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.
   

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.
   

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: lgL_X ≈ lgL_R + 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.

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).

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).

Таблица 1.

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.

1. 
   Разрешение
   

2. 
   Диапазон частот
   

3. 
   Объекты исследования
   

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)
   

В режиме интерферометра и спектрометра микрометрового диапазона:

- 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 М_Jup. 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 М_Jup 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 M_iso ~ (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 M_iso·√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 M_cor 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.

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).