Космическая o бсерватория «Спектр-УФ»

1. ВАК-2007 Пленум Научного совета по астрономии РАН Казань, КГУ 22 сентября 2007 г. Космическая oбсерватория «Спектр-УФ» А.А.Боярчук, Б.М.Шустов aboyar@inasan.ru bshustov@inasan.ru

2. Выписка из Федеральной космической программы России на период 2006-2015 гг.

3. Институт астрономии РАН - головная научная организация проекта. Головная организация по ракетно-космическому комплексу - НПО им. С.А. Лавочкина.

4. Почему космическая УФ-обсерватория?

5. EUV FUVNUV He H dust Прозрачность Галактики (в направлении полюса)

6. Почему космическая УФ-обсерватория?

7. Ультрафиолетовый участок спектра наиболее "богат" информацией о Вселенной. Это объясняется тем, что большая часть наблюдаемого нами вещества состоит из плазмы, нагретой от 3000 К до 300 000 К, а самые мощные методы диагностики такой плазмы предоставляет именно УФ-спектроскопия. В этом же участке спектра находятся линии, соответствующие электронным переходам бóльшей части присутствующих в космосе молекул. Поэтому так много космических проектов было посвящено наблюдениям Вселенной в УФ-участке!

8. Ведущие конструкторы А.А. Моишеев, О.Г. Ивановский и руководитель космического эксперимента "Астрон" А.А. Боярчук возле макета телескопа "Спика", установленного на борту космической обсерватории "Астрон".

9. Предназначение обсерватории «Спектр-УФ» (ВКО/УФ) • Cпектроскопические наблюдения в УФ-диапазоне (100 – 340 нм) с высоким спектральным разрешением (разрешающая сила до 60 000); • Cпектроскопия с длинной (высокой) щелью, позволяющая одновременно получать спектры со спектральным разрешением 2500 и пространственнам разрешением 0.4 угл.сек.; • Получение изображений космических объектов с высоким разрешением (не хуже 0.1 угл.сек. в УФ и (дополнительно) в видимом диапазонах спектра.

10. Что нового даст астрономам обсерватория «Спектр-УФ»?

11. Основные научные задачи ВКО/УФ (core program) • Исследование эволюции Вселенной (в т.ч. истории реионизации Вселенной, изучение химической эволюции Вселенной, поиск скрытого диффузного барионного вещества) • Физика аккреции и истечений (the astronomical engines) ; • Изучение ранней эволюции звезд типа Солнца и протопланетных дисков; • Изучение физико-химического состава планетных атмосфер и астрохимия в поле УФ излучения

12. Наука с ВКО/УФ

13. Обсерватория предоставит уникальные возможности для исследования структуры "космической паутины", поиска скрытого барионного вещества, изучения истории тепловой и химической эволюции Вселенной, изучения используемых в космологии "стандартных свечей" - сверхновых типа Ia.

14. Параметры Вселенной (на языке =/crit, где crit=3H0/8G=h21.8810-29 г/см3 и H0 =h100 км/с Mpc-1): полная плотность вещества-энергии Вселенной =1.020.02 плотность так называемой темной энергии =0.700.03 плотность небарионного темного вещества m=0.270.07 плотность барионного вещества B=0.0440.01 Постоянная Хаббла, h=0.720.05.

15. Какую долю барионного вещества мы наблюдаем? Nicastro et al 2006 – « ~54% ..of the expected number of baryons in he local Universe have eluded detection…”

16. Где искать темное барионное вещество в «ближней» Вселенной (z <2)?

17. Фазы барионного вещества Конденсированная фаза- звезды и холодный газ в галактиках. Это хорошо обнаружимая фаза. Горячая фаза- газ в скоплениях галактик. Наблюдается по рентгеновскому излучению T>107K. Диффузная фаза - большинство структур, наблюдающихся в L-линиях поглощения в спектрах далеких квазаров. Тепло-горячая (warm-hot) фаза- газ, нагретый ударными процессами до температур 105 < T < 107К.Этот газ трудно обнаружим по линиям поглощения вследствие высокойстепени ионизации и малой интенсивности излучения (из-за низкой плотности).

18. Эволюция фаз барионного вещества Dave 2001

19. Участок спектра квазара QSO H1821+643. Хорошо видны линии поглощения OVI (на z = 0.22497 и z = 0.22637). (Tripp et al.2000)

20. OVI облака в окрестностях Галактики С помощью космического аппарата FUSE были получены спектры 100 квазаров, в которых обнаружены линии OVI (warm-hot phase), The Astrophysical Journal Supplement Series, 146, May 2003. The gray scale shows the 0.25 keV X-ray sky diffuse background count rate as measured by ROSAT

21. Более 80% обнаруженных высокоскоростных OVI облаков не ассоциированы с высокоскоростными HI-облаками в нашей Галактике (а также с Hи X-структурами) и, следовательно, являются структурами тепло-горячей фазы межгалактической среды. Такие облака заполняют галактическую корону и пространство, занимаемое Местной группой галактик. Полная масса барионов в этих облаках предварительно оценивается при относительном содержании кислорода 0.1 от солнечного в ~1012Msun.(Nicastro et al 2003).

22. Ключевая технология исследований в этом направлении – УФ-спектроскопия с высоким спектральным разрешением и высокой проницающей способностью!

23. SN Ia in UV S.Blinnikov Sergei.Blinnikov@itep.ru The light curve of SNe Ia reaches its maximum in UV range earlier than in visible. UV spectral range that contains plentiful information on the physics of explosion. Very few SNe Ia were observed so far at UV. LA4 DD4 W7 Theoretical (lines) and observed (dots, from IUE-ULDA) light curves for six SNIa. DD4- detarded detonation, W7 - deflagration, LA4 – He detonation.

24. Theoretical light curves in UV for SNIa for E51 1.2. DD4- detarded detonation, W7 - deflagration, LA4 – He detonation W7 LA4 DD4

25. SN II in UV N.Chugai nchugai@inasan.ru Three promising directions of supernova observations in UV band onboard of the WSO-UV observatory are: (a) observations of UV spectra to test hydrodynamical models (low resolution spectra); (b) observations of circumstellar gas and effects of supernova interaction with it (high resolution); (c) diagnostics of gas component in galaxies using absorption lines in the supernova spectrum (high resolution);

26. Свойства областей звездообразования Изображение, полученное при помощи УФ-телескопа миссии GALEX. Снимок получен на наземном оптическом телескопе.

27. UV-excess in elliptical galaxies Olga Silchenko sil@sai.msu.su • Common view is that the origin of UV-excess in spectra of elliptical galaxies is due to old low-mass stars in late evolutionary stages, e.g. horizontal-branch extension • But the first FUV-imaging of a small sample of nearby elliptical galaxies with UIT has shown a strict difference of the FUV surface brightness distributions with respect to the optical-band ones. If the same old stars, why the different spatial distribution?

28. Mass transfer in CB. From models to UV-observations D.Bisikalo bisikalo@inasan.ru Accretion and shock are of most interest.Doppler tomography in UV will bring unique knowledge about inner parts of accretion discs.

29. Physics of stellar atmospheres L.Mashonkina lima@inasan.ru T.Ryabchikova ryabchik@inasan.ru Spectrograph LSS (R=2500) is very promising for the absolute spectrophotometry in 1000-3000 ÅÅ. NLTE analysis is believed to be most accurate for determina-tion of the fundamental stellar parameters (Teff, g, X , element stratification in the atmospheres of chemically peculiar stars, etc. NLTE analysis depends strongly on UV-flux distribution! Model calculations of UV-flux are determined by a set of atomic parameters such as photoionization, photo-recombination and collisional cross-sections, scattering, line transition probabilities, etc. For some elements these para-meters are poorly known, and even some absorption mechanisms are not studied in details because of the lack of the data on UV-flux distribution for stars in a wide range of Teff, g, B and X.

30. Physics of stellar atmosphere (ctd.) As an example let's consider NLTE formation of the IR-triplet of Ca II 8498, 8542, 8662. An analysis of these lines is a corner stone of space projects RAVE and GAIA. IR-triplet formation depends strongly on the flux distribution below ionization threshold of Ca II level 4p, or below wavelength 1420 Å. What flux distribution can we expect at these wavelengths in different stars ?

31. The emergent flux for A star with Teff=9400 K, log g=3.7in range1240-1520 A. It is defined by the absorption jumps due to ionization of C I and Si I. The photoionization cross-section of Si I are poorly known. An increase of the current cross-section value by 5 times (blue line in flux distribution) compared with the reference case (red line) results in significant decrease of the emergent flux in 1200-1500 ÅÅ region. It leads to a significant change in the calculated Ca II 8498 line profile.

32. UV – targets in planetary research • Hot oxygen coronae of the terrestrial planets; • Auroras and hot hydrogen coronae of the giant planets; • Rarefied H2O, O2, and O atmospheres of the icy satellites imbedded into the magnetospheric plasma of giant planets; • Neutral torii and in the Jovian and Saturnian systems; • Comae of comets and exospheres of the icy KBOs; • Extended hydrogen coronae of the exoplanet-transits.

33. UV observations of hot planetary coronae V.Shematovich shematov@inasan.ru The uppermost layer of a planetary atmosphere, where the density of neutral particles is extremely low, is commonly called the exosphere or the planetary corona. Current theories of planetary coronae are based mainly on space observations of exospheric emission features such as the 121.6 nm Ly-α and 102.6 nm Ly-β hydrogen lines, the 58.4 nm helium line, and the 130.4 and 135.6 nm atomic oxygen lines. The measurements reveal that planetary coronae contain both a fraction of thermal neutral particles (thermal corona) with a mean kinetic energy corresponding to the exospheric temperature and a fraction of hot neutral particles (hot corona) with mean kinetic energy much higher than the exospheric temperature.

34. UV emissions of hot coronae can be observed by UVES and VUVES spectrographs and UV field cameras on board of WSO-UV spacecraft.

35. Neutral clouds in the giant planet systems Water vapor plume from the south pole of icy satellite Enceladus (Cassini observations) Narrow H2O cloud at Enceladus Injection of water molecules results in the formation of the neutral H2O, OH, and O clouds in the Saturnian system. Such neutral clouds are seen in UV emissions. Extended OH cloud

36. Exoplanets • Study with UV spectrographs of WSO-UV of the exoplanet transits will provide a new insight on the formation, evolution, and loss • of atmospheres of the exoplanets . • Especially: • Evaporation of the atmosphere • by the stellar UV radiation; • Interaction with stellar wind.

37. Краткие сведения о ВКО/УФ Телескоп: T-170M, Россия. 1.7 m, f/10, Спектрографы: HIRDES(UVES + VUVES), R  5-6 x 104; Германия, LSS, R  2500, Китай. Камеры: FCU, Италия.  110 - 340 нм,2 УФ камеры (+ одна в видимом диапазоне) Платформа: «Навигатор», Россия. Орбита:геосинхроннаяi=51.4o Носитель, запуск:“ZENIT 2SB”, год запуска по ФКП 2010 Наземный сегмент:Испания, Россия.

38. Телескоп T-170M Бленда наружная

39. Телескоп T-170M (ctd.) Телескоп Т-170M создается в НПО им. С.А.Лавочкина. Основные узлы конструкторского макета телескопа-прототипа T-170 успешно прошли вибростатические и тепловакуумные испытания. Главное зеркало телескопа (как и другие оптические элементы) изготавливается на Лыткаринском заводе оптического стекла.

40. Evgeny Skripunov Lavochkin Association skrip@laspace.ru

41. Инструментальный отсек

42. Спектрографы Два спектрографа высокого разрешения - УФЭС и ВУФЭС (Германия), иДлиннощелевой спектрограф СДЩ (Китай).

43. Comparison Aeff HIRDES – HST/STIS λ/λ = 50,000 HIRDES λ/λ = 37,000 STIS HIRDES vs. HST

45. Блок камер поля Блок камер поля (БКП) обсерватории ВКО/УФ, разрабатываемый в Италии, предназначен для получения прямых снимков в УФ- и видимом диапазонах спектра астрономических объектов вплоть до 30-й видимой звездной величины. В БКП включены три камеры.

46. Орбита ВКО/УФ(вариант геосинхронной орбитыi=51.6o)

47. Наземный сегмент Создается Россией и Испанией. Включает в себя наземный комплекс уп-равления (НКУ) и наземный научный комплекс (ННК). НКУ включает Центр управления полетом и наземные пункты. Основа ННК - Центр обработки научной ин-формации (ЦОНИ). К ЦОНИ могут быть подключены различные исследовательс-кие центры (институты, университеты и т.д.). Пользователи, т.е ученые, заявка которых была отобрана в программу наблюдений, и те, кто заинтересован в получении научной информации, хранящейся в архивах смогут через линии связи (например, Интернет) осуществлять связь с ЦОНИ.

48. О научной рабочей группе по проекту

49. Разное • О проблемах • Предложение в резолюции ВАК-2007 • Приглашение на конференцию «Ультрафиолетовая Вселенная-2»

50. http://wso.inasan.ru/