Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

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.

Мы видим, что физические условия в оболочках — остатках вспышек сверхновых определяются сложным переплетением взаимодействий космических лучей, магнитных полей, очень горячей плазмы, образующейся за фронтом ударной волны, и погруженных в эту плазму плотных, сравнительно холодных газовых волокон. Таким образом, синхротронная теория полностью объяснила все особенности радиоизлучения остатков сверхновых. В частности, стала понятной наблюдаемая линейная поляризация радиоизлучения от Кассиопеи А, волокнистых туманностей в Лебеде и родственных объектов — остатков вспышек сверхновых. Эта поляризация достигает значительной величины, доходя в отдельных деталях до десятка процентов. Заметим, что тепловое радиоизлучение в условиях сравнительно слабых магнитных полей не может быть сколько-нибудь заметно поляризовано. Между тем синхротронное излучение, как можно понять, почти всегда должно быть поляризовано, так как в излучающем объекте всегда имеется физически выделенное преимущественное направление, связанное с магнитным полем! Только в тех случаях, когда магнитные поля в источнике распределены хаотично, причем масштаб однородностей поля намного меньше размеров источника, поток синхротронного излучения от последнего почти не будет поляризован. Объяснение поляризации источников космического радиоизлучения есть большое достижение синхротронной теории.

Однако любая теория только тогда может быть признана правильной, когда исходя из нее можно предсказать совершенно новое явление, которое после этого наблюдается. В истории астрофизики и радиоастрономии большую роль сыграло предсказание поляризации оптического излучения Крабовидной туманности, которое блестяще подтвердилось наблюдениями. Это предсказание было сделано на основе истолкования давно известного оптического излучения этой туманности как синхротронного, о чем подробно речь будет идти в следующем параграфе. Сейчас мы рассмотрим другое следствие синхротронной теории, позволяющее сделать важное предсказание, которое было подтверждено на опыте.