План кампании (сжатый, но с пояснениями).
1) Цели и уровни анализа
- Исследовать связь плотного газа ↔ звездообразование ↔ обратная связь на трёх масштабах: ядра протозвёзд ($0.1-1\text{pc}$), кластеры/HII-области ($0.1-10\text{pc}$), ГМЗ/регион ($10-100\text{pc}$) и глобально (кпк).
- Оценить массы газа, плотность, температуру, кинематику, скорость звездообразования, долю плотного газа и проявления фидбэка (выбросы, нагретый газ, рентген).
2) Что измерять (линии + континуумы) — по диапазонам
- Радио / см:
- HI $21\text{cm}$ — распределение атомного газа, колонка, ротация.
- Радио-континуум (цм) — синхротрон и свободно-свободный вклад (SFR, SN).
- Радио-рекомбинационные линии (RRL) — плотность/температура и оптически толстые HII.
- Мазеры: H${}_2$O $22\text{GHz}$, CH${}_3$OH $6.7\text{GHz}$, OH $1.6\text{GHz}$ — ускорители аккреции/шоки.
- Мм / субмм:
- CO-ряд: CO(1–0) $115\text{GHz}$, CO(2–1) $230\text{GHz}$, высшие переходы — масса молекулярного газа, тепло, плотность.
- ДENSE-газы: HCN, HCO${}^{+}$, CS, N${}_2$H${}^{+}$ — масса плотного газа.
- CI, [C I] и т.д. — альтернатива CO для массы.
- Континуум $(0.3-3\text{mm})$ — пыль, масса и T${}_{\text{dust}}$.
- Инфракрасный (NIR–MIR–FIR):
- Рекомбинационные линии: H$\alpha$ $6563\text{A˚}$ (оптическ.), Pa$\alpha$ $1.875\mu \text{m}$, Br$\gamma$ $2.166\mu \text{m}$ — SFR с учётом поглощения.
- Пай/PAH: $7.7,11.3\mu \text{m}$ — PDR/малые углеродные частицы.
- Ионные линии: [Ne II] $12.8\mu \text{m}$, [Ne III], [S III] — жёсткость ионизирующего поля.
- FIR-лини: [C II] $158\mu \text{m}$, [O I] $63\mu \text{m}$, [N II] $122/205\mu \text{m}$ — охлаждение PDR/ионной среды.
- FIR континуум $(24-500\mu \text{m})$ — полная энергия пыли → интегральный SFR.
- Оптика / УФ:
- Линии BPT: H$\beta$, [O III] $5007\text{A˚}$, [N II], [S II] — диагностика ионизации (SF vs AGN, shocks).
- УФ континуум — молодые звёзды (коррекция по пыли).
- Рентген:
- Мягкая/жёсткая $0.3-10\text{keV}$ + линия Fe K$\alpha$ $6.4\text{keV}$ — горячая плазма, SN-шеллы, компактные источники, фидбэк.
3) Критические пространственные и временные шкалы (и требования к разрешающим силам)
- Геометрия/разрешение:
- Ядра/протостелларные ядра: $0.1-1\text{pc}$ (для ближних галактик $D\lesssim 5\text{Mpc}$ требуется $\theta \lesssim 0.04^{\prime \prime }$; 1 pc при $D=10\text{Mpc}$ → $\theta \approx 0.0206^{\prime \prime }$).
- ГМЗ: $10-100\text{pc}$ — достаточно $0.2^{\prime \prime }-2^{\prime \prime }$ при типичных дистанциях $1-10\text{Mpc}$.
- Временные шкалы:
- Протозвёздный коллапс / свободное падение: $t_{ff}\sim 10^5-10^6\text{yr}$ — не мониторятся напрямую; изучают статично по стадиям.
- Формирование кластера / очистка газа: $10^6-10^7\text{yr}$.
- Всплески аккреции / масерная изменчивость: дни—месяцы → требуется мониторинг (каденс: недельный/месячный).
- Сверхновые / рентген-изменения: месяцы—годы.
- Для переменных явлений: планировать одновременные/координированные наблюдения (радио/IR/X-ray) с каденсом: дни—месяцы.
4) Инструменты (наземные + орбитальные) — необходимые и желательные
- Радио/мм:
- ALMA (высокое разрешение молекулярных линий + континуум).
- VLA / MeerKAT / ASKAP / SKA-pathfinders (HI, радио-континуум, RRL).
- NOEMA, SMA, IRAM $30\text{m}$ (дополняющие мм-линии, большие поля).
- VLBI / VLBA / EVN — мазеры и точная кинематика.
- GBT — слабые RRL / HI.
- Инфракрас/оптика:
- JWST (NIRCam/NIRSpec, MIRI) — NIR/MIR имиджинг и спектроскопия высоко погружённого материала.
- HST (архив/оптика) — высокое оптическое разрешение (H$\alpha$).
- VLT/MUSE, Keck/KCWI, Gemini/GMOS — оптические IFU для карт эмиссии и кинематики.
- Наземные NIR-IFU (VLT/SINFONI, Keck/OSIRIS) для Pa$\alpha$/Br$\gamma$.
- FIR / субмм (архив / будущие):
- Herschel (архив: [C II], FIR continuum), SOFIA (архив), будущие миссии (Origins/SPICA) — FIR-лини.
- Рентген:
- Chandra (высокое пространственное разрешение), XMM-Newton (большая чувствительность спектров), NuSTAR (жёсткий X-rays).
- Дополнительно:
- Поляриметрия: ALMA-polarimetry, VLA-polarimetry, оптическая NIR-поляриметрия — магнитные поля.
- Архивные данные (Spitzer, GALEX, SDSS).
5) Наблюдательная стратегия (поэтапно, практично)
- Шаг A — обзор и выбор участков:
- Карта HI и CO на крупном поле (низкое разрешение) для выявления ГМЗ и структур.
- FIR-карты/континуум для локализации пылевых SFR.
- Шаг B — целевые высокоразрешённые наблюдения:
- ALMA (CO ladder, HCN/HCO${}^{+}$, континуум) + JWST (NIRSpec, MIRI) + Chandra (сильные X-ray узлы) для глубокого изучения выбранных облаков на нужных масштабах.
- VLBI-кампании для мазеров (кинетика, расстояния).
- Шаг C — мониторинг переменных процессов:
- Мазеры: недельно-месячный каденс; X-ray и радио мониторинг месяцев—лет для вспышек/сверхновых.
- Синхронизация: по возможности проводить некоторые наблюдения одновременными (ALMA+JWST+Chandra) для изучения быстроменяющихся явлений; в любом случае обеспечить точную астрометрическую привязку.
6) Обработка и интерпретация комбинированных данных — методики и ключевые диагностические величины
- Калибровка/регистрация: обеспечить абсолютную позиционную точность $\lesssim$ доли пиксела между диапазонами; привести карты к одной физической шкале (свёртка до общего разрешения при необходимости).
- Определение масс и SFR:
- Масса молекулярного газа через CO: $M_{\mathrm{gas}}=X_{\mathrm{CO}}{L}_{\mathrm{CO}}$ (учесть вариации $X_{\mathrm{CO}}$).
- Масса из пыли: использовать FIR/mm континуум и опорные коэффициенты поглощения.
- SFR: комбинировать H$\alpha$/Pa$\alpha$/IR/radio, корректируя на поглощение.
- Плотный газ и эффективность:
- Вычислить долю плотного газа $f_{\mathrm{dense}}=M_{\mathrm{dense}}/M_{\mathrm{gas}}$ (HCN/CO) и SFE: $\mathrm{SFE}=\mathrm{SFR}/M_{\mathrm{gas}}$, время истощения ${\tau }_{\mathrm{dep}}=M_{\mathrm{gas}}/\mathrm{SFR}$.
- Кинематика и стабильность:
- Измерить дисперсию $\sigma$, радиус $R$, массу $M$ и вириационный параметр ${\alpha }_{\mathrm{vir}}=\frac{5{\sigma }^{2}R}{GM}$ — оценка гравитаической связности.
- Выделять широкие крылья CO → молекулярные выбросы/аутфлоу.
- Физические условия и модели:
- RADEX/large-velocity-gradient модели для температур и плотностей из многолинейных наблюдений CO/HCN/HCO${}^{+}$.
- PDR-модели (Kaufman и др.) по [C II]/FIR, [O I], PAH для оценки потоков UV и плотности.
- Photoionization (CLOUDY) для ионизованного газа по BPT/IR линиям.
- XSPEC/thermal плазма для X-ray спектров (температура, abundances, плотность горячего газа).
- Энергетический баланс: суммировать выделенную энергию звёздами (лучевая, ветры, SNe) и сравнить с кинетической энергии газа (turbulent support, outflows).
- Статистический подход к временным эволюциям: поскольку многие процессы дольше доступных наблюдательных окон, строить статистические ансамблевые диаграммы «стадия облака vs наблюдение» (дробление по индикаторам: наличие плотного газа, HII, IR-lum, X-ray).
7) Ключевые диагностические сочетания и примеры выводов
- HCN/CO высокая → высокая доля плотного газа → ожидаемая повышенная SFR (проверка L${}_{\mathrm{HCN}}$–L${}_{\mathrm{IR}}$ связи).
- [C II]/FIR и PAH → PDR-условия; сильный [O I] $63\mu \text{m}$ + широкие CO крылья → шоки/мощный фидбэк.
- Широкие оптические линии (MUSE) + горячий X-ray → механический фидбэк (ветры/SNe).
- Мазеры + VLBI-кинематика → локальная высокая скорость аккреции/выбросы и точное расстояние.
8) Практические рекомендации
- Выбирать цели в пределах $D\lesssim 5-10\text{Mpc}$ для достижения физического разрешения $\lesssim 1-10\text{pc}$ с ALMA/JWST/Chandra.
- Начинать с широких карт (HI, CO low-res, FIR), затем выделять подрегионы для глубинных ALMA+JWST наблюдений.
- План мониторинга мазеров и X-ray для переменных процессов; согласовывать время наблюдений между инструментами.
- Использовать многопараметрические модели (RADEX, PDR, CLOUDY, XSPEC) и консервативно оценивать систематические ошибки (X${}_{\mathrm{CO}}$, оптическая толщина, вклад AGN).
Короткие формулы, которыми будете оперировать:
- $\mathrm{SFE}=\frac{\mathrm{SFR}}{M_{\mathrm{gas}}}$
- ${\tau }_{\mathrm{dep}}=\frac{M_{\mathrm{gas}}}{\mathrm{SFR}}$
- ${\alpha }_{\mathrm{vir}}=\frac{5{\sigma }^{2}R}{GM}$.
Если нужно, могу привести конкретный набор наблюдений (напр., конфигурации ALMA, экспозиции JWST/Chandra и ожидаемая чувствительность) для заданной дистанции галактики и желаемого разрешения.