Некоторые вопросы теории излучения компактных астрономических объектов тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.08 ВАК РФ

1 Введение.

1.1 Общая характеристика работы.

1.1.1 Актуальность проблемы.

1.1.2 Основные результаты.

1.1.3 Научная новизна.

1.1.4 Практическая ценность работы.

1.1.5 Публикации.

1.1.6 Апробация результатов работы.

1.1.7 Структура и объем диссертации.

1.2 Некоторые предварительные замечания и обзор литературы.

2 Циклотронные особенности в спектрах рентгеновских пульсаров.

2.1 Введение.

2.2 Спектр излучения системы электронов в сопутствующей системе отсчета.

2.3 Расчет наблюдаемого спектра циклотронной особенности.

2.4 Обсуждение.

1.1 Общая характеристика работы. 1.1.1 Актуальность проблемы.

Циклотронная линия в спектре рентгеновского пульсара была впервые оэнару-жена у объекта Her Х-1 в 1977 году ([6]). В последнее время появились сообщения о наблюдениях старших циклотронных гармоник в спектрах нескольких рентгеновских пульсаров в двойных системах (4U0115+63 ([35]); Vela Х-1 ([36]); 4U1907+09 ([38], [39]); А0535+26 ([40])). Две циклотронные гармоники наблюдались также у источника 1Е 2259+586 ([41]), однако природа этого объекта не до конца ясна, и здесь он обсуждаться не будет. В спектре 4U0115+63 наблюдаются как минимум три гармоники ([42], [43]). Для этого источника наличие старших циклотронных гармоник, по-видимому, надежно установлено. Для остальных объектов ситуация менее определенна, т.к. у них наблюдается лишь слабая вторая гармоника. Однако даже эти первые наблюдения очень интересны, т.к. они, возможно, позволят разрешить многие проблемы теории излучения рентгеновских пульсаров. В данной работе рассматриваются физические условия, при которых в спектре пульсаров формируются высшие циклотронные гармоники. Оказывается, что для таких источников можно довольно легко снять целый ряд вопросов строения излучающей области, которые до сих пор оставались довольно туманными. Ограничимся здесь лишь их перечислением; они будут подробно рассмотрены в обсуждении.

Во-первых, для многих рентгеновских пульсаров до сих пор открыт вэпрос о том, являются ли циклотронные особенности в их спектре линиями поглощения или излучения. Как будет показано ниже, как минимум у одного из четырех вышеназванных источников (конечно, если в их спектрах действительно присутствуют гармоники высших порядков) линии являются, скорее всего, эмиссионными.

Во-вторых, не до конца ясно также, какое распределение по скоростям имеют электроны, излучающие циклотронную линию. Можно, по-видимому, утверждать, что движение электронов поперек поля является относительно медленным, слаборелятивистским (или вообще нерелятивистским). В противном случае циклотронная линия имел бы характерный синхротронный вид, т.е. содержала бы множество гармоник, вместе образующих квазинепрерывный спектр. В действительности видна, как правило, только одна, основная гармоника (исключения перечислены выше, но и у этих источников скорости поперечного движения невелики). Не так ясен вопрос о скорости движения электронов вдоль поля. Обычно считается, что она также невелика, т.е. заметно меньше с. Е1полне возможно, однако, что распределение электронов по скоростям сильно анизотропно, так, что поперек магнитного поля их скорость является слаборзляти-вистской, а вдоль — ультрарелятивистской. В статье ([1]) был проанализирован спектр рентгеновского пульсара Her Х-1, и было показано, что есть достаточно оснований предполагать, что электроны, формирующие циклотронную линию в его спектре, являются ультрарелятивистскими с очень анизотропным распределением, таким, что их движение вдоль магнитного поля является ультрарелятивистским, а поперек — практически нерелятивистским. Однако, если наблюдается только одна циклотронная гармоника (как у Her Х-1), исчерпывающая проверка этого предположения только на основании анализа спектра, по-видимому, невозможна, и требует привлечения дополнительных соображений (анализ зависимости спектра от фазы пульсара и.т.д.). Совсем иная ситуация возникает, если наблюдаются несколько гармоник. Как показано в данной работе, в этом случае циклотронное излучение ультрарелятивистских анизотропных электронов имеет очень специфический вид. В частности, гармоники разных порядков становятся неэквидистантными. Это позволяет по спектру линии однозначно определить, является ли движение излучающих электронов вдоль поля ультрарелятивистским, или нет.

Задача о нейтринном импульсе, возникающем при сферически симметричном коллапсе сверхмассивной звезды в черную дыру, неоднократно рассматривалась в научной литературе, однако, несмотря на обилие публикаций, ее нельзя назвать полностью решенной. Как правило, в литературе рассматриваются либо очень простые модели этого явления, позволяющие, однако, провести решение точно (как в ([44])), либо весьма детальные модели, но при этом используются некоторые приближенные методы расчета, или пренебрегается некоторыми физически важными эффектами. Например, в ([50]) распространение нейтрино считается мгновенным, а влияние гравитационных сил на этот процесс не учитывается. Подобный подход нельзя назвать физически оправданным. При коллапсе сверхмассивной звезды температура вещества монотонно растет но мере коллапса; соответственно растет и светимость вещества в сопутствующей системе отсчета, достигая наибольших значений на последних стадиях коллапса. Спадание интенсивности излучения в конце коллапса обусловлено исключительно влиянием гравитационных явлений: красного смещения и гравитационного замедления времени. Таким образом, форма кривой блеска определяется противоборством двух конкурирующих процессов: увеличения блеска звезды вследствие ее нагрева и уменьшения блеска вследствие гравитационных г„ эффектов. Кроме того, характерное время коллапса — сравнимо со временем, с затрачиваемым нейтрино на прохождение радиуса звезды. В таких условиях пренебрежение гравитационными эффектами и временем распространения нейтрино совершенно пеоправдано. В работе ([48]) рассматривались обычные (не сверхмассивные) звезды. Расчет был проведен с учетом всех эффектов общей теории относительности, а распространение нейтрино внутри звезды рассматривалось в Эддингтоновском приближении. В случае сверхмассивной звезды Эддингтоновское приближение заведомо неприменимо.

Целью данной работы было построение такой модели излучения нейтрино сверхмассивной звездой, которая, с одной стороны, позволила бы найти возможно более точное решение задачи с учетом всех эффектов ОТО, а, с другой стороны, достаточно хорошо описывала бы реальную систему. Кривая блеска и спектры, полученные с ее помощью обладают всеми основными свойствами, присущими кривым блеска и спектрам реальных коллапсирующих сверхмассивных звезд, а простота модели позволяет лучше попять зависимость параметров нейтринного импульса от параметров задачи. Как показано в работе, при введении ряда естественных ограничений на параметры задачи ее решение может быть получено в квадратурах.

1.1.2 Основные результаты

В работе рассмотрены свойства циклотронного излучения, создаваемого электронами с сильно анизотропным распределением по скоростям. Показано, что в случае, когда движение электронов вдоль поля является ультрарелятивистским, а поперек - нерелятивистским, спектр приобретает весьма характерный вид; в частности, гармоники разных порядков становятся неэквидистантными. Выясняется, что эти особенности характерны для наблюдаемых спектров рентгеновских пульсаров.Это позволяет предположить, что электроны, формирующие циклотронную особенность в спектрах рентгеновских пульсаров, являются ультрарелятивистскими с сильно анизотропным распределением. Существует еще целый ряд более косвенных теоретических соображений, свидетельствующих об этом. В случае, если циклотронная особенность в спектрах рентгеновских пульсаров действительно формируется ультрарелятивистскими электронами, заметно изменяются оценки величины магнитных полей этих астрономических объектов, а также ряда других физических параметров.

При получение кривой блеска и спектра нейтринного импульса, который возникает при сферически симметричном коллапсе сверхмассивной звезды, ставилась задача ввести такие предположения о характере коллапса, которые, с одной стороны, были бы физически обоснованными, и, с другой стороны, позволили бы получить точное аналитическое решение, учитывающее эффекты общей теории относительности. Оказалось, что при введении ряда упрощающих предположений задача имеет аналитическое решение в квадратурах, причем при произвольной зависимости интенсивности излучения нейтрино от температуры и плотности вещества. В результате были получены кривые блеска коллапсиру-ющей звезды при различных значениях ее массы и начального радиуса, а также спектры нейтрино в разные моменты времени.

1.1.3 Научная новизна.

Рассчитан спектр циклотронного излучения (с учетом старших гармоник), создаваемого электронами с сильно анизотропным распределением по скоростям, таким, что движение электронов вдоль поля является ультрарелятивистским, а поперек — нерелятивистским. Показано, что в этом случае спектр приобретает весьма характерный вид; в частности, гармоники разных порядков становятся неэквидистантными.

Проанализированы физические свойства и экспериментальные спектры четырех рентгеновских пульсаров, у которых наблюдались старшие циклотронные гармоники, и показано, что, по крайней мере, у одного из них циклотронные особенности могут быть только линиями эмиссии. Кроме того, наблюдаемые гармоники неэквидистантны, и вообще обладают рядом особенностей, свойственных излучению сильно анизотропных ультрарелятивистских электронов. Существует еще целый ряд более косвенных теоретических соображений, свидетельствующих о том, что электроны, формирующие циклотронную особенность в спектрах рентгеновских пульсаров, действительно являются ультрарелятивистскими с сильно анизотропным распределением. В этом случае заметно изменяются оценки величины магнитных полей рентгеновских пульсаров (которые обычно делаются исходя из энергии циклотронной линии); а также ряда других физических параметров этих астрономических объектов.

Рассмотрено формирование нейтринного импульса, излучаемого при релятивистском коллапсе сферической сверхмассивной звезды. Показано, что при свободном коллапсе тела однородной плотности, в отсутствие вращения и при условии свободного вылета нейтрино задача решается аналитически в квадратурах. Расчитана кривая блеска коллапсирующей звезды, а также спэктры излучаемых нейтрино в различные моменты времени.

1.1.4 Практическая ценность работы.

Разработанные и примененные в диссертации методы могут быть применены при изучении и интерпретации спектров рентгеновских пульсаров, содержащих несколько циклотронных гармоник. Это позволит уточнить величину их магнитного и снять многие вопросы строения и эволюции этих астрономических объектов. Разработка новых аналитических методов решения задачи об излучении нейтрино при коллапсе сверхмассивных звезд позволит продвинуться в построении полной теоретической модели этого явления, что является в настоящее время весьма актуальной задачей в связи с бурным развитием методов наблюдения нейтрино. Результаты работы можно рекомендовать к использованию в ИКИ РАН, Государственном Астрономическом институте им. Штернберга, Ленинградском государственном университете, ЛФТИ РАН.

1.1.5 Публикации.

Основные результаты работы достаточно полно отражены в публикациях ([1]), (И), (|3]), ([4]),([5]).

1.1.6 Апробация результатов работы.

Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались и обзужда-лись на:

1) Второй Гамовской Конференции, 1999 г., г.Одесса

2) Конференции Российского Гравитационного общества, 1999 г., г. Владимир

3) Конференции "Нейтронные звезды-1999", 1999 г., г.Санкт-Петербург

4) Конференции "Нейтронные звезды-2001", 2001 г., г.Санкт-Петербург

5) Конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра", 2031 г., г. Москва.

1.1.7 Структура и объем диссертации.

Диссертация состоит из введения, и двух глав и списка цитируемой литературы.

Выводы.

1) Изучены физические условия, при которых в спектрах рентгеновских пульсаров образуются циклотронные гармоники высших порядков. Наличие г. спектре рентгеновского пульсара нескольких циклотронных гармоник дает дэволь-ио много информации о его физических свойствах. Во-первых, в ряде случаев соотношения между иптенсивностями гармоник дают возможность судить о том, является ли циклотронная особенность эмиссионной или абсорбционной. По крайней мере у одного источника (4110115+63) особенность наверняка является эмиссионной.

2) Впервые в мировой практике для интерпретации циклотронных особенностей в спектрах рентгеновских пульсаров использовано предположение, что электроны, излучающие циклотронную линию, являются являются ультрарелятивистскими с очень анизотропным распределением. Излучение таких электронов обладает характерными особенностями, несвойственными излучению нерелятивистских частиц; причем эти особенности наблюдаются и у экспериментальных спектров рентгеновских пульсаров. Существуют и другие, более косвенные аргументы в пользу такого механизма формирования циклотронных линий.

3) Получено решение задачи о нейтринном импульсе, возникающем при коллапсе сверхмассивной звезды, задаваемое формулами (3.61,3.62). Оно позволяет рассматривать различные процессы образования нейтрино (плазменные нейтрино, аннигиляция пар и.т.д.), моделирует реальный процесс достаточно точно, обладая всеми свойствами, присущими реальной системе, и в тоже время весьма просто,. Это позволяет получать близкие к реальным кривые блеска и спектры звезды, не прибегая к сложным трехмерным расчетам.

Подписи к рисункам.

Рис. 1 Спектр циклотронного излучения рентгеновского пульсара, содержащий четыре гармоники. Расчитан по формуле (2.27). Поперечная температура излучающих электронов Т = 20 КэВ. По оси абсцисс отложена безразмерная частота в линейном масштабе, по оси ординат — число частиц в логарифмическом масштабе.

Рис. 2 Энергетический спектр циклотронного излучения рентгеновского пульсара, содержащий четыре гармоники. Поперечная температура излучающих электронов Т — 20 КэВ. По оси абсцисс отложена безразмерная частота в линейном масштабе, по оси ординат — излученная энергия в логарифмическом масштабе.

Рис. 3 Диаграмма направленности первой (сплошная линия), второй (штриховая линия) и десятой (точечная линия) циклотронных гармоник. Масштаб не соблюден. Стрелка указывает направление магнитного поля. Рис. 4 Энергетический спектр циклотронного излучения рентгеновского пульсара, содержащий четыре гармоники. Поперечная температура излучающих электронов Т = 20 КэВ. Масштаб по обеим осям логарифмический. Рис. 5 Нейтринная кривая блеска. Время на графиках — это время бесконечно удаленного наблюдателя, начало отсчета которого сдвинуто согласно '3.57). Подробнее о выборе начала отсчета времени удаленного наблюдателя можно прочитать в тексте статьи после формулы (3.53). Рис. 6 Спектры излучения нейтрино в моменты времени:

1) I* = —10.55с (линия с квадратами, светимость 10% от максимальной)

2) £* = —1.25с (линия с кружками, светимость максимальна)

3) = 7.25с (линия с треугольниками, светимость 10% от максимальной). Рис. 7 Экспериментальный спектр источника 4110115+63, взятый из работы

43]).

3.6 Заключение.

Предложенная в этой статье модель может быть применена для функции источника (3.12) достаточно произвольного вида. Использованное при получении формулы (3.70) предположение о том, что форма спектра, излучаемого веществом, не зависит от температуры, было сделано лишь для упрощения расчета. В случае, если функцию источника нельзя представить в виде (3.72), ее нужно разложить в ряд Лорана: оо

Л<7>а)= Е Уп{(1)ап п=—оо и воспользоваться линейностью линейностью задачи, то есть получить решения для каждого члена ряда в отдельности, а полученные результаты сложить.

Таким образом, решение задачи о нейтринном импульсе, возникающем при коллапсе сверхмассивной звезды, предложенное в данной работе, позволяет рассматривать различные процессы образования нейтрино (плазменные нейтрино, аннигиляция пар и.т.д.). Безусловно, оно не моделирует реальный процесс абсолютно точно, в частности, довольно грубым является предположение об однородности звезды во время коллапса. Однако полученное решение весьма просто, и в тоже время обладает всеми свойствами, присущими реальной системе. Это позволяет получать близкие к реальным кривые блеска и спектры звезды, не прибегая к сложным трехмерным расчетам.

1. Баушев, А.Н., Бисноватый-Коган, Г.С., (1999), Астроп. журн., 76, 283.

2. Bisnovatyi-Kogan, G.S., Baushev, A.N., Proceedings of Texas Simposium-1999, Paris, 1999. (on CD)

3. Baushev, A.N., Bisnovatyi-Kogan, G.S., Proceedings of 2'nd Gamow's Memorial Conference, Odessa, 1999.

4. Баушев, A.H., (2002), Астроп. журн., 79, 921.

5. Баушев А.Н., Бисиоватый-Коган Г.С., "Об излучении нейтрино при коллапсе сверхмассивной звезды", Препринт ИКИ РАН, 2003 г.

6. Trumper, J., Pietsch, W., Reppin, С. et al., (1978), Ap.J.(letters), 219, 105.

7. Gnedin, Y.N., Sunyaev, R.A., (1974), A&A, 36, 379.

8. Basko, M.M., Sunyaev, R.A., (1975), A&A, 42, 311.

9. Ventura, J., (1979), Phys.Rev. D., 19, 1684.

10. Daugherty, J.K., Ventura, J., (1977), A&A, 61, 723.

11. Yahel, R.Z., (1979), Ap.J., 229, 73.

12. Kirk, J.G., Meszaros, P., (1980), Ap.J., 241, 1153.

13. Nagel, W., (1980), Ap.J., 236, 904.

14. Meszaros, P., Nagel, W., (1985), Ap.J., 298, 147.

15. Riffert, H., (1987), A&A, 172, 241.

16. Bezchastnov, V.G., Pavlov, G.G., (1991), Astrophysics and Space Science, 178, 1.

17. Каминкер, А. Д.; Павлов, Г.Г.; Силантьев, H.A.; Шибанов, Ю.А. (1982), Астрофизика, 18, 174.

18. Bonazzola, S., Heyvaerts, J., Puget, J.L., (1979), A&A, 78, 53.

19. Pravdo, S.H., Bussard, R.W., (1981), Ap.J., 246, 115.

20. Prantzos, N., Durouchoux, P., (1984), A&A, 136, 363.

21. Zheleznyakov, V.V., (1980), Astrophysics and Space Science, 77, 279.

22. Melrose, D.B., Zheleznyakov, V.V., (1981), A&A, 95, 86.

23. Meszaros, P., Riffert, H., (1988), Ap.J., 327, 712.

24. Alexander, S.G., Meszaros, P., Bussard, R.W., (1989), Ap.J., 342, 928.

25. Brainerd, J.J., Meszaros, P., (1991), Ap.J., 369, 179.

26. Alexander, S.G., Davila, J., Dimattio, D.J., (1996), Ap.J., 459, 666.

27. Wang, J.C.L., et.al., (1989), Phys.Rev. Letters., 63, 1550.

28. Wang, J.C.L., Wasserman, I.M., Salpeter, E.E., (1989), Ap.J., 338, 343.

29. Lamb, D.Q., Wang, J.C.L., Wasserman, I.M., (1990), Ap.J., 363, 670.

30. Wang, J.C.L., Wasserman, I.M., Lamb, D.Q., (1993), Ap.J., 414, 815.

31. Isenberg, M., Lamb, D.Q., Wang, J.C.L., (1998), Ap.J., 505, 688.

32. Araya, R.A., Harding, A.K., (1996), A&A supplement series, 120, 183.

33. Araya-Goches, R.A., Harding, A.K., (2000), Ap.J., 544, 1067.

34. Gruber, D.E., Heindl, W.A., Rothschild, R.E., Coburn, W., (2001), Ap.J, 562, 499.

35. White, N. E., Swank, J. H., Holt, S. S., (1983), Ap.J., 270, 711.

36. Kreykenbohm, I., Iiretschmar, P., Wilms, J., et al., (1998), A&A, 341, 141.

37. Orlandini, M., et al., (1998), A&A, 332, 121.

38. Cusumano, G., Di Salvo, T., Orlandini, M., Piraino, S., Robba, N., Santangelo, A., (1998), A&A, 338, 79.

39. Santangelo, A., et al., (1999), Proc. Taomina Integral Workshop.

40. Kendziorra, E., Kretschmar, P., Pan H.C., Kunz, M., et al., (1994), A&A, 291, 31.

41. Iwasawa, K., Koyama, K., Halpern, J., (1992), PASJ, 44, 9.

42. Heindl, W.A., Coburn, W., Gruber, D.E., et al., (1999), Ap.J.(Letters). 521, 49.

43. Santangelo, A., Segreto, A., Giarrusso, S. et al., (1999), Ap. J. (Letters), 523, 85.

44. Зельдович, Я. В., (1963), Атомная энергия, 521, 49.

45. Подурец, М. А., (1964), Астроп. журн., 41, №6.

46. Ames, W.L., Thorn, K.S., (1968), Ар. J., 151, 659.

47. Shapiro, S.L., (1996), Phys. Rev. D., 40, 1858.

48. Shapiro, S.L., (1996), Ap.J., 472, 308.

49. Shi, X., Fuller, G.M., (1998), Ap.J., 503, 307.

50. Linke, F., Font, J.A., Janka, H.T., et al., (2001), Astron.Ap., 376, 568.

51. Ландау, Л. Д., Лифшиц, Е. М., (1980), Теория поля, "Наука", Москга.

52. Гинзбург, В.Л., (1975), Теоретическая физика и астрофизика., "Наука", Москва.

53. Sunyaev, R.A., Titarchuk, L.G., (1980), Astron.Ap. , 86, 121.

54. Harding, A.K., Daugherty, J.К., (1991), Ap.J., 374, 687.

55. Grove, J.E., et al., (1995), Ap.J.(letters), 438, 25.

56. Coburn, W., Heindl, W.A., Rothschild, R.E., (2002), astro ph:0207325 vl .

57. Зельдович, Я.Б., Шакура, Н.И., (1969), Астрой, журн., 46, 225.

58. Бисноватый-Коган, Г.С., Фридман, A.M., (1969), Астрой, журн., 46, 721.

59. Бисноватый-Коган, Г.С., (1973), Астрон. журн., 50, 902.

60. Gruzinov, А., (2001), Ap.J.(Letters), 563, 15.

61. Бисноватый-Коган, Г.С., (1985), Бюллетень Абастуманской астрофизической обсерватории, 58, 175.

62. Липунов, В.М., (1987), Астрон. журн. , 64, 321.

63. Boriakoff, V., Buecheri, R., Fauci, F., (1983), Nature, 304, 417.

64. Шеффер, E.K., Копаева, И.Ф. , Аверинцев, М.Б., и. др., (1992), Астрон. жури., 69, 82.65 666768 6970 7172 73 [74

65. Makishima, К., Mihara, Т., Nagase, F., Tanaka, Y., (1999), Ap.J., 525, 978.

66. Боркус, B.B., Каниовский, A.C., Сюняев, P.A. и. др., (1998), письма в Астрой. жури., 24, 415.

67. Mihara, Т., Makishima, К., Nagase, F., (1997), Proceedings of an international Workshop "All-sky X-ray Observations in the Next Decade ", March 3-5, p. 135.1.ndquist, R.W., (1966), Annals of Physics, 37, 487.

68. Зельдович, Я. Б., Новиков, И. Д., (1967), Релятивистская астрофизика, "Наука", Москва.

69. Бисноватый-Коган, Г.С., (1968), Астрой, жури., 45, 74.

70. Бисноватый-Коган, Г.С., (1989), Физические вопросы звездной эволюции, "Наука", Москва.

71. Nadyozhin, D.K., Otroshenko, I.V., (1980), Astron. Zhurn., 57, 78, in russian. Schinder, P.J., Schramm, D.N., Wiita, P.J., et.al., (1987), Ap.J., 313, 531. Itoh, N., Adachi, Т., Nakagawa, M., et.al., (1989), Ap.J., 339, 354.

72. Безразмерная частота, со/у со1. Г УЮ. £О1. СО осч