры Кита
(мириды)
характеризуются
достаточно
регулярными
пульсациями
значительной
амплитуды (2.5 – 9 звездных величин в лучах V) с периодами порядка года. Можно
ожидать наличия в их окрестностях большого количества газового вещества. Заметную
долю среди мирид составляют мазеры OH, SiO, H2O. Ряд мирид, в том числе прототип –
Мира Кита, обладают более или менее ярко выраженными симбиотическими свойствами
(см. ниже о звездах типа Z Андромеды), что означает двойственность системы и наличие в
ней горячего звездного компонента и газовой туманности, взаимодействующей со
звездами.
Поскольку угловые диаметры переменных типа Миры Кита велики (порядка 5×10 –2
секунд дуги для ближайших мирид), в режиме интерферометрических наблюдений можно
рассчитывать не только на регистрацию угловых размеров звезд этого типа во всем
объеме Галактики и их изменений в течение пульсационного цикла, что весьма важно для
проверки моделей переменности и отождествления пульсационной моды, но и на
регистрацию деталей на диске таких звезд.
Еще более многочисленны известные в Галактике полуправильные и неправильные
красные пульсирующие переменные звезды (типы SR и L по ОКПЗ, с подтипами). По
большинству физических параметров они сходны с миридами, для весьма многих из них
потоки на волне 100 мкм были уверенно зарегистрированы спутником IRAS. В то же
время их переменность в оптическом диапазоне намного менее регулярна, чем у
переменных типа Миры Кита, и определение относительного изменения углового
диаметра со временем может представлять интерес для интерпретации наблюдаемой
переменности.
2. Цефеиды.
Пульсирующие желтые сверхгиганты – цефеиды (периоды от 1 суток до 2–3
месяцев) имеют большое значение для астрофизики прежде всего в связи с проблемой
шкалы расстояний (зависимость период – светимость). Применение к фотометрическим и
спектральным наблюдениям цефеид в оптическом и ближнем ИК-диапазоне метода Бааде
– Весселинка позволяет косвенным путем получить оценки их диаметров и изменений
диаметров на протяжении цикла пульсаций. Уточнение этих оценок прямыми методами
существенно для проверки калибровки зависимости период – светимость. В Галактике
известно до 1000 цефеид. Потоки на волне 100 мкм были зарегистрированы спутником
IRAS для многих сравнительно близких объектов (35 Ян для δ Цефея, расстояние около
300 пк; 7 Ян для η Орла, расстояние около 400 пк). Таким образом, при более высокой
чувствительности проекта «Миллиметрон» цефеиды можно наблюдать во всем объеме
Галактики.
Литература
Холопов, П.Н. (отв. редактор), 1985–1987, Общий каталог переменных звезд, 4-е
издание, тома I–III.
Предложения Г.М.Рудницкого
I. Вариант концентратора
1. Поиск радиолиний молекулярного кислорода в космических
источниках.
Предлагается поиск спектральных радиолиний молекулярного
кислорода в диапазонах 118 ГГц и 55–65 ГГц [1] в межзвёздных облаках,
окрестностях молодых звёзд, а также в атмосферах внесолнечных планет.
Цель: исследование химических процессов в межзвёздной среде с участием
молекулярного кислорода.
Для наиболее распространенной изотопической разновидности
молекулярного кислорода – молекулы 16O2 – частоты переходов в диапазоне
«Миллиметрона» перечислены в Таблице 1. Молекула 16O2 относится к
гомеополярным – двухатомным молекулам с одинаковыми ядрами, не имеет
электрического дипольного момента, поэтому перечисленные переходы
принадлежат к магнитодипольным, и их вероятности малы. Однако имеются
указания, что содержание молекулярного кислорода в межзвёздных облаках
может быть достаточно высоким. Имеются единичные наблюдения линий
кислорода лишь в одном межзвёздном облаке,  Oph [2–4]. Полноценные
наблюдения миллиметровых линий 16O2 возможны лишь с космического
аппарата ввиду большого поглощения молекулярным кислородом земной
атмосферы [1].
Другой вариант – наблюдения более редкой изотопической
разновидности молекулярного кислорода, 16O18O. В отличие от 16O2, эта
молекула, состоящая из разных ядер, имеет электрический дипольный
момент, соответственно, вероятности её переходов гораздо выше [5, 6].
Таблица 1
Переходы тонкой структуры молекулы O2
16
Переход
1+
3+
5+
7+
9+
11+
13+
15+
Частота,
МГц
56264.766
58446.580
59590.978
60434.776
61150.570
61800.169
62411.223
62997.991
A,
–10
10
5.84
7.66
8.32
8.74
9.11
9.40
9.70
10.0
с
–1
Переход
1–
3–
5–
7–
9–
11–
13–
15–
Частота,
МГц
118750.343
62.486.255
60306.044
59164.215
58323.885
57612.486
56968.180
56363.393
A,
–10
10
44.6
9.12
8.58
8.20
7.90
7.61
7.38
7.16
с–1
2. Наблюдения мазерных радиоисточников в субмиллиметровых
линиях водяного пара
Исследование со сверхвысоким угловым разрешением источников
мазерного радиоизлучения в миллиметровом диапазоне (линии молекул воды
183, 321, 325, 658 ГГц; метанола 143, 144 ГГц и субмиллиметровые
переходы.) [7, 8]. Выяснение структуры источников, выявление
околозвёздных структур – протопланетных дисков, джетов из молодых звёзд.
Наблюдения субмиллиметровых линий дадут материал для исследования
механизмов накачки водяных и метанольных мазеров.
3. Наблюдения рекомбинационных линий в субмиллиметровом
диапазоне
Наиболее коротковолновая из наблюдавшихся до сих пор
радиорекомбинационных линий (РРЛ) водорода – H29 на частоте 256 ГГц.
Наблюдения РРЛ в диффузных и планетарных туманностях в сочетании с
оптическими наблюдениями линий серии Бальмера дадут возможность
связать данные оптического и радиодиапазонов и построить полные функции
распределения атомов водорода по уровням, тем самым определить более
точно физические параметры туманностей [9]. Предлагаемые для
наблюдений линии перечислены в Таблице 2.
Таблица 2
Рекомбинационные линии водорода Hn в субмиллиметровом и
миллиметровом диапазонах
Переход
Hn
n
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
Частота перехода
n+1n,
ГГц
2680.153092
2162.210750
1769.611061
1466.610350
1229.033739
1040.131205
888.047155
764.229662
662.404262
577.896539
507.175559
447.540346
396.900893
353.622800
316.415473
284.250614
256.302074
231.900963
210.501802
191.656756
174.995831
160.211535
147.046900
135.286052
124.746749
115.274416
106.737373
99.022967
92.034448
85.688403
79.912663
74.644573
69.829562
65.419946
61.373943
57.654832
54.230254
51.071619
Длина
волны ,
мкм
111.8565
138.6509
169.4115
204.4118
243.9253
288.2256
337.5862
392.2806
452.5823
518.7649
591.1019
669.8669
755.3333
847.7747
947.4646
1054.6766
1169.6841
1292.7607
1424.1800
1564.2154
1713.1406
1871.2289
2038.7540
2215.9894
2403.2086
2600.6851
2808.6925
3027.5043
3257.3940
3498.6352
3751.5013
4016.2659
4293.2026
4582.5849
4884.6863
5199.7802
5528.1404
5870.0402
4. Поиск миллиметровых и субмиллиметровых линий сложных
межзвёздных молекул
Может быть реализован поиск с высокой чувствительностью новых
межзвёздных молекул. Особый интерес представило бы обнаружение
молекул типа аминокислот, начиная с простейшей – глицина [10]. Наличие
аминокислот в числе межзвёздных молекул указывало бы на возможность
образования в межзвёздных облаках молекул, необходимых для
возникновения жизни.
5. Поиск линии позитрония в космических источниках
На волне  = 1.47 мм (частота 203.384 ГГц) находится линия
сверхтонкой структуры атома позитрония – короткоживущей структуры из
электрона и позитрона. Линия 1.47 мм – аналог линии сверхтонкой
структуры нейтрального водорода 21 см. Поиск следует вести в направлении
источников линии 511 кэВ, свидетельствующей о процессе аннигиляции
электрон-позитронных пар. В таких объектах можно ожидать обнаружимого
излучения и в линии позитрония 1.47 мм [11]. В первую очередь, это Центр
Галактики [12], а также пульсары, тесные двойные системы и активные
галактические ядра.
II. Интерферометрический вариант миссии
1. Наблюдения со сверхвысоким угловым разрешением источников
биполярных выбросов
Наблюдения ближайших окрестностей протозвёзд в субмиллиметровой
области, выявление структуры аккреционных дисков и областей ускорения
биполярных выбросов в непрерывном спектре. В том числе представляет
интерес обнаружение околозвёздных протопланетных дисков, особенно
случаи прецессии дисков в гравитационном поле внешних масс, вызывающие
спиралевидное искривление биполярных выбросов [13].
Объекты: молодые звёздные ассоциации, области Ori A, Sgr B2, W3,
W49, W75, NGC 2071, NGC 2264 и др.
2. Картографирование поверхностей звезд-гигантов поздних
спектральных классов
Получение изображений в непрерывном спектре поверхности
переменных звёзд – красных гигантов с разрешением не хуже 1
миллисекунды дуги. Цель – обнаружение активных областей, связанных с
крупномасштабными магнитными полями, горячих пятен в атмосфере,
вызванных прохождением близкого спутника (планеты или коричневого
карлика) в верхних слоях атмосферы звезды, диагностика ударных волн в
атмосферах звёзд [14].
Объекты: переменные звёзды типа Миры Кита  Cet, R Aql, R Cas, S
Car, U Ori и др.
3. Поиск излучения в субмиллиметровом диапазоне от внесолнечных
планет
Получение прямых изображений внесолнечных планет в дальней ИКобласти с использованием сверхвысокого углового разрешения
интерферометра. В первую очередь внесолнечные планеты близких к Солнцу
звёзд  Eri,  And, 55 Cnc, 51 Peg, Gliese 581, Gliese 876 и др. [15].
Поиск молекулярного кислорода в атмосферах внесолнечных планет
при помощи наблюдения линий, перечисленных в Таблице 1 в диапазонах
118 ГГц и 55–65 ГГц. Поиск признаков внеземной жизни. Задача может быть
решена только средствами космической астрономии ввиду большого
поглощения молекулярным кислородом земной атмосферы.
Литература
1. Рудницкий Г.М. Межзвёздный молекулярный кислород. Астрон.
журн. 51, 329, 1974.
2. Goldsmith P.F. et al. Search for molecular oxygen in dense interstellar
clouds. Astrophys. J. 289, 613, 1985.
3. Goldsmith P.F. et al. Tentative detection of molecular oxygen in the 
Ophiuchi cloud. Astrophys. J. 576, 814, 2002.
4. Larsson B. et al. Molecular oxygen in the ρ Ophiuchi cloud. Astron. and
Astrophys. 466, 999, 2007.
5. Black J.H., Smith P.L. Interstellar O2. I. Abundance, excitation, and
prospects for detection of 16O18O at radio frequencies. Astrophys. J. 277, 562, 1984.
6. Smith P.L. Interstellar O2. II. VUV oscillator strengths of Schumann–
Runge lines and prospects for Space Telescope observations. 277, 568, 1984.
7. Waters J.W. et al. Observations of interstellar H2O emission at 183
gigahertz Astrophys. J. 235, 57, 1980.
8. Menten K.M., Young K. Discovery of strong vibrationally excited water
masers at 658 GHz toward evolved stars. Astrophys. J. 450, L67, 1995.
9. Poppi S., Tsivilev A.P., Cortiglioni S., Palumbo G.G.C., Sorochenko R.L.
Helium abundance and ionization structure in the Orion nebula: radio
recombination lines observations. Astron. and Astrophys. 464, 995, 2007.
10. Lovas F.J. et al. Microwave spectra, hyperfine structure, and electric
dipole moments for conformers I and II of glycine. Astrophys. J. 455, L201, 1995.
11. Burdyuzha V.V., Kauts V.L. Positronium in space: proposal for
detection. Astrophys. and Space Sci. 258, 329, 1997.
12. Jean P. et al. Early SPI/INTEGRAL measurements of 511 keV line
emission from the 4th quadrant of the Galaxy. Astron. and Astrophys. 407, L55,
2003.
13. Рудницкий Г.М. Геометрические модели мазерных источников.
Труды ГАИШ 54, часть 2, 57, 1995.
14. Rudnitskij G.M. Molecular masers in variable stars. Publ. Astron. Soc.
Australia, 19, 499, 2002.
15. The Extrasolar Planets Encyclopaedia. http://exoplanet.eu.
Предложения Института астрономии РАН научному обоснованию
проекта «Миллиметрон»
Проект – Звездообразование
Шустов Б.М., Вибе Д.З., Шематович В.И., Кирсанова М.С.
К концу XX века картину формирования звезд в плотных межзвездных газопылевых
облаках можно считать в общих чертах сложившейся. Сжатие (коллапс) протозвездных
сгустков вызывается гравитацией и внешним давлением; вращение сгустков и магнитное
поле противостоят сжатию, так что общая картина образования звезды обусловлена
сложным взаимодействием этих факторов. Однако многие фундаментальные вопросы
процесса звездообразования по-прежнему остаются неразрешенными. Например, так и не
прояснены механизмы стимуляции коллапса маломассивных дозведных ядер. Ещё
большую загадку представляет собой процесс формирования массивных звезд. Помимо
сферической и дисковой аккреции здесь, по-видимому, «работают» более сложные
механизмы, наподобие конкурентной аккреции и слияния протозвездных фрагментов.
На более поздних эволюционных стадиях, когда образуются системы звезды+планеты
неясных моментов ничуть не меньше. До сих пор остаются без однозначных ответов
вопросы о природе переноса углового момента в протопланетных дисках, об их
физической и химической структуре, о роли перемешивания в формировании
химического и минералогического состава протопланетного (в том числе, в
протосолнечной системе) вещества.
Эти сложности связаны с тем, что, во-первых, энергетика процесса перехода газа в звезды,
особенно на начальных фазах, невысока. Например, температура в дозвездных ядрах не
превышает 10 К, немногим выше она на периферии протозвездных объектов,
протопланетных газо-пылевых и более проэволюционировавших лишенных газа
осколочных (debris) дисков. Поэтому значительная доля их излучения приходится на
субмиллиметровый и миллиметровый диапазоны. Эти диапазоны весьма информативны
— участок спектра от 100 мкм до 20 мм содержит тысячи линий многих десятков
межзвездных молекул (табл. 1), которые в отсутствие наблюдаемого излучения
молекулярного водорода являются единственным источником информации о составе,
температуре и кинематике молекулярных облаков и областей звездообразования. Вовторых, дозвездные и особенно протозвездные объекты весьма компактны и в то же время
обладают сложной структурой, для исследования которой необходимо большое угловое
разрешение. Именно поэтому в последнее время в мире интенсивно растет интерес к
созданию чувствительных инструментов миллиметрового и субмиллиметрового
диапазона, в том числе, интерферометров.
Таблица 1. Некоторые линии атомарных и молекулярных компонентов в диапазоне от 10
мкм до 2 см, применяемые в изучении областей звездообразования
Молекула Линии
Примечание (механизм излучения/ для решения каких задач
используется/ и. т.п.)
H2O
22 ГГц
Мазерное излучение / исследования протопланетных дисков,
астрометрия
CH3OH
25 ГГц
Мазерное и тепловое излучение / астрометрия, определение
физических параметров в протопланетных дисках и областях
массивного звездообразования
NH3
24 ГГц
Тепловое излучение / Индикатор физических условий в плотном
газе, особенно на поздних стадиях эволюции дозвездных ядер
CS
49
ГГц / Индикатор физических условий в плотном газе
98
ГГц
147 ГГц
244 ГГц
HCN
89
ГГц / Индикатор физических условий в плотном газе
266 ГГц
HCO+
89
ГГц / Индикатор физических условий в плотном газе, в т.ч. степени
268 ГГц
ионизации
HNC
91
ГГц / Индикатор физических условий в плотном газе
272 ГГц
N2H+
93 ГГц
CO
115 ГГц / Основной индикатор наличия диффузного молекулярного газа
230 ГГц
H2CO
140 ГГц
NO
150 ГГц / Индикатор физических условий в плотном газе
250 ГГц
H2D+
372 ГГц
C
492 ГГц / Индикатор физических условий в диффузном газе, PDR (photon
809 ГГц
dominated regions), ультракомпактных зонах HII
C+
1.9 ТГц
/ Индикатор физических условий в диффузном газе, PDR,
ультракомпактных зонах HII
Si+
8.6 ТГц
/ Индикатор физических условий в протопланетных дисках
H2
10.7 ТГц
/ Индикатор физических условий в протопланетных дисках
Fe+
11.5 ТГц
/ Индикатор физических условий в протопланетных дисках
S
12.0 ТГц
/ Индикатор физических условий в протопланетных дисках
Fe
12.5 ТГц
/ Индикатор физических условий в протопланетных дисках
/ Индикатор физических условий в плотном газе, особенно на
поздних стадиях эволюции дозвездных ядер и в областях
образования массивных звезд
/ Индикатор физических условий в плотном газе
/ Индикатор физических условий в плотном газе, особенно,
кинематики центральных областей дозвездных ядер
Возможности наилучших из существующих и запланированных наземных инструментов,
предназначенных для работы на этих длинах волн, ограничены помехами, создаваемым
земной атмосферой. В субмиллиметровом диапазоне атмосфера обладает лишь
несколькими окнами прозрачности, причем коэффициент пропускания в них не
превышает 60% даже в регионах Земли с наилучшим астроклиматом. Создание
внеатмосферного субмиллиметрового телескопа «Миллиметрон» с беспрецедентно
высокой чувствительностью и угловым разрешением (в режиме интерферометра) стало бы
предпосылкой к очень существенному углублению наших познаний об образования звезд.
Немаловажно, что космическое базирование инструмента позволит проводить
однородные наблюдения как в северном, так и в южном полушарии неба.
В России проблемами звездообразования активно занимаются в большинстве
астрономических исследовательских центров (см., например, сборник под ред. Вибе и
Кирсановой [1]), поэтому наблюдения на «Миллиметроне» будут востребованы многими
десятками экспертов в этой области астрофизики.
Опишем некоторые задачи, для решения которых обсерватория «Миллиметрон» даст
принципиально важные результаты.
Структура молекулярных облаков, начальные условия звездообразования
Молекулярные облака обладают сложной, вероятно, безмасштабной структурой, которая
связана с хаотическими движениями в них. Большинство современных исследователей
полагают, что структура и эволюция молекулярных облаков, в частности, характеристики
звездообразования в них (эффективность, функция масс, кинематика ядер), определяются
турбулентностью [2]. На важную роль турбулентности указывают, помимо структурных
особенностей, различные масштабные соотношения в наблюдаемых свойствах
молекулярных облаков («дисперсия скоростей – размер», «плотность – размер»). Однако
характеристики турбулентности: внешний и диссипативный масштабы и источники
возбуждения — пока неясны. Для изучения структуры молекулярного газа в Галактике
традиционно используются линии СО(1–0) — с применением так называемого X-фактора,
представляющего собой отношение лучевой концентрации H2 к интегральной
интенсивности линии СО(1–0). Однако линии СО(1–0), возможно, не всегда подходят для
решения этой задачи. В ряде областей их излучение может быть оптически толстым, и при
увеличении лучевой концентрации молекулярного водорода X-фактор теряет свою
информативность. В других случаях относительное содержание молекул СО вдоль луча
зрения может варьироваться. В результате в определении лучевой концентрации молекул
H2 может возникать неопределенность, превышающая порядок величины [3,4].
Для изучения структуры и кинематики вещества в диффузных облаках и менее плотных
областях ближайших молекулярных облаков полезно использовать наблюдения
высоковозбужденных линий молекулы CO (рис. 1) и ее изотопомеров, дополненные
наблюдениями линий сверхтонкого расщепления С и С+. Сейчас такие наблюдения с
успехом применяются для исследований эмиссионных областей в нашей и других
галактиках. Высокая чувствительность «Миллиметрона» позволит наблюдать их в
значительно более широком диапазоне условий, в том числе, в более холодных областях
молекулярных облаков, и на больших расстояниях от Солнца. Совместные наблюдения
СО, С и С+ в облаках без звездообразования (например, в облаке Maddalena), а также в
облаках с пониженным содержанием молекулярного водорода, позволят проследить
процесс молекуляризации СО, измерить отношения 12C/13C и 12CO/13CO в большом
диапазоне галактоцентрических расстояний, определить характер проникновения УФизлучения в молекулярные облака, из наблюдений оценить зависимость X-фактора от
внешних условий. Исследования СО в субмиллиметровом диапазоне могут быть
дополнены наблюдениями переходов СО в ультрафиолетовом диапазоне при помощи
космической обсерватории «ВКО-Спектр-УФ» (см. напр. [4]).
Рис. 1. Максимальные яркости в единицах TR (слева) и оптические толщины (справа)
для линий CO(1–0) (верхний ряд) и CO(4–3) (нижний ряд) как функция кинетической
температуры и лучевой концентрации молекулы в однородной среде с плотностью
n(H2) = 100 см–3. Практически независимо от температуры оптическая толщина,
равная 1, для линии CO(1–0) достигается при лучевой концентрации 1015 молекул на
см2, а для линии CO(4–3) — при лучевой концентрации порядка 3 · 1016 молекул на см2.
Таким образом, линии CO(4–3) позволяют «глубже» заглянуть в плотные области
молекулярных облаков, однако их яркость примерно на порядок ниже яркости линий
CO(1–0).
Высокая чувствительность «Миллиметрона» позволит также проводить картирование
теплового излучения пыли в этих областях и изучать структуру магнитного поля в них,
наблюдая при помощи широкополосного поляриметра поляризацию излучения пылинок.
До сих пор при помощи наземных инструментов удается определить поляризацию
излучения пыли лишь в плотных облаках. При этом структура магнитного поля,
восстановленная по поляриметрическим наблюдения теплового излучения пыли, не
согласуется со структурой магнитного поля в окружающем менее плотном веществе,
восстановленной по наблюдениям поляризации тепловых молекулярных линий и
проходящего света звезд, который также поляризуется в результате взаимодействия с
ансамблем пылинок, ориентированных магнитным полем. Поляриметрические
наблюдения излучения пыли в разреженных областях молекулярных облаков позволят
разрешить это противоречие.
До сих пор остается нерешенным вопрос о связи между функцией масс дозвездных
сгустков и начальной функцией масс звезд. Имеющиеся субмиллиметровые и
миллиметровые инструменты уже сейчас предоставляют возможность получать карты
областей образования массивных и маломассивных звезд [5,6]. При условии достаточно
большого поля зрения матрицы болометров (не менее 10, желательно до 30)
«Миллиметрон» позволит проводить углубленное картирование областей
звездообразования и исследовать функцию масс плотных сгустков, охватывая массы не
только маломассивных звезд, но и субзвездных объектов (прото-коричневых карликов,
планетаров, то есть, изолированных объектов планетных масс). Причем, высокая
чувствительность инструмента позволит изучать области образования на больших
галактоцентрических расстояниях, выявив возможную связь параметров функции масс
дозвездных объектов (т.н. начальная функция масс, НФМ) с градиентом химического
состава в Галактике и с ее структурой. Например, наблюдая объекты на различных
галактических долготах, можно будет выявить возможные изменения параметров НФМ (в
частности, относительное распределение областей образования массивных и
маломассивных звезд) в зависимости от положения молекулярных облаков относительно
спиральной волны.
Дозвездные ядра
Один из основных источников информации о физических условиях в протозвездных
объектах — их спектры в широком диапазоне длин волн (spectral energy distribution, SED).
По сути, именно SED стали основой принятой в настоящее время системы классификации
этих объектов. При этом у объектов классов –1 (дозвездные ядра) и 0 (самые ранние
стадии эволюции при наличии центрального источника энергии) максимум спектра
приходится именно на субмиллиметровый и миллиметровый диапазон. «Миллиметрон»
впервые позволит строить SED дозвездных ядер без разрывов, обусловленных
атмосферными окнами пропускания. Детальная форма спектра позволит ответить, как
минимум, на два важных вопроса. Первый из них касается эволюционного статуса
конкретного ядра. До сих пор разделение ядер на дозвездные и протозвездные
производится на основании отсутствия или наличия в ядре компактного источника
излучения. Относительное числе дозвездных и протозвездных объектов является основой
для оценки относительной продолжительности соответствующих эволюционных стадий.
Однако наблюдения беззвездного ядра L1014 при помощи космического инфракрасного
телескопа «Спитцер» выявили наличие слабого компактного внутреннего источника по
избыточному излучению на длинах волн короче 70 мкм [7]. Теоретический спектр этой
системы имеет довольно сложную форму (см. рис. 3 в [7]), однако ее достоверность
базируется лишь на нескольких наблюдательных точках, полученных на разных
инструментах. «Миллиметрон» позволит выявлять компактные внутренние источники
(будущие звезды или субзвездные объекты) с еще меньшей светимостью и на более
ранних эволюционных стадиях, обеспечивая существенно более детальные и однородные
спектры от дальнего ИК до миллиметрового диапазонов для проверки теоретических
моделей.
Важной нерешенной проблемой остаются свойства пылевых частиц в дозвездных и
протозвездных объектах. Поскольку при изменении размера пылинок меняется форма
зависимости коэффициента поглощения от частоты излучения, рост частиц отражается на
наклоне длинноволновой части спектра. Построение детальных спектров позволит
ответить на вопрос, на какой стадии эволюции протозвездного объекта начинается рост
коагуляция) пылинок, заканчивающийся в итоге образованием планет.
Не менее информативным, чем в диффузной среде, будет и наблюдение
высоковозбужденных линий в дозвездных ядрах. Сильные линии молекул, традиционно
используемых для изучения плотных сгустков молекулярных облаков, являются плохими
индикаторами физических условий в их наиболее плотных областях, где, собственно, и
происходит или уже произошло образование протозвезды. Как и в случае диффузной
среды, это связано с эффектами переноса излучения и химической эволюцией. Из-за
высокого обилия молекул СО в оболочке дозвездного ядра в переходах (1-0) и (2-1)
оптически толстыми являются даже линии изотопомера С18О. С этой точки зрения более
удобными представляются высоковозбужденные линии этого изотопомера (Павлюченков
и др. [8]), а также линии изотопомера С17О. Особенно это актуально для исследования
«химически молодых» ядер, поиск которых активно ведется в настоящее время. Ко
времени запуска «Миллиметрона» будет обнаружено большое количество таких ядер,
однако их масштабное исследование без инструмента высокой чувствительности будет
невозможно.
В химически более проэволюционировавших ядрах сильны эффекты вымораживания, в
результате действия которых традиционно наблюдаемые молекулы в центральных
областях дозвездных ядер оказываются связанными в ледяных мантиях пылевых частиц.
Поскольку с точки зрения теории звездообразования наиболее интересна кинематика
именно этих областей, для их исследовании придется использовать малообильные и (или)
новые молекулы (или переходы). Здесь особенно перспективны азотосодержащие
молекулы, причем не только традиционные NH3, N2H+, HCN (Пирогов и др. [9]), но и
менее известные, например, NO (Akyilmaz et al. [10]) и HNO. На рис. 2
100
Концентрация, см–3
10-1
CO
CS
HNO
10-2
10-3
10-4
10-5
показано распределение по-6 радиусу абсолютных концентраций молекул СО, CS и HNO,
полученное в результате 10
химического моделирования дозвездного ядра L1544. Видно, что
концентрация СО по профилю
ядра почти не меняется, а концентрация CS в среднем даже
10-7
слегка убывает к центру. Излучение
этих
молекул рождается,
главным
0
10000
20000
30000 образом, в
R,
a.e.
оболочке ядра и потому является плохим индикатором условий в его центральной части.
СРис.
другой
концентрация
HNOмолекул
в оболочке
незначительна,
но существенно
2. стороны,
Концентрации
некоторых
в модели
дозвездного
ядра L1544 для
возрастает
к
центру.
Также
в
последнее
время
выяснилось,
что
для
исследований
возраста 2 млн. лет. Параметры модели — коэффициент+ прилипания 0.3,
кинематики
центров
дозвездных ядер
удобно применять
линии Hфона
2D и других
интенсивность
УФ-засветки
в единицах
межзвездного
0.2, скорость
–17 –1
дейтерированных
молекул
[11].
ионизации космическими лучами z = 10 с .
Важно отметить, что ширины спектральных линий в дозвездных ядрах обычно составляют
не более нескольких сотен метров в секунду. Поэтому для их наблюдений необходимо
очень высокое спектральное разрешение, желательно, обеспечивающее точность
определения лучевых скоростей порядка 10 м/с (не хуже 50 м/с). Для наблюдения линий
азотосодержащих молекул длинноволновая граница диапазона спектрометра высокого
разрешения должна быть не менее 2 см.
Протозвездные объекты
При продуманном выборе молекул и переходов в исследованиях дозвездных ядер
уникальные результаты можно будет получить и при использовании «Миллиметрона» в
режиме одиночного телескопа. Однако исследование более поздних стадий
звездообразования потребует существенно более высокого углового разрешения,
достигаемого при работе в режиме интерферометра. Разрешение интерферометра
«Миллиметрон»-ALMA позволит исследовать внутреннюю структуру протозвездных
объектов на расстояниях до нескольких килопарсеков. Возможно будет, например, из
наблюдений непосредственно оценить масштаб области, в которой генерируется
биполярное истечение: ветром молодой звезды в ее непосредственных окрестностях или
более масштабным ветром, охватывающим протозвездный диск и вносящим вклад в отвод
углового момента. Появится также возможность исследовать связь между истечениями и
продолжающейся аккрецией вещества на протозвезду на масштабах менее 1 а.е.
Детальное исследование кинематики и молекулярного состава окрестностей молодых
массивных звезд необходимо для ответа на вопрос о доминирующем механизме их
образования. Наблюдения на «Миллиметроне» благодаря высокой чувствительности даже
в режиме интерферометра позволят изучать структуру далеких областей образования
массивных звезд, проводить сравнительный анализ массивных и маломассивных
протозвездных объектов. Уже сейчас наблюдения молекулярных линий в областях
образования массивных звезд, проведенные при помощи наземных телескопов
миллиметрового и субмиллиметрового диапазона, выявили сложную химическую
структуру этих объектов (Пирогов и др. [12]), однако для количественной интерпретации
этих наблюдений при помощи химико-динамических моделей необходимо существенно
более высокое угловое разрешение.
Весьма актуальными в настоящее время являются наблюдения непосредственных
окрестностей протозвезд различных масс. В частности, не найден пока ответ на вопрос об
эволюционной связи горячих ядер, гиперкомпактных областей ионизованного водорода и
ультракомпактных областей ионизованного водорода, — являются ли они
последовательными этапами эволюции области, окружающей молодую массивную звезду.
Большой интерес вызывает эволюция различных фронтов в веществе вокруг массивных
звездных объектов — ударных, ионизационных, диссоциационных (диссоциация
молекулы H2), испарения —, однако из-за недостаточной чувствительности и углового
разрешения современных инструментов без ответа пока остается даже вопрос о наличии
или отсутствии пыли в окрестностях молодых звезд (в компактных областях
ионизованного водорода).
Детальные наблюдения молекулярного состава с высоким угловым разрешением
необходимы для изучения деталей испарения ледяных мантий пылевых частиц вблизи
протозвездных объектов. По современным представлениям химические реакции в этих
мантиях приводят к образованию очень сложных молекул, включая простейшие
органические. Наблюдения молекулярных спектров в таких областях позволят прояснить
важнейший для понимания происхождения жизни вопрос о возможности зарождения и
дальнейшего распространения органических молекул в космосе. В частности,
необходимо выяснить, способны ли эти сложные молекулы десорбировать
(улетучиваться) из ледяных мантий без одновременного разрушения и какова временная
шкала их существования, до того как они будут разрушены коротковолновым излучением
звезды.
Мазерные источники в областях звездообразования
Молекулярное мазерное излучение — незаменимый индикатор физических условий и
процессов, происходящих в областях звездообразования, обладающий большим
потенциалом для разделения различных стадий эволюции молодых звездных объектов.
Это обусловлено высокой чувствительностью параметров мазерного излучения к
параметрам среды, в которой оно генерируется. Основные мазерные переходы,
наблюдаемые в областях звездообразования, принадлежат молекулам воды (H2O),
гидроксила (ОН) и метанола (CH3OH). Уже сейчас российские исследователи активно
изучают физические условия в межзвездной среде с помощью мазерного излучения, в
частности, метанола (см. работы групп Слыша в АКЦ ФИАН, Соболева, УрГУ, например,
[13,14]).Угловые размеры мазерных источников (пятен) составляют доли угловых секунд
(до тысячных долей и менее), поэтому для изучения структуры мазерных источников
необходимы интерферометры. Высокое угловое резрешение «Миллиметрона» и
возможность наблюдать в нескольких спектральных диапазонах позволит исследовать
важнейшие вопросы в теории образования мазеров:

Какие стадии эволюции молодых звездных объектов сопровождаются появлением
мазерного излучения?

Какова морфология областей мазерного излучения — истечения?

Где геометрически по отношению к молодому звездному объекту образуется
мазерное излучение?
Наиболее подходящими с точки зрения интерферометрических наблюдений на
«Миллиметроне» являются мазеры воды и метанола I класса (с частотами 84, 95 и 104
ГГц). В частности, они были обнаружены в молодом звездном объекте IRAS16547-4247
(Воронков и др. [15]).
Еще одна задача, которую позволяют решить наблюдения мазеров, — определение
расстояний. Измерение тригонометрических параллаксов источников мазерного
излучения метанола и воды позволяет определять расстояния до областей
звездообразования в Галактике, минуя все неопределенности, связанные с ограниченными
возможностями кинематического способа (неопределенность «ближнее-дальнее»
расстояние для объектов из внутренних областей Галактики, необходимость
использования кривой вращения). Параллаксы мазерных источников позволяют
определять расстояния до объектов, удаленных на несколько килопарсеков от Солнца, что
пока еще недостижимо для оптических и инфракрасных инструментов. Значения
расстояний позволяют определить местоположение областей звездообразования в
Галактике и их концентрацию к спиральным рукавам, следовательно, ответить на вопрос о
роли спиральной структуры в процессе звездообразования. Например, расстояние до
комплекса массивного звездообразования W3, находящегося в спиральном рукаве Персея,
было измерено по параллаксам мазерных источников метанола и составляет 2 кпк [16,17].
Определение расстояний до областей звездообразования в далеких внешних областях
Галактики (галактоцентрические расстояния до 15 кпк) даст возможность строить точную
кривую вращения Галактики. Первые шаги в этом исследовании уже сделаны для объекта,
находящегося на расстоянии 5 кпк от Солнца (Homma et al. [18]). Наличие
чувствительного космического интерферометра субмиллиметрового диапазона
существенно расширит возможности решения этой фундаментальной астрономической
задачи.
Число мазерных источников
Галактоцентрическое расстояние, кпк
Рис. 3. Зависимость числа метанольных мазеров II класса от галактоцентрического
расстояния.
Также наблюдения мазеров позволят выяснить, как меняется их количество в зависимости
от галактоцентрического расстояния. На рис. 3 показано распределение по Галактике
метанольных мазеров II класса по данным Соболева и др. [19]. Наблюдения на
«Миллиметроне» позволят исследовать Галактическое распределение мазеров других
типов, в частности, выяснить, зависит ли их количество не только от наличия
молекулярного газа, но и от его металличности (в связи с наличием в Галактике градиента
химического состава).
Важно отметить, что для всех этих исследований необходима возможность проведения
спектральных наблюдений с интерферометром.
Околозвездные диски
Заключительный этап эволюции маломассивного протозвездного объекта — звезда типа Т
Тельца окруженная газо-пылевым диском. Изучение этих дисков вызывает большой
интерес по многим причинам.

Во-первых, именно в них, по современным представлениям, происходит
образование планетных систем, подобных Солнечной системе.

Во-вторых, изучение относительно близких протопланетных дисков предоставляет
возможность исследовать механизмы переноса углового момента в аккреционных
дисках, что представляет собой фундаментальную физическую проблему.

В-третьих, связанные с переносом углового момента процессы перемешивания
вещества в протопланетных дисках могут объяснить особенности химического и
изотопного состава Солнечной системы.

Наконец, в холодных внутренних областях дисков на пылевых частицах
сохраняются ледяные мантии со сложным молекулярным составом. Наличие
мантий влияет как на процессы коагуляции пылинок (рост планетезималей), так и
на химический состав образующихся при этом зародышей планет.
Для полномасштабного исследования протопланетных дисков углового разрешения
современных инструментов недостаточно. Интерферометрические же исследования на
сегодняшний день не позволяют получать изображения исследуемых объектов. С вводом
в строй интерферометрической системы ALMA появится возможность исследовать
общую структуру дисков, однако для изучения ее деталей, в частности, областей,
очищенных от вещества молодыми планетами (это признак важной стадии эволюции
планетных систем), требуется инструмент с более высоким угловым разрешением.
Исследование спектрального распределения энергии во внешних областях
протопланетных дисков будет возможно даже при использовании «Миллиметрона» в
режиме одиночного телескопа. Благодаря высокой чувствительности он позволит
отслеживать распределение вещества на больших расстояниях от центральной звезды и
определять параметры роста пылинок до больших размеров, чем это позволяют
современные инструменты. Откроется также возможность проведения аналогичных
исследований дисков у коричневых карликов.
Наблюдения различных переходов и изотопомеров молекул позволят исследовать
вертикальную химическую и тепловую структуру протопланетных дисков, исследовать
эффективность перемешивания (Семенов и др. [20]), а также возможность слоевой
аккреции.
Выводы
Даже в режиме одиночного телескопа «Миллиметрон» позволит проводить важнейшие
исследования областей звездообразования, как близких, так и далеких (благодаря высокой
чувствительности), и прояснить многие загадки формирования звезд не только в
окрестностях Солнца, но и в более протяженной области Галактики. Возможности же
интерферометра «Миллиметрон»-ALMA еще очень долгое время останутся
непревзойденными и позволят получить ценнейшую научную информацию о структуре
областей звездообразования и протозвездных (молодых звездных) объектах, которую
получить иными средствами невозможно.
Литература
1. Вибе Д.З., Кирсанова М.С. (ред.). «Звездообразование в Галактике и за ее пределами».
М:Янус-К, 2006.
2. Ballesteros-Paredes J., Klessen R.S., Mac Low M.-M., Vazquez-Semadeni E. В сб.
«Protostars and Planets V», B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona
Press, Tucson, 2007. P.63-80.
3. Bell T.A., Roueff E., Viti S., Williams D.A. 2006, MNRAS, 371, 1865
4. Burgh E.B., France K, McCandliss S.R. 2007, ApJ, 658, 446
5. Motte F., Bontemps S., Schilke P., Schneider N., Menten K.M., Broguière D. 2007, A&A, in
press (astro-ph/0708.2774)
6. Jørgensen J.K., Johnstone D., Kirk H., Myers Ph.C. 2007, ApJ, 656, 293
7. Young Ch.H., Jørgensen J.K., Shirley Y.L., Kauffmann J. 2004, ApJS, 154, 396
8. Pavlyuchenkov Ya., Henning Th., Wiebe D. 2007, ApJ, in press (astro-ph/0709.4521)
9. Pirogov L., Zinchenko I., Lapinov A., Myshenko V., Shul'ga V. 1995, A&AS, 109, 333
10. Akyilmaz M., Flower D.R., Hily-Blant P., Pineau Des Forêts G., Walmsley C.M. 2007, A&A,
462, 221
11. van der Tak F.F.S. 2006, Roy. Soc. of London Trans. Ser. A, 364 (1848), 3101
12. Pirogov L., Zinchenko I., Caselli P., Johansson L.E.B. 2007, A&A, 461, 523
13. Каленский С.В., Промыслов В.Г, Слыш В.И., Бергман П., Виннберг А. 2006,
Астрономический журнал, 83, 327
14. Sobolev A.M., Cragg D.M., Ellingsen S.P., Gaylard M.J. et al. 2007, Proc. of the IAU Symp.
242 «Astrophysical Masers and their environments», in press (astro-ph/0706.3117)
15. Voronkov M.A., Brooks K.J., Sobolev A.M., Ellingsen S.P., Ostrovskii A.B., Caswell J.L.
2006, MNRAS, 373, 411
16. Xu Y., Reid M.J., Zheng X.W., Menten K.M. 2006, Science, 311, 54
17. Hachisuka K., Brunthaler A., Menten K.M., Reid M.J. et al. 2006, ApJ, 645, 337
18. Honma M., Bushimata T., Choi Y. K., Hirota T. et al. 2007, PASP, in press (astroph/0709.0820)
19. Sobolev A.M., Ostrovskii A.B., Kirsanova M.S., Shelemei O.V., Voronkov M.A., Malyshev
A.V. 2005, Proc. of the IAU Symp. 227 «Massive star birth: A crossroads of Astrophysics»,
Cambridge: Cambridge University Press. P.174
20. Semenov D., Wiebe D., Henning Th. 2006, ApJ, 647, L57
Предложения к проекту «Миллиметрон» Специальной астрофизической
обсерватории РАН.
Особая роль субммиллиметровой области спектра.
Ю.Н. Парийский
О пределах, накладываемых Небом и фоновыми источниками радиоизлучения.
Уже в середине прошлого века стало понятно, что реальная чувствительность
радиотелескопа не всегда зависит только от яркости неба и температуры шумов
радиометра. Однако, долгое время полагали, что основной помехой являются
внегалактические радиоисточники со стандартным (крутым) спектральным индексом. Для
уменьшения этого шума, как считали все, достаточно использовать более короткие волны.
Можно показать, что на том же инструменте это шум должен падать почти как куб
рабочей частоты. Только к концу прошлого столетия было понято, что опасность грозит и
с другой стороны- со стороны ИК – диапазона. Исследования роли этих объектов
значительно продвинулось после обнаружения новой популяции субмм. неба с помощью
английского 15м- зеркала (т.н. “SCUBA” – популяция). Появление этой популяции
прогнозировалось еще в конце 50х годов (см. Пикельноер С.Б., «Физика межзвезджной
среды») в связи с обнаружением оптических объектов (звезд, галактик) с мощными
пылевыми оболочками. Для ранней Вселенной эти объекты имеют столь большую
положительную к-поправку, что при удалении от наблюдателя телескоп будет
регистрировать все больший поток радиоизлучения. Именно это свойство таких объектов
привлекает сегодня космологов. Они могут доминировать над всеми другими
популяциями на больших красных смещениях.
Наличие этой популяции потребовало пересмотра проблемы «насыщения»
чувствительности радиотелескопов. Ниже- полезный пример детального исследования
консорциумом PLANCK Surveyor Mission -2008 для космического зеркала диаметром 1.4м
и для диапазона от 31ГГц до 857ГГц ( от 1см. до 350микрон).
Таблица
Частота шум радиометра
ГГц
мЯн
31
53
90
125
150
217
353
546
857
38
35
76
300
11
11
16
19
26
шум «насыщения»
мЯн
35
10
4
10
6
5
16
40
100
шум эпохи рекомбинации
мЯн
60
57
90
81
114
66
15
3
?
Для зеркала 12 м ситуация должна быть лучше по двум причинам. Шум насыщения
падает как квадрат диаметра зеркала (т.е. по крайней мере в 80 раз и может превысить
1мЯн только на самой короткой волне). Еще сильнее эффект разрешения подавляет роль
шума эпохи рекомбинации водорода (z=1000), т.к. по крайней мере хорошо предсказуемы
шум теории адиабатических возмущения предсказывает резкое ослабление этого шума на
пространственных частотах l >>1000. (l = 2pi/, = угловой размер). Для 12м. зеркала на
волне 1мм угловое разрешение = 8E-5, что соответствует l= 75 000 и роль шума эпохи
рекомбинации должна быть на несколько порядков меньше, чем в эксперименте ПЛАНК2008. Основная неопределенность здесь с ролью вторичных эффектов связанных с
рассеянием фотонов на газе между наблюдателем и эпохой рекомбинации.
Экспериментальные данные по области Силковского затухания пока неуверенные и
противоречивые. Ниже мы приведем текущие оценки зарубежными группами и новые
данные РАТАН-600 (в печати, Рис.1).
Рис.1. Мелкомасштабная анизотропия фонового излучения Вселенной. Шум на масштабах
близких к разрешения радиотелескопа (l = D/ ) ограничивает чувствительность к
дискретным источникам. 20 микро-К соответствуют шуму 0.6 мЯн для 12м- зеркала на
волне 1мм.
Наиболее детальные теоретические расчеты приведены для роли шума от (прото)скоплений галакик. Результат зависит от трудно оцениваемой экспериментально степени
отклонения спектра первичных возмущений от спектра Зельдовича- Харрисона, т.е. от (1n) где n- наклон спектра. Населенность Вселенной SZ объектами оказывается
пропорциональной (1-n)7 . Данные РАТАН-600 противоречат очень большому шуму в
области «Силковского затухания», измеренному в CBI экспериментах (Рис.1). Это
подтверждается и не слишком большими значениями анизотропии 3К шума на средних
масштабах (8 <0.8, см. WMAP+LSS )
В последние годы к шумам, рассмотренным в конце 20 века приходится добавлять
новые. К ним относятся
1. Шум пылевых «Галактических цирусов», расположенных над Галактической
плоскостью и имеющих мелкомасштабную структуру, прослеженных до 20 сек. дуги.
2. Шум неопределенного пока происхождения на малых угловых масштабах в фоновом
излучении Вселенной (CBI эксперимент).
3. Предсказываемее теорией шум генерируемый альфеновскими волнами в эпоху
рекомбинации и не подверженный Силковскому затуханию. Этот шум может быть в 1000
раз больше классического шума адиабатических возмущений в эпоху рекомбинации на
масштабах l>3000.
4. Шум от рассеяния 3К фона на одномерных гравитирующих структурах,
предсказываемых теориями Великого объединения (SUSY, e.g.). Этот шум должен
заполнять все угловые масштабы. В экспериментах OVRO, VLA, WMAP пока
установлены грубые верхние пределы его.
Данные РАТАН-600 сегодня дают новый жесткий верхний предел, более низкий, чем
WMAP.
Наблюдения источников, не ограниченные шумом Галактики и Большой Вселенной.
К ним относятся
1.Радиоисточники с переменным радиоизлучением или с переменными
координатами. К первой категории можно отнести AGN в ранней фазе их активности, ко
второй- объекты ближнего Космоса, интерес к которым резко возрастает в связи с ростом
чувствительности болометров к чернотельному излучению (тела Солнечной системы, см.
раздел…).
2.Все спектральные исследования, где роль фоновых источников ослабляется
пропорционально ~ v/c<<1, где v - дисперсия скоростей в объекте исследования.
3. Различие в спектральных свойствах фоновых компонент позволяет рассчитывать
на возможность снижения их роли – в проекте ПЛАНК - 2008 предполагается снизить
фоновый шум в десятки раз. Как показано на РАТАН-600, это относится не только к
фоновым излучениям, но и к шуму от дискретных источников при наблюдении на
нескольких частотах. Так, чистка данных о сантиметровом небе шумом дециметрового
неба помогает выделять объекты с аномальными спектральными индексами с плотностью
потока существенно ниже шума «насыщения» (Рис.2).
Рис.2. Предельно глубокий разрез неба в см. диапазоне (РАТАН-600 RZF обзор) и
ожидаемый (модельный ) разрез неба по данным NVSS обзора на волне 21см, предполагая
единый спектральный индекс. Видно, что источники с аномальными спектрами редкие.
Это позволяет «чистить» см. небо дециметровыми данными.
3.Опыт РАТАН-600 показал, что шум фоновых источников практически исчезает
при оценках средних свойств крупных выборок объектов, объединенных какими- либо
общими свойствами. Так, при шуме насыщения на волне 7.6см. на РАТАН-600 около 2
мЯн. удалось оценить средние свойства 30 000 пределно слабых NVSS объектов с
чувствительностью около 25 микроянских. (рис.3)
Рис.3. Подавление шума «насыщения» при статистических исследованиях средних
свойств крупных популяций. Показана средняя кривая прохождения 30000 предельно
слабых NVSS источников через диаграмму РАТАН-600 в RZF обзоре.
4.Кроме этого, сам шум «насыщения» может служить объектом исследования, и
часто используется при оценке статистических свойств фоновых объектов (LgN-LgS,
средних спектральных свойств их и т.п. (см. «Метод П. Шейера»). Гипотеза слабой
анизотропии фоновых радиоисточников при высокой их поверхностной плотности (более
100000 на 1 кв. градус, см. рис.4) привела к новому методу оценки влияния Темной
Энергии в связи с ISW –эффектом, возникающим при распространении излучения от
эпохи рекомбинации до наблюдателя. Принято считать, что любые дискретные
барионные объекты являются индикаторами темной материи, что также используется
сегодня при интерпретации анизотропии 3К излучения. Этот подход расширяет
направление, начатое недавно сопоставлением анизотропии в распределении NVSS
(FIRST) объектов с данными WMAP и которое привело к обнаружению «DARK Clouds».
(См. также данные РАТАН-600, в печати). Формальный избыток чувствительности
современных болометрических матриц можно использовать для сокращения времени на
широкие обзоры – это резко повышает возможности статистических исследований, как
дискретных источников, так и фоновых излучений.
Заключение.
Шум фоновых излучений Неба является фундаментальным ограничением для всех
одиночных радиотелескопов и при высокой чувствительности – даже для систем синтеза
(см. оценки для SKA). Экспериментальные данные сегодня дают уровень насыщения ~
0.1 мЯн в субмм. диапазоне при использовании 12м. зеркала. Многочастотный анализ
данных позволяет надеяться на снижение этого шума по крайней мере на порядок (см.
проект ПЛАНК-2008).
Хотя этот шум не позволяет повышать глубину обзоров, высокая чувствительность
современных крио-матриц позволяет резко расширить возможности беглых обзоров неба,
которые практически отсутствуют в этом диапазоне. Как известно, при одном и том же
времени обзора, расширение области обзора значительно эффективнее в поиске новых
объектов неба, чем углубление обзора небольшой области неба. Запас по
чувствительности позволяет надеяться достичь чувствительности FIRST каталога в субмм. диапазоне для достаточно представительной области неба (более стерадиана). Это в
100 раз глубже планируемой ПЛАНКом чувствительности.
«Насыщение» частично снимается при исследовании объектов с аномальными
свойствами (см. выше), и практически полностью в режиме интерферометрическом и при
спектральных исследованиях.
Исследования блазаров.
М.Г. Мингалиев
Наблюдаемые джеты у активных ядер галактик (АЯГ), по-видимому, являются
естественным побочным результатом акреции на компактный объект. Если
центральный
объект
черная
-
дыра,
как
в
случае
радиоизлучающего
(радиогромкого) АЯГ, истечение в джете является релятивистским и оно может
уносить значительную часть мощности, выделяемой при акреции. Несмотря на
достаточную распространенность этого явления, наше знание механизмов,
которые ответственны за возникновение релятивистских джетов, остаются
ограниченными. На сегодняшний день не существует ни одной теории,
удовлетворительно объясняющей все наблюдательные проявления в таких
объектах. Недавние теории образования джетов предполагают, что некоторые
наблюдаемые особенности, такие как большой Лорентц-фактор, можно было бы
объяснить моделью,
в которой скрученное
магнитное
поле
истечение вещества в джете. Проверки таких моделей и
требует
исследования
самых
компактных
областей
коллимирует
разработка новых
джетов.
Наиболее
подходящие объекты для таких исследований – блазары (АЯГи, в которых
направление
истечения
джета
ориентировано
по
лучу
зрения).
Они
характеризуются джет-доминированным излучением, переменностью в широком
частотном диапазоне, высокой степенью оптической поляризации и плоскими
спектрами.
Многочастотные
наблюдения
блазаров
позволяют
исследовать
процессы, в которых истекающая плазма коллимируется, ускоряется и набирает
свою энергетику. Спектральное распределение энергии (SED) блазаров имеет два
пика: один в области от миллиметров до рентгена (с максимумом на субмиллиметрах), другой – в -диапазоне.
Предельно
высокое
угловое
разрешение,
которым
будет
обладать
МИЛЛИМЕТРОН, дает принципиальную возможность для того, чтобы исследовать
любой космический явление с высоким разрешением. Другая возможность
получения
высокого
пространственного
разрешения
–
исследование
переменности во всем спектральном диапазоне, в особенности, на частотах
близких в первому пику – короткие миллиметры и суб-миллиметры. Временные
задержки изменений плотности потока в зависимости от длины волны также
позволяют локализовать относительное положение излучающих областей и
сравнивать их с интерферометрическими картами (изображениями). Таким
образом, при условии хорошего покрытия как по частоте, так и по времени мы
можем надеяться получить физическую картину джета. Поляризация излучения
дает
сведения
о
геометрии
магнитного
поля.
Наблюдения
на
коротких
миллиметрах и в особенности на суб-миллиметрах, труднодоступны на наземных
инструментах. Благодаря
МИЛЛИМЕТРОНу будет возможно получить эти
сведения, что в свою очередь позволит тестировать: модели ускорения джета,
определяя по прямым интерферометрическим наблюдениям и/или переменности
местоположение излучающих областей относительно центральной машины
(черной дыры); модели ускорения электронов во фронте ударной волны или
однородном разогреве в турбулентном магнитном поле. Высокоточные измерения
с хорошим частотным покрытием синхротронного участка SED, полученные
объединяя данные МИЛЛИМЕТРОНа с измерениями на наземных инструментах
(радио и оптика), позволит искать корреляцию наблюдаемых величин (max,
светимость джета, спектральный индекс и др.) с фундаментальными физическими
свойствами этих объектов таких как, масса черной дыры MBH, яркость
эмиссионных линий, Лорентц-фактор джета и др. Естественно, эти рассуждения
могут распространиться и на все подклассы активных ядер галактик. Однако
блазары, с пиками в SED на суб-миллиметрах и далеком IR, являются наиболее
мощными
радиоисточниками,
которые
демонстрируют
самые
высокие
сверхсветовые скорости. Эти объекты также яркие и в других спектральных
диапазонах, что позволит получить спектральное распределение энергии в
максимально широком диапазоне от метров до -диапазона. Таким образом,
исследование блазаров (список из ~100-150 объектов) позволит «разглядеть»
самое близкое окружение центральной машины – черной дыры – и построить
модели, наиболее адекватно описывающие все физичиские процессы в этих
объектах.
САО РАН будет участвовать в наземной поддержке этой программы на
своих инструментах: в оптическом диапазоне – поляриметрический мониторинг на
Цейс-1000 и спектральные наблюдения на БТА; мониторинг на радиотелескопе
РАТАН-600 в широком частотном диапазоне 0.6-30 ГГц.
Предложения Главной астрономической обсерватории РАН.
Научная программа «Протяженные структуры около радиогалактик по
синхротронному излучению и рассеянию излучения ядра»
ПРОЕКТ ГАО РАН №1: «Измерение магнитных полей активных ядер
галактик»
Общепринятая точка зрения состоит в том, что в центрах активных ядер
галактик находятся сверхмассивные черные дыры. Наряду с процессом
аккреции важнейшую роль в физических процессах, происходящих вблизи
активных ядер галактик, играет магнитное поле, величина которого и его
геометрия неизвестна. Так Бленфорд и Знаек предложили механизм
эффективного извлечения энергии из вращающейся черной дыры. Одним из
вариантов такого механизма, является механизм извлечения энергии не из
самой черной дыры, а из аккреционного диска, окружающего
сверхмассивную черную дыру (magnetic coupling process). Поскольку
мощность излучения прямо пропорциональна квадрату магнитного поля ,
определение его величины является главной задачей современной
астрономией.
Имеется и другой космологический аспект определения величины
магнитного поля в самой ближайшей окрестности сверхмассивной черной
дыры. Дело в том, что спектр радиоизлучения активных ядер галактик
хорошо описывается теорией синхротронного излучения с учетом
самопоглощения теми же самыми релятивистскими электронами. В этом
случае согласно расчетам В.И.Слыша величина магнитного поля в области
радиоизлучения оказывается зависящей от углового размера радиоисточника
в четвертой степени. Поскольку сама величина углового размера
существенно зависит от выбора космологической модели, измерения
магнитных полей активных ядер галактик может стать наиболее
эффективным методом проверки космологических моделей.
Наиболее эффективным прямым методом измерения магнитного поля
является измерение поляризации, и в первую очередь круговой поляризации
компактных мазерных источников, вращающихся по круговым орбитам в
аккреционном диске, окружающем сверхмассивную черную дыру. Впервые
такая задача была выполнена в применении к активной галактике NGC 4258.
Поляризационные наблюдения мазерного источника паров воды были
произведены на частоте 22 GHz с помощью VLA и CBT. В результате были
получены верхние пределы на величину магнитного поля в ближайшей
окрестности (~ 0.14 парсек) сверхмассивной черной дыры.
В рамках данного проекта предлагается выполнить поляризационные
наблюдения активных ядер галактик в мазерных линиях молекулы SiO{2}:
Lambda = 2.22 и 3.48 мм. В принципе также возможно использование новой
мазерной линии воды (H{2}O) на длине волны 0.6 мм.
Величина магнитного поля B, направленного вдоль линии зрения,
определяется из выражения для степени круговой поляризации:
V/I = AB/FWHM
где V и I – соответствующие параметры Стокса, FWHM (км/сек.) – ширина
на половине высоты спектрального распределения интенсивности I, A –
коэффициент, учитывающий силу мазерной линии.
Величина магнитного поля может быть определена и из данных
измерения линейной поляризации, поскольку величина степени линейной
поляризации является линейной комбинацией Зеемановских расщеплений
линий поперечной и продольной компонент магнитного поля.
Спектральный диапазон наблюдений характерных мазерных линий
молекулы SiO составляет: 0.232 см, 0.348 см, 0.695 см и 0.700 см.
Список объектов для наблюдений:
NGC 4258, NGC 3516, NGC 3079, NGC 5548, MCG-6-30-15, Mrk 501, Mrk
573, Mrk 509 и др.
Проект может быть реализован при условии, что спектральный диапазон
Поляриметра будет расширен, по крайней мере, до интервала 0.02 – 3.5 мм.
Приведенный в настоящем описании проекта спектральный диапазон
спетрополяриметра 0.02 – 0.8 мм позволяет реализовать данный проект на
основе наблюдений мазерной линии молекулы воды на длине волны 0.6 мм.
Проект будет выполняться сотрудниками Астрофизического отдела ГАО
РАН, руководитель – зам. директора ГАО РАН, доктор физ.-мат. наук,
профессор Ю.Н.Гнедин.
Научная программа «Спектрополяриметрия, картографование,
изучение вращения и переменности звезд разных типов»
ПРОЕКТ ГАО РАН №2: Поиск ридберговских состояний в атмосферах
холодных белых карликов.
Целью данного проекта – исследование процесса образования атомных и
молекулярных высоковозбужденных состояний в атмосферах звезд
различных спектральных классов и, в особенности, белых карликов.
В результате многочисленных спектральных и поляриметрических
наблюдений звезд хорошо установлен факт существования широких полос
поглощения и появление поляризационных особенностей в спектрах звезд
разнообразных спектральных классов.
В последнее время в связи с блестящими успехами звездной спектроскопии,
особенно, в области инфракрасного диапазона электромагнитных волн, было
обнаружено ряд особенностей в спектрах различных звезд, которые было
трудно объяснить в рамках стандартных звездных моделей. К числу таких
особенностей относятся:
(а) открытие необычного поведения зависимости от длины волны
межзвездной поляризации в некоторых галактических направлениях ( так
называемое «супер-серковское» поведение кривой межзвездной
поляризации);
(б) обнаружение необычных спектральных особенностей в спектрах
холодных белых карликов в окрестности нашего Солнца;
(в) открытие сильной депрессии спектрального распределения энергии
холодных белых карликов и магнитных белых карликов в инфракрасном
диапазоне, выполненное в результате инфракрасных наблюдений на
космическом телескопе им. Спитцера. Последнее открытие настолько
поразило астрономов, что оно получило название «мистерии».
Накопленный в ГАО РАН опыт работы в области спектрофотометрии, а
также результаты наблюдений в инфракрасном диапазоне звезд разного
спектрального класса, полученные на телескопе АЗТ-24 ГАО РАН,
оборудованным эффективной ИК камерой, позволяют сделать вывод, что
многие наблюдаемые особенности могут быть объяснены существованием в
атмосферах холодных звезд атомов и молекул, находящихся в высоко
возбужденных ридберговских состояниях.
Ключевым моментом в реализации данного проекта является получение
детального спектра именно в области миллиметрового и субмиллиметрового
диапазона. Именно в этой области следует ожидать реального влияния
ридберговских состояний на спектр излучения. Один из важнейших
эффектов проявления ридберговских состояний является депрессия
спектрального распределения по сравнению со стандартной моделью
атмосфер белого карлика именно в низко энергетической части спектра.
Поэтому наибольший эффект следует ожидать в миллиметровой и
субмиллемитровой областях.
Данный проект предполагает использовать спектрометры среднего и
высокого разрешения для измерения спектров холодных белых карликов.
Список самих объектов будет представлен позднее. Основой списка
мишеней является список объектов (белых карликов) Обсерватории
Спитцера и замечательного обзора SDSS.
Следует также подчеркнуть, что наблюдения спектров холодных белых
карликов в диапазоне 0.02 – 0.8 мм практически полностью отсутствуют.
Поэтому именно МИЛЛИМЕТРОН является идеальным инструментом для
исследования белых карликов в данном спектральном диапазоне. Таким же
совершенно уникальным научным материалом представляется получение
спектрополяриметрических данных в результате наблюдений магнитных
белых карликов, которые будут выполняться с помощью
спектрополяриметра низкого разрешения. Уникальность полученного
впервые такого научного материала трудно преувеличить. Следует обратить
внимание на возможное практическое значение данного проекта, поскольку
работы японских физиков и астрофизиков показали перспективность
использования пучков атомов, находящихся в ридберговских состояниях, как
будущих высоко чувствительных детекторов излучения.
В качестве сопровождающих МИЛЛИМЕТРОН наземных инструментов в
рамках данной программы предполагается использование телескопов БТА6м САО РАН и АЗТ-24 ГАО РАН.
Работа будет выполняться сотрудниками Астрофизического отдела ГАО
РАН. Руководитель проекта – зам. директора ГАО РАН, доктор физ.-мат.
наук, профессор Ю.Н.Гнедин.
Список литературы:
1. Гнедин Ю.Н. и др., Спектрополяриметрия и инфракрасная фотометрия
магнитных белых карликов: Поляризация вакуума или ридберговские
состояния в магнитном поле?, АЖ, т.83, с.620, 2006.
2. E.Gates et al., Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan
Digital Sky Survey, Astro-ph/0405566.
3. M.Kilic et al., The Mystery Deepens: Spitzer Observations of Cool White
Dwarfs, astro-ph/0601305.
Научная программа: ЗВЕЗДЫ И ПЛАНЕТЫ
ПРОЕКТ ГАО РАН №3: «Спектрофотометрические и
спектророляриметрические наблюдения звезд с инфракрасными избытками в
миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах».
Ряд звезд, включая двойные системы, обладают избытками излучения в
инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. В число таких
объектов входят молодые звезды типа Т Tauri, Ае/Ве звезды Хербига, а также
двойные системы типа RS CVn.
Исследование молодых звезд позволяет получать информацию о процессах
звездообразования, что является одной из главных задач современной
астрономии.
Природа инфракрасных избытков излучения таких объектов до сих пор не
установлена. Принципиальным решением этой проблемы является получение
данных спектрофотометрических и спектрополяриметрических наблюдений
именно в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах электомагнитного
спектра. Главная задача таких наблюдений – это установить, продолжается
ли инфракрасный избыток в субмиллиметровый и миллиметровый
диапазоны, или в этих диапазонах ситуация кардинально меняется.
Результаты сектрофотометрических и поляриметрических наблюдений в
указанных диапазонах позволят получить необходимую информацию о
физических процессах образования и эволюции аккреционных и
протопланетных дисков, окружающих эти звезды, а также о процессах
зарождения и образования планетных систем вокруг них.
Следует подчеркнуть, что наблюдения именно в диапазонах космического
проекта МИЛЛИМЕТРОНА являются принципиальными для решения
указанных выше проблем.
Основные приборы для решения данной задачи: спектрометры высокого и
низкого разрешения, а также спетрополяриметр низкого разрешения.
Работа будет выполняться Отделом Радиоастрономии и Астрофизическим
отделом ГАО РАН.
Руководитель проекта – А.В.Степанов, доктор физ.-мат. наук, директор
ГАО РАН.
Проект ГАО РАН № 4. «Спектры и радиокарты звёзд»
1. Спектры излучения звёзд в мм-субмм диапазонах. Они важны для
определения механизмов излучения (когерентный-некогерентный?) в
диапазоне мм-субмм. Зная механизм излучения можно создать
диагностику параметров излучающей плазмы.
Напомним, что в 80-е годы под руководством Р.Е.Гершберга (КрАО)
проводилось несколько кооперативных кампаний по изучению природы
вспышек на звёздах поздних спектральных классов в широком диапазоне
длин волн. Привлекались радиотелескопы (УТР-2, РТ-22 КрАО) и
оптические инструменты в Крыму, Греции, Сицилии. При этом
чувствительность РТ-22 КрАО на длинах волн 8 и 13 мм оказалась
недостаточно высокой. Миллиметровый телескоп BIMA, к сожалению,
также не внёс заметного вклада в изучение звёзд.
2. Радиокарты звёзд. Магнитная структура звёздных атмосфер хорошо
проявляется в радиодиапазоне. Первые радиокарты UV Ceti, AD Leo, YZ
CMi, на которых видны гигантские корональные арки (~ 2-4 R*) получили
Benz et al (1998) и Pestallozi et al (2000) на волне 3.6 см с помощью
VLA/VLBA.
Ряд моделей тесных двойных систем подразумевают существование
области
интенсивного энерговыделения между компонентами. Lestrade et al (1998)
сообщали об обнаружении такого источника при РСДБ наблюдениях в см
диапазоне. В этой связи РСДБ-наблюдения в диапазоне мм-субмм
чрезвычайно заманчивы, поскольку позволят впервые исследовать
структуру и параметры нижних слоёв звёздных корон.
3. Ускорение частиц и нагрев звёздных атмосфер. Анализ наблюдений
звёзд на ROSAT (0.1-2.4 кэВ) и на VLA (3.6 и 6 см) позволил Guedel &
Benz (1993) найти соотношение между светимостью звёздных вспышек в
мягком рентгеновском и радиодиапазонах: lgLX ≈ lgLR + 14,5. Эта
корреляция свидетельствует о генетической связи процессов нагрева
плазмы корон и ускорения частиц на звездах. Чрезвычайно важно
выяснить, существуют ли подобные корреляции в других диапазонах
(рентген-мм-инфракр.)?
В настоящее время радионаблюдения звёзд, требующие привлечение
крупных наземных инструментов (VLA, Arecibo, Effelsberg) проводятся
эпизодически, раз в один-два года (Bastian et al 1990; Stepanov et al. 2001;
Osten & Bastian 2006) и на частотах не выше 6 ГГц. При этом каждое
сообщение о таких наблюдениях вызывает громадный интерес у
астрофизиков. Диапазон мм-субмм длин волн остаётся незаполненной нишей.
Поэтому наблюдения в указанном диапазоне, как в режиме одиночного
зеркала, так и в системе РСДБ позволят получить уникальную информацию о
спектрах излучения звезд, структуре и параметрах звёздных корон, т.е. тем
самым создать «прорыв» в понимании природы звёздной активности.
Литература
Гершберг
Р.Е.
Активность
солнечного
типа
звёзд
Главной
последовательности. Астропринт, 2002
Степанов А.В. О природе радиоизлучения звезд поздних спектральных
классов// УФН, 173, 106 (2003)
Benz A.O., Conway J., Guedel M. Astron.Astrophys. 331, 596 (1988)
Pestallozi M.R. et al. Astron.Astrophys. 353, 569 (2000)
Lestrade J-F. et al. Astrophys.J. 328, 232 (1998)
Guedel M. & Benz A.O. Astrophys.J. 405, L63 (1993)
Bastian T., Bookbinder J., Dulk G.A., Davis M. ApJ, 353,265 (1990)
Stepanov A.V., Kliem B., Zaitsev V.V., Fuerst E., Jessner A. ,Krueger A.,
Hildebrandt., J..Schmitt.: Microwave
Plasma Emission of a Flare on AD Leo// Astron.Astrophys. 374,1072-1084
(2001)
Osten R.A. & Bastian T.S. Astrophys.J. 637, 1016 (2006)
Предложения Астрокосмического центра ФИАН.
В.И. Слыш
Сверхмассивные черные дыры в галактиках
В центре большинства (а, может быть, и всех) галактик находятся
сверхмассивные черные дыры, масса которых превышает миллион
солнечных масс. Испускаемое этими черными дырами (ЧД)
радиоизлучение позволяет измерить собственные размеры ЧД, то
есть, размеры горизонта событий, если он существует, и тем самым
доказать справедливость одного из наиболее интригующих
предсказаний общей теории относительности (ОТО). Такая
возможность может быть реализована с помощью интерферометров
со сверхдлинной базой, работающих в миллиметровом и
субмиллиметровом диапазонах. ЧД имеют очень малые угловые
размеры, и только радиоинтерферометры могут обеспечить
необходимое угловое разрешение.
По определению, ЧД не излучают, поглощают вещество и фотоны,
попадающие в них (испарение ЧД за счет механизма излучения
Хокинга существенно только для микроскопических ЧД). Излучает
оболочка ЧД, образованная падающим на нее веществом. Внутренняя
граница этой оболочки расположена вблизи горизонта событий.
Оболочка излучает во всем диапазоне- от радио до рентгена, а ее
видимые размеры могут во много раз, вплоть до нескольких тысяч,
превышать размеры горизонта событий. Горизонт событий ЧД в
центре нашей Галактики имеет наблюдаемый угловой размер 10
микросекунд дуги. Построить изображение столь малого объекта
можно только с помощью радиоинтерферометра с большой базой на
коротких волнах.
В сантиметровом и дециметровом диапазонах радиоизображения
черных дыр размыты межзвездным рассеянием. В миллиметровом
диапазоне рассеяние уменьшается до величин, позволяющих
измерить собственные размеры компактных радиоисточников в
центрах галактик, отождествляемых со сверхмассивными черными
дырами.
На рис.1 показано влияние рассеяния в межзвездной среде на
измеряемый размер радиоисточника в центре Галактики.
Рис. 1. Зависимость измеренного размера источника в центре
Галактики, отождествляемого со сверх-массивной Ч.Д., от длины
волны. В диапазоне волн от 1 метра до 1 см размер пропорционален
квадрату длины волны, что полностью согласуется с теоретической
зависимостью размера кружка рассеяния. На волнах короче 1 см
экспериментальные точки ложатся выше теоретической линии
рассеяния из-за влияния собственных размеров источника, которые
составляют около 0.1 миллисекунд дуги на волне 1.3 мм (Krichbaum et
al. 2006).
На самых коротких волнах размер источника (ромб) практически не
изменен межзвездным рассеянием, величина которого в зависимости
от длины волны показана прямой линией. Оказалось, что этот размер
в десятки или сотни раз превышает величину гравитационного
радиуса. В радиодипазоне, в том числе и в миллиметровом, излучает
оболочка вокруг черной дыры, образованная аккрецируемым
веществом. Оболочка непрозрачна из-за синхротронного
самопоглощения на всех частотах вплоть до субмиллиметрового
диапазона, поэтому горизонт событий и связанные с ним
специфические эффекты ОТО недоступны для исследования.
Оболочка становится прозрачной лишь на частотах, превышающих
определенное пороговое значение. Для источника SgrA* пороговая
частота равна примерно 600 ГГц (0.5 мм), в то время как для ядер
галактик М81 и М87 пороговые частоты равны 200 ГГц и 300 ГГц,
соответственно. Спектры излучения этих двух источников приведены
на рис.2 (Reuther & Lesh 1996).
• Максимум
•
•
спектра:
спектра:
SgrA*
SgrA* 600 ГГц
M81* 200 ГГц
M81* - VLBI
Reuter & Lesch (1996)
Рис.2 Спектры радиоизлучения ядер нашей Галактик и галактики М87.
На частотах ниже перелома спектры почти плоские, с медленным
ростом, подобные спектрам неоднородных источником с
самопоглощением. В этой области размер источника уменьшается с
ростом частоты. На частотах выше перелома спектр резко обрывается,
что свидетельствует о переходе из режима самопоглощения в режим
прозрачности.
Размер источника на частотах выше пороговой постоянен и
соответствует радиусу 18 мкс дуги для SgrA*, или 1.8 гравитационных
радиусов, что меньше радиуса последней устойчивой орбиты
невращающейся черной дыры. Следовательно, только в области
прозрачности можно получить изображение черной дыры и ее
окрестностей.
Теоретически предсказывается, что изображение будет состоять из
темной внутренней части – тени – диаметром 2.6 гравитационного
радиуса, окруженной ярким ободком за счет гравитационной
фокусировки и излучения оболочки.
Расчетные изображения на волнах миллиметрового диапазона 7 мм
(верх), 3.5 мм (середина) и 1.3 мм (низ) показаны на рис.3.
Рис.3. Теоретическое предсказание радиоизображения Ч.Д. в центре
нашей Галактики, искаженное межзвездным рассеянием. Слева (a) –
исходное изображение с провалом в центральной области (белый
цвет) и яркой оболочкой вокруг него. (b) Радиальное распределение
интенсивности излучения: на малых расстояниях от центра
интенсивность равна нулю, а затем резко возрастает, с последующим
плавным спадом; пунктиром показано то же самое, при учете
эффектов ОТО. (c), (d): ожидаемые изображения, размытые
межзвездным рассеянием в межзвездной среде, и их радиальное
распределение. Рассеяние полностью замывает структуру
изображения на волнах 7 и 3.5 мм, в центре не видно провала.
Частично напоминающее исходное изображение ожидается лишь на
волне 1.3 мм, с минимумом в центре (правый нижний угол). Более
близкое к истинному радиоизображение может быть получено на
волнах короче 1 мм (Yuan et al 2006).
Ядра других галактик также являются компактными источниками
радиоизлучения. Однако, у многих активных галактик гораздо сильнее
излучение джетов, выходящих из ядер, которые полностью маскируют
излучение ядра. Лишь у активных галактик низкой светимости (LLAGN)
джеты относительно слабы или совсем отсутствуют, что позволяет
исследовать радиоизлучение их ядер, связанное с присутствием
сверхмассивных Ч.Д. К числу таких галактик относятся М81, М87 и ряд
других сравнительно близких галактик. Карта радиоизлучения
сверхмассивной Ч.Д. в центре галактики М87 показана на рис. 4
(Krichbaum et al. 2006).
М87 на 3.5 мм
Рис. 4. Карты центральной части галактики М87 на волне 3.5 мм в 3
различные эпохи. Яркий источник в центре – ядро - имеет плоский
спектр и потому сильнее на миллиметровых волнах, чем протяженный
джет с крутым спектром (справа и слева от ядра).
Используя модель радиоисточника Ч.Д. со степенной зависимостью
магнитного поля и релятивистских электронов от радиуса, можно
определить характеристики области радиоизлучения в
непосредственной близости от Ч.Д. В таблице 1 приведены некоторые
параметры области радиоизлучения ядер в центре нашей Галактики
(SgrA*) и галактик М81 и М87 (Слыш 2007).
Таблица 1.
Свойства ядер низкой светимости
Масса Ч.Д.
Mo
m
n
SgrA*
SgrA*
M=4×
M=4×106
0.27±
0.27±1.2
4.4±
4.4±2.8
M81*
M=7×
M=7×107
1.5±
1.5±0.3
0.5÷
0.5÷2.2
1.8×
1.8×1011
0.4
50
M87*
M=3×
M=3×109
1.6±
1.6±0.4
2.4
3×1010
20÷
20÷100
11
TB , K
B1, кГс
r1, RS
(0.7÷
(0.7÷2)×
2)×1010 0.65÷
0.65÷5.3 1.8±
1.8±0.8
В первом столбце приведены значения массы Ч.Д. в единицах массы
Солнца. Во втором и третьем столбцах даны значения показателей
степени радиальной зависимости величины магнитного поля m и
концентрации релятивистских электронов n. В четвертом столбце
приводится величина яркостной температуры, определенная по
результатам наблюдений. В пятом и шестом столбцах даны
вычисленные значения величины магнитного поля (в кГс) на
внутренней границе области радиоизлучения (в единицах
гравитационного радиуса (радиуса Шварцшильда)). Как следует и
таблицы 1, внутренняя граница радиоизлучения расположена очень
близко к горизонту событий, так что величина магнитного поля может
считаться магнитным полем самой Ч.Д. Следует отметить, что
радиоизлучение вблизи горизонта событий может наблюдаться только
на волнах короткого миллиметрового и субмиллиметрового
диапазонов.
Определение величины магнитного поля по результатам измерений
радиоизлучения Ч.Д. предоставляет уникальную возможность оценить
скорость ее вращения в модели Блэндфорда и Знаека
(Blandford&Znajek 1977). В этой модели энергия излучения Ч.Д.
черпается из энергии ее вращения с помощью магнитного поля. В
таблице 2 приведены результаты расчетов скорости вращения
сверхмассивных Ч.Д. в центрах трех галактик. Периоды вращения
меняются от нескольких часов (SgrA*) до года (M87). Вращение Ч.Д. за
счет увлечения пространства и времени (Керровское увлечение –
frame dragging) передается расположенному вблизи горизонта
событий излучающему веществу, что приводит к модуляции
интенсивности излучения с характерным временем порядка периода
вращения. Наблюдения переменности излучения ядер этих галактик
подтверждают подобную интерпретацию.
Таблица 2. Периоды вращения сверхмассивных Ч.Д.(Слыш 2007).
Модуляция излучения вращением
• Наблюдаемая переменность потока
согласуется с оценками периодов вращения
по магнитному полю:
полю: Керровское увлечение
(frame dragging) пространства и времени
• SgrA*
SgrA*
• М81*
• М87*
2.52.5-4 часа
5 часов
1 год
Наблюдения сверхмассивных черных дыр с помощью наземнокосмического интерферометра «Миллиметрон».
В проекте «Миллиметрон» предполагается создать наземнокосмический интерферометр, работающий в миллиметровом и
субмиллиметровом диапазонов. В качестве космического элемента
интерферометра будет использоваться 12-м радиотелескоп,
размещенный на высокой орбите (Kardashev et al. 2007). Для
измерений параметров Ч.Д. необходимо получить их
радиоизображения с достаточно высоким угловым разрешением.
1. Разрешение
Карта должна состоять как минимум из 10х10=100 элементов
разрешения (пикселей). Размер SgrA* в диапазоне длин волн
короче 1 мм равен 18 мкс дуги, следовательно размер одного
пикселя должен быть не больше 1.8 мкс, что соответствует длине
базы интерферометра больше 110000 км на волне 1 мм.
Заполнение uv-плоскости должно обеспечивать достаточно
высокий динамический диапазон.
2. Диапазон частот
Диапазон частот должен располагаться в той области спектра, где
оболочка оптически тонкая, но интенсивность излучения
достаточно высока. Для SgrA* это диапазон от 0.5 до 1 мм. Такие
же длины волн пригодны и для других галактик.
3. Объекты исследования
Для исследования самих черных дыр необходимо выбирать
галактики, у которых поток от ядра сравним или больше потока от
джетов. Это так называемые активные галактики низкой светимости.
Помимо SgrA*, M81 и M87 к этому классу относятся галактики NGC
3147, NGC 4203, NGC 4579 и другие галактики с достаточно
сильным излучением ядер. В активных галактических ядрах и
квазарах излучение джетов намного сильнее излучения ядер, что
делает невозможным исследование Ч.Д. в радиодиапазоне.
Литература
1. Krichbaum T.P. et al. astroph/0607072 (2006)
2. Reuther H.-P., Lesh H., Astron. Astrophys. 310, L5 (1996)
3. Feng Yuan, Zhi-Qiang Shen, Lei Huang, Astrophys. J. 642, L45
(2006)
4. Слыш В. И., Астрон. Ж., в печати (2007)
5. Blandford R.D., Znajek R.L., MNRAS 179, 433 (1977)
6. Kardashev N.S. et al., “The Millimetron Project” in “Radioastronomical
Tools and Technique”, eds. Kardashev N.S. and Dagkesamansky R.D.,
p.111, Springer Verlag (2007)
Предложения Института космических исследований РАН.
Л.В. Ксанфомалити
В режиме интерферометра и спектрометра микрометрового
диапазона:
1. Распределение темной материи в центре Галактики.
Исследование распределения темной материи вблизи массивных
объектов относится к важнейшим вопросам современной космологии. Как
известно, центральная часть Галактики закрыта скоплениями пылевой
материи, которая, тем не менее, достаточно прозрачна в субмиллиметровом
диапазоне. В рамках проекта СПЕКТР-М предлагается исследовать
распределение темной материи вблизи массивного центрального объекта
Галактики. Для этого предлагается выполнить эксперимент, состоящий из
следующих компонентов:
- Путем наблюдений области центра Галактики в субмиллиметровом
диапазоне выделить статистически достаточное число звезд, обращающихся
на достаточно близком расстоянии от центрального тела. Такие
эксперименты уже проводились; наблюдались отдельные звезды на
достаточно низких орбитах. По данным об их кеплеровских орбитах
получить максимально согласованные оценки массы центрального тела,
поскольку ожидаемый эффект должен быть небольшим.
- Провести такие же измерения радиальных скоростей в областях вдоль
плоскости Галактики по радиусам, направленным к максимальной элонгации,
вплоть, например, до десятка кпк. Как и в первом случае, по данным о
кеплеровских орбитах получить оценки массы центрального тела.
- Из наблюдательных (и имеющихся литературных) данных оценить
радиальное распределение звездной и газо-пылевой массы в исследуемых
окрестностях центральной части Галактики.
- Из сопоставления полученных результатов и исключения барионной
составляющей, извлечь данные о распределении темной материи в
центральной части
Галактики.
2. Периферия
протопланетных
дисков
К настоящему
времени обнаружено
около 50
протопланетных дисков. На базе проекта СПЕКТР-М можно попытаться
решить связанную с дисками интересную проблему. Как правило,
центральная их часть (в пределах нескольких а.е.) резко обеднена пылевой
составляющей, что естественно объясняется испарением летучих материалов
и их отгонкой на периферию. Вместе с тем, известно, что около 30%
экзопланет составляют «горячие юпитеры», формирование которых на
наблюдаемых орбитах невозможно. С этим связаны не только нерешенные
проблемы возникновения миграции, но и проблемы самих теорий
образования планетных систем. Их удобно рассмотреть на примере
экзопланеты 149026b и планеты Нептун.
Выводы, опирающиеся на данные о массе и радиусе экзопланеты HD
149026b, указывают на гигантское ядро HD149026b из плотных
составляющих, со средней плотностью ядра около 5.5 г см-3 и с массой около
67 масс Земли. Формирование такой планеты трудно объяснить в рамках
обеих существующих (и конкурирующих) теорий образования планет:
аккреционной теории (nucleation around an ice/rock core) или теории
гравитационной нестабильности (direct collapse). Чтобы объяснить
образование экзопланеты HD149026b, привлекаются аналогии с Нептуном. В
свою очередь, и возникновение Нептуна среди планет Солнечной системы
объяснить сложно (Burrows, 2005). Истории Нептуна посвящена, в частности,
работа Hubbard и др. (1995). Его формирование должно было начаться с
образования нестабильного джинсова фрагмента с массой около 3 масс
Земли. По мере того, как холодный массивный прото-Нептун испытывал
Кельвин-Гельмгольцево сжатие, твердые частицы постепенно оседали и
образовывали массивное ядро. Дальнейшая стадия, если следовать теории
гравитационной нестабильности (Boss, 2001; 2004), проходила под действием
излучения находившейся достаточно близко массивной звезды, что вызвало
испарение внешних газовых оболочек. В конце концов, если исходить из
солнечного состава протопланетного диска, так могла возникнуть странная
планета Нептун с ядром в 17 масс Земли. Однако в случае экзопланеты HD
149026b с ее гигантским ядром, сценарий гравитационной нестабильности
требует удвоенной солнечной металличности и образования нестабильного
джинсова фрагмента с массой около 6 МJup. Burrows (2005) указывает, что
только так можно образовать ядро в 67 масс Земли, причем время оседания
твердых зерен значительно превышает время Кельвин-Гельмгольцева сжатия
газовых оболочек, а фото-испарение газовых оболочек планеты с массой 6
МJup трудно завершить за время существования системы HD149026. Эти
противоречия остаются нерешенными.
Но возникновение большого ядра HD149026b встречается с
неменьшими трудностями и в рамках классической аккреционной теории.
Массивное ядро, 30 масс Земли, вызывает самоускоряющуюся газовую
аккрецию, даже если разогрев от выпадения планетезималей задерживает
Кельвин-Гельмгольцево сжатие, что требует присутствия больших масс газа
в планетной сфере Хилла. Но структура HD149026b предполагает, что тело
формировалось как раз в обедненной газом среде. Тем не менее, газ должен
был присутствовать, иначе нельзя объяснить, как происходила миграция,
переместившая HD149026b на столь низкую орбиту (с периодом 2.87 сут).
Образование большого ядра HD149026b должно было происходить в
условиях высокой металличности (с величиной 2.3, что соответствует [Fe/H]
= +0.36). Изолированная масса ядра Miso ~ (a2 σ)3/2M*-1/2, где σ – поверхностная
плотность пыли в диске, a – расстояние до звезды с массой M*.
Предполагается, что σ ~ M*·[Fe/H]. В ходе дальнейшей аккреции масса ядра
приближается к Miso·√2. (Pollack и др., 1996). При удвоенной металличности
звезды с массой 1.3 М☼ изолированная масса ядра возрастает в 3.7 раз. Чтобы
планеты-гиганты, вроде тел Солнечной системы, могли сформироваться за
время жизни протопланетного диска, необходимо увеличение σ по крайней
мере втрое. Формирование Юпитера на расстоянии 5.2 а.е. от Солнца требует
σ = 10 г·см-3. В таких условиях масса ядра Mcor для HD149026b составила бы
42 масс Земли (Burrows, 2005). Ключом для понимания происхождения
планет, подобных HD149026b с огромной массой ядра (~ 67 масс Земли)
может распределение вещества на периферии протопланетных дисков, что
существующими методами исследовать трудно.
Если с помощью интерферометра и спектрометра микрометрового
диапазона удастся показать, что диски продолжаются на значительно
большие расстояния, чем это предполагается ныне, обоснованность оценки
их массы и выводы о формировании планет получат надежную базу, которая
ныне отсутствует, а оценка фактической величины σ критична для
аккреционной теории.
3. Объект AAT 94.
Работами D. Malin’а на Англо-австралийском телескопе и
наблюдениями на HST обнаружены необычные свойства
довольно
близкого
(удаленность
около
700
пк)
астрофизического объекта AAT 94, координаты α 06 20.8, δ -10
38, созвездие Orion (в некоторых источниках ошибочно
указывается созвездие Monocerotis). Объект получил рабочее
название «The Red Rectangle». Вид объекта показан на двух
приводимых снимках. Предполагается, что объект (с центральной звездой
солнечного типа) относится к планетарным туманностям, причем
планетарная туманность наблюдается в уникальной короткоживущей фазе.
(Подробности
см.
http://www.ast.cam.ac.uk/AAO/images/general/aat_table_79_102.html).
Предлагается на базе проекта СПЕКТР-М
выполнить программу спектральных наблюдений
объекта AAT 94, с охватом возможно более
широкого диапазона частот в микрометровом
диапазоне. Результатами такой программы будут
отсутствующие ныне данные об этой короткоживущей фазе планетарных
туманностей.
Однако нельзя исключить также, что классификация объекта AAT 94,
как планетарной туманности, неверна. В этом случае исследования
становятся уникальными.
4. Исследование ТНО
Транснептуновые объекты относятся к первичному населению
Солнечной системы. Их низкая орбитальная скорость делает
маловероятными столкновения между ними. Наряду с этим, низкая
температура их поверхности (около 25 К) и вероятная незагрязненность
последней делают ТНО первоочередными объектами проекта СПЕКТР-М
среди тел Солнечной системы. В настоящее время для определения их
размеров и альбедо практически нет другого источника, кроме блеска. Но их
эффективная температура и блеск связаны между собой известным
соотношением: T = [ Es (1 - A) / σ]1/4, а использование поляриметрии для
устранения неоднозначности невозможно из-за угловых ограничений.
Задачу изучения природы ТНО и их поверхности может блестяще
решить проект СПЕКТР-М. Его возможности позволят также выделить
кратные ТНО, которых, по предварительным оценкам, 30%.
В режиме фотометра и спектрометра среднего разрешения
микрометрового диапазона:
5. Поиск звезд с вероятными планетными системами на базе проекта
СПЕКТР-М по признаку металличности звезд.
После революционного открытия в 1995 г. первой системы планет у
звезды 51Peg (Mayor, Queloz, 1995) прошло достаточно времени, чтобы
установить некоторые наиболее важные закономерности физики
внесолнечных планетных систем. Тем не менее, исследователи все еще
находятся в начале пути. Статистические данные ныне базируются на
значительном числе открытых объектов (250 внесолнечных планет в 230
планетных системах на середину 2007 г.). Поиск и исследование
внесолнечных планетных систем относятся к наиболее актуальным
проблемам современной астрофизики. Практически все они обнаружены
методом лучевых скоростей (МЛС).
Как известно, подавляющее большинство экзопланет найдено у звезд
поздних F- и G-классов. Одна экзопланета найдена у гиганта, три – у
субгигантов. В поисках экзопланет у звезд ранних F-подклассов нет
прогресса, что естественно объясняется известными методическими
ограничениями МЛС в отношении динамики фотосфер, но вовсе не
доказанным отсутствием у них планет. Обращает на себя внимание
незначительное число планетных систем у звезд К и М-классов,
фигурирующих в списках, тем более, что первый объект такого рода у звезды
К был обнаружен очень рано. Одна из причин заключается в том, что спектр
К-звезд (особенно средних и поздних подклассов) настолько насыщен
бесчисленными спектральными линиями, что хорошо отработанный
существующий
метод
анализа
эшелле-спектрограмм
становится
затруднительным.
Поиск аналогов планет земной группы пока остается далеко за
пределами технически возможного: кеплеровская скорость Солнца,
возникающая под действием Земли, составляет всего 0.09 м∙с-2; это в 20-30
раз превышает лучшие достигнутые результаты. Основные свойства
экзопланет, такие, например, как деление на две большие группы по
орбитальным признакам, были выявлены уже в первые 4 года исследований.
Темой наиболее важных исследований последних лет стала
«металличность» звезд, у которых обнаружены планеты. Высказанная в годы
открытия
первых
экзопланет
гипотеза
о
важной роли металличности
(Gonzalez, 1997) получила
подтверждение
и
значительное
развитие
(рисунок).
Получены
убедительные
свидетельства тому, что
металличность
присуща
природе самой звезды, а не
связана каким-то образом с
поступлением «тяжелых»
элементов во внешнюю
часть ее конвективной зоны. Роль металличности звезд ныне представлена во
многих тщательно выполненных исследованиях (Gonzalez, 2003).
По некоторым данным, в микрометровом диапазоне повышенную
металличность обнаружить легче, чем в оптике. Поэтому предлагается
включить в проект СПЕКТР-М рутинную программу поиска звездкандидатов на обладание внесолнечными планетами на основе исследований
спектров микрометрового диапазона на предмет металличности звезд.
Предложения института прикладной физики РАН.
И.И. Зинченко
Дополнения к программе Миллиметрона (помечены желтым).
Режим одиночного телескопа
Солнечная система
1.
2.
3.
4.
5.
Молекулярный состав и физические условия в атмосферах планет и их спутников.
Астероиды: поиск новых объектов, определение спектра собственного излучения, отражательных
свойств и других физических характеристик.
Кометы: измерение физических характеристик комет на различных стадиях их развития.
Пылевая компонента межпланетной среды, изучение объектов пояса Ван Аллена и сферы Оорта.
Эффекты общей теории относительности; построение высокоточной модели гравитационного поля
Земли.
Звезды и экзопланеты
1.
2.
3.
4.
Спектрополяриметрия, изучение вращения и переменности звезд разных типов (от гигантов и сверхгигантов, звезд Вольфа-Райе и цефеид до нормальных звезд, карликов, нейтронных и возможных кварковых звезд и галактических черных дыр).
Поиск спектральных особенностей в миллиметровом и субмиллиметровом излучении звезд.
Экзопланеты и пылевые оболочки звезд; обнаружение и исследование областей возникновения и эволюции звезд, планетных систем и даже отдельных планет.
Субмиллиметровые мазеры, поиск проявлений жизни во Вселенной.
Млечный Путь и галактики
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
Исследования межзвездной среды в Галактике:
a. Поиск и исследование наиболее холодных газопылевых облаков в Галактике.
b. Обзоры межзвездных облаков в линии HD (112 мкм).
c. Исследования химии межзвездных облаков на основе полных спектральных обзоров (включая
недоступные с поверхности Земли участки спектра).
Структура ядра Галактики по лучевым скоростям и собственным движениям объектов около центральной сверхмассивной черной дыры.
Структура и динамика газо-пылевой составляющей галактик Местной группы.
Распределение скрытой массы в нашей галактике и Местной системе.
Структура, динамика и эволюция газопылевой составляющей и скрытой массы галактик и квазаров;
слияние галактик; вспышки звездообразования; мегамазеры.
Поиск и исследование субмиллиметровых галактик.
Структура и физические процессы в ядрах галактик и их эволюция.
Структура, динамика и эволюция скоплений галактик и сверхскоплений, распределение в них скрытой
массы, роль темной энергии.
Исследования эффекта Сюняева-Зельдовича в субмиллиметровом диапазоне.
Протяженные структуры около радиогалактик, проявляемые по синхротронному излучению и
рассеянию излучения ядра.
Структура и динамика столкновения галактик.
Ранние галактики, обнаружение галактик на стадии образования, изучение их последующей эволюции, в
том числе, возникновение звездной и газопылевой составляющих, магнитного поля и скрытой массы.
Исследования послесвечения гамма-всплесков на миллиметровых и субмиллиметровых волнах.
Поиски проявления астроинженерной деятельности в Галактике и Вселенной.
Космология
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Изучение внегалактических сверхновых и определение космологических параметров Вселенной.
Химическая эволюция галактик.
Диаграмма Хаббла в субмиллиметровом диапазоне.
Диаграмма угловой размер – красное смещение и космология.
Пространственные флуктуации реликтового излучения в субмиллиметровом диапазоне и космология.
Поиск догалактических объектов; изучение ранних этапов эволюции Вселенной от эпох рекомбинации
и реионизации (рекомбинационные и молекулярные линии) до начала образования звезд и галактик;
поиск первичных черных дыр.
7.
Эффекты, связанные с возможной эволюцией темной материи и темной энергии, уравнение состояния
для темной энергии, реликты инфляции, кротовые норы, модель множественной Вселенной, наблюдательные проявления возможных дополнительных пространственных размерностей.
Peжим радиоинтерферометра
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
Исследование физических процессов в ядрах галактик вблизи горизонта событий сверхмассивных
черных дыр (для объектов с разными красными смещениями, в частности, для ядра нашей галактики).
Исследование процесса ускорения электронов и частиц космических лучей по их синхротронному
излучению.
Исследование структуры и динамики ядер галактик с сверхсветовыми собственными движениями.
Исследование эволюции галактик и их ядер по зависимости их параметров от красного смещения.
Измерение собственных движений, космологического собственного движения и параллаксов галактик.
Исследования структуры и динамики галактик, связанных с гравитационным линзированием.
Поиск входов в кротовые норы для некоторых ядер галактик по специфической структуре магнитного
поля и распределению излучения внутри ожидаемого горизонта событий.
Исследования структуры и физических процессов у двойных ядер галактик.
Предложения Санкт-Петербургского физико-технического института
РАН.
Д.А. Варшалович
1.
Исследование молекулярных облаков с большими красными смещениями,
наблюдаемых в оптических абсорбционных спектрах квазаров (PKS 1232+082), с
целью изучения эволюции химического и изотопического состава межзвездного
вещества.
2.
Исследование мегамазеров в ядрах активных галактик (NGC 4258) с целью
изучения эффектов ОТО и физических процессов, протекающих в аккреционных
дисках сверхмассивных черных дыр.
3.
Исследование мазерного излучения молекул в атмосферах комет путем активной
накачки резонансным излучением с целью определения механизмов радиационной
накачки космических мазеров.