Научно-популярный журнал, издается с 1926 года

Вселенная в ультрафиолете

Вселенная в ультрафиолете

Лекцию читал Борис Шустов, член-корр. РАН, Директор Института астрономии РАН

Смотреть видео

Борис Михайлович Шустов

Методы ультрафиолетовой астрономии представляют эффективные, а часто уникальные средства исследований практически во всех направлениях астрофизики. Этот гигантский потенциал далеко не исчерпан, несмотря на огромные достижения в этом направлении, обусловленные многочисленными проектами (и очень большими затратами), реализованными за последние три десятилетия. Можно сказать, что Вселенная в ультрафиолетовом диапазоне изучена пока еще очень слабо, и остается много весьма важных и интересных вопросов для будущих исследователей.

1. Ультрафиолетовая и другие астрономии

Астрономия всегда была наукой нелабораторной, поскольку объекты изучения удалены от исследователя на огромные (принципиально непреодолимые) расстояния. А те тела, до которых человек все-таки добирается: Луна, планеты, падающие на землю метеориты, или космические процессы, которые человеку удается в какой-то форме реализовать в наземных лабораториях и полигонах (наиболее «популярный» пример – термоядерный синтез) – тут же становятся объектами изучения других, более «земных» наук. И хотя исторически в системе науки и образования астрономия рассматривалась как одна из математических дисциплин, но, конечно, она по сути своей является наукой физической. Недаром, в Российской академии наук астрономические институты и обсерватории входят в состав ОФН (Отделения физических наук). В лекции позволительно напомнить, что слово «физика» происходит от греческих слов ϕυση, ϕυσικoσ – «природа, природный» а задачей астрономии как фундаментальной науки является изучение природы Вселенной, т.е. различных космических объектов и процессов, протекающих в космосе на различных пространственных и временных масштабах.

Если всего лишь немногим более столетия назад методы астрономии в общем-то ограничивались позиционными наблюдениями светил, математическими методами, описывающими движения небесных тел на небесной сфере и в пространстве, и некоторыми теоретическими моделями, основанными более на гениальных догадках, чем на реальном знании (например, гипотеза Канта-Лапласа), то ныне астрономия – наука весьма разветвленная. Если посмотреть статью «астрономия» в БСЭ, то можно сразу заметить, что пункт «задачи и разделы астрономии» не только заметно устарел, но и вообще написан не очень логично. Много нелогичностей и в современных публикациях, посвященных классификации различных разделов астрономии. Более того нелогично даже название специальности «астрофизика и радиоастрономия (01.03.02)» из списка ВАК! Здесь объединены разнородные элементы: астрофизика – крупнейший раздел астрономии, собственно, составляющий современную основу этой науки, и радиоастрономия – одна из многих «технических» ветвей астрономии. Классификация астрономической науки – предмет отдельной серьезной лекции. Пока что тем, кто интересуется структурой нашей науки, могу порекомендовать наиболее современный документ – Схема классификации физики и астрономии (http://www.aip.org/pacs/pacs08/PACS2008.pdf), изданный Американским институтом физики. В документе выделены 4 направления в астрономии, которые несколько упрощая можно определить как:

Фундаментальные основы и методы астрономии;

Солнечная система и планетология;

Звезды;

Звездные системы от звездных скоплений до Вселенной.

Последние два раздела – предмет именно астрофизики и, отчасти, космологии. Астрофизические методы (и теоретические и наблюдательные), естественно, включены в первый раздел.

Как бы то ни было, в реальной практике научных исследований можно встретить довольно много различных «астрономий». Некоторые из ветвей астрономии получили свое название по предмету исследования и, частично, по историческим причинам («звездная» «внегалактическая» и. т. д.). Другие – по степени прикладного назначения («практическая» «мореходная» и т.д.). Пожалуй, наиболее часто употребляется выделение астрономий по спектральному (энергетическому) диапазону и по технологии наблюдений: «гамма» «рентгеновская» «оптическая» «инфракрасная» «радио» «внеатмосферная» «гравитационная» и т.д. В этом ряду стоит и понятие «ультрафиолетовая астрономия». Понятно, что все эти астрономии не являются независимыми. Речь идет лишь о различных технологиях изучения объектов и процессов во Вселенной. Более того, наиболее ценны именно мультиволновые («мультиастрономические») наблюдения. Они позволяют получить всестороннее представление об изучаемом объекте, т.е. максимально глубоко выяснить его природу. Некоторые из таких астрономий предоставляют возможность получать важные научные сведения практически обо всех астрономических объектах, другие – только об избранных классах объектов, и каждый технологический подход имеет свои преимущества.

В этом плане ультрафиолетовая астрономия выделяется в ряду других. Это прежде всего связано с тем фактом, что большая часть наблюдаемого вещества во Вселенной находится в состоянии, которое наиболее эффективно диагностируется методами ультрафиолетовой (УФ) спектроскопии. Это стало мощным стимулом к развитию методов УФ-астрономии. Далее мы обсудим уникальные возможности, которые предоставляет УФ-астрономия для изучения Вселенной.

За последние 30 лет в мире проведены многие десятки кратковременных космических экспериментов и запущено около двух десятков долговременных космических аппаратов (обсерваторий) для наблюдений объектов в УФ-диапазоне, включая знаменитый Космический телескоп им. Хаббла (HST). «Космические» означает, что все эти эксперименты весьма дорогостоящие, но применение именно внеатмосферных средств неизбежно, поскольку земная атмосфера непрозрачна практически во всем УФ-диапазоне. В мире опубликованы десятки тысяч научных работ, описывающих результаты, которые основаны на УФ-наблюдениях.

Российские ученые также проявляли и проявляют огромную заинтересованность в том, чтобы получить реальную возможность проведения наблюдений в УФ. Это стало основным движущим фактором для включения в конце прошлого века в государственные программы фундаментальных космических исследований проекта «Спектр- УФ» направленного на создание крупной космической УФ-обсерватории. В 2000 г. Институтом астрономии РАН была проведена конференция «Научные перспективы ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ» по материалам которой в 2001 г. был опубликован сборник «Ультрафиолетовая Вселенная» (Москва, ред. Шустов Б.М., Вибе Д.З., ГЕОС, 2001, с. 184-198). В то время еще существовала некоторая неуверенность в судьбе российских космических проектов – слишком недостаточно и необязательно финансировалось это (да и другие) научные направления. Начиная с 2004 года, ситуация в стране начала кардинально меняться. Финансирование космической отрасли, в том числе и космической науки, увеличилось по сравнению с 90-ми годами во много раз. Была принята «Федеральная космическая программа России на 2006-2015 гг» – серьезный план развития космической науки. Проект «Спектр-УФ» получил мощный импульс к развитию. За эти годы сложилась реальная кооперация, в том числе международная, появилась возможность существенно улучшить технические характеристики. Проект получил  новое (международное) название «Всемирная комическая обсерватория-Ультрафиолет» (ВКО-УФ). (См. о проекте в разделе 4).

Естественно, что за прошедшие со времени проведения первой конференции годы произошли изменения приоритетов в науке, в том числе и в астрономии. Например, поиск скрытого барионного вещества стал весьма актуальной (и осуществимой!) задачей. Открытие атмосфер вокруг экзопланет поставило важный вопрос об определении их химического состава и т.д. Для того чтобы российские астрономы могли провести широкий и согласованный обзор актуальных и перспективных задач, которые могут решаться с помощью ВКО- УФ, в мае 2008 г. в Москве ИНАСАН и ГАИШ МГУ провели вторую общероссийскую конференцию, посвященную обсуждаемым вопросам. На конференции были представлены, главным образом, обзорные доклады по всем направлениям исследований, для которых особенно важны именно УФ-наблюдения. В конце 2008 г вышел из печати сборник «Ультрафиолетовая Вселенная II» (ред. Б.М. Шустов, М.Е. Сачков, Е.Ю. Кильпио, Москва, изд-во «Янус-К». 344 стр.), составленный на основе докладов, сделанных на конференции. В этой небольшой лекции, рассказывается об изучении Вселенной методами ультрафиолетовой астрономии. Основное внимание уделяется научным проблемам, для которых методы УФ-астрономии являются наиболее перспективными. Для более глубокого изучения научных проблем рекомендую читателям обратиться к материалам конференции.

2. Что такое УФ?

Ультрафиолетовый участок спектра довольно широк, длины волн лежат в интервале 10-400 нм. Свойства излучения в этом диапазоне и условия его наблюдения сильно зависят от длины волны. В обычной практике (например, в медицине) используется следующая классификация УФ: А — длины волн 400-315 нм, В — 315-280 нм и С — еще более коротковолновое излучение. В физике УФ условно делится на атмосферный или ближний (200-400 нм) и дальний или вакуумный (10-200 нм). Последнее название обусловлено тем, что излучение этих длин волн сильно поглощается воздухом и его исследование производят с помощью вакуумных спектральных приборов. В астрофизике иногда в участке ближнего УФ (БУФ — 200-400 нм) выделяют подучастки:

Средний УФ (СУФ — 200-320 нм);

Ближний УФ (320-400) нм. Это участок перекрытия с видимым диапазоном.

Пользоваться этими определениями нужно внимательно из-за возможных недоразумений при использовании понятия «ближний УФ». В любом случае необходимо каждый раз внимательно свериться, о каких именно длинах волн идет речь. В вакуумном ультрафиолетовом участке (ВУФ — 10-200 нм) также выделяют подучастки:

Крайний или экстремальный УФ (КУФ — 10-91.2 нм), у которого нижняя граница по длине волны является одновременно верхней границей рентгеновского диапазона, а верхняя соответствует потенциалу ионизации атомарного  водорода, т.н. Лаймановскому пределу;

Рентгеновский УФ (10-30 нм) — используется редко;

Лаймановский УФ (ЛУФ — 91.2-121.6 нм), у которого верхняя граница соответствует потенциалу возбуждения линии Lyα водорода;

Дальний УФ (ДУФ — 91.2-200 нм).

Земная атмосфера непрозрачна почти во всем УФ-диапазоне. Порог обрезания атмосферой УФ-излучения космических источников лежит в пределах 300-320 нм. Точное значение зависит от состояния озонового слоя и содержания других молекул в атмосфере. В участке 300-400 нм атмосфера прозрачна. На этих длинах волн эффективны наземные оптические инструменты. В частности, проводятся астрофотометрические исследования в полосе U (Ultraviolet). На более коротких длинах волн наблюдения возможны только с помощью заатмосферных приборов. При наблюдениях в УФ объектов, находящихся вне Солнечной системы, и, тем более, внегалактических объектов нужно учитывать поглощение пылью (среднее значение в Галактике – примерно 1 зв. величина на 1 кпк), и очень сильное поглощение в КУФ нейтральным водородом. Межзвездное вещество практически непрозрачно в КУФ на линейных масштабах более 1 пк. Детальная картина распределения нейтрального водорода довольно сложна, существует несколько окон, в которых межзвездная среда (МЗС) прозрачна в силу высокой степени ионизованности (области «ожогов» от вспышек сверхновых). Подробной карты прозрачности МЗС на длинах волн короче Лаймановского предела в конце прошлого века не существовало. Это стало одним из обстоятельств запуска в 1992 г обсерватории EUVE (США). Космическая обсерватория EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer — Исследователь в крайнем ультрафиолете), на которой было установлено 4 телескопа: три телескопа (т.н. сканеры), предназначенные для проведения обзора в КУФ, и четвертый — для проведения спектральных наблюдений отдельных объектов и глубокого обзора в отдельных участках неба, прекрасно работала с технической точки зрения (см. также в разделе 4). Однако, по результатам наблюдений с EUVE, оказалось, что число обнаруженных источников в участке 40-70 нм крайне мало. Это свидетельствует не о «нехватке» источников КУФ, а о высокой непрозрачности межзвездной среды. На длинах волн < 30 нм межзвездная среда прозрачнее, поскольку в КУФ-участке поглощение падает с уменьшением длины волны как λ3 и число обнаруженных источников, как и следует из теории, гораздо больше. Эти результаты объясняют, в частности тот факт что в отличие от физики Солнца, где наблюдения в КУФ дают важнейшую информацию, перспективы астрофизических наблюдательных проектов в КУФ рассматриваются сдержанно, по крайней мере, пока не будут построены очень крупные космические телескопы этого спектрального диапазона. В дальнейшем мы будем обсуждать УФ-наблюдения, подразумевая, главным образом, участок  912-320 нм.

3. Почему так важны наблюдения в УФ?

Самое важное обстоятельство, выделяющее УФ-диапазон электромагнитного спектра среди всех остальных состоит в том, что именно в этом диапазоне наиболее велика плотность астрофизической информации о звездах и газе. Это информация содержится и в непрерывном спектре астрофизических источников и, особенно, в линиях различных химических элементов. Перечислим основные достоинства методов УФ-астрономии и направления исследований, в которых УФ наблюдения весьма важны или даже уникальны (методически будем придерживаться плана изложения этого вопроса в http://www.astro.virginia.edu/class/oconnell/astr511/UV-astron-f01.html)

Непрерывные УФ-спектры:

Список приложений наблюдательных данных о непрерывных спектрах астрономических объектов в УФ-диапазоне включает:

горячие звезды (Т > 10 000К). Распределение энергии в спектрах горячих звезд до сих пор остается предметом тщательных исследований. Такие звезды (в особенности массивные, массой М > 3 sun) существенно определяют условия ионизации, диссоциации, химической эволюции и т.д. в галактиках;

более холодные звезды (Т  < 8000 К). У этих звезд УФ-участок спектра находится в Виновской области и весьма чувствителен к эффективной температуре звезды (это в частности используется при определении точки поворота на главной последовательности для звездных скоплений);

голубой горб в спектрах активных галактических ядер (проявление внутреннего аккреционного диска?);

нетепловые источники. Например УФ-избыток, наблюдающийся в сталкивающихся скоплениях галактик ([19]).

Атомные и молекулярные спектры:

Атомная и молекулярная спектроскопия в УФ — мощное средство диагностики свойств различных объектов: межзвездной среды (МЗС), межгалактической среды (МГС), звезд. В УФ находится множество сильных (резонансных) переходов распространенных химических элементов — H, D, H2, He, C, N, О, Мg, Si, S, Fe. Уникальные (т.е. недублируемые никакими другими методами!) возможности предоставляет УФ-спектроскопия для исследований по линиям Lyα водорода, дейтерия, линиям ионов О V1, C 1V, N V, C 111, C 1V, Лаймановского скачка в спектрах галактик на больших z. В диапазоне 300-400 нм важное значение для диагностики астрофизической плазмы имеют наблюдения линий [О 11] и [Ne V] и Бальмеровского скачка для определения параметров звездных атмосфер ( T , g).

Электронные переходы наиболее обильных в космосе молекул: H2, CО, ОH, CS, C2 и др. лежат в УФ. В УФ-диапазоне лежат также наиболее сильные полосы таких экзотически больших молекулярных комплексов как полиароматические углеводороды.

УФ-cпектроскопия атомов и молекул занимает важнейшее место не только в наборе методов астрофизических исследований, но и в изучении верхних слоев атмосфер Солнечной системы. Можно, конечно, отнести эту технологию к методам планетных исследований. Однако, в последние годы обнаружено, что и у экзопланет существуют протяженные атмосферы, окруженные водородными коронами. Так что исследование атмосфер с помощью УФ-спектроскопии можно отнести к сфере научных задач астрофизики.

Пик экстинкции на 217 нм: Этот пик — важнейший индикатор свойств межзвездной пыли.

Выделение горячих компонент в холодных источниках:

Объектами такого метода (подхода) являются звездные хромосферы, горячие звезды и активные ядра в эллиптических галактиках и т.д.

Низкий уровень фона:

Если сравнивать фон космического излучения за пределами атмосферы на широком участке, включающем УФ, видимый и ИК диапазоны, то в УФ фон на порядки величины ниже. Это означает, что здесь естественный шум меньше влияет на качество получаемой наблюдательной информации, чем при использовании других спектральных каналов. На рис.1. показан уровень фона ночного неба в зените при отличных условиях наблюдений с земной поверхности (ground) и фон неба в направлении типичном для внегалактических наблюдений. DGL — обозначает область, где доминирует диффузный галактический фон, ZОD1 — область преимущественного вклада зодиакального света. Рисунок взят из http://www.astro.virginia.edu/class/oconnell/astr511/UV-astron-f01.html.

Рис. 1. Фон неба в УФ, видимом и ближнем ИК-участках спектра.

Возможность «стыковки» наблюдательных методов оптической астрономии и теоретических моделей УФ-излучения для удаленных объектов

Вследствие космологического сдвига частоты длина волны излучения, приходящего от удаленных источников, увеличивается как

λobserved = (1 + z)λlocalrestframe

Подставляя предельно возможную для наземных наблюдений длину волны УФ-излучения 300 нм, и длину волны Лаймановского предела для водорода — 91.2 нм, получим некоторое пороговое значение космологического фактора z, близкое к 2. Это означает, что оптические методы наблюдений УФ-источников становятся эффективными лишь для достаточно далеких источников (> 2). Примерами таких источников являются Лайман-альфа источники поглощения (Lyα-absorbers), галактики с Лайман-альфа обрезанием (Lyman-break galaxies — LВG), активные галактические ядра и т.д. С другой стороны, изучение многих объектов и процессов (см. выше), протекающих с эмиссией (или поглощением) УФ-излучения в ближней Вселенной (z < 2) возможно только с помощью методов УФ-астрономии! Отметим, что для Lyα HeII этот порог лежит еще дальше (z > 9).

Таким образом, можно сказать, что методы УФ-астрономии (иногда только они!) позволяют  исследовать беспрецедентно широкий список астрофизических объектов и процессов. Этот список безусловно включает:

области звездообразования,

протопланетные диски,

массобмен и аккреция в двойных системах,

химический состав звезд и химическая эволюция галактик,

образование массивных звезд,

поздние стадии звездной эволюции (звезды горизонтальной ветви, белые карлики и др.),

межзвездное пылевое вещество,

возрасты и химические особенности звездных населений,

тепло-горячий компонент межзвездной среды,

протогалактики,

история звездообразования в галактиках,

галактические фонтаны, галактический ветер,

активные галактические ядра,

эволюция  межгалактической среды (реионизация, обогащение металлами),

первичное содержание дейтерия (индикатор истории нуклеосинтеза во Вселенной).

В разделе 5 этой лекции кратко обсуждаются некоторые из этих проблем, точнее те, что вошли в основную программу проекта ВКО-УФ.

4. О методах наблюдений в УФ

Когда говорят о методах исследований УФ-источников, прежде всего имеют в виду спектральные наблюдения и во вторую очередь построение УФ-изображений. В настоящее время УФ-спектроскопия – мощный развитый и перспективный инструмент исследования. Достаточно сказать, что на создание только одного прибора — УФ-спектрографа CОS (Cosmic Оrigin Spectrograph), который планируется установить на телескопе HST, в США потрачено около 150 миллионов долларов.

В современной отечественной литературе практически нет даже кратких обзоров по развитию методов ультрафиолетовой спектроскопии.

В работе [3] довольно полно отражено состояние вопроса, но на уровне более чем 20-летней  давности. По-видимому, наиболее полный современный обзор основных направлений и этапов развития методов УФ-спектроскопии представлен в работе [4]. Поскольку интерес авторов ограничивается астрофизическими применениями УФ-спектроскопии, то именно эти применения были описаны подробнее.

4.1. Как наблюдали и наблюдают в УФ

Не будем останавливаться на основах технологии наблюдений в УФ, а просто кратко ознакомимся с конкретными историческими и современными проектами (более подробно см. в [4]). В середине 60-х были предприняты первые попытки фотографической регистрации УФ спектров ярких звезд ([26]). Использовались две камеры Шмидта (F/2, F = 100 мм) с предобъективными дифракционными решетками (разрешающая сила = 30). Пропускание ограничивалось кварцевой  и флюоритовой коррекционными пластинами (до 170 и 125 нм соответственно). В [15] представлены спектры звезд до 4-й величины, полученные при помощи электронографической камеры с предобъективными решетками (95-140  нм, = 300). Максимальное спектральное разрешение в ракетных УФ экспериментах было достигнуто на 1-метровом спектрографе Водсворта (= 60000, в участке 98-140 нм) для звезды 2-й величины ([31])

Характерный интервал высот работы спектрографов, установленных на ракетах, составлял 100-200 км, время работы — десятки секунд. Этого было недостаточно для проведения действительно глубоких астрофизических экспериментов, поэтому были использованы методы стратостатных наблюдений. Стратостатные эксперименты, хотя и позволяли выполнять наблюдения с большими временами накопления, а также проводить повторные наблюдения, были ограничены непрозрачностью верхних слоев атмосферы, вследствие чего наблюдения в вакуумном ультрафиолете были невозможны. В ракетных и стратостатных экспериментах были отработаны важные для дальнейшего продвижения технические и методические аспекты УФ спектроскопии, но основное развитие этот метод получил только с осуществлением орбитальных экспериментов.

Первые орбитальные эксперименты также характеризовались низким спектральным разрешением, но за счет большего времени экспозиции были доступны уже гораздо более слабые объекты. Так, два сканирующих спектрометра с эффективной апертурой 16х16см, установленные на американском спутнике ОАО-2, обеспечивали наблюдения звезд до 7-й величины с = 100 − 200 в диапазоне 100-400 нм ([16]). Точность  сопровождения объекта была весьма высокой и составляла 1 угл. сек.

Особое место занимает первый обзор неба в диапазоне 135-255 нм, выполненный на 27 см телескопе, установленном на американском спутнике TD-1A ([13]). Предельная звездная величина, достижимая при однократном сканировании, составляла 9 для звезд спектрального класса В при = 1400. Каталог объектов, наблюденных на этом спутнике, почти сразу был доступен мировому астрономическому сообществу.

В 1973 г с борта КА «Союз-13» космонавты П.Климук и В.Лебедев с помощью 22 см телескопа обсерватории ОРИОН-2 провели фотографические наблюдения звезд до 13-ой величины с предобъективной призмой = 100 − 250([22]). По данным наблюдений для 900 звезд составлен каталог распределений энергии в диапазоне 200-380 нм.

Таблица 1. Список кратковременных УФ-экспериментов.

В 90-х во время пилотируемых полетов кораблей-челноков было выполнено несколько УФ-экспериментов. В течение миссий ASTRО (1990 и 1995) на орбиту выводился 90см американский телескоп HUT, имевший параболическое главное зеркало, покрытое карбидом кремния для достижения лучшего коэффициента отражения на коротких длинах волн. Телескоп был оснащен роуландовским спектрометром, R ~ 400 в основном для работы в диапазоне 82-185 нм. В миссии ASTRО-1 также проводились наблюдения в участке 42-92 нм ([17]).

Детектором служиламикроканальная пластина (МКП), сопряженная с линейкой фотодиодов. Этот инструмент позволил получать спектры довольно слабых источников (до V=16).

Еще более крупный (1 м) телескоп ОRPHEUS с УФ-спектрографом, сделанный в Германии, дважды, в 1993 и 1996 гг. провел 10 дневные сеансы наблюдений с борта платформы ASTRО-SPAS, выводившейся в космос челноком ([11]). Принципы построения УФ спектрометра, и, особенно, приемной части, отработанные в этой миссии, оказались столь удачными, что легли в основу спектрографа, разрабатываемого для обсерватории ВКО-УФ (см. ниже).

Кратковременные УФ-эксперименты принесли много совершенно нового, но все-таки современный уровень УФ-астрономии определяется долговременными обсерваториями.

Характеристики кратковременных экспериментов и долговременных обсерваторий приведены в таблицах 1 и 2 (основа таблиц взята из работы [2]). Все обозначения в таблице 1 вполне понятны. Пояснений требует только режим. Здесь s — обозначает, что использован спектроскопический инструмент, i — УФ-камера, p — поляриметр.

Таблица 2. Долговременные обсерватории с инструментами УФ-диапазона.

Втаблице 2 обозначения те же, что и в табл. 1. Дополнительно введена информация о режиме наведения. Для указания на сканирующий режим используется индекс s, а режима наведения на конкретные объекты — p.

Среди долговременных обсерваторий особо выделяются несколько проектов. Важные астрофизические открытия были сделаны с 80 см телескопом, установленным на американском ИСЗ «Коперник» (ОAО-3), период работы которого был 1972-1981 гг.). Телескоп был оснащен роуландовским дифракционным спектрографом, обеспечивающим = 30000 на 120 нм, ([29]). Рекордная точность сопровождения объекта (<0.1 угл. сек. в течение нескольких минут) позволяла достичь точности электрофотометрии, ограниченной статистикой фотонов. Применялся метод сканирования спектра. Сканирование осуществлялось в диапазоне 95-300 нм при помощи 4-х фотоэлектронных умножителей (ФЭУ). На регистрацию интервала длиной в 30 нм требовалось около недели.

Наибольший вклад в изучение химического состава звезд и межзвездной среды методами внеатмосферной астрономии внесли европейский спутник-обсерватория IUE (International Ultraviolet Explorer, [12]), период работы которой составил 17 лет! (1978-1996) и отечественная астрофизическая станция «Астрон» (1983-1989 гг., [1]). В телескопе обсерватории IUE (диаметр главного зеркала, сделанного из бериллия, 45 см; F/15) был применен способ коррекции фокусировки за счет тепловых изменений формы зеркала. Для этого на тыльной поверхности зеркала были установлены нагреватели. Входившая в состав комплекса научной аппаратуры камера (поле зрения 16 угл. мин.) использовалась как в моде получения изображений в видимом участке, так и для точного гидирования. Главными научными инструментами были два спектрометра (диапазоны 115-200 и 185-330 нм). У каждого спектрографа были две моды разрешения (= 10000 — эшельный режим, и = 300, в которой использовался только кросс-диспергирующий элемент). Можно отметить также, что IUE открыл эпоху применения панорамных приемников для внеатмосферной УФ спектроскопии. Использовался конвертер УФ излучения в видимое, и видикон. Формат детектора составлял 768х768 8-битовых пикселей.

За время работы IUE на нем было получено более 104 тысяч УФ спектров для объектов от -2 до 15 звездной величины. По этому показателю созданная в СССР (основные партнеры — Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР и НПО им. С.А.Лавочкина) УФ-обсерватория «Астрон» уступала IUE. Аппарат был запущен на высокоэллиптичную орбиту с апогейным расстоянием  около 200 000 км. Телескоп диаметром 80 см (Ричи-Кретьен, F/10) был оснащен сканирующим УФ спектрографом — основным научным инструментом обсерватории. Спектрограф, созданный совместно с коллегами из Франции, был собран по схеме круга Роуланда; он позволял проводить наблюдения с высоким (0,04 нм) и низким (3 нм) спектральным разрешением. В этом спектрометре была применена вогнутая тороидальная дифракционная решетка отечественного производства. В качестве детекторов использовались три ФЭУ, перекрывавшие спектральный интервал 110-350 нм. Очень интересной особенностью обсерватории была впервые примененная система стабилизации изображения. Вторичное зеркало телескопа могло качаться вокруг некоторой точки, при этом компенсировались небольшие смещения изображения на фокальной поверхности. Такой подход позволял справляться с особенно трудно компенсируемыми высокочастотными колебаниями.

Обсерватория «Астрон» принесла уникальные сведения о химическом составе звезд, свойствах кометы Галлея, Сверхновой SN 1987А и других объектов, но общему мировому признанию этих достижений помешала плохо организованная система работы с научными данными. Общий недостаток долговременных орбитальных УФ-экспериментов того времени — малая мощность телеметрических каналов, в случае обсерватории «Астрон» был усугублен чрезмерно закрытой политикой по распространению информации.

Спутник EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer) работал в конце прошлого века (1992-2001 гг.) в КУФ; он был спроектирован для открытия нового окна во Вселенную ([34]). До сих пор в этом участке спектра лишь эпизодически работали несколько приборов, начиная с аппарата Voyager-1, на борту которого был установлен спектрограф низкого разрешения для экстремального УФ. Успешный с технической точки зрения проект оказался не столь успешным в научном отношении (см. раздел 2).

Богатой на интересные результаты оказалась спектроскопическая обсерватория FUSE (США с участием Франции), запущенная в 1999г, см [30]) для наблюдений в ЛУФ. Четыре телескопа (внеосевые параболоиды с характерными размерами 35х40 см; покрытия: для двух — карбид кремния, для остальных — алюминий и LiF) оснащены спектрографами по Роуландовской схеме. Диспергирующими элементами являются голографические дифракционные решетки с компенсированной сферической аберрацией. Детекторы, как это и характерно для современных УФ экспериментов, включал в качестве усилителя микроканаловые пластинки. Планировалось достижение высокого спектрального разрешения, (до 25000), но на практике эта величина составляет около 17000.

Еще одна современная УФ-обсерватория — GALEX (Galaxy Evolution Explorer) была спроектирована для массового изучения УФ источников по всему небу. Аппарат GALEX (США) запущен на орбиту в апреле 2003 г., (см.  [25]). Телескоп диаметром главного зеркала 50 см оснащен двумя широкоформатными (65 мм) детекторами на основе МКП. Основная задача обсерватории — получение глубокого обзора в УФ всего неба и качественных изображений отдельных объектов. Однако для целей спектроскопии низкого разрешения предусмотрена УФ-гризма. Это является новшеством в технике УФ спектроскопии. Важной функцией обсерватории GALEX является построения УФ изображений (см. на сайте обсерватории замечательные УФ-снимки астрономических объектов). Опираясь на обзоры, полученные на аппарате GALEX, будут строиться последующие проекты УФ-спектроскопии высокого разрешения и построения изображений.

Составивший целую эпоху в современной истории методов внеатмосферной астрономии 2.4 м телескоп HST был оснащен сначала спектрографом GHRS (Goddard High Resolution  Spectrograph, 1990-1997гг., [14]), спектральное разрешение которого составляло = 8000025000 и 2000. Преимущества современных двумерных (панорамных) светоприемников в полной мере реализованы при создании спектрографа STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph ([35]), заменившем GHRS. Системы сканирования GHRS были заменены фиксированными положениями сменных элементов в STIS. Использовались эшелле как среднего (= 30000 − 45000), так и высокого (= 110000) разрешения. Приемниками служили матрица ПЗС 1Кх1К (в диапазоне 200-1100 нм) и две системы на МКП и системы считывания МАМА (Мulti Anode Мulti Array), с форматом 1024х1024 (для диапазонов 115-170 и 165-310 нм). В августе 2004 года эксплуатация STIS была остановлена из-за неполадок в системе смены вариантов наблюдений. Современный спектрограф CОS планируется установить на HST в начале 2009 г.

HST был оснащен камерами, которые использовались, в основном, в оптическом диапазоне спектра.

Первые спектрополяриметрические измерения в УФ диапазоне были выполнены в американском эксперименте WUPPE (50см телескоп, 140-320нм, = 400 [27]), устанавливавшегося на платформах Astro-1 и Astro-2. Проводилась спектрополяриметрия объектов до 16-й звездной величины. По завершении эксперимента платформа с инструментами и записями спектров возвращалась на спускаемый корабль.

Что касается перспектив УФ-астрономии во втором десятилетии 21-го века, то они связаны в первую очередь с проектом ВКО-УФ.

4.2. Проект ВКО-УФ

Проект «Спектр-УФ» или ВКО-УФ подробно описан в ([8, 36]).Здесь мы дадим лишь краткие сведения о возможностях обсерватории. Основные возможности обсерватории ВКО-УФ заключаются в спектроскопии слабых источников в УФ-диапазоне и построении изображений в УФ и оптическом участках. При этом должны достигаться высокое спектральное разрешение, максимальное пространственное разрешение, а для изучения слабых источников — высокая проницающая способность. Выбор параметров телескопа Т-170М (апертура — 170 см., фокальное отношение — 10) обусловлен следующими конкретными требованиями: достижение углового разрешения 0.1 угл. сек и достижение максимальной эффективной площади в рабочем диапазоне длин волн 110-350 нм. Напомним, что эффективная площадь зависит от длины волны и определяется как произведение геометрической площади собирающей поверхности на коэффициент пропускания оптического тракта на данной длине волны.

Для обеспечения этих требований в составе обсерватории международной кооперацией создаются следующие инструменты:

Блок спектрографов проекта «Спектр-УФ» изготавливается в России и представляет собой фактически три независимых спектрографа (канала), находящихся в одном корпусе: два эшельных спектрографа высокого разрешения (R=50000) – Вакуумный ультрафиолетовый эшельный спектрограф (ВУФЭС) для работы в спектральном диапазоне 115-176 нм и Ультрафиолетовый эшельный спектрограф для работы в спектральном диапазоне 174-310 нм, а также Спектрограф с длинной щелью (СДЩ) для получения спектров низкого разрешения (R=1000) точечных и протяженных объектов в диапазоне длин волн 115-310 нм.

Блок камер поля ISSIS (Imaging and Slitless Spectroscopy Instrument for Surveys), предназначенный для получения прямых изображений участков неба в УФ-диапазоне, изготавливается в Испании. Базовая конфигурация ISSIS включает в себя два основных канала – канал ближнего УФ ( диапазон 115-175 нм, разрешение – 0.1 угл. сек., поле зрения – 70×75 угл. сек.) и канал дальнего УФ ( диапазон 185-320 нм, разрешение – 0.1 угл. сек., поле зрения – 70×75 угл. сек.).

Запуск обсерватории планируется на 2016 г.

5. Наука с ВКО-УФ

Как уже обсуждалось в разделе 2, круг решаемых методами УФ-астрономии задач весьма широк. В этом разделе речь идет  только об отдельных проблемах, составляющих основную программу обсерватории ВКО-УФ:

Определение содержания барионов в диффузной компоненте Вселенной и химическая эволюция МГС;

Физика аккреции и истечения;

Образование и эволюция Галактики;

Атмосферы экзопланет и астрохимия в сильном поле УФ-излучения.

5.1. Определение содержания барионов в диффузной компоненте Вселенной и химическая эволюция МГС

Проблема  определения содержания барионов довольно полно изложена в работах [6, 7, 32, 9]. Отметим здесь некоторые аспекты, недостаточно освещенные в этих работах.

Реионизация Не II.

Из теории эволюции МГС мы знаем, что после реионизации водорода МГС охлаждается вследствие расширения и затем вновь нагревается вследствие реионизации HeIIна = 3 и затем продолжает охлаждаться с уменьшением z. Наблюдения HeIILyα — леса в диапазоне 2.1 < < 2.9 позволит проверить эту модель с наиболее прямым образом ([28]).

Роль вспышек звездообразования в эволюции МГС.

Наблюдаемые свойства мест вспышечного звездообразования указывают на преимущественное содержание в них массивных звезд. Массивные звезды оказывают большое влияние на эволюцию, в том числе химическую, галактик. Сходство физических характеристик локальных вспышек и в галактиках на больших красных смещениях проливают свет на космологические подобия вспышек звездообразования. Более того изучение близких вспышек звездообразования является хорошей лабораторией для изучения взаимодействия этих объектов с МЗС и МГС. Истечения в холодной, теплой и корональной фазе со скоростями несколько сотен км/сек — обычные явления в местах вспышек. Эти обогащенные металлами истечения в значительной степени определяют химическую эволюцию МГС. Спектроскопические возможности ВКО-УФ будут весьма полезны при изучении этих объектов.

Образование галактик.

Как образовалось то многообразие галактичеких форм, которое представлено в современной Хаббловской (морфологической) последовательности галактик? Как вообще образовались галактики? Согласно современным космологическим представлениям галактики сформировались внутри гало (сгустков) темного вещества (ТВ), которые сформировались вследствие роста первичных флуктуаций. Эволюция ТВ успешно предсказывается из первопринципов, поскольку эта эволюция происходит только под действием гравитации. Однако предсказательная мощь теории буксует, как только приходит необходимость учитывать светящееся (диссипативное) барионное вещество.

Ряд наблюдательных программ, которые планируется провести с УФ-камерами ВКО-УФ, например в широких полосах 150, 220 и 300 нм глубоких полей GООDS/UDF ([18]) позволят:

Произвести поиск галактик с Лаймановским обрезанием (LВG) на относительно малых z. В то время как поиск LВG на 23 — уже хорошо отработанная технология, на − 1.5 таких исследований практически нет из-за недостатка глубоких УФ-изображений с хорошим разрешением;

Изучить функцию УФ-светимости: слабый конец функции УФ-светимости (на 150 нм в местном стандарте покоя) весьма плохо изучен. Наблюдения на 300 нм позволят закрыть этот пробел особенно на 1-1.5, где начинается падение глобальной скорости звездообразования.

5.2. Физика аккреции и истечения. Астрономические машины

Астрономические машины (astronomiсal engines) — т.е. звезды, черные дыры и т.д. — могут ускорять большие массы до скоростей близких к скорости света и генерировать неожиданные и мощные выбросы. Они также могут генерировать гораздо более умеренные выбросы (типа солнечного ветра). Во всех этих явлениях различные формы энергии (гравитационная, тепловая, лучистая, магнитная) переводятся в кинетическую в условиях, весьма отличающихся от лабораторных. Еще более необычны машины, генерирующие сильно коллимированные биполярные истечения и джеты. Такие структуры производятся совместным воздействием магнитного поля, дифференциального вращения и гравитации. Физика высоко коллимированных истечений пока что исследована недостаточно. Астрономические машины определяют:

светимость активных галактических ядер,

реионизацию Вселенной на 3,

свойства планетных систем, являющихся «хранилищами» углового момента, оставшегося на момент, когда астрономическая машина выключается на стадии звезды до главной последовательности.

Проект ВКО-УФ позволит получить ключевые данные для ответов на вопросы, касающиеся физики астрономических машин:

что определяет эффективность аккрецирующих объектов как гравитационных машин?

нужно ли именно магнитное поле, чтобы получать высокоскоростные истечения?

каковы временные шкалы для выбросов массы?

как аккрецируемое вещество движется из диска на гравитационный центр (скажем, звезду) в условиях умеренного магнитного поля?

какая часть гравитационной энергии, теряемой в этом процессе, поступает на поверхность звезды? Какая часть уходит на усиление/ослабление магнитного потока?

какова роль давления излучения в этих комплексных процессах?

каковы основные механизмы, приводящие к дисковым неустойчивостям и какова роль этих неустойчивостях в процессах аккреции/истечения?

Приведем несколько конкретных примеров:

1. УФ-спектроскопия высокого разрешения позволит изучить структуру аккреционных потоков на магнитные катаклизмические переменные и на звезды T Tau и определить физические условия в истечениях. Она также позволит изучить источники энергии, определяющие существование протяженных плотных (>1010 cm−3  и горячих (T e > 60000 К) оболочек которые были обнаружены вокруг звезд T Tauri ([20]). Светимости таких оболочек достигают 0.2 Lsun ;

2. УФ-спектроскопия низкого разрешения позволит определить общие физические условия и металличность в областях с широкими эмиссионными линиями АЯГ. Реверберационное картирование позволит изучить кинематику и определить массы свермассивных черных дыр;

3. Высокочувствительная УФ-камера позволит обнаружить горячие джеты по их Lyα излучению, а также определить тепловую структуру джетов и областей вокруг них;

4. Весьма интересно с помощью такой камеры провести поиск свободно движущихся тел планетарной массы, подобных тем, что обнаружены в области σ Оri ([24]), исследовать магнитную активность и процессы аккреции для этих объектов.

5.3. Шаровые скопления — ключ к пониманию процесса образованияГалактики?

Шаровые скопления традиционно рассматриваются как хорошие индикаторы процессов, приведших к формированию родительской галактики. Определения абсолютных возрастов скоплений накладывают ограничения на оценки возраста галактик и имеют космологические последствия. Относительные возрасты дают детальную информацию о ходе процесса образования родительской галактики. Для определения абсолютного возраста необходимо точно определять расстояние, металличность и покраснение. Существует простой геометрический метод точного определения расстояний до шаровых скоплений: сравнение дисперсии собственных движений звезд в скоплении (определяется в угловой мере) с дисперсией радиальных скоростей. Радиальные скорости для тысяч звезд шаровых скоплений массово определяются с точностью до единиц км/с с помощью мультиволоконных инструментов на больших (8-10 м)наземных телескопах. Что касается собственных движений то, как показано в [10], камера WFPC2 на борту HST позволяет проводить астрометрические измерения с точностью в несколько миллисекунд дуги на одном кадре! На камерах ВКО-УФ планируется достичь точности не хуже 1 миллисекунды дуги в канале UVО (200-700 нм). Эта точность вместе с использованием архива HST (т.е. измерений в эпоху, отстоящую в прошлое на 20-30 лет) позволит определять собственные движения с точность не хуже 10 микросекунд дуги в год. С такими точностями ошибка в определении расстояния, зависящая от числа звезд (обычно несколько тысяч), для которых проведены измерения, как (2n)1/2, может быть на приемлемом уровне даже для шаровых скоплений удаленных на десятки килопарсек. Более того, используя привязку к удаленным источникам (например, квазарам) можно измерять абсолютные собственные движения с точностью до 30 микросекунд дуги. Зная абсолютные собственные движения можно изучать трехмерную кинематику шаровых скоплений для определения детальной структуры потенциала Галактики и выявления звездных потоков в Галактике. Для этого важно использовать данные о возрастах скоплений и их металличности. Естественно, что такие данные о потоках — весьма ценный материал для восстановления истории поглощения Галактикой карликовых спутников.

5.4. Протопланетные диски и атмосферы вокруг экзопланет

Звезды T Tauri, являющиеся звездами солнечного типа на стадиях до главной последовательности, представляют уникальные возможности для изучения условий в которых, по-видимому образуются планетные системы, подобные нашей. Согласно современным представлениям планеты земного типа начинают формироваться уже через несколько миллионов лет после образования молодой звезды, т.е. когда еще не полностью завершился процесс аккреции. Излучение центральной машины должно оказывать существенное влияние на эволюцию диска и испарение первичных атмосфер планет-эмбрионов через процессы фотоионизации, фотодиссоциации и фотохимических  реакций ([33, 23]). УФ-спектроскопия позволит изучать в деталях взаимодействие между звездным полем УФ-излучения и молодым планетарным диском и обнаружить молекулярную компоненту в очень разреженных дисках. Недавние исследования по химической эволюции дисков демонстрируют, что УФ-фотоны, проникающие в пылевой диск, могут определять протекание реакций, приводящих к образованию больших органических молекул. В этом аспекте УФ-фотоны λ? > 150 нм, фотодиссоциирующие органические молекулы могут играть ключевую роль во внутренних областях протопланетного диска, а фотоны, фотодиссоциирующие H2 и CО, «контролируют» внешние слои диска, экспонированные прямому излучению звезды. Фотохимия может на шкале времени короче динамической приводить к образованию больших углеродсодержащих молекул, таких как CnH2, HC(2n+1)N, и Cn. Реакции между этими соединениями и водородом (H и H2) могут поддерживать их высокое содержание несмотря на сильное поле излучения.

УФ-спектроскопия весьма перспективна для исследования атмосфер экзопланет. Именно применение УФ-спектроскопии высокого разрешения впервые привело к открытию атмосферы экзопланеты HD 209458b (см. в [5]) Наблюдения экзопланет и детальное изучение их атмосфер поможет понять процессы формирования планет и их атмосфер и дальнейшую эволюцию этих систем. Камеры ВКО-УФ позволят проводить поиск и при обнаружении изучать авроральноую эмиссию экзопланет-гигантов. Это, кстати, прямой метод обнаружения таких планет. С другой стороны наличие авроральных свечений — четко указывает на наличие магнитного поля планеты. Это не только прямой, но и единственный способ обнаружения магнитного поля у этих объектов. Авроральное УФ-свечение также несет сведения о свойствах этих самых внешних областей атмосфер, в частности, о составе атмосферы и энергиях бомбардирующих атмосферу частиц. В целом УФ-диапазон дает существенные преимущества при сравнению с видимым. Более высокий контраст и лучшее угловое разрешение в УФ позволяют обнаруживать планеты на меньших угловых расстояниях от звезды.

В следующей декаде будет реализовано несколько наземных и космических программ обнаружения экзопланет, что приведет к открытию огромного числа этих объектов. В частности, космические миссии, включая Corot, Кepler и GAIA приведут к открытию большого числа экзопланет методом прохождения. Наблюдения линии поглощения в видимом и УФ-участках спектра (например линии озона!) во время прохождения планеты по диску родительской звезды — мощный метод диагностики атмосфер.

Можно ожидать, что будут получены ответы на такие вопросы:

каково влияние температуры, металличности и других свойств центральной звезды на эволюцию ее планетной системы?

как орбитальные параметры планеты влияют на ее размеры, массу и потенциальные возможности миграции во время формирования планетной системы? (см, например,[21]).

Список литературы

1. Боярчук А.А. (ред.) // Астрофизические исследования на космической станции «Астрон». М. ФМ. Наука. 1994. 415с.
2. Малков О.Ю. // в сб. «Ультрафиолетовая Вселенная II» под ред. Б.М.Шустова, и др. — М.: Янус-К, 2008, стр.32-45.
3. Москаленко Е.И. // Методы внеатмосферной астрономии, М: Наука, 1984.
4. Панчук В.Е., Шустов Б.М., Юшкин М.В. // Оптический журнал, 2006 т., 73, N4, с. 49-59.
5. Шематович В.И. //в сб. «Ультрафиолетовая Вселенная II» под ред. Б.М.Шустова, и др., М.: Янус-К, 2008, стр.316-328
6. Шустов Б.М. // «Ультрафиолетовая  Вселенная» 2000г, Москва, ред. Шустов Б.М., Вибе Д.З., ГЕОС,2001 с. 184-198.
7. Шустов Б.М. // Труды XXXIV конференции «Физика  космоса» Екатеринбург, отв. Ред. Захарова П.Е., 2005, с. 207-219.
8. Шустов Б.М., Боярчук А.А., Моишеев А.А., Сачков М.Е. // в сб. «Ультрафиолетовая Вселенная II» под ред. Б.М.Шустова, и др., М.: Янус-К, 2008, стр.7-19.
9. Щекинов Ю.А., Шустов Б.М., Васильев Е.О., Дедиков С.Ю. // в сб. «Ультрафиолетовая Вселенная II» под ред. Б.М.Шустова, и др., М.: Янус-К, 2008, стр.229-238.
10. Anderson, J.; Кing, I., R.; Meylan, G. // AAS. 1998, V.193 P.6802.
11. Barnstedt, J., et al. // A&AS. 1999. V. 134. P. 561-567.
12. Boggess, A., et al. // Nature. 1978. V. 275. P. 372-377.
13. Boksenberg A., et al. // МNRAS. 1973. V. 183. P. 291-322.
14. Brand, J. C., et al. // PASP. 1994. V. 106. P. 890-908.
15. Carruthers, G.R. // ApJ. 1968. V. 151. P. 269-284.
16. Code A.D., et al. // ApJ. 1970. V. 161. P. 377-388.
17. Davidsen A.F., et al. // ApJ. 1992. V. 392. P. 264-271.
18. Dickinson, M., Giavalisco, M., and the GOODS Тeam // The Great Оbservatories Оrigins Deep Survey in The Мass of Galaxies at Low and High Redshift, eds. R. Вender and A. Renzini, 2003, p. 324.
19. Gabici, S., Blasi, Р. // ApJ. 2003. 583 P.695
20. Gomez de Castro, A.I., Verdugo, Е. // ApJ. 2003, 597, P.443.
21. Gomez de Castro, A.I., et al. // ApSS, 2006, 303, P.1.
22. Gurzadyan G.A. // Sky and Telescope. 1974. V. 48. N. 4. P. 213.
23. Lecavelier des Еtangs, A., et al. // A&A, 2004, 418, L1.
24. Martin, Е.L., et al. // ApJ, 2001, 558, L117-L121.
25. Martin D.C., et al. // ApJ. 2005. V. 619. L1-6.
26. Morton D.C., Spitzer L.Jr. // ApJ. 1966. V. 144. P. 1-36.
27. Nordsieck К.Н., et al. // Proc. SPIE. 1994. V. 2010. P. 2-11.
28. Reimers, D., et al. // A&A, 2005, 442, 63.
29. Rogerson J.B., et al. // ApJ. 1973. V. 181. L97-98.
30. Sahnow D.J., et al. // Proc. SPIE. 2000. V. 4013. P. 334-343.
31. Smith A.M. // ApJ. 1973. V. 179. L11-15.
32. Wamsteker, W., et al. // ApSS, 2006, V. 303, Issue 1-4, pp. 69-84
33. Watson, A.J., Donahue, Т.M., Walker, J.C.G. // Icarus, 1981, 48, P.150.
34. Welsh, B.Y., et al. // Proc. SPIE, 1989, Vol. 1160, p. 554.
35. Woodgate B.Е., et al. // PASP. 1998. V. 110. P. 1183-1204.

36. Боярчук А.А., Шустов Б.М., Моишеев А.А., Сачков М.Е. «Проект «Спектр-УФ»», Вестник НПО, 2012, 4, стр 64-73 (http://www.laspace.ru/upload/iblock/f6a/f6a3da2998fb591ece4480946cb47507.pdf)

Reset password

Recover your password
A password will be e-mailed to you.
Back to
Закрыть панель