"Физика 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

где М, L, R – масса, светимость и радиус звезды в солнечных единицах, – 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 сильно возрастает с массой звезды. Поэтому массивные звезды с М40М_ не достигают стадии красных сверхгигантов, а ввиду огромной величины (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 и металличностью звезды z, характеризующей обилие тяжелых элементов. Для разных галактик величина z меняется от до . Связь между и z дается выражением:
~z^0.75 .

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 для некоторых звезд WR в составе двойных систем WR+O. Например, для звезды WN5 в затменной двойной системе V444Cyg (WN5+О6, p=4^d.2) динамическим методом измеренная величина темпа потери массы в виде ветра составляет =710^-6 М_/год. Забегая вперед, отметим, что эта динамическая величина оказалась в 3 раза меньше, чем величина , определенная для этой же системы V444Cyg по наблюдениям в радиодиапазоне. Это связано с неоднородной, клочковатой структурой звездного ветра. Поскольку тепловое свободно-свободное радиоизлучение ветра звезды квадратично зависит от плотности, наличие многих уплотнений в ветре (клампов) приводит при данной величине , к увеличению радиопотока. Если интерпретировать радионаблюдения в модели однородного ветра, то мы получим завышенную величину . Динамически определенная величина (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 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_:

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 по наблюдаемому радиопотоку f_ следующая (в модели непрерывного ветра с плотностью , убывающей как 1/r²):
,

где d – расстояние до звезды в кпс, f_ – наблюдаемый радиопоток в янских, v_ – в км/с,  –в герцах, – 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:

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 для них сравнительно немногочисленны. Наблюдения с борта "Миллиметрона" в режиме концентратора позволят выполнить массовые определения величин 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:


Здесь – темп потери массы в виде ветра, v_w – скорость вещества в ветре, L_w – поток кинетической энергии ветра, L_bol=410³³ эрг/с – болометрическая светимость.
Для горячих массивных звезд:


Для звезд Вольфа-Райе:


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 4800^d. Величины эксцентриситетов орбит e0 для периодов p14^d и e=0.30.8 для p70^d. Отношение масс . Массы WN звезд лежат в пределах (4-80)М_, 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 очень перспективно (как в режиме концентратора, так и в режиме интерферометра).
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 (v_sini=70-450 км/с) Be-звезды с ротационно индуцированным экваториальным ветром. Рентгеновские источники – аккрецирующие нейтронные звезды, в большинстве случаев, рентгеновские пульсары. Вспышки рентгеновского излучения плоть до L_x=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 Be-звезды. 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).

Наблюдения этих систем на "Миллиметроне" в высшей степени перспективно, как в режиме интерферометра, так и в режиме концентратора.

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, L_x=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 (А_v=15^m): 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 L_x=10³¹10³³ в спокойном состоянии до 10³⁷10³⁸ в максимуме вспышки. Длительность спокойного состояния (L_x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 (GROJ1655-40, 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.

Наблюдения таких систем на "Миллиметроне" весьма перспективны, как в режиме концентратора, так и в режиме интерферометра.

Наблюдения на "Миллиметроне" весьма перспективны.

В большинстве случае орбитальные периоды короткие: p1^d, 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11^m), повторные новые (V7^m11^m, интервал между вспышками T20-80 лет) и карликовые новые (V2^m-6^m, 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.

а) классические симбиотические двойные; амплитуда вспышки V=2^m-3^m (CICyg, ZAnd);

б) повторные новые, V5^m7^m (TCr, RSOph);

в) симбиотические новые; V6^m10^m (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).

Для наблюдений на "Миллиметроне" системы этого типа весьма перспективны.

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=21^m-23^m), 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.

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

Рис. 2

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

На рис. 4 показана голова кометы при прохождении перигелия в 1997 году.

Рис. 4.

Таблица 1.

Рис. 5

Рис. 6

На рис. 7 показано положение орбиты Седны относительно общего строения Солнечной системы.

Рис. 7

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

Рис. 9

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

Рис. 11

Рис. 12

Рис. 13

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

Рис. 15

Рис. 16

1. 
   Постановка задачи
   

2. 
   Инструменты
   

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».

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.

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].