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.