Содержание курса

Глава 7. Внегалактическая радиоастрономия

7.1. Радиоизлучение нормальных галактик в спектральных линиях и в континууме

7.2. Радиогалактики и квазизвездные радиоисточники

7.1. Радиоизлучение нормальных галактик в спектральных линиях и в континууме

Наблюдения в линии 21 см. Подробно исследованы Магеллановы Облака – ближайшие спутники нашей Галактики (D ~ 55 кпк). Для большинства удаленных галактик возможны наблюдения только методом апертурного синтеза. Интерпретация наблюдений проводится в предположении малой оптической толщины в линии. Согласно §5.2, число атомов водорода на единичный интервал скоростей

(7.1)

а полное число N атомов водорода в галактике (с учетом того, что T_B = T_s t(V))

(7.2)

Полная масса галактики (для равновесного кеплеровского вращения) v_вр – максимальная скорость вращения, R – радиус, на котором она наблюдается. Практическая формула для оценки массы галактики:

M = 6.8·10⁴ R(мин дуги) D(Мпк) v²(км/с)² M¤. (7.3)

Картографирование галактики в линии 21 см дает распределение лучевых скоростей нейтрального газа, из которого можно вывести кривую вращения галактики и распределение полной массы в ней. Пусть v(r) – кривая вращения, т.е. зависимость линейной скорости вращения от галактоцентрического расстояния. Введем цилиндрическую систему координат (r, j, z) так, что ось z проходит через центр галактики перпендикулярно ее плоскости и образует с картинной плоскостью угол i. Угол j будем отсчитывать от направления большой оси видимого изображения галактики. Тогда лучевая скорость газа V_R в точке картинной плоскости с координатами (r, j) будет:

(7.4)

Здесь v₀ – лучевая скорость движения галактики как целого. На изображении галактики, полученном в линии 21 см, будут выделяться линии равных лучевых скоростей V = v(r)cosj, где v(r) – искомая кривая вращения галактики. Реально такая простая картинка, основанная на модели чисто кругового кеплеровского движения, никогда не наблюдается. Линии равных лучевых скоростей оказываются искаженными под действием пекулярных движений газа. Тем не менее, методом подбора моделей на основе наблюдаемой карты удается восстановить и зависимость v(r), и распределение пекулярных движений.

Основной вывод состоит в том, что в спиральных и неправильных галактиках межзвездный газ составляет по массе лишь 1–2%, остальную массу составляют звезды. В центральных частях галактик обычно имеется дефицит нейтрального водорода. Возможно, там весь газ израсходован на звездообразование. Чем выше была плотность газа, тем больше скорость звездообразования:

(7.5)

r_* – плотность звезд, r_g – плотность газа, n = 1.8–3.5. Другие возможные объяснения дефицита нейтрального водорода вблизи центров галактик: водород там существует в форме H₂ или HII, либо толщина газового слоя возрастает настолько, что слой становится оптически толстым в линии 21 см. Это приводит к заниженной оценке массы водорода, т.к. слой не просматривается насквозь.

Тулли и Фишер [A&Ap, 1977, 54, 661] получили эмпирическое соотношение, связывающее абсолютную величину галактики M с полной наблюдаемой шириной линии 21 см W₀ (км/с):

(7.6)

где i – угол наклона плоскости галактики к лучу зрения. Если абсолютная величина определяется в полосе B, то постоянная a по разным определениям лежит в пределах 5.0–6.25. Формула (7.6) может быть использована для оценки расстояний галактик на основании одних только наблюдений в линии нейтрального водорода.

Все сказанное относится к спиральным и неправильным галактикам. В эллиптических галактиках очень мало межзвездного газа. Только в последнее время найдено слабое излучение в линии 21 см у некоторых из них.

В галактиках наблюдаются также радиолинии ряда молекул.

Гидроксил (OH). Линии l = 18 см наблюдаются у 12 галактик, причем как в поглощении (на фоне источника непрерывного спектра в ядрах галактик), так и в излучении, в виде наложения многих мазеров. Особенно выделяется галактика IC 4553; там наблюдается широкополосное излучение, возможно, связанное со вспышкой звездообразования в диске галактики.

Вода (H₂O). Мазеры в линии l = 1.35 см найдены в 6 галактиках, в том числе несколько довольно мощных мазеров в Большом Магеллановом Облаке. Известны "супермазеры" (или мегамазеры) – особо мощные мазеры H₂O, в том числе галактика в Циркуле и NGC 4945. Обе принадлежат к типу Sc. Светимости "супермазеров" в линии l = 1.35 см более чем на порядок превосходят светимость самого мощного мазера H₂O в нашей Галактике W49 (). Светимость мазера в Циркуле при ширине линии всего лишь ~1 км/с. В обеих галактиках излучение H₂O исходит из околоядерных областей, на расстояниях <100 пк от центра (в нашей Галактике вблизи ядра нет мощных мазеров H₂O). Еще один пример "супермазера" H₂O – мазер около ядра сейфертовской галактики NGC 4258. Мазерные компоненты сосредоточены в области r < 1 пк от ядра, при этом относительные скорости компонентов достигают 1000 км/с, а их зависимость от координаты удовлетворяет закону Кеплера. Вероятно, в ядре галактики NGC 4258 находится черная дыра с массой .

Окись углерода (CO). Линии J =1–0 и 2–1 окиси углерода наблюдаются у 35 галактик (в том числе спиральных, неправильных и сейфертовских, – в том числе в известной галактике M82 с "взрывающимся" ядром). Содержание молекул CO является мерой количества молекулярного водорода H₂ в галактике; непосредственно наблюдать H₂ нет возможности. В наблюдавшихся галактиках мало меняется отношение массы молекулярного водорода к светимости в голубой области спектра M(H₂)/L_B ~ (0.17 ± ± 0.08) . При этом массы молекулярного водорода в центральных частях галактик (r < 2.5 кпк) лежат в широких пределах, от (M33) до (NGC 6946). Неизменность отношения M(H₂)/L_B говорит о постоянстве скорости звездообразования в расчете на один нуклон, что подтверждает справедливость формулы (7.5). В галактиках наблюдаются также линии изотопических разновидностей окиси углерода ¹³C¹⁶O и ¹²C¹⁸O. По отношению интенсивностей этих линий найдено отношение ¹³C¹⁶O/¹²C¹⁸O = 4.5 ± 1, что близко к земному значению, т.е. процессы нуклеосинтеза в исследованных галактиках и в нашей Галактике сходны.

Аммиак (NH₃). Наблюдаются инверсионные линии NH₃ l =1.25 см в галактике типа Scd IC 342. Линии аммиака в нашей Галактике наблюдаются в основном в плотных горячих ядрах молекулярных облаков. По-видимому, и в IC 342 эмиссия NH₃ исходит из большого числа отдельных горячих центров.

Радиоизлучение в континууме. Радиоизлучение спиральных галактик состоит из нескольких компонентов: (а) излучение диска (размеры источника, как правило, совпадают с оптическим диском галактики); (б) излучение спиральных рукавов; (в) излучение зон HII; (г) излучение остатков вспышек сверхновых; (д) радиогало; (е) излучение ядер галактик. Компонент (в) создается тормозным свободно-свободным излучением ионизованного газа вокруг OB-звезд. Этот компонент наиболее интенсивен на коротких (сантиметровых) волнах. Остальные компоненты нетепловые и имеют синхротронную природу. Среди дискретных источников синхротронного излучения – остатки вспышек сверхновых, наблюдавшиеся в галактиках M31, M33, M100, M101 и некоторых других. В ряде случаев удалось наблюдать радиоизлучение очень молодых остатков вскоре после оптической вспышки (сверхновая в M101, сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке).

7.2. Радиогалактики и квазизвездные радиоисточники

Внегалактические радиоисточники, излучающие в непрерывном спектре, подразделяются на несколько типов: нормальные спиральные галактики; неправильные галактики; эллиптические галактики; сейфертовские галактики, N-галактики (или галактики с яркими компактными ядрами); квазизвездные объекты (квазары). Исследования внегалактических радиоисточников получили широкий размах и привели к конкретным результатам только после того, как были получены точные координаты и отождествления объектов.

Радиогалактики – галактики, выделяющиеся своим сильным радиоизлучением. Механизм радиоизлучения – синхротронный. Их радиосветимости достигают 10⁴⁵ эрг/с. В большинстве случаев это гигантские эллиптические галактики. Примеры: Vir A (NGC 4486, M87), Cen A (NGC 5128). Еще одна известная радиогалактика – двойная галактика Cyg A (z = 0.06, угловой размер 2¢, рис. 7.3), один из первых радиоисточников, для которого было получено оптическое отождествление. Для сравнения, у "нормальных" галактик (включая нашу Галактику) светимость в радиоконтинууме 10³⁷–10³⁸ эрг/с (столько же, сколько у Крабовидной туманности).

Квазизвездные радиоисточники (QSO, QSS), или квазары – звездообразные объекты, очень слабые в оптическом диапазоне. Один из наиболее ярких квазаров 3C 273 (z = 0.158) имеет 13-ю визуальную величину. В то же время радиосветимости квазаров, как и радиогалактик, достигают 10⁴⁵ эрг/с. Согласно существующим представлениям, квазары находятся на больших (космологических) расстояниях. Для наиболее удаленных из них красное смещение z превышает 4. В оптическом спектре квазаров присутствуют эмиссионные линии La, CIII, CIV, MgII, OIII, линии Бальмеровской серии водорода. Оптическое излучение квазаров часто испытывает переменность.

Структура внегалактических радиоисточников. Не делая различий между радиогалактиками и квазарами, можно классифицировать внегалактические радиоисточники следующим образом. Внегалактические радиоисточники делятся на протяженные (прозрачные) и компактные (непрозрачные). Компактные источники (или компоненты источников) характеризуются синхротронным самопоглощением. Часто присутствуют структуры типа "ядро–гало" и двойные источники (рис. 7.4). Двойные источники имеют парные структуры в виде противоположно направленных выбросов (встречаются среди N-галактик и квазаров). Так, радиогалактика Vir A имеет выбросы, исходящие из очень компактного ядра размером всего 0.1 пк.

Спектры внегалактических радиоисточников. Спектры радиоизлучения у радиогалактик и квазаров сходны. Все спектры имеют синхротронную природу. По форме спектры разделяются на несколько видов.

S (straight) – прямые спектры. Спектральная зависимость плотности потока S от частоты n выражается степенной функцией (S µ n^–a), или, в логарифмическом масштабе (lgS–lgn) – прямой линией с наклоном –a. Для источников класса S среднее значение индекса .

C (curved) – искривленные спектры, подвиды:

C^– – спектры с отрицательной кривизной (спектр круче на высоких частотах);

C_max – спектры с максимумом; на высоких частотах спектр вида S или C^–, на низких частотах завал, вероятно, вследствие синхротронного самопоглощения;

C⁺ – спектры с положительной кривизной: C_l⁺ – подъем потока на длинных волнах (long waves), C_s⁺ – подъем потока на коротких волнах (short waves);

CPX – сложные спектры (complex), наложение спектров вида C_max и/или S.

Примеры спектров разных классов представлены на рис. 7.5. На последнем графике дана зависимость среднего спектрального индекса от частоты.

Спектральный индекс a обычно постоянен по всему источнику, ядро и гало имеют одинаковый спектр. Но у ядер спектр на длинных волнах, как правило, более плоский вследствие синхротронного самопоглощения.

Имеется ряд взаимозависимостей между параметрами радиоисточников.

a – q (спектральный индекс – угловой размер). У источников с плоским спектром (a < 0.5) имеются компоненты малых угловых размеров, q << 1², это объясняется синхротронным самопоглощением.

a – переменность. На тех частотах, где наблюдается переменность, спектр либо плоский (a < 0.5), либо CPX, т.е. переменны лишь непрозрачные или частично непрозрачные объекты. Самая сильная переменность наблюдается на коротких волнах.

Механизм радиоизлучения. В качестве источников энергии радиогалактик и квазаров предлагались столкновения галактик, гравитационный коллапс, цепная реакция взрывов сверхновых, аннигиляция вещества и антивещества, аккреция вещества на массивную черную дыру в ядре. Последний механизм наиболее вероятен.

Общепринято, что механизм излучения радиогалактик и квазаров – синхротронный. Вид синхротронного спектра определяется потерями энергии релятивистских частиц на синхротронное излучение, обратное комптоновское рассеяние, тормозное излучение и адиабатическое расширение. В результате в первоначально степенном спектре возникает излом и происходит завал на высоких частотах, т.к. наиболее энергичные электроны скорее теряют свою энергию. При отсутствии поступления новых релятивистских частиц в спектре электронов образуется завал при энергии

, (7.7)

где H – магнитное поле в источнике. При отсутствии инжекции завал будет со временем смещаться в сторону меньших энергий; соответственно, частота излома в спектре синхротронного излучения будет понижаться. Частота излома n_c = cHE_c². На частотах ниже n_c , где g – исходный показатель спектра релятивистских электронов, т.е. потери энергии несущественны для этой части синхротронного спектра. Если же идет непрерывная инжекция ("подкачка") релятивистских частиц, то происходит частичная компенсация потерь. Спектр излучения на высоких частотах сохраняет степенной вид, но испытывает излом, так что в этой области спектра a = a₀ + ½.

Средний показатель энергетического спектра релятивистских электронов во внегалактических радиоисточниках g @ 2.6. Спектры типа S имеют a от 0.5 до 2. Максимальная яркостная температура синхротронного излучения T_bmax ~ 10¹² K (ограничивается обратным эффектом Комптона). Время жизни релятивистских частиц, излучающих на n ~ 1 ГГц в магнитном поле H ~ 10^–4 Гс, около 10⁶ лет.

Для источников с самопоглощением в оптически толстой области спектра имеет места следующее соотношение, впервые полученное В.И. Слышом [Nature, 1963, 199, 682]:

S µ H^–1/2 q² n^5/2, (7.8)

где q – в секундах дуги. Показатель спектра 5/2 на низких частотах еще ни разу не наблюдался, обычно он ~1, вследствие того, что источник неоднороден и разные его части становятся оптически толстыми на разных частотах.

Переменность внегалактических радиоисточников. У многих источников плотность потока переменна, иногда меняется в несколько раз. Характерное время изменений от нескольких дней до нескольких лет (рис. 7.6). В некоторых источниках обнаружена очень быстрая переменность с характерным временем порядка нескольких часов (“intraday variability”). Вариации интенсивности находятся в хорошем согласии с ожидаемыми для расширяющегося облака релятивистских частиц. Эта модель рассмотрена в работах И.С. Шкловского, Келлермана и Паулини-Тота; более детально разработана ван дер Лааном. Приведем основные формулы модели для адиабатически расширяющегося плазменного облака ("плазмоида"). Пусть S_m1 – максимальная плотность потока, достигаемая на частоте n_m1 в момент времени t₁; тогда частота максимального потока в момент t₂ определится из соотношения:

, (7.9)

а максимальный поток S_m2 на частоте n_m2 в момент t₂

, (7.10)

или

, (7.11)

где g – показатель энергетического спектра релятивистских электронов.

Наблюдения переменности радиоисточников на разных частотах показали хорошее согласие с моделью; при достижении максимума на сантиметровых волнах возраст выброшенных плазменных компонентов обычно составляет 1–2 года. Модель позволила предсказать переменность радиоисточников на более длинных волнах.

Повторное картографирование с интервалом в несколько лет для многих радиоисточников с выбросами позволило обнаружить и измерить собственные движения радиоизлучающих компонентов. Имеются источники, у которых скорость разлета компонентов является сверхсветовой. Это объясняется релятивистскими эффектами при движении облаков под малыми углами к лучу зрения. Видимая скорость v_набл перемещения объекта в картинной плоскости, когда весь объект расширяется с субсветовой скоростью v,

, (7.12)

где J – угол между направлением на наблюдателя и вектором скорости компонента, b=v/c. Величина v_набл максимальна при cosJ= v/c, таким образом, v_набл может быть больше скорости света.

В таблице 8 кратко перечислены некоторые проблемы внегалактических радиоисточников, требующие дополнительного исследования.

Таблица 8

Некоторые проблемы радиогалактик и квазаров

Проблема	Возможное решение
Центральная машина	Источник энергии – аккреция массивными компактными объектами с массой до 10^10 M¤
Выброс релятивистских частиц внутри узких конусов (джетов)	Механизм типа "брандспойт" (nozzle)
Сильные радиоисточники, как правило, встречаются в эллиптических галактиках (примеры – Cen A, Vir A) и практически никогда в спиральных	Различие в газовом окружении?
Долгосрочная стабильность в направлениях джетов	Вращение очень массивной черной дыры?
Z-форма джетов	Прецессия оси вращения, возможно, вызванная двойной черной дырой
Большая протяженность джетов (до нескольких мегапарсек)	Требуется ускорение частиц в самом джете in situ (например, релятивистскими ударными волнами)
Переменность излучения за время около 1 года	Выбросы облаков релятивистских частиц
Сверхсветовое движение компонентов, односторонние джеты	Ультрарелятивистское расширение, ультрарелятивистская скорость
Квазарный феномен	Резкое возрастание в концентрации на определенных z предполагает наличие квазарного этапа в молодой стадии галактик, время жизни квазара <0.01 Хаббловского времени
Все ли галактики прошли через квазарную стадию?	Вполне возможно

Радиоизлучение g-всплесков. Космические всплески g-излучения были открыты спутником Vela в 1973 г. [8]. Всплески наблюдаются в широком диапазоне энергий, от ~20 кэВ до нескольких МэВ. Продолжительность всплесков – от долей секунд до десятков секунд, полная энергия всплесков лежит в интервале от 10^–6 до 10^–3 эрг/см². Спектры g-всплесков могут быть представлены зависимостью dN ~ E^–1exp(–E/k_BT)dE, что соответствует излучению оптически тонкой плазмы с T ~ (0.3–20)·10⁹ K. Распределение всплесков по небу практически изотропно и не зависит от галактических координат; вероятно, это указывает на их внегалактическую природу. Длительное время оставалось неясным происхождение всплесков. Лишь в последние годы улучшение пространственного разрешения в g-диапазоне (в частности, эксперимент BATSE на спутнике GRO – Gamma-Ray Observatory) позволило, наконец, определить координаты источников всплесков. Было найдено рентгеновское, оптическое и радиоизлучение, сопровождающее g-всплески. Некоторые всплески в оптике достигали 9-й звездной величины. Отождествление спектральных линий в оптических спектрах показало, что источники некоторых всплесков находятся на больших расстояниях и имеют z > 1 (всплеск GRB 991216).

Радиоизлучение от g-всплесков наблюдается в широком диапазоне частот, от 1 до 350 ГГц. Характерные величины плотности потока невелики, от десятков микроянских до единиц миллиянских. Радиоизлучение, постепенно затухая, длится значительное время после всплесков, до нескольких сот суток (radio afterglow – радиопослесвечение). За это время радиоспектр претерпевает значительные изменения: – от растущего с частотой, характерного для источника с синхротронным самопоглощением в первые дни после g-всплеска, до падающего степенного с характерным изломом. Такая эволюция свидетельствует об энергетических потерях излучающих релятивистских электронов. В каждый момент в спектре имеются три характерных частоты: n_ab – частота синхротронного самопоглощения, n_m – частота максимума спектра, определяемая распределением электронов по энергиям, и n_s – частота излома спектра вследствие синхротронных потерь. В течение всего времени наблюдений выполняется неравенство n_ab < n_m < n_s, и все три частоты постепенно уменьшаются. Полная энергия всплесков во всех диапазонах составляет 10⁵⁰–10⁵⁴ эрг, т.е. как у типичной вспышки сверхновой или выше. Вопрос о природе источников пока не решен, хотя не исключено, что это сверхновые на космологических расстояниях. Рассматривается модель "огненного шара" со сферической релятивистской ударной волной, которая расширяется в среду постоянной плотности и ускоряет частицы. По мере расширения меняется и спектр радиоизлучения. Реально структура источника послесвечения может оказаться более сложной: так, в эволюции всплеска GRB 970508 есть указания на отклонения от сферической симметрии, а для объяснения всплеска GRB 991216 требуется модель с двойной ударной волной.