Пространственная структура и спектр излучения некоторых астрофизических объектов тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.02 ВАК РФ

1 Введение

2 Структура пульсарной туманности

2.1 Соотношения на ударной волне.

2.2 Основные уравнения.

2.3 Интеграл Бернулли.

2.4 Уравнения движения.

2.5 Граничные условия.

2.5.1 На ударной волне.

2.5.2 На бесконечности

3 Гидродинамическое приближение

3.1 Ветер со слабой анизотропией.

3.2 Взаимодействие с межзвездной средой сильно анизотропного ветра

3.2.1 Основные упрощения.

3.2.2 Форма ударного фронта.

3.2.3 Образование тороидальной структуры.

3.2.4 "Струйные"образования.

3.3 Обсуждение.

4 Влияние магнитного поля

4.1 Оценка влияния магнитного поля на динамику плазмы в Крабовидной туманности.

4.2 Термодинамические величины на ударной волне.

4.3 Разделение переменных в уравнении для поправки.

4.4 Обсуждение.

5 Электромагнитное гало блазаров

5.1 Основные уравнения.

5.2 Интегральные спектры излучения.

5.3 Пространственная структура гало.

5.4 Обсуждение.

Работа посвящена исследованию двух различных по природе астрофизических объектов, и в силу этого анализ проводился совершенно разными способами; общей являлась только конечная цель - оценка ожидаемого пространственного распределения излучения. В последние годы развитие средств астрономии привело к значительному увеличению количества и качества данных, получаемых в наблюдениях, поэтому анализ структуры представляет большой интерес, поскольку он тесно связан с наблюдением астрофизических объектов. Подобный анализ позволяет не только исследовать сами объекты, но и зачастую получить ценную информацию о физических условиях вокруг них. Исследовались такие объекты, как Крабовидная Туманность и электромагнитные гало вокруг 7-джетов, инжектируемых блазарами.

Первая часть работы ориентирована на интерпретацию наблюдательных данных полученных на рентгеновской обсерватории "Chandra". Данный телескоп является третей "великой обсерваторией "НАС А, его запуск был произведен 23 Июля 1999 года с помощью шаттла "Колумбия". Данная обсерватория была создана для анализа горячих областей Вселенной, чтобы помочь в поиске ответов на фундаментальные вопросы о происхождении, эволюции и плотности Вселенной. Она оснащена рентгеновской камерой, имеющей разрешение 0.5 arcsec. Камера способна детектировать 7-кванты с энергией в диапазоне от 0.2keV до 10keV, а чувствительность имеет значение 4-Ю-15 • Наблюдения на этой обсерватории

CffTt see выявили характерную структуру в центральной части Крабовидной туманности. Следует отметить, что обсуждаемая морфология была обнаружена еще до наблюдений, произведенных на обсерватории "Chandra", в частности, с помощью телескопа ROSAT, но качество изображений, получаемых на "Chandra", в десятки раз превосходят результаты, полученные в предыдущих наблюдениях. Поэтому данная работа ориентирована на сравнение с результатами, представленными именно обсерваторией "Chandra".

Работа направлена на объяснение данных, полученных при наблюдении пульсарных туманностей в мягком рентгеновском спектре, в первую очередь Крабовидной туманности. Такой выбор связан с рядом факторов. Во-первых, полученные данные о структуре плериона вокруг пульсара Краб содержат гораздо больше деталей, и характерные структуры выражены гораздо четче, во-вторых, существует ряд достоверных теоретических предсказаний о характеристиках пульсарного ветра в Крабовидной туманности, подтвержденных многочисленными наблюдениями в разных частотных диапазонах. Крабовидная туманность была исследована всевозможными средствами и ее излучение предсказано в рамках теории Кеннела и Коронити в диапазоне от оптики до жесткого 7-излучения. Однако наблюдения в рентгеновском диапазоне выявили примечательную структуру в центральной части плериона. В мягком рентгеновском излучении центральная часть туманности состоит из двух компонент: тороидальной структуры, окружающей пульсар PSR 0531+21 и

Рис. 1: Изображение центральной части Крабовидной туманности полученное на обсерватории "Chandra" двух "струеподобных"образований, расположенных перпендикулярно тору и выходящих из пульсара. Интересно, что подобная структура центральной области плериона наблюдается и в других пульсарных туманностях. Таким образом, объяснение происхождения данной структуры может оказаться важным не только с точки зрения исследования Крабовидной туманности, но целого ряда других объектов, обладающих сходной структурой.

Наблюдаемые структуры в Крабовидной туманности образуются в результате взаимодействия пульсарного ветра с окружающей средой, и для понимания их природы необходимо изучить характер этого взаимодействия. Анализ процесса взаимодействия ветра от пульсара Краб с межзвездной средой проводился в целом ряде работ. В работах Риса и Гана была предложена модель пульсарной туманности, развитая в работах Кеннела и Коронити. В рамках данного подхода удалось достигнуть существенного прогресса. Расчетная скорость 3 расширения плериона, его светимость и спектр синхротронного излучения от оптики до рентгеновских лучей согласуются с наблюдаемыми, если принять, что ветер состоит из электронов и позитронов с Лоренц фактором ~ 3 • 106 и почти все вращательные потери пульсара трансформируются в кинетическую энергию частиц так, что отношение потока электромагнитной энергии к потоку кинетической энергии частиц составляет величину а — 3 • 103. При таких параметрах ветра естественным образом также объясняется излучение Крабовидной туманности в гамма-лучах выше 10 ГэВ, которое генерируется за счет механизма обратного комптоновского рассеяния тех же электронов, что генерируют синхротронное излучение.

Однако в работе Кенелла и Коронити есть существенный недостаток: предполагается сферическая симметрия течения плазмы. При таком предположении удается получить аналитическое решение уравнений, описывающих плерион, однако, как показывают наблюдения, Крабовидная туманность явно сферически не симметрична, и описать ее структуру в рамках такого подхода невозможно. Поэтому необходимо рассматривать картину течения, в которой учитывается отклонение течения от сферически симметричного. Рассматриваются два фактора, вызывающие нарушение радиальности течения: это неоднородность потока энергии в пульсарном ветре и влияние магнитного поля. Был произведен учет влияния этих факторов на процесс формирования структуры центральной части Крабовидной туманности. Следует отметить, что данные эффекты имеют место во всех пульсарных туманностях, причины, по которым проводятся расчеты именно для Крабовидной туманности, приведены выше. Анализ взаимодействия пульсарного ветра с межзвездной средой может не только прояснить происхождение структуры центральной части Крабовидной туманности, но и быть полезным при дальнейшей интерпретации экспериментальных данных.

Вопросы, обсуждаемые во второй части диссертации, носят поисковый характер. Эта часть работы нацелена получение результатов, которые могут быть использованы при проведении экспериментов в будущем. В частности, возможно будет проведено наблюдение на строящейся в настоящее время в Намибии системе телескопов HESS. Анализ нацелен на исследование подкласса активных галактических ядер, называемого блазарами. Блазары излучают в широком диапазоне спектра, от радиочастот до жесткого 7-излучения. Наблюдаемое излучение формируется в области ультрарелятивистских струй. Эти объекты отличаются высокой изменчивостью наблюдаемого излучения, характерный временной масштаб составляет дни и даже часы. Исследование данных активных галактических ядер представляет огромный интерес, потому что эта область современной физики содержит очень много нерешенных проблем, зачастую не ясны даже базовые механизмы формирования наблюдаемых объектов.

Блазары отличаются еще одним исключительным свойством, от них детектируются 7-кванты сверхвысоких энергий (выше 10TeV). Эти 7-кванты испускаются в виде хорошо коллимированных струй. Пробег подобных 7-квантов

Рис. 2: Туманность вокруг пульсара Вела. Изображение получено на обсерватории "Chandra" в межгалактическом пространстве составляет величину порядка 10 — 100Мрс. Поэтому в настоящее время наблюдательно могут быть обнаружены только те блазары, которые находятся на расстоянии нескольких сотен Мрс, и струи, которых направлены в сторону Земли. Такие условия создают существенные ограничения на возможность наблюдательного исследования данных объектов.

Излучаемый блазарами спектр сильно отличается от наблюдаемого на Земле. Ожидается, что блазары представляют собой мощный источник у-квантов колоссальных энергий - вплоть до 105TeV. Вокруг таких объектов должно образовываться гало, обусловленное присутствием мягких фотонов инфракрасного и планковского излучений. Испускаемые блазарами 7-кванты сверхвысоких энергий будут взаимодействовать с мягкими фотонами, что приводит к рождению электрон-позигронных пар. Рожденные частицы, двигаясь в межгалактическом магнитном поле, будут терять энергию на синхротронное излучение. Кроме того, из-за присутствия фонового фотонного поля, эти электроны могут излучать 7-кванты высоких энергий вследствие обратного комптоновского рассеяния. Испущенные 7-кванты, в свою очередь, могут рождать электрон-позитронные пары. Таким образом, в окрестности блазаров возникает каскадный процесс. Следует отметить, что излучение частиц, формирующих гало, будет изотропным, поскольку магнитное поле приводит к изотропизации направлений скорости электронов.

Наблюдения блазаров приводят к выводу, что магнитное поле в области струй имеет величину порядка Ю-6 Gs. При таком значении магнитного электроны будут терять энергию достаточно быстро. В этих условиях существенное влияние на спектр и пространственное распределение синхротронного излучения будут оказывать электроны только нескольких первых поколений, энергия, передаваемая далее, оказывается пренебрежимо малой. Данные физические условия позволяют описать каскадный процесс методом поколений и произвести расчет спектров синхротронного и обратного комптоновского излучений.

Расчет наблюдаемых проявлений гало представляет большой интерес, так как может существенно расширить экспериментальные возможности по наблюдению объектов данного класса. Обнаружение подобных гало позволит провести поиск блазаров, у которых направление струй не совпадает с направлением луча зрения. Тем самым, это не только дает возможность расширить класс объектов, относящихся к блазарам, но и проводить наблюдение данных объектов под разными углами. Пространственное распределение гало и форма спектра существенно зависят от спектра первичных фотонов, спектра инфракрасных фотонов и напряженности магнитного поля. Поэтому обнаружение гало позволит получить дополнительную информацию о физических условиях в окрестностях блазаров.

В представленной работе исследуются процессы формирования пространственного распределения излучения вокруг таких астрофизических объектов, как Крабовидная туманность и электромагнитное гало блазаров.

Основной акцент сделан на учете влияния неоднородности потока энергии в пульсарном ветре и магнитного поля на характер течения плазмы в плерионе при анализе структуры Крабовидной туманности; а также на описание каскадного процесса, порождаемого ижекцией 7-квантов сверхвысоких энергий блазарами.

Структура работы имеет следующий вид

Первая глава посвящена краткому обзору данных, полученных при наблюдение Крабовидной туманности. Также проводится краткий обзор теоретических работ, посвященных данной тематике. Рассматриваются результаты, полученные в физике пульсаров к настоящему моменту, и проводится анализ характеристик пульсарного ветра. Показывается, что при радиальном и однородном растекании релятивистского ветра Лоренц фактор частиц ветра перед ударным фронтом должен иметь сильную широтную зависимость. Получены соотношения ударной адиабаты для случая соответствующего геометрии задачи. Уравнение магнитной гидродинамики преобразуются к виду удобному для анализа процессов, рассматриваемых в работе. Обсуждаются вопросы постановки граничных условий для рассматриваемого случая.

Вторая глава посвящена анализу процесса взаимодействия пульсарного ветра с межзвездной средой в приближении гидродинамического взаимодействия. Решается задача о взаимодействии пульсарного ветра со слабой зависимостью Лоренц фактора от широты. Далее качественно рассматривается задача о взаимодействии пульсарного ветра с сильной зависимостью Лоренц фактора. Предлагается упрощенная модель, для которой можно провести аналитические оценки. Обосновываются приближения заложенные в данную модель, и представляются результаты расчетов светимости плериона.

В третьей главе обсуждается влияние магнитного поля на процесс формирования наблюдаемой структуры центральной части Крабовидной туманности. Проводятся качественный анализ областей, где магнитное поле может влиять на образование наблюдаемой морфологии. Проводится расчет влияния магнитного поля на течение в плерионе, для напряженности магнитного поля, ожидаемой в условиях Крабовидной туманности.

Четвертая глава посвящена расчетам электромагнитного гало блазаров. Проводится краткий обзор проблемы с позиций наблюдения и теоретического анализа. Рассматриваются результаты, полученные в последних работах по анализу электромагнитных гало вокруг активных галактических ядер. Выписывается система уравнений, позволяющая описать данный процесс. Проводится расчет поколений 7-квантов и электронов в гало. Получены спектры синхротронного и обратного комптоновского излучений электронов и позитронов, формирующих гало. Сделан расчет пространственной зависимости интенсивности излучения.

Заключение содержит основные результаты работы.

В Приложение вынесены детальный вывод, используемых уравнений и соотношений ударной адиабаты на косой ударной волне.

6 Заключение

Проведен расчет течения плазмы в плерионе в приближении гидродинамического взаимодействия для случая слабой зависимости Лоренц фактора пульсарного ветра от широты. Показано, что в таком случае будет происходить не только преломление линий тока по направлению к экватору, но и это движение продолжается в некоторой области вблизи ударной волны. Данный расчет позволил сформулировать простую модель течения в области туманности, в которой происходит формирований наблюдаемой структуры Крабовидной туманности. Показано, что ожидаемая степень анизотропии пульсарного ветра достаточна для объяснения наблюдаемой структуры центральной части Крабовидной туманности. Выявлен основной фактор формирования струй в пульсарных туманностях. Полученные результаты наглядно иллюстрирует расчет поверхностной светимости представленный на Рис.12.

Проведены оценки влияния магнитного поля на процесс формирования структуры центральной части Крабовидной Туманности. Показано, что если учесть широтное распределение плотности потока энергии в ветре от пульсара, то влияние магнитного поля начинает сказываться в первую очередь на линиях тока, расположенных ближе к оси вращения. При этом в области тороидальных структур его роль несущественна. Магнитное поле не только меняет величину скорости частиц. Оно меняет и направление движения, что приводит к коллимации первоначально неколлимированного потока плазмы. Проведены расчеты течения плазмы для случая слабого магнитного поля. Подобное предположение соответствует условиям, ожидаемым в Крабовидной туманности. Результаты расчетов представлены на Рис.14

Разработана процедура полуаналитического расчета электромагнитного гало вокруг активных галактических ядер для напряженности магнитного поля, соответствующего ожидаемому уровню вокруг блазаров. Получены спектры синхротронного и обратного комптоновского излучений электронов и позитронов, формирующих гало, для различных точек пространства. Результаты расчетов представлены на Рис.22,23

1. F.Aharonian, ApJ, v.539, p.317( 2000)

2. J.J.Hester, Neutron stars and pulsars: Thirty years after discovery, Ed. by Shibazaki N. et al.,( 1998),p.431

3. I.S.Shklovskii, Supernovae (N.Y.:Wiley,1968)

4. Brinkmann W., Aschenbach В., Langmeier A., Nature, 313, 662(1985)

5. Hester J.J. et al., ApJ, 448, 240(1995)

6. M.C.Weisskopf et al. Astrophys. J., 536, L81(2000)

7. G.G.Pavlov, D.Sanwal, G.P.Garmire, V.E.Zavlin, V.Burwitz , R.G.Dodson, Astron. Astrophys., 196, 3704 (2000)

8. V.M.Kaspi, M.J.Pivovaroff, B.M.Gaensler, N.Kawai, J.Arons , K.Tamura, American Astronomical Society Meeting, 197, 8312 (2001)

9. B.M.Gaensler, M.J.Pivovarof, G.P.Garmire, Astrophys. J., 556, 107(2001)

10. F.J.Lu, Q.D.Wang, B.Aschenbach , Ph.Durouchoux , L.M.Song, Astrophys. J., 568L, 49L(2002)

11. C. F.Kennel, F.V.Coroniti, Astrophys. J., 283, 710(1984)

12. M.J.Rees, F.E.Gunn, MNRAS, v.167, p.l(1974)

13. A.Atoyan, F.Aharonian, MNRAS, v.278, p.525(1996)

14. O.C.de Jager, A.K.Harding, ApJ, v.396, p,161(1992)

15. B.Aschenbach, W.Brinkmann, Astron. Astrophys., 41, 147 (1975)

16. Y.E.Lyubarsky MNRAS, 329, L34(2002)

17. Боговалов С.В., Хангулян Д.В., Письма в Астрой, журн.,28,425(2002)

18. Боговалов С.В., Хангулян Д.В., Роль магнитного поля в формирование струйных структур в Крабовидной туманности, принято к печати в Письма в Астрон. журн. (2003)

19. J.Arons, Ар J, v.266, р.215(1983)

20. J.K.Daugherty, A.K.Harding, ApJ, v.458, р.278(199б)

21. R.W.Romani, ApJ, 470, 469(1996)

22. К. S.Cheng, M.Ruderman, L.Zhang, ApJ, v.537, p.964(2000)

23. F.V.Coroniti, ApJ, v.349, p.538(1990)

24. Y.E.Lyubarsky, J. G.Kirk, ApJ, v.547, p.437L(2001)

25. I.Okamoto, MNRAS, v.185, p.69(1978)

26. S.V.Bogovalov, A&A, v.349, p.1017(1999)

27. S.V.Bogovalov, A&A, v.371, p,1155(2001)

28. V. S.Beskin, I.V. Kuznetsova, R. R. Rafikov, MNRAS, 299, 341(1998)

29. S.V.Bogovalov, K.Tsinganos, MNRAS 305, 211(1999)

30. L.Mestel, MNRAS, 138, 359(1968)

31. Бескин B.C. УФН, 167, 690 (1997)

32. Боговалов С., Колдоба А., Устюгова Г. in preparation

33. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М.,Гидродинамика, (М.: Наука, 1986).

34. M.C.Begelman, Z.-Y.Li, ApJ, v.397, p. 187(1992)

35. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М.,Теория поля, (М.: Наука, 1973).

36. Y.Gallant et al., ApJ, v.391, p.72(1992)

37. M.C.Begelman, ApJ, v.493, p.291(1998)

38. T.Tanimori et al., ApJ, v.492, p.L33(1998)

39. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Электродинамика сплошных сред, (М.: Наука, 1982).

40. Aharonian F.A Astro-ph (http://xxx.lanl.gov) #0112314

41. Aharonian F.A, Coppi P.S., Volk, Astrophys Journal 423, L5(1994)

42. Hauser M.G. and Dwek E., ARA&A, 39, 249(2001)

43. Hauser M.G. et al., 1998, ApJ, 508, 25

44. Lagache G et al., 1999, A&A, 344, 322

45. Finkbeiner D.P., Devis M. and Schlegel D.J., 2000, ApJ, 544, 81

46. Franceschini A. et al., 2001, kkk 378, 1

47. Wright E.L., and Johnson D.B., 2001, to appear in ApJ

48. Matsumoto Т., 2000, The ISAS Science Report SP No. 14, p.

49. Cambresy L. et al., 2001, ApJ, 555, 563

50. Pozzetti L. et al., 1998, MNRAS, 298, 1133

51. Coppi P.S., Blanford R.D., MNRAS 245, 453(1990)

52. Aharonian F.A. et al.(HEGRA collaboration), 1999a, A&A,349,11

53. Aharonian F.A. et al.(HEGRA collaboration),2001a, A&A 366,62 179

54. Eungwanichayapant A. Giant pairs halos suround non-thermal extra galactic objects Max-Planck-Institut fur Kernphysik, Hedelberg (2003)

55. Aharonian F.A, et al Astron & Astrophysics 366,746(2001)