"Физика звезд"

Литература

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 (astro-ph/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

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).

ГГц мЯн мЯн мЯн

53 35 10 57

90 76 4 90

125 300 10 81

150 11 6 114

217 11 5 66

353 16 16 15

546 19 40 3

857 26 100 ?
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 ПЛАНК-2008. 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.

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.

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.

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 суб-мм. 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.

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 M_BH, 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»

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:

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 БТА-6м 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.
   

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.