Курс теоретической астрофизики

Следует считать, что нетепловое радиоизлучение Галактики представляет собой тормозное излучение релятивистских электронов в магнитном поле (т.е. оно обусловлено синхротронным механизмом). Впервые такое представление было выдвинуто в 1950 г. Альвеном и Герлофсоном и независимо от них Киппенхойером. Названные авторы обосновывали его тем, что в галактическом пространстве должно существовать огромное число частиц высоких энергий, которые вызывают наблюдаемое на Земле явление космических лучей.

Основные формулы для определения интенсивности синхротронного излучения были даны в § 31 при рассмотрении радиоизлучения дискретных источников, являющихся остатками сверхновых. Эти формулы можно применять и к нетепловому радиоизлучению Галактики. Так как наблюдённая зависимость интенсивности радиоизлучения от частоты выражается формулой (34.9), в которой 𝑛≈0,5, то энергетический спектр релятивистских электронов будет определяться формулой (31.9), в которой γ≈2. Далее, по интенсивности излучения 𝐼_ν и по длине пути луча в Галактике 𝑟₀ при помощи соотношения

𝐼

_ν

=

ε

_ν

𝑟₀

(34.10)

можно найти объёмный коэффициент излучения ε_ν. Сравнение этого значения ε_ν с его теоретическим значением, даваемым формулой (31.10), позволяет оценить либо концентрацию релятивистских электронов в Галактике, либо напряжённость магнитного поля (если задана одна из этих величин, то находится другая). Примем, что число релятивистских электронов составляет примерно 1% от числа частиц с высокой энергией (оцениваемого по наблюдаемому потоку космических лучей). Тогда для напряжённости магнитного поля в Галактике получаются значения порядка 10⁻⁶-10⁻⁵ эрстед. При этом в галактической короне напряжённость магнитного поля оказывается в 2—3 раза меньше, чем в диске Галактики.

Если нетепловое радиоизлучение Галактики имеет синхротронное происхождение, то надо объяснить, каким путём появляются в ней релятивистские электроны. Как уже говорилось в §31, релятивистские электроны могут возникать при вспышках сверхновых. Однако существуют и другие механизмы образования частиц высоких энергий в Галактике. Одним из них является «статистический механизм», указанный Ферми. Он заключается в ускорении заряженных частиц при столкновении с намагниченным облаком межзвёздного газа. Такое столкновение может привести как к ускорению, так и к замедлению частицы, однако подсчёты показывают, что ускорение происходит чаще, причём оно тем эффективнее, чем больше энергия частицы. Возможно, что частицы высоких энергий, образующиеся при вспышках сверхновых, ускоряются ещё затем в результате действия механизма Ферми.

3. Монохроматическое радиоизлучение.

В радиодиапазоне межзвёздная среда излучает энергию не только в непрерывном спектре, но и в спектральных линиях. Эти линии возникают при переходах между очень близкими друг к другу дискретными уровнями. Важнейшая из таких линий принадлежит водороду и имеет длину волны λ=21 см. Она возникает при переходах между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома. На возможность наблюдения этой линии впервые указал ван де Хюлст, а затем она была действительно обнаружена. В дальнейшем исследования галактического радиоизлучения в этой линии производились многими астрофизиками. Следует подчеркнуть, что такие исследования являются главным источником наших сведений о нейтральном водороде в межзвёздном пространстве (так как он находится преимущественно в зонах 𝙷 I, где не даёт излучения в видимой части спектра).

Вычисления показали, что эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в линии λ=21 см равен

𝐴

=

2,85⋅10⁻¹⁵

с⁻¹

.

(34.11)

Как видим, он очень мал и поэтому средняя продолжительность жизни атома на возбуждённом подуровне основного состояния чрезвычайно велика — около 10⁷ лет.

Возбуждение верхнего подуровня происходит при столкновениях между атомами. В условиях межзвёздной среды такие столкновения совершаются крайне редко, однако всё-таки более часто, чем спонтанные переходы между подуровнями. Поэтому можно считать, что распределение атомов по подуровням даётся формулой Больцмана при кинетической температуре газа 𝑇_𝑘 В таком случае отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения в линии λ=21 см будет равно значению функции Планка при той же температуре, т.е. величине 𝐵_ν(𝑇_𝑘).

На основании сказанного интенсивность излучения в рассматриваемой линии представляется формулой

𝐼

_ν

́

=

𝐵

_ν

(𝑇

_𝑘

)

⎡

⎣

1

-

exp

⎛

⎝

-

𝑡

_ν

⁰

⎞

⎠

⎤

⎦

+

𝐼

_ν

ʺ

,

(34.12)

где τ_ν⁰ — полный оптический путь луча в частоте ν внутри линии для данного направления в Галактике, а 𝐼_νʺ — интенсивность галактического излучения в непрерывном спектре в частотах линии.

Величина 𝐼_νʺ (обусловленная в основном нетепловым излучением Галактики) определяется формулой

𝐼

_ν

ʺ

=

∞

∫

0

ε

_ν

𝑒

^-σ_ν𝑟

𝑑𝑟

=

ε_ν

σ_ν

⎡

⎣

1

-

exp

⎛

⎝

-

𝑡

_ν

⁰

⎞

⎠

⎤

⎦

,

(34.13)