Кратко и структурировано — сравнение, затем логическая схема «вопрос → длина волны → инструмент → требуемые методы».
1) Преимущества и ограничения
- Наземные радиоинтерферометры (VLBI, ALMA)
- Преимущества:
- Очень высокая угловая разрешающая способность: например VLBI (EHT) на $\lambda =1.3\mathrm{mm}$ даёт разрешение $\sim 20\mu \mathrm{as}$; классическая VLBI на сантиметровых волнах даёт $\sim 0.1-1\mathrm{mas}$.
- Чувствительность и спектроскопия на мм/субмм (ALMA): высокая чувствительность к молекулярным линиям (CO, HCN…), kinematics и плотности газа.
- Поляриметрия и измерение вращающейся меры (RM) для магнитных полей в джетах/ядре.
- Гибкость в длительных многократных наблюдениях (кадры перемещения, proper motions).
- Ограничения:
- Атмосферная поглощение и флуктуации (вода) ограничивают доступные частоты и время наблюдений; погодозависимость особенно сильна на мм/субмм.
- Необходимость координации больших сетей (операции VLBI сложны).
- Радио даёт непрямую информацию о термальной эмиссии ближней части аккреционного диска; радиоформирование часто связано с синхротроном, не с непосредственным излучением плазмы диска.
- Космические обсерватории (HST, JWST, Chandra)
- Преимущества:
- Доступ к диапазонам, недоступным с земли: UV (HST), средний/длинный ИК (JWST), рентген (Chandra).
- Стабильная PSF и низкий фоновый шум → точная фотометрия/спектроскопия, особенно для слабой термальной эмиссии и линий.
- Высокое пространственное разрешение в оптике/ИR: HST $\sim 0.05^{\prime \prime }$, JWST $\sim 0.07^{\prime \prime }$ (в NIR); Chandra для рентгена $\sim 0.5^{\prime \prime }$.
- Спектроскопия высоких энергий (релятивистские линии Fe Kα, корона) и картирование горячего газа.
- Ограничения:
- Пространственное разрешение хуже, чем у глобального VLBI на соответствующих физических масштабах (особенно для ближайших ЯЧ).
- Ограниченные возможности для поляриметрии и прямой микроструктурной картографии радиального магнитного поля в очень малых масштабах.
- Ограничения по времени (ограниченные окна наблюдений, срок службы миссий), меньшее поле для интерферометрии (JWST/HST не интерферометры).
2) Логическая схема: какие длины волн и инструменты нужны для ответов
Общие научные вопросы: (A) механизм аккреции (геометрия диска, корона, $\dot{M}$, спин ЧД), (B) запуск/коллимация джетов (зона запуска, магнитные поля, состав, скорость).
- Вопрос A1: Где находится внутренняя граница диска и какова его температура/излучение?
- Длина волны / диапазон: UV—NIR.
- Инструменты: HST (UV/optical), JWST (NIR–MIR).
- Методы: многополосная фотометрия/спектроскопия (континуум), модель спектра аккреционного диска, reverberation mapping (временная корреляция линий и континуума).
- Причина: UV даёт пик термального излучения горячего внутреннего диска; IR — излучение пыли/торуса.
- Вопрос A2: Корона, рентгеновское излучение, релятивистские линии, спин
- Длина волны / диапазон: X-ray ($\sim 0.3-10\mathrm{keV}$ и выше).
- Инструменты: Chandra (высокое разрешение изображения/спокойная локализация), дополнительно нужны миссии с большой эффективной площадью для спектроскопии (XMM, NuSTAR для жёсткого рентгена).
- Методы: спектроскопия Fe Kα (ширина/профиль → гравитационные эффекты), timing (переменность на малых временах) → оценка короны и внутренней геометрии.
- Вопрос A3: Подводящие потоки газа и массы подачи (feeding)
- Длина волны / диапазон: мм/субмм (молекулярные линии), радио.
- Инструменты: ALMA (карты CO, dense tracers), VLBI в нижних частях для компактных источников.
- Методы: кinematika молекул, массопотоки, дисковые/стремительностные структуры; оценка $\dot{M}$ из массы газа и скорости инфаллона.
- Вопрос B1: Зона запуска джета и структура на шкале горизонта событий
- Длина волны / диапазон: мм/субмм (оптически тонкая/толстая синхротронная эмиссия).
- Инструменты: VLBI (EHT, глобальная сеть на $\lambda =1.3\mathrm{mm}$), ALMA как фазированный элемент VLBI.
- Методы: прямая форма изображения базы джета, поляриметрия на $\lambda \sim$ мм для магнитного поля, сравнение с GRMHD-симуляциями.
- Вопрос B2: Коллимация, движущиеся узлы, скорость и состав
- Длина волны / диапазон: cm–mm (радио), оптический/IR, X-ray для высокоэнергичных узлов.
- Инструменты: VLBI на cm (parsec-scale imaging, proper motions), ALMA (субмм для компактных баз джета), HST/JWST (визуализация оптических синхротронных узлов), Chandra (X-ray узлы).
- Методы: многократные наблюдения (proper motion → apparent speed ${\beta }_{\mathrm{app}}$), спектроэнергетический профиль (SED) от радио до X для выяснения leptonic vs hadronic моделей; мультидиапазонная поляриметрия для состава поля и доли электрон/протон.
- Вопрос B3: Магнитные поля и Faraday-ротация
- Длина волны / диапазон: cm–mm.
- Инструменты: VLBI (многочастотная поляриметрия), ALMA (высоч. частоты).
- Методы: измерение RM(ν) и поляризационных карт для реконструкции структуры B-поля у основания джета.
3) Практическая стратегия (координация)
- Координированные кампании одновременно: VLBI/ALMA (образ базы джета, RM, спектроскопия в мм), HST/JWST (континуум и линии, пыль), Chandra (корона/Fe Kα). Синхронность важна из‑за переменности (временные шкалы от часов до месяцев).
- Баланс сильных/слабых мест:
- Для субсветовых шкал (<<\,pc, горизонты) — VLBI/мм (EHT + ALMA).
- Для термального диска и торуса — HST (UV), JWST (IR).
- Для короны и релятивистских эффектов — Chandra (X-ray), но для глубоких спектров нужны дополнительные X-ray миссии.
- Для подачи газа и кинематики на ~pc — ALMA (CO-lines).
- Для широкополосной SED и состава джета — мультидиапазон (radio→IR→optical→X-ray).
4) Краткие количественные ориентиры
- Разрешение: VLBI (mm) $\sim 20\mu \mathrm{as}$; ALMA (long baselines) $\sim 0.01-0.02^{\prime \prime }$ при $\lambda \sim 1.3\mathrm{mm}$; HST $\sim 0.05^{\prime \prime }$; JWST $\sim 0.07^{\prime \prime }$ (NIR); Chandra $\sim 0.5^{\prime \prime }$.
- Частоты/энергии: ALMA $\nu \sim 30-950\mathrm{GHz}$ ($\lambda \sim 10-0.3\mathrm{mm}$); HST UV/optical $\lambda \sim 0.1-1\mu \mathrm{m}$; JWST NIR–MIR $\lambda \sim 0.6-28\mu \mathrm{m}$; Chandra $E\sim 0.1-10\mathrm{keV}$.
Вывод (в одно предложение): максимальное понимание аккреции и джетов достигается комбинацией — VLBI/ALMA для микроструктуры и B‑поля у основания джета и кормления газом, HST/JWST для термального диска и пыли, Chandra для короны и высокоэнергетических процессов — все это требует синхронных многочастотных наблюдений с поляриметрией, спектроскопией и временным мониторингом.