Применяя теорию синхротронного излучения к реальным источникам (например, остаткам вспышек сверхновых), можно найти полное количество находящихся там релятивистских электронов и их энергию, а также напряженность магнитного поля. При этом поступают следующим образом. Прежде всего надо иметь в виду, что в источниках радиоизлучения наряду с электронами должны быть и другие релятивистские частицы, главным образом протоны [ 36 ] . Тяжелые релятивистские частицы, однако, практически не излучают, так как их масса слишком велика. Поэтому в радиоисточниках создалась своеобразная ситуация: из всех имеющихся там релятивистских частиц благодаря их синхротронному излучению можно было наблюдать только электроны. Однако в последние годы, благодаря успехам внеатмосферной гамма-астрономии, выявилась возможность наблюдать и протонную компоненту космических лучей. Прогресс в этой важной области связан с успешной работой специализированных спутников «SAS-2» и «Cos-B», на которых детально исследовалось обнаруженное незадолго до этого на ракетах жесткое космическое гамма-излучение с энергией квантов E > 15 МэВ. Оказалось, что это излучение распределено по небу в виде полосы шириной около 3°, тянущейся вдоль галактического экватора на расстояние ±60°от галактического центра, находящегося в Стрельце. Из спектра этого жесткого излученияИзлучение!жесткое@«жесткое» следует, что существенная его часть обусловлена распадом «пи-ноль» (
)
мезонов на два гамма-кванта, причем сами
– мезоны образуются в результате столкновения релятивистских протонов, входящих в состав первичных космических лучей, с ядрами атомов межзвездного газа. Это как раз и означает, что гамма-астрономия, наряду с радиоастрономией, является весьма эффективным методом изучения первичных космических лучей в местах их локализации (т. е. в Галактике).
36
Исключение составляют позитроны.
Анализ распределения интенсивности космического гамма-излучения по небу позволяет сделать вывод, что первичные космические лучи концентрируются к рукавам спиральной структуры Галактики, где их плотность почти в три раза больше, чем в окрестностях Солнца (расположенного, как известно, между рукавами). Интересно, что на гамма-спутниках было обнаружено значительное повышение интенсивности космического гамма-излучения в области галактических долгот 260°—270°. Важно отметить, что в этой области неба находится один из ближайших к нам (r = 450 пс) остатков вспышки сверхновой. Сейчас уже доказано, что упомянутая деталь распределения интенсивности космического гамма-излучения связана с этим остатком, хотя при таком отождествлении были определенные трудности. Гамма-астрономия только начинает развиваться, и, несомненно, мы будем свидетелями новых выдающихся открытий в этой области.
Обозначим энергию всех релятивистских частиц, содержащихся в единице объема (т. е. плотность энергии этих частиц) через Wp. Тогда плотность энергии релятивистских электронов можно представить как We = kWp, где величина k меньше единицы. Трудность проблемы состоит в том, что значение k, как правило, весьма неопределенно. Из анализа состава первичных космических лучей, наблюдаемых в непосредственной близости от Земли, следует, что k
,01. Заметим, в этой связи, что поиски релятивистских электронов в космических лучах были предприняты как раз в связи с успехами приложения синхротронной теории к радиоастрономии. Однако ниоткуда не следует, что величина k во всех источниках, в частности, в остатках вспышек сверхновых, должна быть такая же, как и в окрестностях Земли. Более того, в § 17 мы приведем аргументы в пользу того, что в Крабовидной туманности основную часть релятивистских частиц должны составлять электроны и позитроны. При расчетах, за неимением лучшего, обычно делаются два предположения: k = 0,01 и k = 1. К счастью, на основных выводах, касающихся природы остатков сверхновых, такая неопределенность в значении k отражается не очень сильно.
Рис. 16.9: Радиоизображение туманности Кассиопея А.Радиоизображение туманности Кассиопея А.
Существенным является то обстоятельство, что плотность энергии релятивистских частиц Wp не может превышать плотность энергии магнитного поля Wм, которая, как известно, равна H2/8
. В противном случае магнитное поле не сможет удерживать релятивистские частицы длительное время и они со скоростью, близкой к скорости света, разлетятся по всем направлениям. С другой стороны, вполне может быть такая ситуация, когда Wм> Wp. Математически условие удержания релятивистских частиц магнитным полем запишется так:
(16.12)
Можно показать, что если Wм
Wp, то полная энергия релятивистских частиц вместе с энергией магнитного поля достигает минимума. Поэтому при расчетах, как правило, применяют дополнительное условие (16.12) и, таким образом, находят нижнюю границу энергий релятивистских частиц и поля в источнике. Похоже на то, что для большинства радиоисточников выполняется условие H2/8
= Wp.
Рис. 16.10: Радиоизображение двух остатков сверхновых.
Распределение интенсивности у протяженных радиоисточников — остатков вспышек сверхновых, довольно сложно. На рис. 16.9 приведено «радиоизображение» туманности Кассиопея А, полученное с помощью радиоинтерферометра с хорошей разрешающей способностью. Хотя структура радиоизображения, приведенная на рис. 16.9, довольно сложна и изобилует большим количеством деталей (там видно по крайней мере 10 маленьких конденсаций), в целом она имеет явно выраженный «оболочечный» характер. Радиоизлучение сосредоточено на периферии некоторого сфероидального объема, причем толщина радиоизлучающего слоя составляет несколько десятых его радиуса. Последний легко оценить из измеренного углового радиуса (около 2
,5)
и расстояния до Кассиопеи А, которое, как мы видели, составляет около 3000 пс. Оказывается, что радиус сфероидального объема, заполненного по периферии релятивистскими частицами, немного превосходит 2 пс. На рис. 16.10 приведены более грубые радиоизображения «старых» остатков сверхновых, полученные с меньшей разрешающей способностью. И в этом случае отчетливо видна оболочечная структура радиоисточников. Следует, однако, подчеркнуть, что все эти оболочки имеют весьма неправильную структуру. Линейные размеры оболочек можно определить по их известным угловым размерам, если знать расстояния до них. В случае системы волокнистых туманностей в Лебеде (см. рис. 16.2) расстояние надежно определяется по измеренным лучевым скоростям волокон и скорости их «расползания» по небу, выраженной в секундах дуги за год (см. § 15). Отсюда следует, что радиус этого источника около 20 пс, т. е. в десять раз больше, чем радиус Кассиопеи А. У других источников, радиоизображения которых приведены на рис. 16.6, радиусы получались по расстояниям, найденным радиоастрономическим методом, о котором речь будет идти ниже. Для большинства таких источников радиусы близки к 10 пс.
Теперь в нашем распоряжении имеются все необходимые данные, чтобы определить энергию релятивистских частиц в остатках вспышек сверхновых и величину имеющегося там магнитного поля. Необходимая для расчетов интенсивность радиоизлучения может быть получена из измеренного значения потока и угловых размеров. Если в пределах данных угловых размеров интенсивность (т. е. яркость) остается постоянной, то приближенно будем иметь
(16.13)
где
— телесный угол, под которым видна данная деталь источника, F
— поток от этой детали. Зная F
для всех деталей, можно найти I
для каждой из них, а потом, после суммирования,— полную энергию релятивистских частиц в источнике. Одновременно получается распределение магнитного поля в его пределах. Для грубых расчетов можно даже совсем не обращать внимание на структуру изображения источника, считая его объектом постоянной интенсивности, которую в этом случае можно определить также по формуле (16.13). В этом случае F
означает измеренный поток от всего источника, а
— телесный угол, под которым он виден.
В случае Кассиопеи А при k = 1 вычисления дают значение We = 2
1048 эрг. Этой же величине равна, по условию, энергия WH магнитного поля в источнике, откуда H = 2,5
10– 4 эрстед. Если же, в окрестностях Земли или в источнике Паруса X, релятивистские электроны составляют только один процент от полной энергии релятивистских частиц, т. е. k = 0,01, то значение Wp увеличивается, согласно расчетам, в семь раз, в то время как напряженность магнитного поля вырастет в 2,7 раза. Следовательно, в этом случае Wp
1049 эрг, а H
7
10– 4 Э. Обратим внимание на огромную величину энергии релятивистских частиц, заключенных в области остатков вспышки сверхновой. Она почти равна всей энергии, которая была излучена за время вспышки звезды. Значение магнитного поля в оболочке сверхновой также довольно велико: оно в сотню раз превышает величину межзвездного магнитного поля.
Аналогичные вычисления, выполненные для других, более «старых» остатков вспышек сверхновых, дают сходные значения Wp
1048 эрг и заметно меньшие значения напряженности магнитного поля. Так, у источника, связанного с волокнистыми туманностями в Лебеде, при k = 1 We = Wp = 2,5
1048 эрг, H
2
10– 5 Э, а при k = 0,01 We = 1,7
1049 эрг, H = 5
10– 5 Э. Итак, релятивистские частицы и магнитные поля являются весьма существенным атрибутом остатков вспышек сверхновых, во многих отношениях определяющим эволюцию этих объектов. Это, в частности, связано с большой ролью, которую играет в динамике остатков давление магнитного поля и релятивистских частиц. Взаимодействие последних с плазмой, присутствующей в остатках вспышек, осуществляется через магнитное поле: релятивистские частицы оказывают давление на силовые линии магнитного поля, а последнее управляет движением плазмы.