Все остатки вспышек сверхновых являются источниками синхротрон- ного радиоизлучения; этот факт был надежно установлен еще в 1959 - 1960 гг. Однако вопрос о происхождении релятивистских электронов и магнитного поля, ответственных за излучение, до конца не ясен до сих пор. Вернее, сейчас ясно, что в остатках разных типов и в разных стадиях эволюции генерация магнитного поля и релятивистских частиц происходит по-разному. В остатках вспышек сверхновых, сопровождающихся образованием компактного звездного остатка - пульсара, наблюдается также синхротронное излучение в рентгеновском и оптическом диапазонах. Радиоизлучение остатков сверхновых исследуется очень интенсивно. Мощность потока информации определяется тем, что в радио диапазоне, в отличие от оптического и рентгеновского, поглощение не препятствует наблюдению подавляющего большинства галактических объектов. Современные каталоги нетепловых радиоисточников - галактических остатков сверхновых - содержат около 140 объектов (Милн, 1979а; Ван ден Берг, 1983; Грин, 19846). Выделено 38 синхротронных радиоисточников - остатков сверхновых в Магеллановых Облаках (Миллс и др., 1984; Мэтью- сон и др., 1984), 8 объектов в галактике МЗЗ д'Одорико и др., 1982), 10 - в М 31 (Диккел и др., 1982). Исследования радиоизлучения сверхновых ведутся в нескольких направлениях. Исторически первым было измерение спектральной плотности потока, и уже в 1961 г., на заре радиоастрономии, был обнаружен знаменательный факт — поток радиоизлучения Кассиопеи А уменьшается со временем примерно на 1% в год. Измерения векового ослабления Кассиопеи А продолжаются; согласно данным Иванова и др. (19826) изменение потока на волне 31 см за период 1964-1972 гг. составляло AS = 0,92 ± 1 % в год, за период 1972-1981 гг. AS = 0,41 ± 0,08% в год. Сходные результаты приводят Баарс и др. (1977): AS = (0,97 + 0,04) - (0,30± 0,04) igvTTu, (см. также Виняйкин и др. (1980) и ссылки там). Обнаружены аномальные изменения потока Кассиопеи А в декаметровом диапазоне (см. тезисы докладов XII (1979) и XV (1983) Всесоюзных конференций по галактической и внегалактической радиоастрономии). Выявлено также вековое уменьшение потока радиоизлучения еще одного оболочечного остатка СН Тихо Браге: AS = 0,4 ± 0,5% в год согласно Диккелу, Спанглеру (1979) и Иванову и др. (19826) и AS = 0,23 ± 0,19% в год по измерениям Строма и др. (1982). Радиоизлучение молодого пле- риона Крабовидная туманность тоже ослабевает. По данным Аллера и Ринолдса (1985) за 1968-1984 гг. падение яркости соответствует AS = = 0,167 ± 0,015% в год. Согласно Иванову и др. (1982а) уменьшение потока за 1967-1981 гг. соответствует в среднем AS = 0,2 - 0,06% в год, но, возможно, оно обусловлено кратковременным более быстрым ослаблением. Ожидаемое уменьшение радиосветимости молодого плериона в рамках модели Ринолдса, Шевалье (1984) составляет около 0,26% в год для Крабовидной туманности и около 0,13 % в год для ЗС 58 (см. ниже). Спектры радиоизлучения в диапазоне v = 10 - 104 МГц построены более чем для 100 галактических остатков; они хорошо представляются степенным законом: Sv <* v~a. Спектральный индекс а для разных объектов 150 fO* a* to2 101
toНВЗ : и—0,65 : 3C 58 a—0,1 . С 205.5+0.2 10* 10* 10* а* - г Г Г V "I ■ •■■■■■■! ■ ■ НВ9 1 Jj. e—O,UZ : од т -. ^т в—0,52 1 ств/ - ^t а—0,70 ; 10 Iff 10 »,мГц Ю 10 10я Рис. 51. Спектры радиоизлучения некоторых плерионов и оболочечных остатков сверхновых, построенные В.А. Удальцовым и др. (частное сообщение). Спектры Крабовидной туманности и G 0540-69.3 даны на рис. 16 заключен в пределах 0 < а < 0,8 (рис. 51). Сообщалось о зависимости а от высоты над галактической плоскостью, но последующие исследования этого не подтвердили (Лерхе, 1980; Кларк, 1976). Как видно из рис. 51, у ряда объектов наблюдается изменение спектрального индекса с частотой. Низкочастотный завал, наблюдаемый в Кассиопее А, обусловлен свободно-свободным поглощением в плотных частично ионизованных облаках или в разреженной межоблачной среде. В нескольких остатках,в их числе ПетляЛебедя.Симеиз 147, НВ 9. ЗС 391, G 41,1 - — 0,3, W49 В. обнаружен перелом спектра в области v * 103 МГц, изменение спектрального индекса составляет Да = 0,5 (Удальцов и др., 1978; Софуе и др., 1980; тезисы докл. XV Всесоюзной конференции по галактической и внегалактической радиоастрономии; Фюрст и Райх, 1986). Спектр радиоизлучения изменяется в процессе эволюции остатка. Мы непосредственно наблюдаем эти изменения в молодом объекте Кассиопея А: вековое ослабление потока зависит от частоты, спектр становится со временем более плоским (Диккел, Грейзен, 1979; Виняйкин, Разин, 1979; Виняйкин и др., 1980). Спектральный индекс а Кассиопеи А, определяемый по данным рис. 51, составляет в диапазоне 0,3-30 ГГц 0,770 (эпоха 1980) и изменяется на Да = 1,3 • 10"3 в год (Баарс и др., 1977). Возможно, существует слабая зависимость спектрального индекса от радиуса, т.е. от возраста старых остатков (Сахибов, Смирнов, 1982), но наблюдаемый эффект может быть просто следствием селекции наблюдений. Ослабление радиояркости с ростом размера зависит от а (см. ниже 151 соотношение (9.12)), поэтому радиоисточники с малым а дольше видны на фоне галактического радиоизлучения. Степень линейной поляризации большинства радиоостатков составляет 3-5%, в отдельных объектах - 20-25%, магнитное поле квазирегулярное и становится менее упорядоченным на периферии. В оболочечкых остатках вектор поляризации направлен, как правило, тангенциально, но наблюдаются и крупномасштабные радиальные структуры. Обнаружена мелкоячеистая структура магнитного поля Крабовидной туманности (Свин- бэнк и Пулей. 1979: Мак Леан и др., 1983; Велусами, 1985), подтверждающая картину "сдерживания" магнитных силовых линий системой оптических волокон: характерный размер флуктуации магнитного поля — не менее 0,01 пк (Вилсон и др., 1985а). Хенбест (1980) наблюдал мелкоячеистую структуру распределения яркости и линейной поляризации в остатке СН Тихо Браге; размер ячеек - не более 0,1 пк. Корреляция структуры магнитного поля с оптическими волокнами наблюдается и в старых остатках, например в Парусах XYZ (Милн, 19796, 1980; Лерхе и Милн, 1980). Мы кратко перечислили основные характеристики радиоизлучения остатков сверхновых, которые адекватно объясняются в рамках теории син- хротронного излучения, а именно: степенной спектр со спектральным индексом, слабо меняющимся со временем; уменьшение спектральной плотности потока со временем; линейная поляризация. Теория синхротронного излучения развита и неоднократно изложена (см., например, Гинзбург, Сыроватский, 1965; Кардашев, 1962; Каплан, Пикельнер, 1963; Шкловский, 1976а), мы приведем лишь основные соотношения, необходимые для дальнейшего изложения. Если распределение электронов по энергиям описывается степенным законом N(K)di: = fCH-ydf: (9.1) в достаточно широком интервале энергий £", - Е2, а поле однородное, объемный коэффициент излучения равен ( тс2 \4imi3c Kv 2 , (9.2) где т и е - масса и заряд электрона, Hi - компонента магнитного поля, перпендикулярная скорости электрона, а(у) - безразмерная функция. В полностью хаотическом поле коэффициент излучения имеет тот же вид, но с заменой а(у) на другую безразмерную функцию и Н± на Н. Спектральный индекс радиоизлучения определяется энергетическим спектром релятивистских частиц: 7-1 <*=у- . (9.3) Границы интервала энергий электронов связаны с диапазоном частот: /-, =2,5 10"4 ЫЯу, (7)] °'5МэВ, Е2 = 2,5 • 10"4 ЫЯг2(7)]0>s МэВ. (9А) 152 Функции а(т). J'i(7). Уг(У) затабулированы (Гинзбург, Сыроватский, 1965; Канлан, Пикельнер, 1963). Зная из наблюдений поток радиоизлучения и а, можно из (9.2)—(9.4) определить энергетический спектр и полную энергию релятивистских электронов, а также напряженность магнитного поля. При таких оценках обычно предполагают равными плотности энергии релятивистских частиц и магнитного поля и считают, что электронная компонента составляет около 1% космических лучей. Для молодого остатка сверхновой Кассиопея А такие оценки дают: а = 0,8, 7 = 2,6, К = 7,5 • 10~12, Н - (2-3) • 10~4 Э, Ь\ я» 50 МэВ, £2 «* 8 ГэВ, полная энергия релятивистских электронов W * 2 • 1048 эрг. В типичных старых оболочках 1С 443, Петля Лебедя характерные значения: а = 0,5, у = 2, К = 2 ■ 10~12, Н = (1—3) • 10~s Э; ответственными за излучение являются электроны с энергией 150 МэВ - 30 ГэВ, их полная энергия составляет W = 5 ■ 1048 - - 1049 эрг. В случае однородного магнитного поля степень линейной поляризации равна р = (7+ 1)/(7 + 7/3), (9.5) что соответствует 70% при у = 2. В полностью хаотическом поле поляризация отсутствует. В реальных остатках сверхновых реализуется некоторая промежуточная ситуация: поле является квазиоднородным с характерными размерами областей однородности 0,1—1 пк, степень линейной поляризации составляет 3—30%. Наиболее существенными процессами, определяющими изменения синхротронного радиоизлучения сверхновых со временем, являются синх- ротронные потери и адиабатическое расширение (Кардашев., 1962). Потери энергии на синхротронное излучение зависят от энергии и магнитного поля dE , , как — « Н\Е2. Энергия электрона уменьшается вдвое за время dt При отсутствии генерации релятивистских частиц в энергетическом спектре электронов в хаотическом поле наблюдается перелом на энергии £»(г) эВ * 8,3 • 106 Я"2 [Э] Г1 [лет], (9.7) а в спектре излучения — на частоте vb Гц * 3,4 ■ 10е Я"3 [Э] Г2 [лет]. (9.8) Интенсивность синхротронного излучения до и после перелома 7 + 1 _ 7 -1 27+1 7 + S Iv<vb"H 2 v 2 ;Iv>Vb<xH-2v 3 t 3 (9.9) ' Если генерация частиц со спектром (9.1) продолжается в течение времени г, синхротронные потери приводят к накоплению электронов в области энергии Еь; в спектре излучения наблюдается перелом на vb с изменением 153 спектрального индекса на Да = 0,5: b*v 2 t. Iv>Vb«v 2. (9.10) Адиабатическое расширение облака релятивистских частиц сопровождается уменьшением потока, но не меняет вид спектра. При отсутствии генерации частиц имеем (9.11) Если магнитный поток остается постоянным из-за вмороженности силовых (О v 2 ) И ральная плотность потока радиоизлучения как + 2 111 _2_ U 2 о -(Т + O.i "' спект- При адиабатическом расширении, сопровождающемся генерацией частиц, спектр в момент t имеет вид V' C9..3, и поток радиоизлучения меняется как ycct~y. (9.14) Мы видели, что размер остатков сверхновых меняется за характерное время t «» 104 лет от 1 пк до 20—40 пк. Это приводит к уменьшению радиояркости из-за адиабатического охлаждения облака релятивистских частиц на два-три порядка. Для сравнения оценим характерное время синхро- тронных потерь на частоте 1 ГГц: t «* 10* лет при Н = 10~4 Э и t * 5 • 107 лет при Н = \0~5 Э. Если действуют только синхротронные потери, они существенны лишь для очень высоких частот при характерном возрасте остатка 104-105 лет. Но вследствие расширения оболочки перелом в спектре, обусловленный синхротронными потерями, может сместиться в радио- диапазон. Уменьшение потока радиоизлучения Кассиопеи А, предсказанное Шкловским (19606), составляет, согласно (9.12), 5,, « R-s>06 при а = 0,77, если остаток представляет собой свободно расширяющееся облако релятивистской плазмы. Мы видели в § 4, что реально наблюдаемая в Кассиопее А картина намного сложнее, тем не менее измеренное ослабление потока неплохо согласуется с ожидаемым. Считая, что объект находится в адиабатической стадии, находим ожидаемое ослабление AS/S =0,67% в год. Это грубая оценка; действительно, радиоконденсации, по всей вероятности, расширяются внутри аморфной оболочки, что приводит к уменьшению их яркости. Поскольку поток излучения конденсаций составляет около 30% общего потока Кассиопеи А, эффект может быть существенным. Часть конденсаций увеличила яркость за это время, так что более точные оценки невозможны. Учет возвратной волны, существенной на ран- 154 ней стадии торможения оболочки, еще уменьшает расхождения-предсказанного и измеренного ослабления потока. Считая, что остаток СН Тихо Браге также находится в адиабатической стадии и расширяется со скоростью 3000 км ■ с'1, находим при а = 0,67 ожидаемое ослабление потока 0,52% в год, достаточно близкое к наблюдаемому. Эволюционные изменения, подобные описанным, могут наблюдаться в пределах одного остатка и при жизни одного поколения наблюдателей лишь в самых молодых, а потому быстро развивающихся объектах. Более поздняя стадия эволюции может изучаться лишь статистически, на базе наблюдений большого числа остатков сверхновых. Прежде чем перейти к этому анализу, остановимся на новом важном факте, установленном в последнее десятилетие. В гл. I мы убедились, что по кривой блеска, спектру сверхновой и морфологии остатка в первые сотни лет после вспышки сверхновые делятся по крайней мере на два типа. Физической основой различий молодых остатков является наличие или отсутствие пульсара - источника релятивистских частиц и магнитного поля. Наиболее отчетливо эти различия должны проявляться именно в синхротронном излучении. Пожалуй, самым интересным достижением радиоастрономических наблюдений сверхновых за последние годы является твердо установленный факт, что радиоостатки четко делятся на два типа - "классические" обо- лочечные и так называемые плерионы. Термин произошел от греческого "я\1?рт?<г" или "я\т70 uprf\ что переводится как "заполненный" и обозначает остатки, радиояркость которых растет к центру. В английской литературе столь же употребительным является термин "Crab-like", но русский эквивалент "подобные Крабовидной туманности" оказался слишком громоздким.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «СИНХРОТРОННОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ ОСТАТКОВ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
