Наука eROSITA

 Обзор всего неба телескопом eROSITA

Основной научной задачей телескопа eROSITA является проведение обзора всего неба (т.н. eROSITA All-Sky Survey, сокр. eRASS ) в диапазоне 0.3-10 кэВ. После четырех лет наблюдений в режиме непрерывного сканирования будет достигнута чувствительность, в 20 раз превышающая чувствительность предыдущего обзора всего неба, проведенного обсерваторией ROSAT  в 1990-1991 годах (см. Рис. 1). В результате, будет зарегистрировано около 100 тысяч массивных скоплений галактик и 3 миллионов активных ядер галактик, сотни тысяч коронально-активных звезд и аккрецирующих белых карликов в нашей Галактике, а также большое количество транзиентных источников, связанных с различными редкими явлениями во Вселенной  (в частности, с приливным разрушением звезд сверхмассивными черными дырами).

erasscoverage
Рис.1. Сравнение площади покрытия и достигаемой чувствительности в ходе четырехлетнего обзора всего неба телескопом eROSITA (eRASS:8) с характеристиками предыдущих обзоров неба в диапазоне 0.5-2 кэВ для точечных (слева) и протяженных источников (справа). Правый конец красной кривой соответствует обзору всего неба, левый конец – глубоким полям в области полюсов эклиптики. Источник: Merloni et al. 2012.
Скопления галактик и космология

Ожидается, что чувствительность eRASS после 4 лет обзора позволит обнаружить все массивные (M~4×10^{14}  h^{-1} M_{sun}) скопления галактик во Вселенной, а также все скопления с массой M~2×10^{14}  h^{-1} M_{sun} вплоть до красного смещения z~1 и группы галактик (M~10^{14}  h^{-1} M_{sun}) вплоть до z~0.4 (Pillepich et al. 2012,Churazov et al. 2015).  Поскольку число массивных скоплений галактик очень чувствительно к параметрам космологической модели,  выборка скоплений eRASS позволит получить уникальные ограничения на значения этих параметров (Pillepich et al. 2012).

pillepichcosmoparam
Рис.2. Ограничения на космологические параметры, которые будут получены при помощи выборки скоплений галактик из обзора eRASS. Источник: Pillepich et a al. 2012.
Активные ядра галактик (АЯГ) и крупномасштабная структура Вселенной

Детальное предсказание статистических свойств выборки из ~3 миллионов АЯГ, которые буду зарегистрированы в ходе eRASS, представлено в работе Kolodzig et al. 2013a. Использование этой выборки для исследования крупномасштабной структуры Вселенной подробно рассмотрено в работе Kolodzig et al. 2013b, а также  Huetsi et al. 2014  и  Singh et al. 2016b.  Возможности использование выборки для кросс-корреляционного изучения свойств межгалактической среды проанализированы в работе  Singh et al.2016a.

Рис 3. Кумулятивная функция распределения АЯГ в обзоре eRASS, смоделированная для набора функций светимости АЯГ, измеренных в указанных работах. Источник: Kolodzig et al. 2013a.
Рис.4. Предсказываемый уровень сигнала барионных акустических осцилляций в угловом спектре мощности АЯГ из обзора eRASS. Источник: Kolodzig et al.2013b.
Галактические источники

Обзор eRASS поможет значительно продвинуться в изучении различных популяций рентгеновских источников в нашей Галактике: аккрецирующих белых карликов (Schwope et al. 2014,Worpel & Schwope 2015), рентгеновских двойных (Doroshenko et al. 2014 , Kuranov & Postnov 2015), одиночных нейтронных звезд (Turner et al. 2010), молодых и коронально-активных звезд (Robrade 2016).

Транзиентные источники

Стратегия проведения обзора всего неба предполагает возможность автоматического исследования переменности источников на трех характерных временных масштабах –

  1.  На масштабе ~1 минуты, что соответствует однократному прохождению источника через поле зрения телескопа.
  2. На масштабе ~1 дня, что соответствует одному полному сеансу наблюдений источника, состоящему из 6-7 последовательных прохождений источника через поля зрения телескопа со скважностью 4 часа.
  3. На масштабе ~1 года, что соответствует нескольким последовательным сеансам наблюдений источника с промежутком в полгода.

Помимо этого, сравнение данных eROSITA с архивными данными других миссий (ROSAT, XMM-Newton, Chandra), позволит также исследовать переменность источников на масштабе ~10 лет.

Кроме изучения переменности постоянно существующих истчочников, таких как АЯГ и коронально-активные звезды, построение кривой блеска источника на различных масштабах помогает идентифицировать различные транзиентные источники, связанные со взрывными или очень редкими явлениями во Вселенной. К таким источникам можно отнести выход ударной волны на поверхность звезды при взрыве сверхновой, гамма-всплески и их рентгеновские послесвечения,  а также вспышки излучения в результате приливного разрушения звезд сверхмассивными черными дырами в центрах неактивных галактик (т.н. Tidal Disruption Events, сокр. TDE). Ожидается, что будет зарегистрировано несколько десятков рентгеновских послесвечений гамма-всплесков (Khabibullin et al. 2012, Ghirlanda et al. 2015) и ~1000 TDE (Khabibullin et al. 2014), в том числе TDE с релятивистскими джетами (Donnarumma & Rossi 2015, Kashiyama & Inayoshi 2016).

Для областей вблизи полюсов эклиптики характерным будет значительно большее количество прохождений источника через поле зрения, составляющих один сеанс наблюдений (~20).  В результате, в этих областях будут доступны не только более глубокие данные, но и данные, охватывающие несколько дней непрерывных наблюдений источника (со скважностью 4 часа).

Дополнительные материалы

Список статей, посвященных конкретным научным задачам проекта eROSITA, а также статей, содержащих обсуждение перспектив обзора eRASS, можно найти на странице Научные публикации по науке eROSITA.             В частности, подробный обзор научных задач  представлен в “Белой Книге” проекта Merloni et al. 2012). Обзорные доклады по науке eROSITA можно найти в рубрике Конференции.

Моделирование наблюдений

Группой Йорна Вилмса в Астрономическом институте Эрланген-Нюрнбергского университета разработан программный пакет SIXTE, позволяющий моделировать наблюдения телескопом eROSITA точечных и протяженных источников с учетом основных значимых характеристик прибора (таких как функция отклика на точечный источник (PSF) и спектральная функция отклика (RMF) с учетом их вариаций в зависимости от положения источника в поле зрения телескопа).