Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

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 W p. Тогда плотность энергии релятивистских электронов можно представить как W e = kW p, 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 0 , 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 W pне может превышать плотность энергии магнитного поля W м, которая, как известно, равна H 2 / 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 W м > W p. Математически условие удержания релятивистских частиц магнитным полем запишется так:

(16.12)

Можно показать, что если W м W p, 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 H 2 / 8 = W p.

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.