Кинетика электронов в протяженных источниках космического нетеплового излучения тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИКО-ТЕХНИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ ИМ. А. Ф. ИОФФЕ

На правах рукописи

Уваров Юрий Александрович

Кинетика электронов в протяженных источниках космического нетеплового излучения.

(01.03.02 - Астрофизика, Радиоастрономия)

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

научный руководитель -доктор физико-математических наук, в.н.с. Быков A.M.

Санкт-Петербург - 1999

Оглавление:

Введение 4

Глава 1. Формулировка модели ускорения частиц на фронтах квазипродольных бесстолкновительных УВ. 10

1.1 Кинетика частиц в турбулентной космической среде.......10

1.2 Постановка задачи об ускорении частиц на фронтах У В..........14

1.3 Результаты численного моделирования................20

1.4 Обсуждение результатов. Эффективная температура электронов........................................23

1.5 Заключение..................................27

Глава 2. Ускорение электронов ударными волнами в межпланетной

среде. 29

2.1 Свойства межпланетной среды.....................29

2.2 Моделирование процесса ускорения электронов на УВ в межпланетном пространстве в рамках предложенной модели. ... 35

2.3 Заключение..................................38

Глава 3. Нетепловое излучение от высокоскоростных облаков. 40

3.1 Современные представления о высокоскоростных облаках. . . 40

3.2 Распространение электронов в оттекающем потоке с учетом потерь. .....................................42

3.2.1 Учет кулоновских потерь.....................42

3.2.2 Учет синхротронных потерь...................47

3.3 Моделирование процесса ускорения электронов в области взаимодействия высокоскоростных облаков с гало Галактики. . . 49

3.4 Расчет нетеплового излучения............................................50

3.4.1 Тормозное излучение...............................51

3.4.2 Синхротронное излучение..........................................54

3.4.3 Излучение за счет обратного комптон-эффекта..............55

3.4.4 Генерация гамма-излучения за счет распада вторичных

тг0..........................................................................56

3.5 Результаты расчета излучения от высокоскоростных облаков.

Обсуждение результатов. ......... ................ 58

3.6 Заключение. ................................. 60

Глава 4. Нетепловое излучение от остатков сверхновых звезд. 62

4.1 Остатки сверхновых звезд........... ..............62

4.2 Численное моделирование спектра нетепловых электронов в окрестности остатка сверхновой 1С443..................................68

4.3 Расчет нетеплового излучения от остатка 1С443. Обсуждение результатов....................................................................74

4.4 Заключение....................................................................77

Заключение. 79

Список литературы. 82

Введение

Развитие современных астрономических средств наблюдения привело к тому, что астрономия стала практически всеволновой. Благодаря орбитальным телескопам ШЭЗАТ, СОМРТЕЬ, наземным черенковским гамма-телескопам, в последнее время появилось множество данных наблюдений различных источников в диапазоне от десятых долей кэВ до нескольких ГэВ, которые вместе с данными традиционных оптических и радио наблюдений формируют почти полную спектральную картину этих источников. Несомненно, дальнейшее совершенствование детекторов даст возможность получать полностью непрерывные спектры излучения практически во всем энергетическом диапазоне.

Однако, уже имеющиеся данные говорят о существенно нетепловом характере излучения многих объектов. Нетепловое излучение явно указывает на присутствие в источнике излучения (или его окрестности) заметной доли нетепловых частиц, в большинстве случаев электронов. Эти нетепловые частицы должны либо ускоряться в самом источнике, либо приходить в него извне. В обоих случаях полное построение модели излучения требует включения в нее механизма ускорения или инжекции нетепловых частиц. Поэтому изучение механизмов ускорения частиц в астрофизических условиях необходимо для описания нетеплового излучения от многих объектов и является актуальной задачей современной астрофизики.

В настоящее время существует множество моделей, описывающих ускорение частиц в космических условиях. Среди них есть модели, описывающие ускорение частиц как в компактных, так и в протяженных источниках. Под компактными здесь понимаются точечные объекты на небесной сфере, а под протяженными — объекты с угловым размером, достаточным для того, чтобы современные средства наблюдения разрешали их структуру. Линейный же размер некоторых источников, отнесенных к компактным, может заметно превосходить размер некоторых протяженных источников (например, сверхмассивная черная дыра с аккреционным диском радиуса Д ~ 1014 -г 1015 см и ударная волна (УВ) в межпланетной среде с характерным размером 1012 см). В качестве компактных источников рассматриваются в основном пульсары и массивные черные дыры. При этом ускорение частиц происходит за счет генерирующихся сильных индуцированных электрических полей в магнитосферах пульсаров [99, 92, 97] и в аккреционных дисках вокруг черных дыр

[92, 130]. В качестве протяженных источников рассматриваются: области пересоединения магнитных силовых линий и образующиеся при этом токовые слои [163], ансамбли магнито-гидродинамических возмущений (магнитных облаков [94]), области слабо нестационарных магнитных полей (бетатронное ускорение [106]), области взаимодействия частиц с плазменными неустойчивостями [45], ударные волны. Надо отметить, что некоторые из этих источников могут существовать совместно. Так, например, ударные волны при определенных условиях могут приводить к пересоединению магнитных линий и образованию токовых слоев, а плазменные неустойчивости естественным образом возникают в окрестностях сильных ударных волн и могут сопутствовать практически любому другому источнику.

С другой стороны, изучение механизмов ускорения частиц необходимо для ответа на вопрос о происхождении и об источнике космических лучей — открытого в начале века практически изотропного потока нетепловых ядер и электронов, обладающего степенным энергетическим спектром в очень широком диапазоне энергий (примерно от 10 до 106 ГэВ/нуклон для ядер). В настоящее время не существует модели, позволяющей описать все свойства наблюдаемого спектра космических лучей. Вполне вероятно, что за формирование полного спектра космических лучей отвечают несколько различных процессов ускорения. Однако, наиболее перспективный с этой точки зрения механизм — это механизм ускорения частиц на фронтах ударных волнах, образовавшихся при взрывах сверхновых, рассматривавшийся в работах [22, 61, 17, 18, 5, 117, 11, 38]. Плюсами этого механизма является то, что ускорение на фронтах ударных волн естественным образом обеспечивает степенной спектр ускоренных частиц в широком диапазоне энергий, а частота вспышек сверхновых в Галактике дает достаточную энергетику (~ 3-104оэрг/с) для формирования и поддержания наблюдаемого спектра космических лучей. Кроме того, в настоящее время накоплен большой объем данных прямых спутниковых наблюдений спектров нетепловых частиц в межпланетном пространстве. Для адекватной интерпретации наблюдений нетеплового излучения протяженных источников и потоков нетепловых электронов вблизи межпланетных УВ необходима кинетическая модель ускорения и переноса электронов в широком интервале энергий. Таким образом, моделирование спектров нетепловых электронов в окрестности УВ является актуальной задачей современной астрофизики.

Целью данной диссертации является моделирование кинетики электронов и

их излучения в протяженных источниках космического нетеплового излучения на основе развитой модели ускорения электронов на фронтах быстрых квазипродольных сверхкритических ударных волн, описывающей теорию взаимодействия заряженных частиц с крупномасштабными движениями плазмы с учетом рассеяния электронов мелкомасштабной турбулентностью.

Структура фронта ударной волны и процесс ускорения частиц существенно зависит от взаимной ориентации фронта и вектора магнитного поля. В зависимости от того, лежит магнитное поле в плоскости фронта УВ или перпендикулярно к нему, принято делить УВ на квазипоперечные и квазипродольные. Ускорению частиц квазипоперечными УВ посвящены работы [13, 96, 59, 134]. Надо отметить, что из-за малой плотности среды свободный пробег частиц за счет соударений в космических условиях оказывается существенно больше пробега за счет рассеяния магнито-гидродинамической (МГД) турбулентностью. Тем самым, формирующиеся в этих условиях ударные волны являются бесстолкновительными. В случае достаточно сильных У В (с альвеновским числом маха М, превосходящим несколько единиц) диссипация, обусловленная аномальным сопротивлением электронов, оказывается недостаточной, и структура фронта определяется кинетическими неустойчивостя-ми ионов. Такие бесстолкновительные УВ называют сверхкритическими [119]. При этом, чтобы избежать недоразумений, следует иметь в виду, что понятие сверхкритической столкновительной УВ в радиативной газодинамике имеет другое определение [27]. Лабораторное моделирование бесстолкновительных У В представляет собой чрезвычайно сложную проблему, однако имеется большой наблюдательный материал о структуре УВ в межпланетной среде [167, 118]. Компьютерное моделирование структуры бесстолкновительных УВ с использованием гибридных кодов, рассматривающих протоны как частицы, а электроны как жидкость, позволило описать основные особенности сверхкритических квазипродольных УВ (с углом нормали фронта и локального магнитного поля менее 7г/4 ) [149, 55]. Еще раз отметим, что структура фронта и другие проявления существенно различны в случае квазипродольных и квазипоперечных волн.

Фронт квазипродольной, сверхкритической УВ представляет собой весьма протяженную переходную область, заполненную флуктуациями магнитного поля с амплитудами 5В/В ~ 1 и характерными частотами ниже гирочастоты иона [118] (рис. 1). Генерация флуктуаций обусловлена неустойчивостями взаимопроника-

2: (с/соР|)

Рис. 1: Профиль флуктуирующего магнитного поля в окрестности вязкого гидродинамического скачка по данным работы [55], с наложенным на него характерным профилем скорости потока.

ющих многопотоковых движений ионов [149]. Ширина фронта (переходной области) квазипродольной УВ достигает нескольких десятков инерционных длин ионов и = с/и)рг-, где и>р1 — ионная плазменная частота.

Моделирование с использованием гибридных кодов позволило получить принципиальной важности результат — выделение в процессе релаксации флуктуаций внутри фронта сверхкритической квазипродольной УВ группы отраженных нетепловых ионов [149]. Отраженные ионы, имеющие гирорадиус, превышающий ширину фронта УВ, затем очень эффективно ускоряются сходящимися потоками плазмы, несущими МГД флуктуации, посредством механизма Ферми [61, 81, 5, 117]. Электроны с гирорадиусами больше ширины фронта будут также эффективно ускоряться механизмом Ферми первого порядка в окрестности квазипродольной УВ [85]. Однако, нерелятивистский электрон должен иметь энергию в (тр/те) раз большую, чем соответствующий протон, чтобы быть инжектированным в механизм ускорения

Ферми. Таким образом, проблема инжекции электронов сводится, по-существу, к формированию нетеплового распределения электронов по энергиям вплоть до энергий порядка (mp/me)Ti, где 2\ — температура плазмы в невозмущенной области [12].

Жидкостное описание электронов в гибридных кодах принципиально не позволяет получить информацию о нетепловых электронах. Однако, поскольку флуктуации магнитного поля в переходной области сверхкритической ударной волны определяются кинетическими неустойчивостями ионов, содержащих основную энергию диссипируемую в ударной волне, можно рассмотреть влияние флуктуаций магнитного поля на кинетику электронов, рассматривая последние как пробные частицы. При таком подходе электроны не оказывают динамического воздействия на флуктуации, но влияние электронной жидкости на дисперсионные свойства волн учитывается при моделировании на основе гибридных кодов. На этом основана используемая в диссертации модель, позволяющая рассчитать энергетический спектр электронов вблизи быстрой квазипродольной ударной волны с локальным альвенов-ским числом Маха вязкого скачка М < М* = (/5mp/me)1/'2. Здесь (3 = 4пР/В2, где Р — давление плазмы.

Кроме того, модель применима и для моделирования кинетики электронов в окрестности протяженных бесстолкновительных УВ с большими числами Маха (М > М*), распространяющихся в турбулентной плазме, в частности для УВ оболочек сверхновых звезд (см. главу 4). В этом случае, за счет нелинейных эффектов взаимодействия ускоренных частиц с натекающим потоком ионов происходит эффективное сглаживание профиля скорости ионного потока давлением быстрых ускоренных частиц, проникающих в область "невозмущенного" потока перед фронтом У В [61, 117]. Область плавного торможения натекающего потока, называемая предфронтом, имеет характерный масштаб /,,/ ~ v¡/u х А,. Здесь А, и г>,- — транспортный пробег и скорость ускоренных нетепловых ионов, содержащих существенную долю энергии потока, термализуемого в У В, а и — скорость фронта У В. Детальное моделирование крупномасштабной структуры такой УВ с использованием стандартных гибридных кодов, имеющих пространственное разрешение порядка затруднительно, поскольку lpf 1г. Однако, такая УВ успешно моделируется методом Монте-Карло [117]. Показано, что фронт сильной бесстолкновительной УВ должен состоять из протяженного предфронта и вязкого скачка скорости, соответ-

ствующего локальному числу Маха М, которое много меньше полного числа Маха УВ [61, 117, 43]. При этом, сжатие вещества на скачке (масштаб порядка сотен /,) может быть много меньше полного сжатия среды в УВ с учетом сжатия в предфрон-те.

Взаимодействие электронов с предфронтом (масштабы порядка /р/) учитывается в адиабатическом приближении, а неадиабатический нагрев и ускорение электронов на скачке плотности с числом Маха меньшим М* выполняется на основе модели, изложенной ниже. Если локальное альвеновское число Маха натекающего потока в сильной УВ превосходит М#, распределение тепловых электронов становится существенно анизотропным, и важны эффекты генерации мод типа вистлеров. В работах [127, 128] выполнено детальное исследование ускорения электронов в сильных квазипродольных УВ с М > М*. Ранее неадиабатический нагрев электронов в квазипоперечной УВ с М > М* моделировали при помощи гибридного кода в работе [70]. Расчеты продемонстрировали высокую эффективность нагрева. Как было отмечено выше, нетепловые распределения электронов не могли быть получены непосредственно при использовании гибридного кода.

Глава 1.

Формулировка модели ускорения частиц на фронтах квазипродольных бесстолкновительных У В.

1.1 Кинетика частиц в турбулентной космической среде.

На движение частиц в космической среде влияют все известные взаимодействия. К счастью, их влияние существенно различно по величине, так что при описании движения частиц достаточно учитывать только некоторые из них. Гравитационными силами можно пренебречь, так как простые оценки показывают, что изменение гравитационной энергии частиц в рассматриваемых в диссертации протяженных источниках на длине порядка размера источника оказывается существенно меньше энергии частиц в интересующем нас энергетическом диапазоне. Так для высокоскоростных облаков, размер которых может быть оценен как Ьнус ~ (Ю21 -г- 1022) см, изменение потенциальной энергии электрона на этой длине может быть оценено по формуле А11 = СтеМаЬнус/Щ^ус-, где Ма — масса Галактики, а ~ 3 кпк —

предполагаемое расстояние до облаков. Оценка дает А17 ~ (0.1 Ч-1) эВ, то есть при рассмотрении движения электронов в облаках можно пренебрегать гравитационной энергией даже для тепловых электронов, если Т > 105 К. Ядерными взаимодействиями также можно пренебречь, так как сечение взаимодействия мало Ю-26 см2) и при характерной плотности космической плазмы п < 1 см-3 пробег А ~ 1 /(сгп) оказывается > 1026 см, что на много порядков превышает пробег относительно взаимодействия с флуктуациями электромагнитного поля. При этом электроны не участвуют в сильных взаимодействиях, поэтому для них пробег относительно ядерных взаимодействий еще больше и определяется исключительно электро-слабым взаимодействием.

Электромагнитные взаимодействия требуют несколько более детального рассмотрения. Они могут быть разделены на кулоновское взаимодействие — взаимодействие заряженных частиц между собой за счет их собственного электрического поля, и на взаимодействие с электромагнитными полями, внешними по отношению к частицам или образованными коллективными процессами в среде. Рассмотрим сперва кулоновское взаимодействие. Сечение кулоновского рассеяния на большой угол без учета экранировки можно оценить как а = 87г£е2/(2тг;2), при этом для

электронов <т ~ Ю-16 см2. При характерной плотности космическ