Главным фактором, определяющим выбор научной программы обсерватории является уже существующий состав научной аппаратуры. Состав научной аппаратуры проекта Спектр-РГ включает в себя основной комплекс узконаправленных, высокочувствительных приборов, таких как JET-X, EUVITA, TAUVEX, MART, обеспечивающих детальное исследование астрофизических источников в диапазоне от ультрафиолетового до жесткого рентгеновского, с высоким энергетическим, временным и пространственным разрешением, удачно дополняется комплексом всенаправленных приборов. Наличие всенаправленного комплекса, в состав которого входят рентгеновские мониторы MOXE и СПИН-Х, а также монитор гамма-всплесков СПИН, позволит обсерватории постоянно отслеживать переменность сотен источников на небесной сфере и регистрировать новые вспыхивающий источники, которые будут в дальнейшем детально исследованы основными телескопами обсерватории.
Оптимизация программы наблюдений с целью увеличения научной отдачи обсерватории привела к требованию разделения ее на основную научную программу, на которую планируется выделить 60-70% наблюдательного времени и на программу наблюдений транзиентных явлений, на которую выделяется 30-40% наблюдательного времени. Определяющим техническим параметром, влияющим на выбор объектов наблюдений основной научной программы, является выбор орбиты обсерватории. В пункте 2.2 формулируются наиболее важные научные задачи для случая высокоапогейной 4-х дневной орбиты (старая орбита Спектр-РГ), в пункте 2.3 формулируются задачи для случая околоземной орбиты с малым наклонением. В пункте 2.4 приведены научные задачи для программы транзиентных исследований, которые практически не зависят от выбора орбиты.
Главным результатом анализа программы наблюдений для высокоапогейной орбиты явилась формулировка уникальных научных задач, решение которых невозможно другими обсерваториями. Такими задачами являются:
- длительные (продолжительностью до нескольких месяцев) наблюдения тщательно выбранного набора 5-10 источников - активных ядер галактик и сверхмассивной черной дыры в центре Нашей Галактики в широком диапазоне энергий от ультрафиолета до жесткого рентгена с возможностью координированных наземных наблюдений в радио и оптических диапазонах длин волн;
- обширная (до 30-40% наблюдательного времени) программа наблюдений транзиетных явлений (послесвечение гамма-всплесков, рентгеновские транзиенты, вспышки сверхновых в близких галактиках и т.п.) в широком диапазоне энергий от ультрафиолета до жесткого рентгена.
Существующие обсерватории (такие, как Chandra и XMM-Newton) обладают значительно более высокой чувствительностью в рентгеновском диапазоне длин волн, но обширная и разнообразная программа наблюдений (неизбежное свойство "дорогих" многоцелевых проектов) не позволяет проводить длительные непрерывные наблюдения даже наиболее интересных объектов и часто изменять научную программу для наблюдения транзиентных явлений. Типичные времена экспозиции отдельных источников этими обсерваториями не превышает 30-100 тысяч секунд, а доля времени, выделяемая на незапланированные наблюдения транзиентных объектов, не превышает 5%. Кроме того, эти обсерватории обладают весьма ограниченными многоволновыми возможностями. Это же верно и для большинства планирующихся космических проектов следующего тысячелетия. Таким образом и существующие и основные проекты ближайшего будущего оставляют уникальную "экологическую нишу", заполнить которую и призван проект Спектр-РГ.
Значительный прогресс в понимании физических процессов вблизи черных дыр звездой массы был получен при исследовании ярких двойных систем в нашей Галактике. В частности, в последние 5-7 лет значительный прогресс был достигнут в исследовании быстрой временной переменности рентгеновского излучения этих источников. Огромную роль в этих исследованиях сыграла американская обсерватория RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer), обладающая высокой чувствительностью и отличным временным разрешением - до 1 микросекунды. Короткие временные масштабы играют принципиальную роль, так как характерные времена в окрестности черной дыры с массой в 10 масс Солнца составляют около 1-10 миллисекунд. Спектры этих источников (исследовавшиеся многочисленными обсерваториями, включая обсерватории КВАНТ и ГРАНАТ) удивительно схожи со спектрами многих активные ядра галактик, позволяя предположить, что одинаковые физические механизмы играют роль в обоих классах источников. Однако характерные временные масштабы в галактических черных дырах и активных ядрах галактик радикально отличаются. Типичное время обращение частицы в непосредственной окрестности черной дыры масштабируется пропорционально массе черной дыры. Таким образом, для сверхмассивных черных дыр (например, с массой 108 масс Солнца) в ядрах галактик характерный временной масштаб составит около 105 секунд, т.е. около одного дня. При этом опыт изучения черных дыр звездой массы позволяет предположить, что основная переменность рентгеновского излучения происходит на временных масштабах в 10-100 раз более длинных, т.е. около 10-100 дней (для сверхмассивных черных дыр). В то время как богатый материал уже накоплен по переменности излучения черных дыр звездой массы, наблюдения активных ядер галактик, как правило, ограничены периодом в один день или около того. Отдельные наблюдения одного и того же объекта, проводящиеся в течение длительного времени также показали неспособность дать высококачественные научные результаты.
Обсерватория Спектр-РГ позволит решить эту задачу и дать материал о переменности излучения сверхмассивных черных дыр на масштабах от минут до нескольких месяцев. Подобные данные станут уникальным материалом для исследований на десятилетия. Принципиальным преимуществом является широкий энергетический диапазон обсерватории - от ультрафиолета до жесткого рентгеновского излучения. Сопоставление амплитуд переменности в разных диапазонах и временных задержек является ключевым в понимании характера течения вещества на черную дыру и роли нетепловых процессов. Длительные наблюдения активных ядер галактик также позволит организовать одновременные наземные наблюдения в радио и оптических диапазонах длин волн, что еще более повысит научную значимость данных наблюдений.
По
современным представлением о процессе формирования галактик, в динамическом
центре большинства из них (во всех?) находится сверхмассивная черная
дыра, масса которой связана с массой самой галактики. Небольшая доля
таких черных дыр является мощными рентгеновскими источниками, тогда
как большинство из них никак не проявляют себя в рентгеновском (и
других) диапазонах длин волн. Особенно интересным представляется
вопрос о наличии сверхмассивной черной дыры в нашей Галактике. В
70-х годах прошлого века в направлении центра Галактики (созвездие
Стрельца) был обнаружен компактный радиоисточник с уникальным спектром,
получивший название Sgr A*. Наблюдения динамики движений звезд вблизи
этого источника показали, что масса этого объекта составляет 2-3
миллиона масс Солнца. Таким образом, есть убедительные свидетельства
существования сверхмассивной черной дыры и в нашей Галактике. Пыль
и газ в направлении на центр Галактики полностью исключают возможность
оптических или ульрафиолетовых наблюдений этой области. Поэтому основным
источником информации о Sgr A* служат радио, инфракрасные и рентгеновские
наблюдения. В рентгеновском диапазоне источник Sgr A* аномально слаб.
Последние наблюдения обсерватории Chandra дали оценку светимости
Sgr A* в рентгеновском диапазоне на уровне несколько на 1033 эрг/с,
что более чем на десять порядков ниже, чем максимально возможная
светимость (теоретический предел) для черной дыры такой массы. В
то же время, вокруг Sgr A* имеется большое количество горячего газа,
который может аккрецировать на черную дыру и обеспечивать значительно
большую светимость источника. Для объяснения низкой рентгеновской
светимости Sgr A* был предложен целый ряд теоретических моделей,
часть из которых достаточно экзотические. Этот вопрос является принципиальным,
так как он позволит понять причины активности ядер других далеких
галактик и квазаров, которые не могут быть исследованы столь подробно,
как Sgr A*. Замечательным результатом обсерватории Chandra стало
открытие сильной переменности источника Sgr A* на масштабах часов
(Рис. 1).Сопоставление переменности в радио и рентгеновском диапазонах способно дать ключ к пониманию процессов аккреции на Sgr A* (Maeda et al.(2002). Дело за длительными непрерывными наблюдениями источника в рентгеновском диапазоне. Именно эту задачу сможет решить обсерватории Спектр-РГ. С учетом типичных ограничений на наблюдения области центра Галактики, обсерватория сможет наблюдать Sgr A* в течение 3-4 месяцев в год. Ни одна из существующих обсерваторий не может позволить себе подобную программу!
Вариант околоземной круговой орбиты с высотой 550-600км и малым наклонением может быть привлекательным из-за низкого фона заряженных частиц. Этот вариант может быть реализован при следующих условиях:
- наклонение орбиты не более 30° (при выводе с космодрома Байконур наклонение составляет 51.5°, для уменьшения угла наклонения орбиты необходимо использование двигательной установки РБ "Фрегат");
- замены системы охлаждения ПЗС-матрицы телескопа JET-X с пассивной на активную;
- организации управления и соответствующего приема информации с международных станций, что потребует отдельных переговоров со странами - возможными участницами Проекта (Китай, Индия, США, государства Европы).
Табл. 1 - Сравнение чувствительности для протяженных объектов.
| Эксперимент | Эфф.площадь(1) a, см2 |
Фон b на ед. площади детектора(2) |
Фокусное расст. f, м |
Чувствительность, a/(bf2) |
| ASCA SIS | 120 | 0.8 | 3.5 | 12.2 |
| XMM EPIC-PN | 1260 | 21 | 7.5 | 1.1 |
| Chandra ACIS-I | 420 | 3 | 10.0 | 1.4 |
| Jet-X, высокая орбита(3) | 90 | 3 | 3.5 | 2.4 |
| Jet-X,низкая орбита | 90 | 0.8 | 3.5 | 9.2 |
| Эксперимент | Эфф.площадь(1) a, см2 |
Фон b на ед. площади детектора(2) |
Фокусное расст. f, м |
Чувствительность, a/(bf2) |
| ASCA SIS | 110 | 2 | 3.5 | 4.5 |
| XMM EPIC-PN | 970 | 28 | 7.5 | 0.6 |
| Chandra ACIS-I | 400 | 10 | 10.0 | 0.4 |
| Jet-X, высокая орбита | 110 | 10 | 3.5 | 0.9 |
| Jet-X,низкая орбита | 110 | 2 | 3.5 | 4.5 |
| Эксперимент | Эфф.площадь(1) a, см2 |
Фон b на ед. площади детектора(2) |
Фокусное расст. f, м |
Чувствительность, a/(bf2) |
| ASCA GIS(4) | 50 | 2 | 3.5 | 2.0 |
| XMM EPIC-PN | 630 | 28 | 7.5 | 0.4 |
| Chandra ACIS-I | 56 | 10 | 10.0 | 0.06 |
| Jet-X, высокая орбита | 36 | 10 | 3.5 | 0.3 |
| Jet-X,низкая орбита | 36 | 2 | 3.5 | 1.5 |
(1) Эффективная площадь инструментов, состоящих из нескольких идентичных телескопов, приведена из расчета на один телескоп.Несмотря на то, что по эффективной площади и угловому разрешению Jet-X существенно проигрывает обсерваториям XMM и Chandra, он будет вне конкуренции при исследованиях важного класса астрономических объектов --- протяженных объектов с низкой поверхностной яркостью, включая космический рентгеновский фон и скопления галактик. Величиной, определяющей чувствительность рентгеновских телескопов к таким объектам является отношение поверхностной яркости источника к фону детектора, спроецированному в тот же самый телесный угол:
(2) Фон в "спокойное" время, вне периодов солнечных вспышек.
(3) При оценке уровня фона Jet-X предполагалось, что характеристики его ПЗС-матриц похожи на ASCA SIS и Chandra ACIS-I, и брались реально наблюдаемые уровни фона для данных инструментов (низкая орбита - ASCA, высокая орбита - Chandra).
(4) ASCA SIS имеет примерно такой же фон и в 2 раза меньшую эффективную площадь.
где a - эффективная площадь комбинации телескопа и детектора, b - уровень фона на единицу площади детектора, и f - фокальная длина телескопа. Формула учитывает нестатистическую природу неопределенности фона заряженных частиц: этот фон может быть предсказан (и вычтен) с точностью, не зависящей от длины экспозиции, подразумевая, что экспозиция достаточно длинная и статистическая ошибка мала. Заметим, что если малую эффективную площадь обычно можно скомпенсировать увеличением времени экспозиции, то малость величины a/(b f2) является фундаментальным, неустранимым ограничением, определяющим полезность телескопа для исследований объектов с низкой поверхностной яркостью.Чувствительность = a/b/f2
Сравнение этого параметра у обсерваторий ASCA, XMM и Chandra с ожидаемыми характеристиками телескопа Jet-X показывает (см. табл. 3.1), что на низкой орбите чувствительность Jet-X будет значительно, в 4-8 раз в зависимости от энергии, выше чувствительности XMM, и в ~10 раз выше чувствительности обсерватории Chandra. Если Jet-X будет запущен на высокоапогейную орбиту, где фон заряженных частиц в несколько раз выше, чувствительность Jet-X будет похожа на XMM, но по-прежнему значительно превзойдет чувствительность Chandra.
Единственными конкурентами телескопа Jet-X в плане чувствительности к протяженым источникам были ROSAT PSPC и ASCA (в настоящее время прекратившие работу). Однако ROSAT PSPC практически не имел энергетического разрешения и был ограничен полосой E<2 кэВ. ASCA же обладала очень плохим угловым разрешением, ~3' по сравнению с 20'' у Jet-X, что являлось практически непреодолимой проблемой при наблюдении большинства протяженных рентгеновских источников.
После запуска обсерваторий Chandra и XMM оказалось, что они обе испытывают серьезные проблемы из-за высокого и очень нестабильного фона, вызванного мощными потоками заряженных частиц, неэкранированных радиационными поясами Земли. Это либо чрезвычайно осложнило, либо сделало невозможным решение ряда важнейших научных задач, связанных с наблюдениями объектов с низкой поверхностной яркостью. В результате многие исследователей, работающих с данными XMM и Chandra, включая и разработчиков обеих обсерваторий, низкая орбита под радиационными поясами для этих обсерваторий могла бы быть более предпочтительной. Таким образом, данная область рентгеновской астрономии является одной из немногих, где небольшие спутники с оптимально подобранными параметрами могут успешно конкурировать с большими обсерваториями, уже находящимися на орбите. Приведем несколько таких научных задач.
Природа космического рентгеновского фона представляет огромный интерес. В настоящее время известно, что на энергиях выше 1 кэВ этот фон создается в основном совокупным излучением далеких квазаров. Однако неизвестно, какая доля его излучается отдельными точечными источниками и какая представляет собой диффузное излучение вещества в нашей Галактике, газа в Местной группе галактик, или распределенного по всему объему Вселенной гипотетического "теплого" межгалактического газа, в котором может содержаться большая часть барионной массы Вселенной. Надежная регистрация или точный верхний предел на интенсивность диффузного излучения на разных энергиях имели бы огромное значение для изучения межзвездной и межгалактической среды, а также эволюции крупномасштабной структуры Вселенной.
Для успешных наблюдений космического рентгеновского фона требуется телескоп с неплохим угловым разрешением и низким уровнем собственного фона. Спутник ASCA обладал низким инструментальным фоном и смог неплохо измерить общую интенсивность космического фона, но практически не мог выделять отдельные источники. Обсерватории Chandra и XMM способны легко регистрировать точечные источники, но не способны точно измерять общую интенсивность космического фона из-за большой неопределенности фона детекторного. Телескоп Jet-X на низкой орбите удачно сочетал бы обе необходимых характеристики; вдобавок к этому, данные обсерватории Chandra могут быть скомбинированы с данными Jet-X для еще более надежной идентификации точечных источников.
Скопления галактик являются самыми большими гравитационно связанными структурами во Вселенной и одними из интереснейших объектов на рентгеновском небе. Рентгеновские исследования скоплений галактик имеют прямое приложение к космологии (посредством измерения массы темной материи в скоплениях), к физике процессов в межгалактической среде, а также к изучению взаимодействия релятивистских выбросов из сверхмассивных черных дыр с окружающим веществом.
Основная доля массы скоплений (как видимой, так и темной материи) сосредоточена на периферии (см. рис. 2). На тех же расстояниях от центра скоплений находится аккреционная ударная волна, через которую в процессе втекания в скопление проходит весь межгалактический газ, нагреваясь до рентгеновских температур. По современным представлениям, в области этой ударной волны также происходит совершенно неизученный процесс генерации релятивистских электронов, которые сосуществуют с тепловой плазмой скопления и, возможно, дают значительный вклад в его полную энергию. В низкоплотных областях скопления, в настоящее время недоступных для рентгеновской спектроскопии, нарушаются многие основополагающие предположения о физическом состоянии межгалактической плазмы. К примеру, там должно нарушаться электронно-ионное температурное равновесие; точные рентгеновские измерения этой области могут дать информацию об эффективности магнитогидродинамических явлений для переноса энергии от протонов к электронам после прохождения аккреционной ударной волны. МГД явления в межгалактической среде в настоящее время абсолютно неизучены.
Поверхностная яркость этих областей скоплений в рентгеновском диапазоне составляет не более 20-50% от уровня космического фона, и еще ниже для холодных скоплений, которые представляют особый интерес для изучения энергетики межгалактической среды. При наблюдениях телескопами Chandra и XMM инструментальный фон на полезных энергиях (E>2 кэВ) значительно превышает космический, поэтому яркость скопления сравнима или меньше неопределенности инструментального фона. Это делает невозможным, к примеру, прямое измерение вириальной массы скоплений; широко цитируемые в настоящее время измерения космологических параметров с использованием масс скоплений полагаются на экстраполяцию измерений из объема, содержащего не более половины полной массы скопления. Улучшение чувствительности в 5-10 раз, достижимое при запуске телескопа Jet-X на низкую орбиту, впервые сделает основную долю вещества скоплений галактик доступной для точных количественных исследований.
При взаимодействии остатков вспышек сверхновых с окружающей, более холодной межзвездной средой в нашей Галактике возникают мощные ударные волны, в которых, как считается, происходит ускорение релятивистских частиц, наблюдаемых на Земле в виде космических лучей. Детальное изучение структуры ударных волн позволит существенно лучше понять механизм и эффективность процессов, приводящих к ускорению частиц. Часто при наблюдении самых мощных, внешних ударных волн основным препятствием является низкая поверхностная яркость. Поэтому для изучения таких структур идеально подошел бы телескоп Jet-X.
Центральная область нашей Галактики содержит диффузное рентгеновское излучение с очень сложной пространственной структурой, представляющее собой комбинацию теплового излучения облаков плазмы, рассеянного излучения мощных рентгеновских источников, а также распространением ударных волн. Исследование пространственного распределения излучения и его спектральных характеристик позволяет решать такие интересные астрономические задачи, как "космическая археология" - определение истории светимости ярких источников, включая сверхмассивную черную дыру в центре Галактики, а также определять трехмерное положение этих источников относительно гигантских облаков молекулярного газа, населяющих эту область Галактики.
Значительная переменность рентгеновского неба была открыта с момента запуска первых рентгеновских мониторов. Рентгеновские мониторы обеспечивают две важнейшие функции: 1) сигнализируют о происшедшем событии для наблюдения его чувствительными инструментами с узким полем зрения (как в рентгене, так и в других диапазонах энергетического спектра); 2) накапливают информацию о долговременном поведении рентгеновских источников.
В настоящее время на орбите находится рентгеновский монитор ASM в составе обсерватории RXTE. Он чувствителен в диапазоне 2-12 кэВ. Однако ожидается, что в недалеком будущем обсерватория RXTE, запущенная в 1995г., может прекратить свое существование. Монитор ASM, как и предыдущие поколения рентгеновских мониторов, может наблюдать в каждый момент времени только незначительную область неба.
Рентгеновский монитор MOXE (Skywatcher) будет первым монитором в истории рентгеновской астрономии, который сможет наблюдать в стандартном рентгеновском диапазоне все небо все время, с высокой чувствительностью (несколько мКраб за одни сутки). Возможность наблюдать все небо все время дает MOXE дополнительную возможность по обнаружению редких явлений, что было недоступно другим мониторам. Вторым рентгеновским монитором является комплекс СПИН-Х, с меньшим полем зрения, но более высоким угловым разрешением и более широким энергетическим диапазоном.
Таким образом, МОXЕ и СПИН-Х будут вести непрерывный мониторинг около 200 ярких рентгеновских источников и детектировать значительное число рентгеновских транзиентов. Чувствительность мониторов достаточна, чтобы получать кривые блеска с разрешением около одного часа для источника интенсивностью 10 мКраб и с разрешением нескольких минут для источника интенсивностью 100 мКраб.
Гибкая программа наблюдений СРГ, выделяющая до 30-40% времени для наблюдения транзиентных объектов позволит проводить наблюдения наиболее интересных транзиентов не только с помощью мониторингового комплекса, но и с помощью узконаправленных телескопов, таких как JET-X, TAUVEX, EUVITA. Ниже перечислены ряд задач, которые могут быть решены посредством этого комплекса приборов.
Приборный комплекс проекта Спектр-РГ позволяет проводить исследование излучения гамма-всплесков в широком диапазоне энергий - от оптического до гамма. Гамма-всплесковый комплекс СПИН, чувствительный в диапазоне до 3 МэВ и комплекс рентгеновских мониторов проекта РГ идеально подходит для решения проблем локализации гамма-всплесков и исследования их мгновенно излучения. СПИН и MOXE производят регистрацию и грубую локализацию гамма-всплесков на всем небе по их мгновенному излучению, а СПИН-Х гораздо более точную локализацию в рентгеновском диапазоне в малой области неба. И MOXE и СПИН-Х могут регистрировать ранние рентгеновские послесвечения в первые 500-1000 секунд от наиболее ярких гамма-всплесков. Поворотный оптический монитор, входящий в состав гамма-всплескового комплекса СПИН также может наблюдать ранние послесвечения в оптическом диапазоне. JET-X, TAUVEX, EUVITA смогут проводить детальные исследования послесвечений в ультрафиалетовом и рентгеновских диапазонах на временных масштабах вплоть до нескольких дней.
В результате измерений излучения гамма-всплесков в рентгеновском диапазоне, проведенных спутником Ginga и открытием рентгеновских послесвечений гамма-всплесков спутником BeppoSAX, стало очевидно, что гамма-всплески могут излучать значительную часть энергии в рентгеновском диапазоне. Это излучение совпадает по времени с гамма-всплеском (мгновенное рентгеновское излучение) и продолжается после окончания гамма-всплеска (рентгеновское послесвечение). Детальное исследование свойств мгновенного рентгеновского излучения и послесвечения гамма-всплесков важны для понимания как процессов генерации излучения в момент всплеска, так и для понимания природы физического объекта, который генерирует гамма-всплеск.
Благодаря быстрому и точному определению положений гамма-всплесков приборами итальянской астрофизической обсерватории BeppoSAX были получены уникальные данные доказавшие космологическое происхождение, по крайней мере, части гамма-всплесков, и их возможную связь со вспышками сверхновых. Большое разнообразие характеристик гамма-всплесков и их послесвечений объясняется как физическими свойствами источника гамма-всплесков и окружающей среды, так и геометрией гамма-всплеска (коллимированный или изотропный), что вместе с открытием послесвечений гамма-всплесков в рентгеновском, оптическом и радио диапазонах стало мощным стимулом для развития теоретических моделей.
Недавно телескопом XMM-Newton в послесвечении гамма-всплеска GRB 011211 были открыты линии излучения ионов Mg, Si, S, Ar и Ca (рис. 3), причем интенсивность этих линий уменьшалась со временем. Эмиссионные линии генерируются в веществе выброшенном источником перед гамма-всплеском и движущимся со скоростью 0.1 скорости света. Интенсивность эмиссионных линий, измеренных через 11 часов после гамма-всплеска достигала 10-14 эрг см2 сек-1 и легко может быть зарегистрирована с помощью телескопа JET-X. Исследования эмиссионных линий большого числа гамма-всплесков может дать ответ о физической природе источников гамма-всплесков.
Рисунок 3. Линии излучения ионов в рентгеновском послесвечении гамма-всплеска GRB 011211, наблюдавшиеся телескопом XMM-Newton
Данные BeppoSAX показали, что наряду с классическими гамма-всплесками существует значительное число всплесков (до 30% от общего числа), которые демонстрируют сильное рентгеновское излучение, при практически отсутствующем гамма-излучении. В настоящее время неизвестно, являются ли такие рентгеновски-избыточные (гамма-тихие) гамма-всплески классическими гамма-всплесками, сдвинувшимися в рентгеновский диапазон из-за космологического покраснения, либо они представляют отдельный класс явлений.
Рентгеновские мониторы СРГ - MOXE и СПИН-Х, вместе с гамма-монитором СПИН смогут зарегистрировать значительное число таких рентгеновски-избыточных гамма-всплесков (до ~200 событий в год), исследовать их характеристики и прояснить, являются ли эти всплески продолжением популяции классических гамма-всплесков или они представляют отдельную популяцию.
23 февраля 1987 года, произошла вспышка Сверхновой 1987А в ближайшей галактике - Большом Магеллановом Облаке. Это была первая Сверхновая, от которой было зафиксировано рентгеновское излучение. Относительная близость этой Сверхновой (около 55 кпк.) позволила исследовать приборами обсерватории РЕНТГЕН (модуль КВАНТ орбитальной станции МИР) многие детали ее эволюции во времени, изучить ее энергетический спектр. Экспериментальные данные показали, что спектр излучения Сверхновой был необычайно жестким. По данным КВАНТа была построена кривая блеска в жестких рентгеновских лучах.
Оказалось, что вид спектра и его эволюция хорошо описывается моделью излучения, выходящего из оболочки, предполагая, что первичным источником излучения являются гамма-излучение, генерирующееся при распаде радиоактивного Ni-56, синтезированного перед взрывом Сверхновой и превращающегося в радиоактивный кобальт, а затем в железо. Расчеты показали, что рассеяние жестких фотонов на холодных электронах разлетающейся оболочки Сверхновой и фотопоглощение на атомах тяжелых элементов не позволяют жесткому излучению выходить из оболочки в течение первых месяцев после взрыва, и появления потока излучения на наблюдаемом уровне можно ожидать лишь через полгода после взрыва. По данным КВАНТа была определена степень перемешивания радиоактивных элементов по оболочке и поставлены жесткие верхние пределы на отношение долгоживущего изотопа Co-57 к изотопу Co-56. Была понята природа рентгеновского излучения Сверхновой, связанного с синтезом 0.07 масс Солнца радиоактивного никеля.
Телескопами и мониторами РГ на несколько порядков более чувствительными чем приборы КВАНТа можно будет наблюдать вспышки сверхновых в близких галактиках и исследовать их спектральную эволюцию. Наличие комплекса рентгеновских мониторов позволит зарегистрировать у нескольких ближайших Сверхновых предсказываемый первичный импульс рентгеновского излучения, соответствующий непосредственно моменту взрыва.
Известно, что рентгеновские двойные являются одними из наиболее ярких рентгеновских источников, интенсивность излучения которых за короткое время может изменяться на несколько порядков. Рентгеновские двойные показывают сильную переменность на временных масштабах от секунд до нескольких лет.
Одним из наиболее ярких проявлений переменности рентгеновских двойных являются вспышки Рентгеновских Новых. В моменты вспышки Рентгеновские Новые увеличивают свою светимость на несколько порядков и в течение нескольких месяцев становятся одними из ярчайших источников на небе в рентгеновском диапазоне. Около 75% кандидатов в Черные Дыры, известных в настоящее время находится в источниках, которые проявляли себя как Рентгеновские Новые. Около 50 Новых было задетектировано за 35 лет, каждая вспышка длилась около 100-200 дней (рис. 4).
Рисунок 4. Рентгеновские кривые блеска 4-х Рентгеновских Новых в момент вспышек.
Видно, что чувствительность комплекса рентгеновских мониторов РГ позволяет проводить наблюдения переменности кривой блеска Рентгеновских Новых на протяжении всего выброса. Особенно интересна возможность изучения относительно плохо исследованной фазы начального нарастания светимости до достижения первичного максимума. Быстрая регистрация сигнала о появлении Рентгеновской Новой и проведение ТОО наблюдений узконаправленными приборами СРГ позволит провести наблюдения в широком диапазоне энергий. Все вместе позволит получить важные ограничения на фундаментальные свойства центрального объекта и аккреционные нестабильности в рентгеновских Новых.
Существуют также двойные системы, которые генерируют пекулярные рентгеновские выбросы, длительность которых существенно короче, чем у классических рентгеновских Новых. Примером такой пекулярной рентгеновской Новой является транзиент XTE J0421+560 (Smith & Remilard 1998), который был сгенерирован звездной системой CI Camelopardus. По сравнению с классической рентгеновской Новой эта вспышка была в 50 раз короче. Продемонстрировала незначительную спектральную переменность и ее кривая блеска менялась более плавно. Другой, недавно открытый тип рентгеновских транзиентов, - V4641 Sgr (in't Zand 1999; Markwardt et al. 1999), являющийся кандидатом в Черные Дыры. В отличие от одиночного плавного выброса от CI Cam, выброс V4641 Sgr показал очень сильную переменность (несколько порядков величины) на коротких временных масштабах (минуты - часы). Переменность такого типа очень сложно зарегистрировать с современными и планируемыми экспериментами. Показательно, что рентгеновский монитор ASM на борту обсерватории RXTE пропустил вспышку V4641 Sgr, приведенную на рисунке 5. Монитор MOXE (Skywatcher) проекта РГ будет иметь беспрецедентную чувствительность к таким событиям и сможет помочь существенно уточнить оценки общего числа Черных Дыр в нашей Галактике (рис. 5).
Рисунок 5. Оценка наблюдательной способности быстропеременных вспышек типа V4641 Sgr различными мониторами (модельные оценки).
Известно, что звезды и катаклизмические переменные генерируют мощные рентгеновские вспышки. Например, BeppoSAX наблюдал в диапазоне 2-10 кэВ вспышку от активной двойной Algol, с пиковым потоком более 100 мКраб и длительностью более 2*105сек (рис. 6). ASM RXTE наблюдал несколько мощных вспышек от ряда двойных типа RS CVn. Известно, что карлики поздних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектре (вспыхивающие звезды типа dKe-dMe) генерируют мощные рентгеновские вспышки. Исследование распределения ярких вспышек от вспыхивающих звезд поможет понять, насколько применимы модели возникновения таких вспышек, которые обычно являются экстраполяцией Солнечных моделей.
Недавно было показано, что протозвезды, и звезд до-главной последовательности, которые, возможно имеют аккреционные диски, также генерируют рентгеновские вспышки. К таким звездам, например, относится τ Тельца. Их рентгеновские вспышки достигают 1033 эрг/с, иногда превышая болометрическую светимость в спокойном состоянии. Будет также возможно непрерывно мониторировать рентгеновский поток от нескольких ближайших коронально-активных звезд в нормальном состоянии. Эти наблюдения крайне важны для понимания механизмов генерации рентгеновского излучения в таких системах.
Рисунок 6. Яркая рентгеновская вспышка Algol
Важным источником ярких рентгеновских вспышек являются нейтронные звезды со слабым магнитным полем - рентгеновские барстеры. Характерной чертой рентгеновских барстеров является генерация коротких мощных всплесков рентгеновского излучения - так называемых рентгеновских всплесков первого рода, которые являются результатом термоядерных взрывов на поверхности нейтронных звезд.
Известно, что существует сильная связь между темпом аккреции на нейтронную звезду и частотой рентгеновских всплесков первого рода и она хорошо изучена при светимостях выше 1035 эрг сек-1 . При более низких светимостях поведение барстеров изучено существенно хуже. Данные BeppoSAX показывают, что наблюдаются рентгеновские всплеске первого типа из мест, откуда не наблюдалось постоянного излучения. Были также обнаружены супер-всплески первого рода. Рентгеновские супер-всплески первого типа, которые длятся от 30 мин, до 3 часов были недавно обнаружены от нескольких мало-массивных рентгеновских двойных. Как показали Емельянов и др. (2001), для исследования таких редких событий, необходимо длительное мониторирование с высокой чувствительностью области Галактического Центра - места наивысшей концентрации рентгеновских барстеров.
Используя оценки BeppoSAX можно ожидать, что при наблюдении области Галактического Центра мониторинговый комплекс СРГ будет наблюдать порядка 40 рентгеновских всплесков первого рода в день.
Как было сказано выше, важным свойством комплекса рентгеновских мониторов проекта РГ является возможность наблюдать большую часть неба с высокой чувствительностью. Это позволит исследовать долговременную переменность нескольких сотен рентгеновских объектов, в том числе рентгеновских двойных и активных ядер галактик. Например, можно будет проводить обзоры больших участков неба в поисках редких переходов источников из одного состояния в другое и долговременных наблюдений ярких Галактических источников (рис. 7).
Рисунок 7. Переход рентгеновского источника Лебедь X-1 из высокого в низкое состояние.
Переменность в рентгеновских лучах - фундаментальное свойство активных ядер галактик. Считается, что аккреция на центральную сверхмассивную черную дыру отвечает за генерации излучения в активных ядрах галактик. Изучение переменности этого потока - ключ к пониманию физики активных ядер галактик. Краткие наблюдения различных активных ядер телескопами с узким полем зрения показывают, что активные ядра демонстрируют сильную переменность на временных масштабах меньше, чем 1 день. Однако короткая продолжительность таких наблюдений означает, что у нас нет приемлемых оценок переменности активных ядер для всплесков длительностью более 1 дня. Возможность наблюдения всего неба и быстрой передачи данных открывает возможность либо перенавести РГ на интересующий объект, либо инициировать начало наблюдений другими обсерваториями. Например, сравнение рентгеновских и оптических данных позволит проверить модели переноса энергии в Сейфертовских галактиках, наблюдая фазовую задержку между энергетическими диапазонами. Долговременные наблюдения позволят проводить исследования переменности в диапазоне времен от секунд до лет, покрывая таким образом все характерные времена физических процессов, протекающих в этих галактиках.
Недавно были найдено, что неактивные галактики также могут показывать сильную переменность в мягком рентгеновском диапазоне на масштабах нескольких лет. В данных астрофизической обсерватории ROSAT были найдены 5 вспыхивающих "нормальных" галактик (рис. 8). В момент вспышки наблюдается резкое возрастание рентгеновского потока (до 200 раз) достигающего 1044 эрг с-1. Во время вспышки они демонстрировали экстремально мягкий спектр в рентгеновском диапазоне, отсутствие эмиссионных линий в оптике и отсутствие радио излучения. Как один из механизмов подобных вспышек было предложено разрушение звезды центральной сверхмассивной Черной Дырой. Ожидаемый темп подобных вспышек составляет около 1 события на 104 галактик в год. Очевидно, что интенсивность таких вспышек максимальна в мягком рентгеновском или ультрафиолетовом диапазонах, поэтому приборы РГ идеально подходят для исследования таких событий.
Рисунок 8. Рентгеновские вспышки неактивных галактик NGC 5905 и RXJ 1420+53.
Наличие экспериментов чувствительных в ультрафиолетовой области (EUVITA и TAUVEX) и эксперимента, чувствительного в жестком рентгеновском излучении (MART) позволяют существенно расширить выбор потенциальных объектов наблюдений.
В ультрафиолетовой области наиболее интересными объектами для наблюдений являются симбиотические звезды, катаклизмические переменные, сверхновые и остатки сверхновых, а также исследование квазаров и активных ядер галактик, значительная часть излучения которых приходится на ультра-фиолетовую область энергетического спектра.
Основываясь на опыте исследования хромосферы и короны Солнца можно сказать, что данные в ультрафиолетовой части спектра дают значительный вклад в понимание радиационных и магнитогидродинамических процессов происходящих в звездных атмосферах. В ультрафиолетовом диапазоне потоки ионизованного звездного ветра от горячей компоненты симбиотических звезд должны быть на несколько порядков выше, чем от холодной, что дает возможность для изучения горячей компоненты и горячего звездного ветра. Данные, полученные в далеком ультрафиолете могут внести значительный вклад в понимание финальной стадии звезных эволюций. На сегодняшний день мало известно о температуре этих объектов, происхождении большого числа химических элементов в атмосферах белых карликов и эволюции центральных звезд в планетарных туманностях. До сих пор отрытыми являются вопросы оценки массы центральной области планетарных туманностей и соотношения между высокоскоростным звездным ветром, массой, светимостью и температурой центральных областей планетарных туманностей. Катаклизмические переменные состоят из двух белых карликов. Максимум излучения таких систем приходится на область далекого ультрафиолета. В этом диапазоне энергий возможны наблюдения вспышек карликовых новых, повторяющихся новых. Сверхновые являются своеобразными датчиками межзвездных расстояний, что предполагает чернотельный характер излучения таких объектов. Однако, наблюдения показали наличие избытка излучения в диапазоне 1200-2000 Ангстрем, который должен отсутствовать в диапазоне ниже 1200 Ангстрем при условии, что этот избыток вызван двухфотонным излучением водорода. Поэтому подтверждение отсутствия такого избытка в далеком ультрафиолете является важным моментом для правильной оценке расстояний с помощью сверхновых. Наблюдения в далеком ультрафиолете могут внести важный вклад в дальнейшее изучение остатков вспышек сверхновых. Последние исследования показали, что наблюдения в далеком ультрафиолете весьма важны для понимания природы остатков сверхновых, т.к. позволяют исследовать газ находящийся при температурах порядка 300000 К. Наблюдения наиболее обширных остатков сверхновых таких как Петля в Лебеде, Крабовидная туманность и других позволит построить карту пространственного распределения интенсивности излучения, что совместно с оптическими данными позволит глубже понять механизмы происходящие в этих областях. Диффузные объекты, близкие галактики также являются целями наблюдений приборов Спектр-РГ. С их помощью можно исследовать протяженные источники с поверхностной яркостью около 20 звездных величин (в УФ области) на площадь в одну квадратную секунду. Часть таких объектов (из-за относительно большого углового размера) недоступна для некоторых оптических телескопов с узким полем зрения, таких как орбитальный телескоп имени Хаббла. А для приборов TAUVEX и EUVITA наблюдение групп галактик и близких кластеров галактик является доступным.
Исследования в жестком рентгеновском диапазоне (до ~60 кэВ телескопом MART), проводимые одновременно с наблюдениями в мягком рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах позволят получать информацию об исследуемом объекте в сверхшироком энергетическом диапазоне (около 4-х порядков). Это, в свою очередь, позволит исследовать возможную зависимость низко- и высоко-энергетических компонентов излучения, приходящего от звёздных и галактических систем, содержащих компактные объекты, такие, как белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры, в которых реализуются различные физические механизмы генерации излучения. В кругу специфических задач будут исследование двойных рентгеновских систем, и, в частности, поиск циклотронных линий, как способа измерения напряжённости магнитного поля компактного объекта; локализация жёсткого рентгеновского излучения от протяжённых или скопления множества точечных источников; исследование формы спектра активных галактических ядер; исследование рентгеновского космического фона в жёсткой области. Для исследования мелких спектральных особенностей необходимо иметь хорошее энергетическое разрешение. После регистрации возможной циклотронной линии в спектре Her X-1, подобные особенности в поглощении или излучении были обнаружены в спектрах нескольких десятков источников на энергиях от 7 до 50 кэВ, что соответствует напряжённости магнитного поля 0.8 - 4.4*108 Гаус. Положение и форма линии являются хорошим источником информации о температуре электронов и напряжённости магнитного поля в области аккреции.
