"Физика звезд"



жүктеу 0.86 Mb.
бет7/8
Дата25.04.2016
өлшемі0.86 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8

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.


  1. 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.




  1. 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).

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).



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.



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).


Наблюдения сверхмассивных черных дыр с помощью наземно-космического интерферометра «Миллиметрон».
В проекте «Миллиметрон» предполагается создать наземно-космический 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.

  1. 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.

  1. 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 звезд-кандидатов на обладание внесолнечными планетами на основе исследований спектров микрометрового диапазона на предмет металличности звезд.
Предложения института прикладной физики РАН.
1   2   3   4   5   6   7   8


©dereksiz.org 2016
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет