книги из ГПНТБ / Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1
.pdfВсе выведенные до сих пор выражения не учитывали возможное по глощение фоновых излучений на пути от области возникновения до точки их регистрации. Более подробное рассмотрение этого процес
са см. в § 6.3, |
здесь |
же ограничимся только |
одним замечанием: |
если р < ; р к р и т |
и 2г < |
3, то во всех рассматриваемых нами диапазо |
|
нах фоновых излучений поглощением можно пренебречь. |
|||
До сих пор мы считали, что источники фоновых излучений лока |
|||
лизованы в пространстве. Однако возможно, |
что фоновые излуче |
ния образуются во всем метагалактическом пространстве непрерыв но распределенной заряженной компонентой космических лучей. Характерными примерами таких процессов являются образование пионов при взаимодействии ядерной компоненты космических лу чей с межгалактическим газом или комптон-эффект метагалактических электронов на реликтовом излучении. Тогда возникает вопрос о возникновении и прохождении космических лучей до места их вза имодействия. Мы рассмотрим два крайних случая, обобщение кото рых приводит к несколько громоздким выражениям.
В первом случае длина пробега космических лучей много меньше фотометрического радиуса Вселенной. Поэтому с хорошей степенью точности можно предположить, что космические лучи и генерируе мое ими фоновое излучение образуются в одной и той же точке и, сле довательно, можно использовать все выведенные до сих пор соотно шения (с соответствующим определением функции светимости источ ников фоновых излучений).
Во втором случае космические лучи практически не поглощают ся в Метагалактике, во всяком случае при не очень больших г. Это означает, что нужно учитывать длину пути космических лучей в Ме тагалактике.
Пусть dPh (Eh, z)— дифференциальный поток космических лучей в точке z в интервале h , dQ. Найдем мощность излучения вторичных компонент космических лучей в единице объема в интервале энергии
Е2, dE2 |
на расстоянии г: |
|
|
|
|
|
||
|
|
|
|
со |
|
|
|
|
|
hy (Е2, |
z) = пи |
(z) dE2 ^ |
dPh (Eh, z) о (Eh, E2), |
(6-25) |
|||
где nu |
— концентрация метагалактического газа; о (Eh, |
E2)dE2 |
— |
|||||
сечение образования |
вторичной компоненты с энергией в интервале |
|||||||
(£2, Е2 |
+ dE2) космической частицей с энергией |
Eh. |
|
|
||||
Выразим dPh |
через |
функцию |
источников |
космических |
лучей |
|||
lh (Eh, |
z). По формуле (6.12) получаем |
|
|
|
||||
|
|
|
|
dPh(Eh,z) |
= |
|
|
|
|
= ^-dtrdEhdQh |
? |
D1 |
|
|
|||
|
Но |
Г |
h |
h ] |
( 1 + г ' ) 9 / 2 |
|
|
|
198
Принимая во внимание, |
что Е% |
= Е20 |
(1 -г z); |
£/i|z=2 ' — Eh |
(z' |
—• |
||
— z + 1), окончательно |
получаем |
|
|
|
|
|||
P - \ ^ ) |
2 \ J h ~ T 2 |
d z |
I |
а [ £ Л ( 1 + 2 ' - г ) Х |
|
|
||
U o i |
J ( l + 2 ) 9 |
/ 2 |
£ 2 J 1 + i ) |
|
|
|
||
X £ 2 |
(1 + z)] |
|
\ |
l ^ ' , E h |
( z ' - z + |
\)] dz,_ |
( 6 |
2 6 ) |
Аналогичное выражение было найдено ранее в работе [48].
Следует отметить, что выражение (6.26) выведено в пренебреже нии возможной диффузией первичной компоненты.
Для грубых оценок целесообразно использовать упрощенные вы ражения, в которых поток dPh задается некоторыми гипотезами wd кос» [49].
§ 6.3.
ПОГЛОЩЕНИЕ ФОНОВЫХ ИЗЛУЧЕНИЙ
Фоновые излучения при прохождении межгалактической среды испытывают следующие взаимодействия: комптон-эффект и образо вание пар на межгалактическом газе и образование пар на реликто вом (или оптическом и инфракрасном) излучении.
Сделаем вначале несколько общих замечаний. Сечение последне го процесса имеет высокий энергетический порог, поэтому им можно
пренебречь в случае, если Еу ^ |
10 Гэв (этот процесс рассматривает |
|||
ся в § 2.5). Мы ограничимся поэтому первыми двумя процессами. |
||||
Характеристическое |
сечение |
для |
первого |
процесса — томсо- |
новское а т ~ 1 0 - 2 4 см2. |
Если плотность |
вещества |
р ~ р к р и т > т 0 в е " |
роятность рассеяния фотона на длине порядка фотометрического, радиуса Вселенной RQ = с/Н0 равна оптической толще:
to = л о t = 6,6.1O-2 , (6.27)
иэтим взаимодействием можно пренебречь. Однако ситуация изме няется, если фотоны образуются при больших z. Из-за увеличения
плотности газа при возрастании z оптическая толща межгалакти ческого газа быстро растет: ^ 0
т (z) ~ |
т0 (1 + г ) 3 / 2 |
(6.28) |
и при z ^ 10 поглощение |
излучения будет значительным |
[50, 511. |
Для дальнейшего существенно следующее различие между комп- тон-эффектом и образованием пар. В последнем случае фотон исче зает в процессе взаимодействия (число фотонов уменьшается), в пер вом он рассеивается и теряет часть своей энергии.
7В* |
199 |
При достаточно больших энергиях фотонов (Еу ^ 100 Мэв) в про цессе взаимодействия фотонов с газом преобладает рождение пар. Поглощение фотонов в газе описать математически просто: удельная
светимость / (Еу) |
умножается |
на вероятность прохождения фотона от |
|||||||||||||
источника до точки регистрации без поглощения: |
|
|
|
|
|
||||||||||
|
|
/* {Ey0,0) |
= |
|
j(Eyr,z)W{Ey0,z); |
|
|
(6.29) |
|||||||
|
|
|
W(Ey0,z)^ |
-T(£V 0 , 2) _ |
|
|
|
|
(6.30) |
||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
|
т (Еу0, |
г) = -£-\ |
dz' |
nu (z') |
a [Ey0 (1 |
f |
z')] |
x |
|
|
|
||||
|
|
|
|
tin •> |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
X |
|
|
|
|
|
1/2 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
1 + - |
-г' |
|
|
|
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
|
|
Ркрит |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Используя |
выражение |
для |
сечения |
рождения |
пар |
(§ 2.6), |
полу |
||||||||
чаем выражения |
для тр(Еу0,г) |
(в простейшем случае |
р/ркрит = |
1): |
|||||||||||
|
|
|
|
|
|
спи0 |
„ г |
56 |
X |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
ХР {Еуо> z) |
схг о — |
|
|
|
|
|
||||||
|
X |
[(1 |
+z)3/2 |
1)] [in 2 £ v 0 |
( l + z ) |
|
137 |
|
|
(6.31) |
|||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
42 |
|
|
|
|
или |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
хр(Еуо, |
г) = |
1,2-Ю-4 |
(1 + |
z) |
- 1 |
X |
|
|
|
|
||||
|
|
|
X |
2 £ 7 0 ( 1 + г ) |
|
|
137 |
|
|
|
|
|
|
||
|
|
|
I n |
|
тс2 |
|
|
42 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
Выражения (6.31) верны, если 100 Мэв |
^ |
Еу |
< |
10 Гэв. |
Если |
Еу |
> |
||||||||
^> 10 Гэв, |
то вступает в силу процесс образования пар на реликто |
||||||||||||||
вом излучении (см. § 4.4). Если Еу < |
100 Мэв, то приходится |
решать |
кинетические уравнения для фотонов. Этот вопрос подробно разби рался в работах [52—54].
Общее уравнение для переноса излучения в расширяющейся Вселенной имеет вид [54]
д \1'(Еу |
|
г)" |
а |
TdEy |
|
/' |
(Еу, |
г) |
|
dt |
( 1 + г ) 3 |
|
дЕу |
dt |
|
|
( 1 + z ) 3 |
||
|
ЦЕу, |
г) |
|
|
|
I ' |
(Еу, г) |
||
|
( 1 + г ) 3 |
nu(z) |
согр |
(Еу) |
( 1 + г ) 3 |
|
|||
~ П И |
( Z ) O T 0 ( £ V ) _ _ L — |
|
|
|
X |
||||
|
|
|
|
|
|
"и (г);( 1 + г ) 3 |
|||
|
X |
\ |
, doc |
(Е'у, |
Еу) |
Г(Е;, |
z). |
(6.32) |
|
|
dE |
Ж. |
У ) |
||||||
|
|
|
V |
|
|
|
|
|
200
Первый член в правой части этого уравнения учитывает потери энергии, обусловленные расширением Вселенной, второй описывает источники излучения, третий — поглощение фотонов из-за образо вания пар, последние два члена отвечают изменению интенсивности, обусловленному комптон-эффектом.
Вообще говоря, уравнение (6.32) следует решать численно. Одна ко в предельных случаях (Еу > тс2 и Еу <^ тс2) его решение рупощается. Случай больших энергий (Еу > тс2) подробно рассмотрен в работах [52—54]. Здесь же остановимся на более простом случае малых энергий (Еу <С тс2), имеющем к тому же больший практи ческий интерес. При таких энергиях в каждом акте взаимодействия фотон теряет малую часть своей энергии. Поэтому изменение энер гии фотона при рассеянии можно считать непрерывным процессом, скорость которого описывается следующей формулой:
— dEy/dt=^cnuoTE^/mc2. |
(6.33) |
Дифференциальное уравнение для изменения энергии фотона, обу словленного красным смещением и комптон-эффектом, при р / р к р и т == = 1 имеет вид
dE/dz=--Ey/(l |
+ z) + YY+zE2v/E^, |
(6.34) |
Е* = тс2 Н0/пи |
сат -= \Ътс2 = 7,7 |
Мэв. |
Используя решение этого уравнения |
|
|
EjEy = (\+z')EjE;+ |
-L[(\+z')S/*-\] |
(6.35) |
|
5 |
|
\Е'У — энергия фотона в точке г, Еу — энергия фотона в точке ре гистрации (г = 0)] и выражение (6.16) для функции источников рент геновского излучения, можно записать следующее выражение для потока излучения, наблюдаемого при z = 0:
x { l - Y - ^ [ ( l + ^ ) 5 |
/ 2 - l ] f 7 2 . |
(6.36) |
Варьируя свободные параметры |3 и zt, |
в принципе можно полу |
чить форму кривой для дифференциального потока излучения, близ кую к наблюдаемой в диапазоне Ev ^ 100 кэв (см. рис. 46). Тем не менее объяснить излом в спектре фонового рентгеновского излуче ния взаимодействием с межгалактическим газом невозможно. Дело в том, что сечение комптон-эффекта уменьшается с увеличением энер гии фотона. Это приводит к тому, что в спектре излучения (рис. 47)
при энергии Еу |
100 кэв появится характерная «выемка», показан |
ная пунктирной |
линией. В наблюдаемом спектре фонового рентге- |
201
новского излучения эта выемка отсутствует. По-видимому, фоновое рентгеновское излучение не содержит указаний на происходившее взаимодействие с межгалактическим газом. Из этого следует, что либо источники рентгеновского фонового излучения располагаются
Рис. 47. |
Искажение |
|
Рис. 48. Красное |
смещение |
z, соответствующее |
|||||
степенного |
спектра |
|
единичной |
оптической |
толще |
межгалактиче- |
||||
рентгеновского излу- |
|
ского |
газа |
критической |
плотности, |
|||||
чения |
при |
взаимодей |
|
|
|
|
|
|
|
|
ствии |
с электронами |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
межгалактического га |
|
|
|
|
|
|
|
|
||
|
за. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
не на очень больших |
расстояниях |
от нас ( г э ф ф |
^ |
10—20 при плот |
||||||
ности |
межгалактического |
газа, близкой к критической), либо плот |
||||||||
ность р « |
р к р и т . |
|
|
|
|
значения |
красного сме |
|||
На рис. 48 представлены предельные |
||||||||||
щения |
2, |
с которых |
еще |
могут |
приходить |
фотоны различных |
||||
энергий. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
§ 6.4. |
|
|
|
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ |
ФОНОВЫХ |
ИЗЛУЧЕНИЙ |
Введение. В § 6.3 отмечено, что фоновые излучения в рентгеновс ком диапазоне могут доходить до нашей Галактики с расстояний, от вечающих красному смещению z ^ 10—20. В этом относительно важ ная особенность жесткого фонового излучения. Оно несет информа
цию от эпохи, существенно отличающейся как от начальной |
стадии |
|
расширения |
Вселенной и от характеристической эпохи рекомбина |
|
ции межгалактического газа (z ~ 1500), так и от современной |
эпохи |
|
(г -= 0). |
|
|
В эпоху |
10—20 во Вселенной происходило формирование |
|
галактик и |
их скоплений. Естественно связать фоновые излуче |
|
ния с этим |
явлением; в этом случае фоновые излучения — важный |
канал информации о времени возникновения скоплений галактик (или галактик) и о ранних стадиях их развития.
При интерпретации фоновых излучений возникают два связанных между собой вопроса: о механизме фонового излучения и его источ никах. Возможны два крайних подхода. Первый базируется на до пущении, что между различными участками спектра фонового излу-
202
чения существуют причинные связи, свидетельствующие об общнос ти механизмов и источников фонового излучения. В предельном слу чае такой картине отвечает предположение, что все фоновое излу чение обусловлено одним механизмом и одним типом источников.
Другой подход связан с допущением, что различные участки спектра не связаны общностью происхождения и каждый из них мо жет быть обусловлен разными типами источников.
К сожалению, характер спектра фонового излучения (см. рис. 42) не позволяет сделать однозначный выбор в пользу того или иного из этих подходов.
Энергетический спектр фонового излучения в радио- (v ^ ^ 1 ООО Мгц) и рентгеновской областях характеризуется отсутствием резких выбросов (см. § 6.1)*. Спектр в радио- и рентгеновском диапа
зонах |
можно представить |
степенным законом с показателем уу = |
||||||
= 1,7. |
В районе v ~ |
10 1 9 |
гц |
(Еу |
~ |
30—50 кэв) спектр испытывает из |
||
лом, вплоть до v ~ |
1022 |
гц |
(Еу |
~ |
100 Мэв), |
спектр |
можно предста |
|
вить степенной функцией с показателем уу ~ |
2,2 |
2,4. Однако по |
добное представление наблюдательных данных неоднозначно. Нель
зя исключить (см. § 6.1), что в области 1 < Еу < 20 кэв уу ~ |
1,4—• |
—1,5; возможно, что степенная аппроксимация слишком груба |
и в |
рентгеновском диапазоне показатель уу непрерывно увеличивается. |
|
А . М Е Х А Н И З М Ы Г Е Н Е Р А Ц И И Ф О Н О В О Г О И З Л У Ч Е Н И Я |
Общие соображения. Поскольку в метагалактических источниках нетеплового излучения нередко наблюдаются сильные магнитные поля и области с высокой плотностью излучения (см. гл. 1), то по явление фона в обсуждаемых диапазонах можно в принципе связать с синхротронным излучением или с обратным комптон-эффектом.
Синхротронный механизм в принципе способен объяснить фоно вое излучение от радиодо рентгеновского диапазона. Казалось бы, аргументом в пользу синхротронной гипотезы является возможность (в рамках современных наблюдательных данных) аппроксимировать спектр в радио- и рентгеновском диапазонах единым степенным, за коном [55]. Однако подобная гипотеза встречается с громадными трудностями при анализе конкретных возможных источников фоно вых излучений (см. [56] и далее этот раздел).
Другая гипотеза (назовем ее комптон-синхротронной) основана на допущении, что радиофон обусловливается синхротронным из лучением, а рентгеновский возникает при обратном комптон-эффек- те на реликтовом излучении [44, 57—59].
Иной подход связан с тепловым механизмом. Простейшее допу щение о тепловом спектре планковского типа излучения оптически тонкой плазмы не удовлетворяет наблюдательным данным из-за
* Примером резкого выброса в спектре фонового излучения может слу жить реликтовое излучение, природа которого существенно отлична от фоно вого излучения в других диапазонах (см. § 1.4).
203
экспоненциального обрезания при Ev >, kT. Такое предположение соответствует однородно нагретому межгалактическому газу. Однако иная ситуация соответствует неоднородному нагреву. Усреднение по различным температурам может привести к степенной или квази
степенной |
форме спектра. |
Определенную помощь в выборе между названными механизмами |
|
излучения |
может оказать интерпретация излома, наблюдаемого |
в спектре |
фонового рентгеновского излучения при Еу ~ 40 — |
60 кэв. |
|
Существование излома трудно объяснить в рамках синхротронной или комптон-синхротронной гипотезы, не вводя дополнительных предположений, поскольку обе модели не содержат внутренних пара метров, определяющих изменение показателя уу. Еще большие труд ности, быть может, связаны с величиной изменения показателя Ауч. Хотя нельзя исключить, что Ayv <С 1/2, однако скорее эта величина приближается к Ауу ~ 1. Если изменение показателя обусловлено энергетическими потерями релятивистских электронов в тех же про
цессах, |
в которых возникает излучение, то Ауу ^ 1/2 (поскольку |
Ауе ~ |
1, см. гл. 4). |
Нельзя связать изменение показателя спектра и с другими ме ханизмами потерь: тормозными (§ 2.3) или ионизационными потеря ми (см. § 3.3).
Тормозное излучение нужно отвести, поскольку энергия тормоз ных фотонов Еу ~ Ее. Поэтому при доминировании тормозного из лучения (уу ~ 1,7) плотность энергии в у-диапазоне фоновых излу чений должна быть больше, чем в рентгеновском диапазоне, что про тиворечит наблюдениям (см. § 6.1).
В космических условиях в релятивистской области потери энер гии на ионизацию меньше, чем энергетические потери на синхротронное излучение, обратный комптон-эффект или тормозное излучение (см. § 3.3), поэтому ионизационные потери не могут существенно изменить спектр электронов.
Другая интерпретация излома связана с допущением, что спектр электронов не имеет чисто степенной формы уже в источниках [35, 60].
В работах [61—63] детально рассматривался механизм трансфор мации спектра релятивистских электронов за счет их взаимодейст вия с неоднородностями магнитных полей при отсутствии равнове сия между космическими лучами и магнитным полем.
Торможение субкосмических лучей. До сих пор мы полагали, что рентгеновский фон обусловлен релятивистскими электронами. В ра ботах [64, 65] было предложено весьма оригинальное объяснение из лома. Примечательно, что здесь характеристики излома обусловли ваются лишь космологическими параметрами: средней плотностью вещества р0 и постоянной Хаббла Н0. Несмотря на то, что последую щий анализ (подробнее см. работу [66]) показал несостоятельность подобной модели, весьма поучительно проследить до конца ее выво ды.
204
В работе [64] обсуждается механизм образования рентгеновских фотонов при торможении субкосмических (т. е. нерелятивистских) протонов на тепловых метагалактических электронах. В статье [65] рассматривалось взаимодействие субкосмических электронов с меж галактической плазмой*.
Хотя внешне эти модели выглядят различными, в их основе ле жит один и тот же процесс излучения фотонов электронами. Различие (не имеющее принципиального характера) состоит в выборе систе
мы координат: в первом случае [64] выбранная |
система координат |
(Метагалактика) совпадает с электронами, а |
во втором [65] — |
с протонами. |
|
Для рассматриваемого случая нерелятивистских частиц количе ственно оба варианта приводят практически к одним и тем же резуль татам.
Действительно, в нерелятивистском пределе дифференциальное сечение day испускания кванта с энергией в интервале Еу, dEy при столкновении протона с электроном равно [69]
^ - - M i ) ' ^ ' " - ^ - |
(637> |
Здесь v — относительная скорость. Из (6.37) видно, что сечение не зависит от того, какая частица (электрон или протон) покоится. По этому мы ограничимся оценками протонного варианта [64].
Основная идея тормозного механизма базируется на зависимости энергетических потерь на красное смещение и ионизационных по терь от энергии. При энергиях частиц, больших некоторой крити ческой энергии -£крит> основная часть энергии будет теряться из-за расширения Вселенной, и поэтому в спектре обусловленного ими излучения будет излом даже в том случае, когда спектр генерации космических лучей имеет степенной вид.
Рассмотрим эту идею количественно. Потери энергии на расши
рение Вселенной равны |
|
(dEJdt)e = —2Н0ЕК, |
(6.38) |
где # 0 — постоянная Хаббла.
Потери энергии на ионизацию (основной процесс потерь для мед
ленных частиц) |
равны |
|
|
(dEK/dt)i |
= — 8 • Ю-9 пи (2) У2Мс2/Ек |
b эв/сек, |
(6.39) |
где пи (г) =•- пи0 |
(1 + г)3 — концентрация электронов в Метагалак |
тике; b ~ 40 — логарифмический фактор.
* Тормозной механизм применительно к галактическим электронам рас сматривался давно [67, 68]. Такую модель нужно отвергнуть, поскольку она предсказывает анизотропное распределение рентгеновского космического излучения.
205
Приравнивая (6.38) к (6.39), получаем
|
|
J |
K . ь р и т |
5 • |
Ю - 7 |
« и 0 Y |
мс |
2/3 |
|
|
(6.40) |
||||
|
|
|
|
|
|
|
Но |
|
|
|
|
|
|
|
|
Если принять, |
что |
|
гсц0~10-5 |
см~3 |
(р — рк р и т )> |
т о |
|
|
|
||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
(6.41) |
что приводит |
к нужному |
положению излома |
в спектре |
(ЕУкрй |
|||||||||||
'к- крит т/М). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
Суммарные потери энергии, обусловленные ионизацией и рас |
|||||||||||||||
ширением Вселенной, теперь можно записать в виде |
|
|
|||||||||||||
|
dEjdz |
- |
|
2EJ(\ |
+2) + |
У |
|
\+zEl[\vmlEl12. |
|
(6-42) |
|||||
Это |
уравнение |
имеет решение |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||||
|
|
|
Ек |
(Ек, г , г) |
Ек- |
к р и т |
(1 |
2)2 х |
|
|
|
||||
X |
|
|
|
|
3/2 |
( 1 + 2 ) - 3 / |
2 + |
( 1 + г ' ) - 3 / 2 Г / 3 - |
(6-43) |
||||||
J K . к р и т |
|
|
|
|
|||||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
Пусть мощность |
источников |
в единице |
объема |
имеет |
степен |
||||||||||
ной вид: |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
lh(EK, |
|
z)dEK |
— КрЕк |
|
Vh(l+z)3dE |
|
|
(6.44) |
||||||
Тогда, |
используя |
(6.12), |
(6.42) |
и (6.43), |
получаем, |
что поток |
|||||||||
субкосмических протонов |
в точке с красным смещением |
равен |
|||||||||||||
|
р |
(F |
z) — ^- |
• -lP-F°'5F-CVh+0-5) |
|
v |
|
|
|
||||||
X |
|
Ек |
|
|
3 / 2 - ( 1 + 2 ) - з / 2 + ( 1 + * Г з / * ] 2 |
|
|
(6.45) |
|||||||
|
|
|
|
/ 3 |
|
|
|||||||||
|
|
|
|
|
|
|
|||||||||
|
к р и т |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
(1 + 2 ) 2 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Если |
£ к > £ к |
. к р и т ( 1 + 2 ) 2 , |
то |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
РР(ЕК, г) = ^ £ - ' М 1 + г ) х |
|
|
|
|||||||||
|
X |
( 1 |
+ г |
Г |
( 2 ^ - ° ' 5 |
) _ ( 1 |
+ г Г |
( 2 ^ - 0 |
- 5 ) . |
|
(6.46) |
||||
|
|
|
|
|
0 , 5 - 2 Y / l |
|
|
|
|
|
|||||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||||
если Ек |
« Ек. к |
р и т |
(1 + |
г)2 , |
то |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
РР(ЕК, |
г) = - 2yh—l |
|
KpVp^ |
£ . 1 , 5 - yh£— |
1.5 |
|
(6.47) |
|||||||
|
|
|
4лН0 |
|
|
к. крит |
' |
||||||||
|
|
|
|
|
|
.206
Итак, спектр субкосмических протонов имеет нестепенной харак тер, при увеличении Ек показатель спектра изменяется от yh —1,5 до yh. Это приводит к появлению излома в спектре излучения в нуж ном месте. Однако дальнейший анализ обнаруживает трудности этой модели.
Найдем плотность энергии субкосмических протонов, необходи мую для генерации наблюдавшегося рентгеновского излучения.
Соотношение (6.47) запишется в форме
Рр (Ек, z) ----- A (z) E-yh V p dEK. |
(6.48) |
Тогда мощность излучения 1У (Еу, z)dEv единицы объема в рентге новской области, обусловленная тормозным излучением протонов, равна
|
|
|
1У (Еу, |
z) dEy =• dEy пи |
(z) A (z) х |
|
|
||
|
|
|
|
оо |
|
|
|
|
|
|
|
|
X |
J dEKE~yhVpdOyldEy |
|
|
(6.49) |
||
|
|
|
MEy/m |
|
|
|
|
|
|
[da |
I dEy |
определяется |
(6.37)]. |
|
|
|
|
|
|
|
После |
преобразований |
|
|
|
|
|
||
ly |
(Еу, 2 ) = 5-10» пА |
°f(yh)(»L) |
v " |
У |
. |
(6.50) |
|||
|
|
|
|
Tic3 |
\ tn I |
|
tn 1 |
- |
|
Функция |
f(yh) |
определяется |
логарифмом |
в выражении |
(6.37). |
||||
В |
интервале 1 < |
yh < |
2 имеем 0,4 < / (yh) < |
1,5. Положим / (yh) — 1, |
|||||
тогда |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
dPy (Еу) -= dEy 102 3 КР |
E~{Vh+0 |
•5) |
! |
X |
|
||
|
|
|
|
|
|
|
2yh—0,5 |
|
|
Приравняв это выражение наблюдаемому спектру фонового рент геновского излучения в области Еу ^ 50 кэв
Ру(Еу, z = 0) да 60 . Е - 2 . 2 ±о ,2 |
фотон!(см2-сек-стер-кэв) |
|
(см. §6. 1), получим yh |
— 1,7; КР ~ |
Ю - 2 0 (Еч, кэв) и плотность энер |
гии протонов wP (г = |
0) ~ 10 эв/см3, что является, пожалуй, слиш |
ком высокой цифрой. Даже в Галактике плотность космических лу чей порядка 1 эв/см3, и плотность субкосмических лучей из-за более высоких энергетических потерь вряд ли будет существенно превы шать эту величину.
Столь большое значение плотности субкосмических лучей должно привести и к другому «неприятному» эффекту, а именно к сильному нагреву межгалактического газа. Используя методику, развитую в работе [70], можно показать, что межгалактический газ нагреется до
207