МОНИТОР ВСЕГО НЕБА / Научные задачи
- Диффузный рентгеновский фон
- Анизотропия поверхностной яркости КРФ в ближней Вселенной
- Мониторинг новых транзиентных источников
Главной научной задачей МВН является исследование диффузного рентгеновского фона с высокой точностью, а именно - измерение поверхностной яркости космического рентгеновского фона.
Открытие космического рентгеновского фона (КРФ) было одним из первых открытий в истории рентгеновской астрономии. С тех пор практически все рентгеновские обсерватории мира проводили измерения поверхностной яркости КРФ. После того, как было показано (Giacconi, et. al., 1979), что излучение КРФ складывается из излучения большого количества отдельных точечных источников - сверхмассивных черных дыр - активных ядер галактик (АЯГ), интерес к КРФ возрос многократно. Основной интерес к изучению КРФ обусловлен тем, что КРФ содержит в себе информацию об истории аккреции на сверхмассивные черные дыры во всей Вселенной.
Наибольшее количество измерений КРФ приходится на так называемый стандартный рентгеновский диапазон энергий 1-10 кэВ (см. рис. 4.1.1). В энергетическом диапазоне 10-100 кэВ измерения КРФ очень немногочисленны. Фактически в этом диапазоне энергий существует всего несколько измерений, и наиболее значимые из них получены на спутнике серии Космос (Mazets, et. al., 1975) и на обсерваториях HEAO-1 (Kinzer, et. al., 1997) и INTEGRAL (Churazov, et. al., 2007).
Рис.љ4.1.1.љИзмерения космического рентгеновского фона различными обсерваториями. Хорошо видно, что на энергиях 20-40 кэВ фактически существует всего пара измерений - обсерватории HEAO-1 (черные и зеленые точки) и INTEGRAL (желтые и оранжевые точки). Оранжевые пунктирные линии обозначают диапазон МВН 6-70љкэВ.
Значение поверхностной яркости КРФ, полученное в указанных выше экспериментах, отличается на 10-15% и эта неопределенность оказывается весьма существенной при проверке современных моделей эволюции сверхмассивных черных дыр во Вселенной. Диапазон энергий 10-100 кэВ важен еще и потому, что пик КРФ расположен в области энергий 20-40 кэВ.
Поверхностная яркость КРФ в области энергий 20 - 40 кэВ складывается из излучения далеких (на красных смещениях z = 1-2) активных ядер галактик (АЯГ) без газопылевых торов (так называемые Сейфертовские галактики первого типа) и с газопылевыми торами (Сейфертовкие галактики второго типа), которые имеют сильно различную форму спектров из-за большого фотопоглощения мягких фотонов в спектрах Сейфертовких галактиках второго типа. Соотношение числа АЯГ во Вселенной с поглощением и без поглощения в рентгеновских спектрах, определяемое по моделям, сильно зависит от формы спектра КРФ в области энергии 20-40 кэВ (см. рис. 4.1.1), т.е. как раз в области работы МВН. Таким образом, дополнительное высокоточное определение поверхностной яркости космического рентгеновского фона при помощи МВН будет иметь большое значение для моделей эволюции черных дыр во Вселенной и для анализа популяции черных дыр в ближней Вселенной.
Рис.љ4.3.1.љСхематичное изображение концентраций массы вещества в ближайшей Вселенной по результатам обзора неба в инфракрасных лучах обсерватории IRAS (из статьи Hudson, 1993). Ожидается, что суммарное излучение рентгеновских источников в этих концентрациях массы создают вариации поверхностной яркости КРФ с амплитудой около 1-2%.
Анизотропия поверхностной яркости КРФ в ближней ВселеннойПредполагается, что измерения МВН позволят проверить существование крупномасштабной в угловом выражении анизотропии поверхностной яркости фона в ближней Вселенной на уровне ~1%. В этом случае станет возможным сделать оценки полной излучательной способности ближней Вселенной в рентгеновском диапазоне, включая вклад всех сколь угодно слабых источников. В эксперименте МВН планируется зарегистрировать суммарное излучение больших масс, сосредоточенных в ближней Вселенной в скоплениях галактик, без необходимости детектирования отдельных источников, дающих вклад в это суммарное излучение.
Основная идея измерения состоит в том, чтобы "увидеть" небольшую разницу в поверхностной яркости космического рентгеновского фона между направлениями на концентрации массы в ближней Вселенной и на пустоты, средняя плотность галактик в которых может отличаться в десятки раз. Следуя разумному предположению, что рентгеновские источник расположены в местах скоплений материи, можно связать отклонения в поверхностной яркости космического рентгеновского фона с поверхностной плотностью галактик в ближней Вселенной. Яркие источники в ближней Вселенной можно будет увидеть непосредственно, например, результаты обсерваторий INTEGRAL, (Krivonos, et. al., 2007) и SWIFT (Tueller, et. al., 2009), а слабые источники, до которых не позволит "дотянуться" чувствительность МВН, создадут на карте неба протяженные "выпуклости", амплитуда которых будет прямо пропорциональна суммарной светимости всех таких рентгеновских объектов в ближней Вселенной.
Анализ численных моделей распределения вещества во Вселенной показывает, что вклад скоплений и пустот, расположенных на больших расстояниях (>100-200 Мпк), усредняется и не дает вариации поверхностной яркости более чем на 0.1%, в то время как галактики, расположенные в ближней Вселенной, могут дать вариации поверхностной яркости до 1-2% в разных направлениях на небе. Для того чтобы вариации поверхностной яркости космического фона за счет пуассоновского шума количества источников в исследуемых областях не оказывало значительного влияния на результат измерений необходимо усреднять измерения поверхностной яркости КРФ в больших телесных углах, например, с углом раствора &177;25°, т. е. на площадке ~2000 град2, что является очень сложной задачей для всех существующих орбитальных обсерваторий.
Ввиду достаточно жестких требований к точности измерений КРФ (<1%) и к необходимости покрытия большей части неба для измерения излучательной способности ближней Вселенной, можно сказать, что МВН практически идеально подходит для этих измерений.
Мониторинг новых транзиентных источниковМВН позволит проводить периодический мониторинг новых рентгеновских транзиентых источников, которые могут вспыхивать на небе, в том числе регистрацию гигантских вспышек от магнетаров.
© 2016 ИКИ РАН