![](/user_photo/_userpic.png)
книги из ГПНТБ / Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1
.pdfв промежуточную составляющую; наиболее старые звезды — субкарлики, в том числе являющиеся членами шаровых скоплений и ядра Галактики, образуют галоили сферическую составляющую (последнюю иногда называют эллиптической). Кинематически звез ды плоской составляющей характеризуются минимальными хаоти ческими скоростями и обнаруживают сильную концентрацию к га лактической плоскости. У звезд сферической составляющей дис-
--25
|
Рис. 1. Плотности энергии космического |
электромагнитного из |
|
|||||||
лучения |
в различных |
спектральных интервалах |
[1] и плотно |
|
||||||
|
сти массы вещества в различных формах. Неуверенные |
оцен |
|
|||||||
|
|
|
ки |
показаны |
пунктиром. |
|
|
|
|
|
П е р с и я |
скоростей велика, и концентрируются |
они не к |
плоскости, |
|||||||
а к галактическому |
центру. Характеристики |
составляющих |
(со |
|||||||
гласно |
работе [2], дополненной современными данными) |
п р и в е д е н ы |
||||||||
в табл. |
1. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т А Б Л И Ц А |
1 |
|
|
|
Звездные |
составляющие |
Галактики |
|
|
||||
|
|
|
Полу толщина, |
С п л ю с н у |
Масса в д о л я х |
З в е з д н а я |
||||
С о с т а в л я ю щ а я |
|
пс* |
тость |
|
|
массы |
п л о т н о с т ь , |
|||
|
|
|
|
|
|
|
Галактики |
( М д / 1 0 » ) я с — 3 |
||
Плоская |
|
|
|
150 |
0,02 |
|
|
0,04 |
30 |
|
Промежуточная |
(диск) |
|
400 |
0,09 |
|
|
0,69 |
50 |
|
|
Сферическая |
(гало- |
и |
2300 |
0,60 |
|
|
0,27 |
2 |
|
|
центральное |
тело) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
* 1 парсек (пс) = 3,09 - 10 1 8 |
см. |
|
|
|
|
|
|
10
![](/html/65386/283/html_3HfikPe70T.72d4/htmlconvd-i18jqj12x1.jpg)
сильно зависит от его плотности. Это связано с тем, что нагрев газа осуществляется не излучением звезд, а мягкими космическими лучами и метагалактическим рентгеновским излучением (см. гл. 6)*. При таком нагреве в результате тепловой неустойчивости нейтраль ный газ, согласно работе [7], может быть лишь в двух фазах: плот
ной (nH ~ 1 слг3) |
холодной с температурой Т да 102 °К и разре |
женной (п ^ Ю - 1 |
см'3) горячей с температурой Т да (6ч-8)-103 °К. |
Последняя фаза реализуется в разреженном газе между спираль
ными рукавами Галактики. Что же касается |
степени |
ионизации |
|
межзвездного газа, |
то вблизи галактической |
плоскости концент |
|
рация электронов пе |
колеблется в пределах от 2-10~3 до |
2- Ю - 1 см*3 |
|
и в среднем (т. е. для областей HI) составляет |
3-10^2 см~3, согла |
суясь с данными о частотном запаздывании импульсов от пульсаров
[5]. |
Таким образом, оказывается, что в областях H I отношение |
пв/пн |
да 10"2. |
Магнитное поле и космические лучи в Галактике. Межзвездный газ пронизан магнитным полем, которое изучают несколькими спо собами: 1) по поляризации света звезд; 2) по зеемановскому рас щеплению линии к = 21 см, излучаемой межзвездным водородом; 3) по вращению плоскости поляризации дискретных источников радиоизлучения. Наблюдения показывают, что магнитное поле Галактики носит в основном упорядоченный характер и вытянуто вдоль спиральных рукавов. На систематическое поле наложены локальные отклонения, связанные, по-видимому, с хаотической составляющей движения межзвездных облаков. Средняя напря женность магнитного поля в диске Галактики — около 3• 10 6 э [5].
|
Специфической формой диффузного вещества Галактики являют |
|||
ся |
космические лучи — протоны, а-частицы и более тяжелые ядра. |
|||
Не |
касаясь |
электронной компоненты, а также |
частиц с |
энергией |
Е > 101 6 зв |
(см. гл. 5 и 7), отметим некоторые |
основные |
свойства |
галактических космических лучей (более подробно см. монографию
[8]). Важнейшее свойство космических лучей — изотропия |
и х пото |
|||||||
ка. Для частиц |
с энергией Е ~ 1014 |
эв анизотропия |
меньше 0,1%, |
|||||
а при Е ~ 1016 |
эв она не превышает |
1%. Тот факт, |
что плотность |
|||||
энергии космических лучей 1 • 10~12 |
эрг/см3 |
близка к значениям плот |
||||||
ности энергий |
галактических |
магнитных |
полей |
(0,6- Ю - 1 2 |
эрг/см3) |
|||
и турбулентности (0,5-10~12 эрг/см3) |
— сильный |
довод в пользу га |
||||||
лактического |
происхождения |
космических |
лучей. Высокая |
степень |
||||
и х изотропии |
объясняется искривлением |
и запутыванием |
траекто |
рий в галактических магнитных полях. Для объяснения аномаль ного, по сравнению с межзвездным газом, химического состава космических лучей предполагают, что они в ходе диффузионного
распространения проходят толщу |
межзвездного газа порядка |
|
5 г/см2 [9]. |
|
|
* Детальные расчеты [6] показывают, |
что вклад субкосмических |
лучей |
в нагрев газа, по-видимому, существенней фонового рентгеновского |
излу |
|
чения. |
|
|
12
Основные физические характеристики нашей Галактики при ведены ниже.
Масса |
|
|
|
|
|
1,5- |
I 0 1 1 |
М |
Радиус |
|
|
|
|
|
20 |
кпс |
|
Период |
|
вращения |
(для окрестно- |
|
|
|
||
стей |
Солнца) |
|
|
275-10е лет |
||||
Масса |
газа |
|
|
|
5- 10э М® |
|||
Напряженность магнитного |
поля |
3 - Ю - 6 |
з |
|||||
Плотность |
энергии |
космических |
|
|
эрг/см3 |
|||
лучей |
|
|
|
|
1 -10—12 |
|||
Плотность звезд в |
диске |
|
—0,1 пс~3 |
|||||
Средняя |
плотность |
газа в |
диске |
~ 1 0 - 2 |
4 |
г/см3 |
||
Средняя плотность пыли в галак- |
|
г/см3 |
||||||
тической |
плоскости |
|
10 - 2 5 |
|||||
Радиус |
|
ядра |
Галактики |
|
10 пс |
|
||
Средняя |
плотность |
звезд в |
галак- |
|
пс - 3 |
|||
тическом |
ядре |
|
|
|
||||
Типы галактик и |
их физические свойства. По |
внешнему виду |
галактики, согласно классификации Хаббла, делятся на четыре основных типа: эллиптические Е, линзовидные 50, спиральные 5 и неправильные Ir. Среди ярких галактик (для которых эффекты
селекции |
невелики) частота встречаемости |
разных |
типов |
галактик |
|||||
распределяется |
следующим |
образом [10]: Е— 23%, |
5 0 — 21%, |
||||||
5 — 5 1 % , |
Ir— |
3,5%. Оставшиеся 1,5% приходятся |
на |
пекулярные |
|||||
(особые) |
галактики |
(см. § 1.2). |
|
|
|
|
|
||
Эллиптические |
галактики |
представляют собой |
сфероиды |
раз |
|||||
личной сплюснутости с сильной концентрацией звезд |
к |
центру. |
|||||||
Они состоят главным образом из старых |
красных звезд |
малой |
све |
тимости, подобно сферической составляющей нашей Галактики.
Массы |
^-галактик и средние плотности их звездной |
составляющей |
||||||||||
в среднем выше, чем у других типов |
галактик, а доля газа, остав |
|||||||||||
шегося |
несконденсированным в звезды, — наименьшая (см. табл. 2). |
|||||||||||
Промежуточным типом между Е- и 5-галактиками |
являются |
|||||||||||
линзовидные галактики 50, обладающие толстым аморфным |
диском, |
|||||||||||
лишенным |
|
газа. |
|
|
|
|
(Sa, Sb, |
Sc) |
|
|||
Спиральные галактики делятся на подтипы |
в за |
|||||||||||
висимости |
от соотношения между |
сферической |
и плоской |
состав |
||||||||
ляющими. |
|
Группа |
Sa |
обладает |
сравнительно |
большим |
ядром и |
|||||
слабыми |
спиральными |
ветвями. В |
галактиках |
Sc |
ядро |
меньше, |
||||||
а ветви |
развиты сильнее. Наша Галактика является |
промежуточной |
||||||||||
между |
Sb и 5с. В галактиках 5с (см. рис. 2) ядро выражено |
слабо, |
||||||||||
доминирует |
плоская составляющая |
с большим |
количеством |
газа |
||||||||
и горячих звезд, образующих мощные спиральные ветви. |
|
|
|
|||||||||
Неправильные галактики обладают в среднем наименьшей мас |
||||||||||||
сой среди |
галактик |
других типов, |
но содержат |
наибольшую |
долю |
|||||||
несконденсированного |
газа — до 30—-40% массы. В |
неправильных |
||||||||||
галактиках |
процесс |
продолжающегося звездообразования |
выражен |
|||||||||
максимально резко. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Средние характеристики галактик |
различных |
типов представле |
||||||||||
ны в табл. |
2 [11]. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
13
|
|
|
|
|
|
|
Т А Б Л И Ц А 2 |
|
|
|
Средние |
характеристики |
галактик |
|
|||
|
|
|
|
|
Тип |
галактики по |
Х а б б л у |
|
Характеристики |
галактик |
Е, so |
Sa |
Sb |
Sc |
Ir |
||
|
|
|
|
|||||
Средняя масса, |
MQ |
|
2,0-101 1 |
1,6-10" 1,3-10" 1,6-Ю1 0 |
1,0-Ю9 |
|||
Светимость, L g |
|
|
1,0-Ю1 0 |
2,5-101 0 |
3.6- 101 0 |
1,2-101 » |
1,2-10° |
|
Отношение |
масса/свети |
|
|
|
|
|
||
мость |
|
|
г/см5 |
22 |
6,4 |
3,6 |
1,4 |
0,9 |
Средняя плотность, |
1 , ы о - 2 3 |
5,4-10-** 1.7- 10-2 * 8,8 - 10 - 2 5 |
2 - 10 - 2 5 |
|||||
Доля газовой |
составляющей |
0,002 |
0,013 |
0,03 |
0,2 |
0,37 |
||
Последовательность |
галактик |
|
|
|
|
|||
|
|
|
Ir — Sc — Sb — Sa — SO — E |
|
(1.1) |
|||
не эволюционна |
(в смысле перехода со временем |
галактик |
одного |
типа в другой), а отражает различные начальные условия при обра
зовании галактик [12]. |
Вдоль последовательности галактик |
(1.1) |
в среднем уменьшается |
удельный момент вращения [13, 14], |
игра |
ющий важную роль в звездообразовании (см. более подробно § 1.5). Распределение галактик в пространстве. В отличие от состав ляющих галактику звезд, лишь малая часть которых входит в состав обособленных групп (ассоциаций, рассеянных и шаровых скопле ний), сами галактики редко бывают изолированы в пространстве, а большей частью объединяются в скопления различной численности.
Выделяют |
пары |
галактик, триплеты, группы (с числом |
галактик |
|
N ~ 10), бедные скопления (N ~ 102), богатые скопления |
(N ~ 103) |
|||
и сравнительно |
редкие скопления |
скоплений, или сверхскопле |
||
ния (N ~ |
103). |
Наша Галактика вместе с двумя своими наиболее |
||
крупными |
спутниками — Большим |
и Малым Магеллановыми Об |
лаками, а также Туманностью Андромеды входит в так называемую
Местную Группу, содержащую в пределах радиуса |
R ~ |
0,8 Мпс* |
||
около 20 галактик. |
|
|
|
|
|
Скопления галактик |
подразделяют на два типа — правильные |
||
и |
неправильные. Первые характеризуются сферической |
формой, |
||
и |
их галактики сильно |
концентрируются к центру |
скопления, где |
плотность в десятки тысяч раз превосходит среднюю («размазанную» по Метагалактике) пространственную плотность галактик, равную
5-10~2 Mnc~s. |
Неправильные |
скопления галактик |
обладают |
|
нечетко выраженной формой |
|
и слабой концентрацией |
галактик. |
|
Тип галактик |
коррелирует с |
типом скоплений, аналогично двум |
типам населения галактики, образующих плоскую и сферическую составляющие (см. выше). В правильных скоплениях галактик доми нируют эллиптические галактики, а в неправильных скоплениях
преобладают спиральные |
и неправильные галактики. |
* 1 мегапарсек (1 Мпс) = |
10° пс = 3,09 • 102 4 см. |
14
Сравнительно |
редкая |
встречаемость |
галактик |
вне |
скоплений, |
|||
а также признаки релаксации в правильных скоплениях |
рассматри |
|||||||
ваются как серьезные аргументы в пользу динамической |
связанно |
|||||||
сти скоплений |
гравитационными |
силами. Однако |
непосредственное |
|||||
сопоставление |
кинетической |
и |
потенциальной энергий |
скопления |
||||
во многих случаях |
обнаруживает |
[15], |
что фактически |
измеряемая |
||||
масса галактик |
меньше «вириальной», т. е. обеспечивающей выпол |
|||||||
нение теоремы |
вириала |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
2 |
$ К и н |
+ |
$грав = |
°> |
|
(1-2) |
необходимое для стационарного равновесия. Расхождение между названными массами колеблется от нескольких раз до нескольких десятков раз, хотя в ряде случаев его можно уменьшить в резуль тате учета проектирующихся на скопление посторонних галактик, учета неоднородного строения скопления и т. п.
Многочисленные попытки объяснить это расхождение сводятся
к двум классам гипотез: 1) скопления нестационарны |
и расширяют |
|||
ся |
за |
время, определяемое |
дисперсией внутренних скоростей; |
|
2) |
скопления гравитационно |
связаны в результате |
влияния неви |
|
димой |
(«скрытой») массы. |
|
|
Предположение о нестационарности скоплений связывается ли бо с гипотезой о взрывном образовании галактик и скоплений [16] (см. также § 1.5), либо с потерей массы в результате гравитационно го излучения или взрывного выметания из скопления межгалакти ческого газа [17]. Первая гипотеза приводит к временам дезынтеграции групп и скоплений, нередко меньшим 2-Ю9 лет [15], что несовместимо с наличием в этих системах эллиптических галактик, возраст звезд в которых не менее 1010 лет. Кинетическая энергия движений, интерпретируемых как разлет, должна быть для скопле ний с М = 1О1 5 Л 40 порядка 1064 эрг, что намного превышает энер говыделение в объектах любых известных типов (см. § 1.2).
«Скрытая» масса, необходимая для реализации второй гипотезы, предполагается либо в виде далеко проэволюционировавших темных («мертвых») галактик [18], либо, что более вероятно, в виде межга лактического газа. Этот газ должен быть ионизован (верхний пре дел массы нейтрального водорода, допускаемой радионаблюдениями на 21 см [19], много меньше вириальной массы). Наблюдаемое рентгеновское излучение от скопления галактик Coma [20] совмес тимо с наличием там нужной вириальной массы облаков горячего ионизованного газа лишь в очень узком диапазоне параметров облаков [21].
Окончательное решение вопроса о причинах несоответствия вириальных и наблюдаемых масс вряд ли возможно без новых фак тических данных.
Расширение Метагалактики. В начале XX столетия было обна ружено, что у всех достаточно удаленных галактик спектральные линии обладают красным смещением z = ДАЛ, которое тем боль ше, чем больше расстояние до галактики. Хаббл, интерпретируя это
15
смещение допплер-эффектом и используя ярчайшие звезды галактик как индикаторы расстояний, показал, что скорость удаления га лактики линейно связана с расстоянием до нее:
v = Н0г или cz = Н0г, |
(1.3) |
где Н0 — постоянная Хаббла. Измерения красного смещения в ра диолинии нейтрального водорода Я = 21 см [22], показывающие независимость z от X в широком интервале частот — от радиодиа пазона до ультрафиолета, подтверждают допплеровскую интерпре тацию красных смещений спектров галактик.
Явление «разбегания» галактик, сопоставленное с ранее пред сказанной советским математиком Фридманом в рамках релятивист ской космологии нестационарностью Вселенной (см. § 1.4), стало рассматриваться как результат расширения Метагалактики. Аль тернативные объяснения красного смещения галактик (например, в результате взаимодействия квантов с межгалактическим вещест вом или спонтанного распада квантов) оказались полностью несо стоятельными [23].
В настоящее время для калибровки шкалы метагалактических расстояний используется около десяти различных методов [24], которые приводят к значению постоянной Хаббла в пределах нера венства
50 < Н0 < 100 км/(сек-Мпс). |
(1 .За) |
Последние данные [25], основанные на улучшенных корреля циях между периодами, светимостями и цветами пульсирующих переменных звезд в ближайших галактиках, дают
|
|
Я 0 = 54 км/(сек»Мпс), |
(1.36) |
|||
что на порядок меньше первоначальной оценки Хаббла, |
сделанной |
|||||
в 1936 г. Истинное значение |
Я 0 отличается от (1.36) вряд |
ли более |
||||
чем на 50%. |
Значение Но1, |
которое |
определяет характерное |
вре |
||
мя, прошедшее с начала метагалактического расширения, |
равно |
|||||
при Я 0 из (1.36) |
18-109 лет = |
5,7-1017 сек. |
вернемся |
|||
К вопросу |
о |
нестационарности |
Метагалактики мы |
в § 1.4, а сейчас обсудим нестационарность и ее природу в дискрет ных метагалактических объектах.
§ 1.2.
НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ПРОЦЕССЫ В ГАЛАКТИКАХ
А . Н О Р М А Л Ь Н Ы Е Г А Л А К Т И К И
Нормальные галактики в целом являются стационарными обра зованиями. Этого нельзя сказать ни о многих типах звезд, входя щих в галактики, ни о галактических ядрах и их окрестностях. Протекающие в этих объектах нестационарные, часто взрывные про-
16
цессы сопровождаются генерацией релятивистских частиц и нетеп лового излучения, что представляет огромный интерес для астро физики высоких энергий.
Вспышки звезд. Все звезды обнаруживают ту или иную степень активности. На Солнце, являющемся прототипом большинства звезд Галактики, время от времени происходят хромосферные вспышки с энергией до 1033 эрг, которые становятся заметными источниками космических лучей и жесткого электромагнитного излучения [26]. Звезды, имеющие нерегулярные во времени и большие амплитуды изменения блеска, обычно объединяются общим названием «эруп тивные звезды» [27]. Энерговыделение при вспышках таких звезд заключено в пределах от 1029 эрг (локальные вспышки на поверх ности звезд-карликов) до 1051 эрг (глобальные вспышки сверхно вых звезд). Наиболее мощные — это вспышки новых и сверхновых звезд. Свойства таких звезд подробно рассмотрены в монографиях [27, 28] и суммированы в табл. 3. Вспышка звезды как новой не редко наблюдается повторно. Напротив, феномен сверхновой звез да претерпевает лишь однажды в ходе своей эволюции.
Результат вспышки сверхновой звезды (о механизме взрыва см. в монографии [29])—это два важных явления: взрывной сброс наружной части звезды и гравитационное сжатие ее центральной части.
Оболочка, выбрасываемая при взрыве сверхновой, длительное время служит источником мощного нетеплового излучения от ра диодиапазона до рентгеновского. Механизм этого излучения заклю чается в торможении релятивистских электронов в магнитном поле оболочки (см. гл. 2). Центральная же часть, претерпевшая сжатие, превращается в нейтронную звезду, обладающую сильным магнит ным полем и вращением и обнаруживаемую как источник быстропульсирующего радиоизлучения — пульсар.
Пульсары. Число галактических пульсаров (впервые открытых в 1967 г., спустя 30 лет после предсказания теоретиками сущест вования нейтронных звезд) превысило к концу 1973 г. 100. Пространственное распределение их в Галактике точно следует распределению остатков вспышек сверхновых I I типа и плоской звездной составляющей, в которой возникают молодые сверхновые. На основе частоты вспышек сверхновых I I типа (см. табл. 3) полное число пульсаров, существующих сейчас в Галактике, ожидается равным нескольким сотням миллионов, подавляющее большинство которых слишком слабы, чтобы быть наблюдаемыми.
Многообразие свойств пульсаров изложено в обзорах [30, 31], а теоретические представления содержатся в обзорах [32, 33]. К со жалению, вопросы, представляющие особый интерес для астрофи зики высоких энергий (процессы в нейтронной звезде, электродина мика ее внешних областей, ускорение частиц и механизмы излуче ния пульсара) все еще остаются проблематичными. Вместе с тем трудно сомневаться, что основные свойства пульсаров найдут объяснение в рамках представлений о наклонном ротаторе (рис. 3).
17
|
Свойства |
новых и сверхновых |
звезд |
Т А Б Л И Ц А 8 |
|
|
|||
С в о й с т ва з в е з д |
Новые з в е з д ы |
Сверхновые |
I типа |
Сверхновые I I типа |
Характер изменения |
Возрастание |
блеска |
в 3-104 |
Возрастание |
блеска |
более |
|||
блеска |
раз за несколько |
дней |
(«быст |
чем в 10' |
раз |
за |
несколько |
||
|
рые» новые) |
или в 5 - Ю 3 раз |
дней с последующим экспонен |
||||||
|
за десятки дней |
(«медленные» |
циальным |
спадом за |
2 — 3 |
года |
|||
|
новые) с последующим |
медлен |
|
|
|
|
|
||
|
ным убыванием блеска до пер |
|
|
|
|
|
|||
|
воначального |
уровня |
|
|
|
|
|
|
Тип звезды до вспыш |
Красный |
карлик |
с |
массой |
||||
ки |
|
М ~ У И 0 |
|
|
|
|
|
|
Светимость |
в максиму |
105 |
L g |
(«быстрые» |
новые), |
|||
ме блеска |
|
104 |
L g |
(«медленные» |
новые) |
|||
|
|
|||||||
Масса газа, |
выбрасы |
10-е + ю - 8 |
ум |
|
|
|||
ваемого при взрыве |
|
|
|
|
|
|
|
|
Скорость, |
сообщаемая |
1000 |
км/сек |
|
|
|
||
газу |
|
|
|
|
|
|
|
|
Энергия, |
выделяемая |
1045^_Ю16 |
э |
р г |
|
|
||
при взрыве |
|
|
|
|
|
|
|
|
Частота вспышек |
50-h200 г о д - 1 |
|
|
•
Звезда сферической или про межуточной составляющей с массой М ~ MQ
3- 10° L g
~ i o - i М&
(14-3)-1000 км/сек
104 э эрг (оптическое излу чение)
104 8 эрг (кинетическая энер гия)
ШСЮ г о д _ 1 ; вспыхивают в галактиках всех типов
Амплитуда возрастания блес ка неизвестна; медленный спад блеска в течение 100 дней с по следующим экспоненциальным спадом более быстрым, чем у сверхновых I типа
Звезда плоской составляю щей с массой М ~ ЗОУИд
- 5 - 1 0 8 L g |
|
|
||
- 1 |
0 |
М@ |
|
|
7000 |
км/сек |
|
||
3 - Ю 4 8 |
эрг |
(оптическое излу |
||
чение) |
эрг |
|
||
3 • 105 1 |
(кинетическая |
|||
энергия) |
|
|
|
|
1 |
|
1 |
|
|
30 |
400 Г 0 |
Д _ 1 ; |
вспыхивают |
только в спиральных галакти ках
Характерные параметры нейтронной звезды-ротатора таковы: мас
са М ~ |
0,14-1 М@; |
радиус |
R ~ |
8-^30 |
км; угловая скорость |
вра |
||
щения |
наблюдаемых |
пульсаров |
заключена в пределах |
от |
2 до |
|||
200 сек-1, |
а напряженность |
магнитного |
поля Н на поверхности — |
|||||
от 1012 |
до |
1013 э. К указанной оценке |
магнитного поля |
приводит |
величина наблюдаемого замедления вращения при всех возможных механизмах трансформации энергии вращения: в непосредственное ускорение заряженных частиц, в вакуумное электромагнитное маг-
нито-дипольное излучение или |
в излу |
|
||
чение гидромагнитных волн [33]. |
|
|||
Низкочастотное |
магнито-дипольное |
|
||
излучение |
ротатора, |
имеющее |
частоту |
J?* |
вращения |
звезды Q и мощность |
|
||
Lmd= |
(73с3 ) #2 Q4 /?6 sin2 Z = |
|
||
= |
2,5-103 4 (Я/101 3 э)2Х |
|
|
X(Q/10 сек-1 )4 (Я/106 см)6 sin2 % эрг/сек, (1.4)
согласно работе [34], способно уско рять, начиная с расстояний г — c/Q, эжектируемые частицы до энергий
(Е/тс2) ~ (соя/Й)2 /3 , |
(1.5) |
|
|||
что составляет |
1014—1015 |
эв для |
ука |
Рис. 3. Модель пульсара как |
|
занных выше |
параметров |
ротатора, а |
|||
наклонного ротатора. |
|||||
мощность генерации релятивистских |
|||||
|
частиц, черпаемая из энергии вращения, может достигать 1038 эрг/сек. Последующие магнитотормозные и комптоновские (см. гл. 2) по тери релятивистских электронов способны объяснить, согласно этой модели, существенные свойства излучения пульсаров.
Рентгеновские источники. Из примерно 60 известных галакти ческих рентгеновских источников, наблюдаемых в области энергий от 2 до 10 кэв, надежно отождествлено с объектами, видимыми оп тически, лишь около 20%. Среди отождествленных источников — остатки вспышек сверхновых звезд, тесные двойные звезды с перете канием вещества между компаньонами, рентгеновская Новая и звездные объекты невыясненной природы. Таким образом, дискрет ные рентгеновские источники в Галактике не представляют собой однородного класса источников. Рентгеновская светимость большин ства этих источников оценивается в 1036 эрг/сек, но некоторые имеют еще большую светимость, доходящую до 1038 эрг/сек. Чувствитель ность используемых рентгеновских телескопов позволяет видеть практически все галактические источники c L « 10se-=-1038 эрг/сек; полное число таких источников в Галактике едва ли превышает 100 [35]. В дальнейшем, возможно, будут открыты также более слабые объекты, но их число, судя по наблюдаемым угловым неоднородностям галактического рентгеновского фона, вряд ли велико.
19