Глава 20. Радиоизлучение сверхновых и их остатков

 

Вспышка сверхновой звезды – одно из самых мощных явлений в астрофизике, когда в результате взрыва звезды ее светимость на короткое время сравнивается со светимостью целой галактики. Подавляющее большинство сверхновых (SN) можно классифицировать в один из двух типов: SNI и SNII (таблица 20.1). Главный признак, по которому ведется классификация, – наличие в оптическом спектре эмиссий водорода (тип SNI) или их отсутствие (тип SNII). Имеются различия в кривых блеска. Физически SNI и SNII – также разные типы объектов.

 

Таблица 20.1. Средние параметры Сверхновых

 

Параметр	I тип	II тип
Энергия вспышки	1050 эрг	1050–1051 эрг
Масса звезды-предшественника	~1.5	~10
Сброшенная масса	~0.5	~1
Скорость выброса	15000–20000 км/с	~6000 км/с
Локализация	Вспыхивают в галактиках всех типов	Вспыхивают только в спиральных галактиках (Sb, Sc)
Примеры остатков	Тихо (1572), Кеплера (1604), Краб, 1006 г. н.э.	Cas A(?)

 

Всего известно около 100 нетепловых галактических радиоисточников, отождествля-емых с остатками вспышек сверхновых (SNI и SNII). Все они излучают синхротронным механизмом и имеют степенные спектры в широком диапазоне частот.

Cassiopeia A. На высоких частотах спектр представляется степенной функцией ,  ~ 0.8. На низких частотах ( < 15 МГц) имеет место завал спектра. Угловой размер ~6¢. Структура остатка оболочечная. Есть конденсации размером ~7². Скорость расширения всей системы конденсаций 6000–7000 км/с. В пределах одной конденсации дисперсия скоростей ~200 км/с. Время жизни отдельных конденсаций ~10 лет. Расстояние определено по лучевой скорости объекта и по собственному движению конденсаций: D = 3.4 кпк. Диаметр остатка 4 пк. Высота над плоскостью Галактики z ~ 100 пк. Сверхновая, породившая остаток Cas A, вспыхнула в 1658 ± 3 г. н. э., однако по каким-то причинам вспышка не была замечена.

Остатки Сверхновых Тихо и Кеплера. Представляют собой остатки исторических сверхновых, возраст которых хорошо известен. Они довольно слабы в оптическом диапазоне. Радиоспектры хорошо представляются степенной зависимостью  со спектральным индексом = 0.67 (Тихо) и 0.62 (Кеплер). Оба остатка имеют ясно выраженную оболочечную структуру. Расстояния до этих остатков ~3000 пк (Тихо) и ~3300 пк (Кеплер).

Кроме того, наблюдается ряд еще более старых остатков с возрастом в десятки тысяч лет (Петля в Лебеде и др.).

У излучения остатков сверхновых (ОСН) наблюдается линейная поляризация. На более низких частотах плоскость поляризации повернута на некоторый угол (~25°). Небольшая величина поворота свидетельствует о том, что вращение происходит в межзвездной среде (фарадеевское вращение из-за различиях в показателях преломления среды для обыкновенной и необыкно-венной волн, см (3.9)):

, радиан,     (20.1)

L – длина пути в среде (см), – угол между направлением распространения волны и магнитным полем, H – напряженность магнитного поля (Гс), N_e – электронная плотность (см^–3), f – частота (Гц).

Механизм радиоизлучения остатков Сверхновых. Механизм излучения ОСН – синхротронный. Средний спектральный индекс  = 0.8, это соответствует показателю энергетического спектра  = 2.6. Средняя напряженность поля H ~ 3×10^–4 Гс, плотность энергии магнитного поля  эрг/см³. Обычно принимается гипотеза равнораспределения, то есть равенства плотностей энергий релятивистских частиц и магнитного поля (за неимением ничего лучшего). Нижняя граница E ~ 10⁷ эВ, до 30 МэВ. Полная энергия релятивистских частиц ~2×10⁴⁸ эрг. При этом неизвестно, какую роль играют протоны (то есть какую долю энергию они могут нести). Так, в окрестностях Солнца электроны составляют ~1% от всех космических лучей; протонов может быть в k раз больше (а плотность энергии E_p µ k^3/7). Если то же соотношение имеет место в ОСН, то E_p сразу возрастет почти в 7 раз, с ~5×10⁴⁸ до 3×10⁴⁹ эрг. Локальное усиление поля может приводить к появлению ярких конденсаций. Поле внутри оболочки может быть сильно запутанным вследствие турбулентных движений ионизованного газа. При этом должно сохраняться равенство:

,                                                                                                     (20.2)

~ 10⁸ см/с, H ~ 10^–3 Гс. При таком запутывании легко возникают локальные усиления магнитного поля и, следовательно, радиоконденсации.

Спектр поглощения в линии 21 см для Cas A согласуется с расстоянием 3400 пк.

Найдено радиоизлучение от ОСН 185 г. н. э., 1006, 1572 и 1604 г. Два последних – также источники оболочечного типа с нетепловым спектром,  = 0.67 и 0.62 соответственно.   К ОСН, вероятно, принадлежит и радиоисточник Sgr A West.

Есть радиоизлучающие остатки и гораздо более старых Сверхновых. Типичные примеры – Петля в Лебеде ( = 0.4) и IC 443.

Эволюция остатков Сверхновых. Плотность потока от синхротронного источника:

 _.                                                                                                                    (20.3)

Принимается статистический механизм ускорения Ферми - взаимодействие газа частиц и газа тяжелых облаков. В данном случае имеет место адиабатическое охлаждение за счет разлета туманности:

,                                                                                                  (20.4)

где  – скорость расширения туманности, R – радиус туманности, что эквивалентно адиабатическому охлаждению при расширении:

, (первое равенство эквивалентно 20.4) (20.5)

Полагаем  = const, то есть считаем, что энергетический спектр со временем не меняется.

Закон сохранения количества частиц дает:

,                                                                    (20.6)

Отсюда .

Напряженность магнитного поля. . Далее, H_^ µ R^–2 (так же, как и H). Это можно показать следующим образом. Из закона сохранения адиабатического инварианта следует:

.

Для релятивистских частиц p µ E, следовательно . Полагая , получим .

Плотность потока тогда запишется в виде:

.                                                       (20.7)

Пока туманность еще не затормозилась, R µ t ® . Для Cas A T_b = 4×10⁷ K, , . Отсюда можно получить для относительного уменьшения плотности потока за 1 год , что подтверждается многолетними наблюдениями.

Крабовидная туманность (объект M1 в каталоге Мессье, радиоисточник Tau A). Расстояние 2 кпк. Интегральная фотографическая величина m_pg = 9^m. Туманность имеет вид вытянутого эллипсоида вращения, угловые размеры 3¢´2¢. Такую форму можно объяснить тем, что взрыв был асимметричным. Туманность расширяется со скоростью ~1000 км/с, причем с ускорением. Две основных составляющих туманности – волокна (излучающие оптические эмиссионные линии) и аморфная масса (излучающая синхротронным механизмом в очень широком диапазоне частот, от радиоволн до рентгена). По-видимому, реальной массой обладают только газовые волокна, сама аморфная масса практически невесома и представляет собой лишь излучающие частицы.

Поток радиоизлучения от туманности на метровых и дециметровых волнах составляет тысячи Янских. Спектр в радиодиапазоне (рис. 20.6) хорошо представляется зависимостью  ( ). Оптический непрерывный спектр – продолжение синхротронного радиоспектра, но с другим спектральным индексом, , что соответствует более крутому энергетическому спектру электронов . Имеется излучение в рентгеновском диапазоне, причем излучает сама туманность (то есть аморфная масса). Это было впервые выяснено методом лунных покрытий. Спектр в диапазоне 1 кэВ – 1 МэВ также хорошо представляется степенной зависимостью с . Средняя энергия частиц, излучающих в оптическом и рентгеновском диапазонах E ~ 10¹¹–10¹² эВ.

Плотность энергии релятивистских электронов E_рел @ 1.6×10^–9 эрг/см³. Магнитное поле H ~ 7×10^–4 Гс, плотность энергии магнитного поля  эрг/см³, то есть в 20 раз выше, чем E_рел.

Имеется сильная поляризация излучения в оптике (в отдельных точках туманности степень линейной поляризации достигает 50–60%) и в коротковолновой части радиодиапазона. На более длинных волнах поляризация замывается из-за деполяризующего действия эффекта Фарадея.

В туманности имеется компактный радиоисточник малых угловых размеров, на метровых волнах он дает от 30 до 50% всего потока, но на коротких дециметровых и на сантиметровых волнах его доля резко падает (так как его спектр более крутой, чем у туманности в целом, ). Впоследствии компактный источник оказался пульсаром PSR 0531+21. Это один из самых молодых и короткопериодических пульсаров (P = 33 мс).

Крабовидная туманность имеет гораздо более плоский спектр релятивистских частиц, чем многие другие источники синхротронного излучения. В спектре присутствуют частицы с энергиями E > 10¹² эВ. К тому же активен звездный остаток (пульсар) в центре туманности, осуществляющий непрерывную подкачку частиц.

Вопрос о вековом уменьшении радиопотока Крабовидной туманности до конца не решен. Аналогично ОСН Cas A, для Краба получаем  в год; реально наблюдается 0.3%. Расхождение можно объяснить тем, что не выполняется условие адиабатичности, к тому же идет непрерывная подкачка релятивистских частиц.

Полный спектр туманности испытывает излом, так как излучающие электроны, в конечном счете, теряют энергию, несмотря на дополнительную инжекцию электронов пульсаром. При E > > 10¹³ эВ спектр инжектируемых частиц становится несколько более крутым.

Одновременно с ускорением электронов, могут ускоряться и протоны, которые почти не излучают синхротронным механизмом. Однако протоны могут оказывать важное динамическое воздействие: их давлением можно объяснить расширение системы волокон Крабовидной туманности.

Крабовидная туманность – очень молодой остаток. Он излучает на всех частотах ~10³⁸ эрг/с, то есть столько же, сколько излучают синхротронным механизмом все остальные объекты в Галактике (включая весь галактический диск). Особенность Краба состоит в том, что сравнительно мала была первоначальная скорость оболочки, около 1500 км/с (у других ОСН – (1–2)×10⁴ км/с). К тому же, Сверхновая 1054 г. вспыхнула почти в пустоте. Поэтому расширение Краба практически не затормозилось, и мы наблюдаем туманность почти в первозданном виде.

В Галактике есть еще два объекта, напоминающие Краб: 3C58 (ОСН 1181 г.) и G21.5–0.9. Но они расположены гораздо дальше, и сведений о них меньше.

 

Глава 21. Пульсары

 

Пульсары – источники пульсирующего радиоизлучения. Это быстро вращающиеся нейтронные звезды, звездные остатки вспышек Сверхновых. Первые пульсары были открыты в 1967 г. К 2001 г. были обнаружены свыше тысячи пульсаров.

Радиоизлучение пульсаров поступает в виде правильно повторяющихся импульсов. Периоды повторения импульсов от ~1.5 мс до ~10 с. Стабильность повторения импульсов до 10^–9, но при этом у большинства пульсаров периоды со временем растут. Итак, два основных параметра любого пульсара – период следования импульсов P и производная периода . Время от времени у пульсаров наблюдаются сбои периода, когда период скачком уменьшается, а затем продолжает возрастать, но уже с несколько иной скоростью (рис. 21.3). Скважность излучения от 10 до 100. Бывают интеримпульсы (то есть вторичные импульсы в промежутках между главными). Отдельные импульсы также могут обладать сложной внутренней структурой, которая может меняться от одного импульса к другому. Светимости радиопульсаров достигают 10³⁸ эрг/с.

Спектры пульсаров в диапазоне метровых волн (~ 100 – 400 МГц) довольно крутые (в среднем 3 ± 1), на частотах 1000 МГц наступает резкое уменьшение интенсивности. Наблюдается сильная линейная поляризация излучения. В течение одного импульса происходит поворот плоскости поляризации. От импульса к импульсу свойства поляризации существенно меняются.

Пульсары интересны сами по себе. Но, благодаря уникальному характеру радиоизлучения в виде коротких импульсов в широком диапазоне частот, они дают также возможность диагностики межзвездной среды на пути распространения сигнала к наблюдателю. Вследствие дисперсии радиоизлучения в слабоионизованной межзвездной среде запаздывание импульсов пульсара (по сравнению со временем L/c, L – расстояние до пульсара, см. 3.12):

t = 1.345×10^–3 f^–2 n_e L [с],

где f [Гц], n_e [см^–3], L [см], или

t = 4.15 (DM) f^–2 [с],

где f [МГц], DM [пк/см³]. Величина DM называется мерой дисперсии пульсара, она характеризует среднюю столбцовую плотность ионизованной среды в направлении пульсара и может использоваться для грубой оценки расстояния. Измерение разности  на двух или нескольких волнах (частотах) дают оценку DM.

Излучение большинства пульсаров имеет линейную поляризацию. При прохождении ионизованной среды с магнитным полем плоскость поляризации испытывает фарадеевское вращение (из-за различия коэффициентов преломления для обыкновенной и необыкновенной волн, см. главу 3). Угол поворота плоскости поляризации (см. 3.9):

 [рад] = (RM)  ² [рад],                                                  (21.1)

где n_e [см^–3] - электронная плотность; [мкГс] – продольная составляющая межзвездного магнитного поля (параллельная лучу зрения); l [пк];  [м]; RM [рад/м²] – мера вращения в межзвездной среде в направлении пульсара.

Наряду с периодом P и его производной , мера дисперсии DM и мера вращения RM – основные параметры пульсаров, определяемые непосредственно из наблюдений.

Простейший способ оценки возраста пульсаров использует свойство возрастания их периодов. Экстраполируем величину периода пульсара назад по времени к тому моменту, когда P = 0 (то есть считаем, что в момент рождения пульсар имел нулевой период). Тогда, очевидно, приближенный возраст пульсара  можно оценить как . Прокалибровать шкалу  можно по объектам, возраст которых известен из других данных. Пример такого объекта – пульсар в Крабовидной туманности, для которого точно известен момент рождения (вспышки Сверхновой) – 1054 год н.э. Оценка дает ~2000 лет. Поэтому обычно формулу для оценки возраста используют в виде:

,                                                                                                           (21.2)

где ½ – "нормировочный множитель".

Оцененные по формуле (21.2) возрасты лежат в пределах 10⁶–10⁷ лет. Пульсар в Крабе – один из самых короткопериодических (P = 33 мс) и самых молодых (  ~ 950 лет). Относительно молод также пульсар Vela (P = 89 мс,  ~ 10⁴ лет).

Имеется группа короткопериодических ("миллисекундных") пульсаров. Их периоды заключены в пределах от 1.5 до ~10 мс. Всего известно около пятидесяти миллисекундных пульсаров. По своим свойствам и эволюционному положению они сильно отличаются от "классических" пульсаров с более длинными периодами. У них производная периода  < 10^–19, иногда даже отрицательна, магнитное поле ~10⁸ Гс, а возраст достигает 10⁹ лет. Практически обо всех миллисекундных пульсарах известно, что они входят в тесные двойные системы; в том числе – имеются пульсары в старых шаровых скоплениях. Двойственность дает ключ к пониманию их природы: это нейтронные звезды, испытавшие повторную "раскрутку" вследствие аккреции вещества с вторичного компонента, который уже достиг стадии красного гиганта.

 

Модели пульсаров.

 

Общепринятой является модель быстро вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем (~10¹² Гс). Поле имеет приблизительно дипольную

структуру, магнитная ось, вообще говоря, не совпадает с осью вращения (рис. 21.2). Такой вращающийся диполь будет излучать волны на частоте вращения. Потеря вращательной энергии E вследствие магнитоди-польного излучения (cм. Л.Д.Ландау, Е.М.Лившиц. Теория поля):

,  (21.3)

где – угловая скорость вращения пульсара, – компонент магнитного момента, перпендикулярный к оси вращения. Так как энергия вращения , где I – момент инерции нейтронной звезды, то:

.

Переходя к периоду вращения пульсара  получим:

                                                                                                  (21.4)

Масса и размер нейтронной звезды достаточно хорошо известны, а, следовательно, и момент инерции I. Отсюда можно найти магнитный момент и напряженность поля на поверхности нейтронной звезды (~10¹² Гс).

Следствие быстрого вращения магнитного поля – генерация сильного электрического поля. Электрическое поле ускоряет заряженные частицы до очень высоких энергий.

Ускоряемые частицы летят вдоль силовых линий. Излучение идет преимущественно в направлении движения. На Земле излучение принимается тогда, когда конус, в котором излучают частицы, направлен на Землю.

Предложены два типа моделей пульсаров:

1) излучение возникает вблизи поверхности так называемого светового цилиндра , где линейная скорость вращения приближается к скорости света (радиус светового цилиндра = );

2) излучение возникает вблизи поверхности нейтронной звезды.

В моделях первого типа направленность излучения – следствие релятивистской тангенциальной скорости вращающейся плазмы; частицы излучают при помощи синхротронного механизма.

В моделях второго типа имеет место излучение частиц, летящих вдоль силовых линий магнитного поля, в направлении вектора мгновенной скорости.

Сбои периода пульсаров вызваны звездотрясениями, разломами в структуре нейтронной звезды. Разломы приводят к уменьшению момента инерции, а, следовательно, и периода. При этом достаточно очень малого изменения размера нейтронной звезды. Момент инерции сплошного шара массой M равен . Из формул вращательного движения имеем , где - угловой момент тела. Полагая (то есть при отсутствии действия момента силы), получим:

                                                                                        (21.5)

При сбое периода пульсара в Крабе в сентябре 1969 г. было.  При R = 10 км требуемое изменение радиуса всего лишь 5 мкм. При звездотрясении, вероятно, происходит растрескивание коры нейтронной звезды, меняется момент инерции, однако нейтронную жидкость внутри звезды это очень мало затрагивает.

Массы нейтронных звезд M от 0.15 до 1.7 . При массе >1.7  образуется черная дыра. При M < 1  звезда может быть и белым карликом, но при вспышке Сверхновой происходит существенная перестройка всей структуры звезды, и гораздо вероятнее образование именно нейтронной звезды (или черной дыры).

Структура нейтронной звезды (при радиусе R = 10 км): ядро радиусом 1 км – твердое, содержит только наиболее массивную нейтронную компоненту; далее до радиуса 9 км – "нейтронная жидкость", состоящая из смеси нейтронов, протонов и электронов; и внешняя кора толщиной 1 км, состоящая из тяжелых ядер.

При быстром вращении замагниченной нейтронной звезды возникает сильное электрическое поле:

                                                                            (21.6)

Здесь  – радиус светового цилиндр. Для пульсара в Крабе  = 200 с^–1, B = 10¹² Гс, отсюда напряженность электрического поля ~10¹⁸ В/см. Следовательно, энергия ускоряемых частиц может достигать ~10¹⁸эВ. Таким образом, пульсары – важные источники космических лучей в Галактике. Однако трудность данной модели в том, что частицы, которые теряет звезда, приводят к появлению на ее поверхности заряда, который запирает дальнейшее вырывание частиц.