УДК 524.8
РАДИОЛИНИЯ ВОДОРОДОПОДОБНОГО АЗОТА ОТ ГОРЯЧЕГО МЕЖЗВЕЗДНОГО И "ТЕПЛОГО" МЕЖГАЛАКТИЧЕСКОГО ГАЗА
© 2007 г. Р. А. Сюняев1'2, Д. О. Доценко1*
1Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гархинг, Германия 2Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 14.08.2006 г.
Спектральные линии сверхтонкой структуры высокозаряженных ионов, возможно, позволят взглянуть на горячую разреженную астрофизическую плазму с новой стороны. В этой статье мы обсуждаем линии ионов и изотопов, обильных в диапазоне температур 105—107 К, характерном для "теплого" межгалактического газа, горячей межзвездной среды, галактик, находящихся в фазе активного звездообразования, оттоков газа от них, а также молодых остатков вспышек сверхновых. Наблюдения этих линий позволят исследовать турбулентные и крупномасштабные движения газа в наблюдаемых объектах и дополнят информацию о его ионизационном состоянии и химическом и изотопном составе. Особый интерес представляет линия основного изотопа азота с длиной волны А = 5.65 мм. Длина волны этой линии хорошо подходит для наблюдений объектов на z « 0.15—0.6, когда линия в результате красного смещения попадает в широко используемый в наземных радионаблюдениях диапазон 6.5—9 мм и, например, для z > 1.3, когда линия смещается до 1.3 см и далее. Современные и планируемые радиотелескопы и радиоинтерферометры способны наблюдать линию поглощения 14NVII "теплым" межгалактическим газом на красных смещениях более z « 0.15 в спектрах ярчайших источников миллиметрового излучения. Субмиллиметровые линии излучения наиболее обильных изотопов, имеющих линии сверхтонкого расщепления, возможно, будут наблюдены в спектрах молодых остатков сверхновых.
Ключевые слова: сверхтонкая структура, межгалактический газ, остатки сверхновых, радиолинии.
HYDROGEN-LIKE NITROGEN RADIO LINE FROM HOT INTERSTELLAR AND WARM-HOT INTERGALACTIC GAS, by R. A. Sunyaev and D. O. Docenko. The hyperfine-structure lines of highly charged ions may allow one to look at hot rarefied astrophysical plasmas from a new perspective. In this paper, we discuss the spectral lines of ions and isotopes abundant at temperatures 105-107 K characteristic of a warm-hot intergalactic gas, a hot interstellar medium, starburst galaxies, their superwinds, and young supernova remnants. Observations of these lines will make it possible to study the bulk and turbulent motions in the observed objects and will supplement the information about the ionization state and chemical and isotopic compositions of the gas. The line of the main nitrogen isotope with wavelength А = 5.65 mm is of particular interest. The wavelength of this line is well suited for observing objects at z « 0.15-0.6, when it is redshifted to the spectral range 6.5-9 mm widely used in ground-based radio observations, and, for example, for z > 1.3, when the line is redshifted to 1.3 cm or farther. Modern and future radio telescopes and interferometers are capable of observing the 14NVII absorption by the warm-hot intergalactic gas at redshifts higher than z « 0.15 in the spectra of the brightest millimeter-band sources. The submillimeter emission lines of the most abundant isotopes with hyperfine splitting may also be detected in the spectra of young supernova remnants.
PACS numbers: 32.10.Fn; 98.62.Ra; 98.38.-j; 98.58.-w; 32.30.Bv
Key words: hyperfine structure, intergalactic gas, supernova remnants, radio lines.
ВВЕДЕНИЕ
В диапазоне температур 105—107 К наиболее обильным ионом со сверхтонким расщеплением
Электронный адрес: dima@mpa-garching.mpg.de
основного состояния является водородоподобный ион основного изотопа азота 1^УП, имеющий радиолинию с длиной волны 5.64 мм (Сюняев, Чуразов, 1984). Длина волны перехода между компонентами его сверхтонкой структуры (СТС) Л =
= 5.6519(11) мм была рассчитана с высокой точностью в статье Шабаева и др. (1995). Длина волны этой линии хорошо подходит для наблюдений объектов на z ^ 0.15—0.6, когда линия в результате красного смещения попадает в широко используемый в наземных радионаблюдениях диапазон 6.5—9 мм и, например, для z > 1.3, когда линия смещается до 1.3 см и далее. К сожалению, атмосферное поглощение затрудняет наблюдение этой линии в нашей Галактике и ее окрестностях при z < 0.1. Возможно, именно это и стало причиной, по которой указанную спектральную линию не пытались обнаружить после того, как она была указана в качестве ожидаемой от горячей разреженной плазмы Сюняевым и Чуразовым (1984). До сих пор космическая плазма таких температур наблюдалась только ультрафиолетовыми и рентгеновскими инструментами на ракетах и космических аппаратах, такими как ROSAT, FUSE, Suzaku, Chandra и XMM-Newton.
Одним из важнейших и интереснейших предсказаний гидродинамических симуляций крупномасштабной структуры Вселенной является существование разреженного межгалактического газа, нагретого до температур T ж 105—107 К. Эта "теплая" межгалактическая среда (например, Цен, Острайкер, 1999; Крофт и др., 2001, Даве и др., 2001) в настоящее время содержит основную часть барионов согласно подсчету барионов (Фукугита, Пиблс, 2004), но пока практически не наблюдалась. Расчеты Хеллстена и др. (1998) и Цена и Острайкера (1999) показывают, что обилие тяжелых элементов в ней резко возрастает в зонах с более высокой температурой и плотностью, достигая значений, близких к солнечным. Из многочисленных попыток обнаружения "теплой" межгалактической среды (МГС) на z > 0 до сих пор успешными оказываются лишь наблюдения линий поглощения литиеподобного кислорода в далеком ультрафиолетовом диапазоне (XX = = 1032,1038 A) с помощью космического телескопа Хаббла на z > 0.12 и космического аппарата FUSE на z < 0.15 (Данфорт, Шулл, 2005). Многочисленные попытки обнаружить линии OVII и OVIII в мягком рентгеновском диапазоне на z > 0 с помощью космических телескопов Chandra и Suzaku (Такеи и др., 2006) до сих пор не увенчались успехом (к примеру, сообщение Никастро и др., 2005, недавно подверглось критике со стороны Расмуссена и др., 2006, и Каастра и др., 2006). Осуществление проектов обзоров неба в рентгеновском диапазоне с использованием микрокалориметров (к примеру, Сандерс и др., 2003), конечно, намного увеличит вероятность обнаружения линий излучения и поглощения в "теплой" МГС.
Очевидно, что существование методов наземных наблюдений этого газа привнесет дополнительный импульс в такие попытки. Мы предлагаем наблюдения радиолиний сверхтонкой структуры высокозаряженных ионов от субмиллиметрового до сантиметрового диапазона в качестве дополнительного метода измерения распределения скоростей, массы, температуры и обилия элементов в "теплой" МГС.
Важно заметить, что спектральное разрешение детекторов в радиодиапазоне лучше, чем у микрокалориметров. Таким образом, эти линии, возможно, позволят исследовать турбуленцию и крупномасштабные движения газа в изучаемых объектах (Иногамов, Сюняев, 2003). Конечно, радионаблюдения позволяют исследовать не только линии поглощения в спектрах ярчайших радиоисточников миллиметрового диапазона, но и соответствующее излучение газа.
Ни одна из описываемых ниже линий пока не наблюдалась ни в спектрах космических источников, ни в лабораторных условиях. Простейшие расчеты с использованием хорошо известных релятивистских поправок и приближений (Собельман, 1979) дают длину волны линии СТС с точностью несколько процентов. Список наиболее интересных линий СТС для изучения горячей плазмы, опубликованный Сюняевым и Чуразовым (1984), привлек внимание атомных физиков. Жанг и Сэмпсон (1997, 2000) рассчитали электронное возбуждение уровней СТС с помощью релятивистского метода искаженных волн с учетом резонансов. Ша-баев и др. (1995, 1997) рассчитали более точные значения длин волн переходов, комбинируя метод взаимодействующих конфигураций Хартри-Фока и теорию возмущений по степеням 1/2.
Наблюдения остатков сверхновых, ярчайших в мягком рентгеновском диапазоне (исходя из обзора неба, проведенного телескопом ROSAT (Вогес и др., 1999) и недавних наблюдений XMM-Newton) указывают на объекты, наиболее привлекательные с точки зрения регистрации линий СТС в эмиссии. Знание радиальной скорости наблюдаемого объекта из оптических данных позволит измерить длины волн линий с точностью по крайней мере 10 км/с (соответствует неопределенности значения длины волны в 30 млн-1), что превышает точность теоретических расчетов (200 млн-1 или больше). Знание точных значений длин волн будет также весьма важно для исследования и идентификации линий поглощения в филаментах "теплой" МГС. К тому же нельзя забывать, что теоретические расчеты такого рода всегда должны подтверждаться наблюдениями.
Мы провели оценки яркостей конкретных линий СТС в спектрах ярчайших остатков взрывов сверхновых Петли в Лебеде, Северного Полярного Следа, Vela XYZ, N157B и Cas A. Они показывают, что во всех этих объектах (за исключением слишком горячей Cas A) линия 14NVII самая яркая. К сожалению, она подвержена сильному атмосферному поглощению.
Заметим, что на высоте плато Чахнантор (h œ œ 5lOO м, где действует телескоп APEX и строятся Atacama Cosmology Telescope и интерферометр ALMA) удельное поглощение воздуха уже значительно ниже, чем на уровне моря (соответственно 0.2 и 1.1 дБ/км на 53 ГГц, Либе и др., 1992) и коэффициент пропускания атмосферы на длине волны линии 14NVII может достигать 30—50% (Шваб, Хогг, 1989). Это открывает возможность прямого наблюдения радиолинии азота в ярких остатках сверхновых Южного Неба и Петли в Лебеде. Естественно, что радиотелескопы, расположенные на заметной высоте, имеют возможность наблюдать обсуждаемую линию при заметно меньших красных смещениях, чем радиотелескопы на уровне моря.
На красных смещениях z = 0.2—0.5 изучено множество галактик со всплесками звездообразования, в которых должно быть много относительно молодых остатков вспышек сверхновых с газом в интересном для нас диапазоне температур. Такие остатки сверхновых и галактики в целом представляют собой чрезвычайно интересные объекты для изучения с помощью линий сверхтонкой структуры на существу
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.