Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

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 W_e = 2

10⁴⁸ эрг. Этой же величине равна, по условию, энергия W_H 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 W_p увеличивается, согласно расчетам, в семь раз, в то время как напряженность магнитного поля вырастет в 2,7 раза. Следовательно, в этом случае W_p 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 W_p

10⁴⁸ эрг и заметно меньшие значения напряженности магнитного поля. Так, у источника, связанного с волокнистыми туманностями в Лебеде, при k = 1 W_e = W_p = 2,5 10⁴⁸ эрг, H 2 10^-5 Э, а при k = 0,01 W_e = 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.

Остатки вспышек сверхновых представляют собой неограниченно расширяющиеся объекты, в конце концов рассеивающиеся в межзвездной среде. Туманность Кассиопея А, которая достаточно подробно описывалась выше, является молодым объектом. Облака газа, выброшенные при вспышке сверхновой, только едва начинают тормозиться межзвездной средой. Они почти полностью сохранили свою первоначальную скорость, приобретенную, во время взрыва. Наоборот, такие объекты, как волокнистые туманности в созвездии Лебедя, IС 443 и аналогичные им, представляют собой достаточно старые остатки вспышек сверхновых. Их линейные размеры в 5—10 раз превышают линейные размеры Кассиопеи А. Скорость их расширения сильно упала. Наконец, и это, пожалуй, самое интересное — мощность их радиоизлучения значительно меньше, чем мощность радиоизлучения Кассиопеи А. Мощность источника пропорциональна произведению квадрата расстояния до него на величину потока. Так как расстояние до волокнистых туманностей в Лебеде почти в четыре раза меньше, чем до Кассиопеи А, а поток радиоизлучения почти в сто раз меньше, то мощность радиоизлучения Кассиопеи А оказывается в полторы тысячи раз больше, чем у такого «старого» объекта, как волокнистые туманности в Лебеде! Таким образом, мы приходим к чисто эмпирическому выводу, что по мере расширения остатка вспышки сверхновой мощность его радиоизлучения сильно уменьшается. Еще в большей степени уменьшается поверхностная яркость «старых» остатков. Например, поверхностная яркость радиоисточника, связанного с волокнистыми туманностями, в сотню тысяч раз меньше, чем Кассиопеи А.