4 Космическое рентгеновское и гамма-излучение
Галактическое диффузное гамма-излучение. Гамма-излучение «в линиях»
жүктеу/скачать 1.44 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- 7. Черные дыры звездной массы
6. Галактическое диффузное гамма-излучение. Гамма-излучение «в линиях»Галактический диффузный фон гамма-квантов состоит из компонента с непрерывным спектром – так называемого континуума и излучения в линиях. Спектр континуума галактического диффузного гамма-излучения в широком диапазоне энергий изображен на рис. 4. Предполагают, что континуум частично может быть обусловлен излучением неразрешенных дискретных источников типа одиночных пульсаров (выше было отмечено, что на сегодняшний день обнаружено по крайней мере 6 пульсаров, излучающих в гамма-диапазоне), вклад которых в разных энергетических диапазонах составляет по оценкам от нескольких процентов до 20% суммарной фоновой интенсивности. Основная же доля галактического гамма-фона связана с истинно диффузным излучением, возникающем в результате взаимодействий космических лучей и энергичных электронов с межзвездной средой. Форма спектра галактического диффузного гамма-излучения свидетельствует о том, что в диапазоне энергий от нескольких МэВ до 1 ГэВ оно связано в основном распадом 0-мезонов. Также как и излучение в “ядерных линиях” оно обусловлено исключительно ядерными взаимодействиями галактических космических лучей, поэтому оценки соответствующих потоков дают непосредственную информацию о плотности космических лучей в Галактике. Как видно из рис. 4 спектр континуума жесткого галактического излучения прослеживается вплоть до энергий в несколько кэВ. Его спектр в диапазоне энергий от 10 кэВ до нескольких сотен кэВ может быть аппроксимирован степенной зависимостью с показателем -2.7. Предполагается, что диффузное гамма-излучение в этом интервале энергий обусловлено тормозным излучением энергичных галактических электронов. Сравнение наблюдаемой интенсивности фонового жесткого рентгеновского излучения с оценками потоков гамма-квантов от распада 0-мезонов и в “ядерных линиях” показывают, что космические лучи не обеспечивают требуемой интенсивности электронов. Поэтому для объяснения наблюдаемого спектра диффузного излучения привлекают дополнительные источники энергичных электронов, в частности, рассматривают механизм ускорения электронов на турбулентности межзвездной плазмы. Как показывают расчеты при энергиях свыше 1 ГэВ взаимодействия космических лучей обеспечивают лишь около 60% наблюдаемой интенсивности фонового гамма-излучения. Остальные 40% интенсивности объясняют тормозным излучением релятивистских электронов, ускоренных в оболочках сверхновых. 
Рисунок 4. Оценки диффузного высокоэнергичного континуума из внутренних направлений галактической плоскости по данным различных экспериментов (указаны на рисунке). Измеренные значения спектральной плотности потока домножены на величину E2 (Pohl, 2001) Что касается диффузного гамма-излучения “в линиях”, из района центра Галактики помимо упоминавшейся выше аннигиляционной линии 0.511 МэВ наблюдались также линии 1.826 и 0.847 МэВ, связанные с излучением возбужденных изотопов 26Al и 56Co. Изотопы 56Co в большом количестве образуются в результате ядерных реакций при взрыве сверхновых. Вероятными же источниками изотопа 26Al являются звезды Вольфа-Райе, которые могут быть также источниками низкоэнергичных космических лучей. Ядерные линии излучения изотопов 12С (4.4 МэВ) и 16О (6.1 МэВ), связанные с взаимодействиями малоэнергичных (2-100 МэВ/нуклон) нуклонов космических лучей были обнаружены с помощью прибора COMPTEL на обсерватории им. Комптона в направлении созвездия Ориона, где расположен крупный газо-пылевой комплекс, являющийся очагом активного звездообразования. На этой обсерватории были получены и новые данные о галактическом излучении в аннигиляционной линии. Оказалось, что помимо диффузного излучения в этой линии, распределенной вдоль галактической плоскости и концентрирующегося к центру Галактики, наблюдается некоторый избыток излучения из области положительных галактических широт над галактическим центром. Основным источником позитронов, обеспечивающих аннигиляционное гамма-излучения считаются реакции -распада радиоактивных ядер, образующихся при взрывах сверхновых. При этом предполагают, что наблюдающийся избыток излучения из области над галактическим центром связан с “фонтаном” радиоактивных осколков, истекающего из центра Галактики, для которого характерна повышенная “активность сверхновых”. 7. Черные дыры звездной массы7.1. Рентгеновских двойные, содержащие “черные дыры” Среди множества рентгеновских источников большой интерес для исследователей представляют объекты, содержащие, так называемые, "черные дыры". Кандидаты в такие объекты отбирают по величине массы компактного компонента, которая в случае черной дыры, должна, как известно, превышать предел Волкова-Оппенгеймера, равный 2.2M.. К настоящему времени в качестве таких кандидатов отобрано более 17 двойных систем, две из которых находятся в Большом Магеллановом облаке (LMC X-1, LMC X-3), остальные – в нашей Галактике. Среди них есть квазистационарно излучающие источники, оптические компоненты которых являются сверхгигантами классов O - B (Cyg X-1, LMC Х-З, LMC Х-1) или звездой Вольфа-Райе (Cyg X-3), а также транзиенты типа рентгеновских новых, их оптические компоненты относятся к маломассивным звездам классов M - F (системы А0620-00, V404 Cyg, XN Mus 1991, QZ Vul, XN Sco 1994, XN Oph 1977, XN Per 1992) (Черепащук, 1997; Narayan et al., 2002). Спектры рентгеновских двойных - кандидатов в "черные дыры" имеют нетепловой вид и являются довольно жесткими. В частности, спектр источника Cyg X-1 простирается вплоть до энергий 10 МэВ. Отличительным признаком таких объектов может быть наличие в спектре излучения "аннигиляционной" линии 0.511 МэВ (Callanan et al., 1996). Для стационарно излучающих двойных типа Cyg X-1 также типичны нерегулярные стохастические вариации потока с очень короткими характерными временами - вплоть до нескольких миллисекунд (Cui et al., 1997). Дальнейшее исследование возможных наблюдательных проявлений двойных - кандидатов в черные дыры остается одной из основных задач рентгеновской и гамма-астрономии. Как известно, для черной дыры характерна большая масса - более 3M (Зельдович и Новиков, 1967). Также источники с черными дырами в двойных системах характеризуются значительной рентгеновской светимостью (порядка 1036 – 1039 эрг/с) за счет большого энерговыделения при аккреции на черную дыру. В настоящее время можно выделить два наиболее актуальных направления в исследовании объектов - кандидатов в черные дыры в двойных системах: 1). Возможно более точное определение массы компактного объекта на основе совместных оптических и рентгеновских наблюдений. 2). Выяснение наблюдательных проявлений аккрецирующих черных дыр и выработка на их основе косвенных эмпирических критериев, позволяющих различать системы, содержащие черную дыру и нейтронную звезду даже в тех случаях, когда масса компактного объекта неизвестна. Рассматривая в качестве черных дыр объекты, масса которых превышает предельную массу нейтронной звезды (3M), исследователи стремятся экспериментальным путем решить вопрос о наличии горизонта событий. Для определения массы компактного объекта используют анализ кривой лучевых скоростей, которую возможно получить в период между вспышками, когда яркость оптического излучения аккреционного потока намного меньше яркости звезды-компаньона. Определяемые по смещению спектральных линий данные о скорости движения компаньона позволяют вычислить функцию масс:
где М1 и М2 – массы компактной и оптической звезды, i – угол наклона орбиты. Величина функции масс является верхним пределом на массу компактного объекта в двойной системе. Более точную оценку массы можно сделать в случае известного угла наклона орбиты. Одновременный анализ кривой лучевых скоростей оптической звезды и оптической кривой блеска позволяет обосновать модель двойной системы и корректность определения функции масс оптической звезды. Для ряда рентгеновских двойных систем измеренные значения функции масс оптической звезды уже превышают 3M, что без всякого дополнительного моделирования двойной системы позволяет сделать вывод о том, что масса релятивистского объекта превышает верхний предел массы нейтронной звезды, предсказываемый ОТО. В излучении рентгеновских двойных, содержащих в качестве компактного компонента черную дыру звездной массы не должны проявляться явления, характерные для рентгеновских пульсаров или барстеров 1-го типа. Однако, поскольку среди аккрецирующих нейтронных звезд также есть объекты, не показывающие феноменов рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера, то эти критерии являются лишь необходимыми, но не достаточными условиями для идентификации компактного объекта с черной дырой.
На рис. 5 приведены массы релятивистских объектов в зависимости от масс спутников в двойных системах (Черепащук, 1997). Показаны все объекты из числа кандидатов в черные дыры и систем с нейтронной звездой, для которых массы известны с достаточной надежностью (на момент 1997 г.) (Массы радиопульсаров определяются с высокой точностью по релятивистским эффектам в их орбитальном движении). Как видно из рис. 5, зависимость масс релятивистских объектов от массы спутников отсутствует. И нейтронные звезды, и черные дыры встречаются в двойных системах со спутниками как большой, так и малой массы (как и в классических тесных двойных системах, где встречаются любые комбинации масс компонентов). Среди самих черных дыр в двойных системах также встречаются объекты как большой массы (система V404 Cyg, М = (10-15)M), так и малой массы (система V518 Per, М = (2.5-5.0)M) (Cаsares et al., 1995). Следует подчеркнуть важный наблюдательный факт. Во всех случаях, когда удается надежно измерить массу рентеновского или радиопульсара (имеется одиннадцать таких измерений), она не превосходит (2-3)M и в среднем составляет 1.4M. В то же время ни у одного из массивных (М > 3M) рентгеновских источников – кандидатов в черные дыры не обнаружено феномена рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера I типа, характерных для аккрецирующих нейтронных звезд. Это может считаться аргументом в пользу того, что указанные источники действительно являются черными дырами. Согласно Narayan et al., 2002 предполагаемое наличие горизонта событий должно сделать светимость кандидатов в черные дыры значительно меньше, чем нейтронных звезд, поскольку значительная часть энергии будет уходить за горизонт путем адвекции (ADAF – advection dominated accretion flow). При этом имеет смысл сравнивать абсолютные светимости (точнее, выделение энергии за единицу времени). Для их определения нужно знать не только поток излучения, но и расстояние до источника. Во время вспышки рентгеновские новые обычно достигают Эддингтоновского предела светимости, связанного с отбрасыванием падающего вещества излучением. Поскольку масса компактного объекта в случае кандидатов в черные дыры оказывается больше, то такие рентгеновские новые оказываются во время вспышки примерно в 5 раз ярче тех, которые содержат нейтронные звезды. Наоборот, в спокойном состоянии, согласно предсказанию модели ADAF, источники - кандидаты в черные дыры будут светить значительно слабее. В случае черной дыры можно ожидать переменность потока, связанную с нестабильностями в аккреционном диске. Эта переменность может проявляться на частотах порядка cs/Н k, где Н – высота аккреционного диска, cs – скорость звука, а k - Кеплеровская частота. Для медленно вращающихся черных дыр характерны размеры области энерговыделения от 5Rg до 27Rg, где Rg – гравитационный радиус. Если масса черной дыры 10M, то максимальная частота будет 100 Гц. Как известно, рентгеновские двойные, в которых предполагаемым компактным объектом является черная дыра, обычно находятся в одном из двух спектральных состояний. – в мягком/высоком или в жестком/низком. В частности, у “классического” кандидата в черные дыры Cyg X-1, наблюдаются нерегулярные переходы между “низким” состоянием и “высоким” состоянием, когда поток 1-10 кэВ значительно возрастает, при этом уменьшается интенсивность излучения с энергией >20кэВ. В “низком” состоянии спектр Cyg X-1 аппроксимируется степенным законом, а в высоком – тепловым спектром с эффективной температурой кТ 1-2 кэВ. (или содержащим обе – тепловую и нетепловую - компоненты). Природа спектра источника, находящегося в низком состоянии, определяется процессом «комптонизации» мягких фотонов, попадающих в горячее, оптически тонкое электронное облако около компактного объекта. Наклон спектра определяется отношением энергии, заключенной в электронах, и потока мягкого излучения, приходящего в область комптонизации: чем ниже отношение, тем более пологим оказывается спектр. Отражение излучения, возникшего в результате комптонизации, от нейтрального или частично ионизованного вещества, например, от оптически толстого аккреционного диска, приводит к появлению характерных особенностей в спектрах рентгеновских двойных. Основными признаками излучения, отраженного от холодного нейтрального вещества, являются хорошо известная К-линия железа с энергией 6.4 кэВ, К-граница на 7.1 кэВ и широкий горб при более высоких энергиях 20-30 кэВ. На точную форму этих спектральных особенностей влияют ионизация вещества, гравитационные эффекты и внутреннее движение в отражающей среде. Амплитуда особенностей определяется, прежде всего, ионизацией и углом, под которым «отражатель» виден из источника падающих фотонов. Следует отметить, что пока не удалось наблюдать орбитальную периодичность типа затмений непосредственно в жестком излучении ни одного из источников – кандидатов в черные дыры. Однако, для некоторых из них получены указания на наличие периодических процессов в жестком рентгеновском излучении, которые, хотя и не являются затмениями, по-видимому связаны с орбитальным движением компонентов двойной системы. Так, по крайней мере, три периодических процесса суточного диапазона периодов, обнаруженные в жестком излучении источников галактического центра в ходе эксперимента на космической станции «Прогноз-9», идентифицированы с двойными системами – кандидатами в черные дыры: 152 ч (H1705-25 или Новая Змееносца 1977 г.), 62 ч (GRO J 1655-40 или Новая Скорпиона 1994г.), 13.3 ч (4U1543-47) (Кудрявцев и др., 1998).
жүктеу/скачать 1.44 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
(7)
