Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.
Скачать (прямая ссылка):
472 заров отвечает красному смещению 2 = (X — X0)/X0 ~ 3. При таких Z уже нельзя пользоваться законом Фх = Lx/4nR2, но, как показывает расчет по формулам релятивистской космологии (см. [247], с. Lll), например, при Lx = IO47 эрг/с и г = 3 поток фх ~ 3-Ю-13 эрг/(см2-с).
Что касается галактических источников, то наблюдались звезды со светимостью Lx ~ IO26 эрг/с (для энергий в интервале 0,1—3 кэВ) и большей. Между тем для О-звезд и некоторых других Lx ~ IO30 эрг/с (в интервале 0,5—3,5 кэВ). Таким образом, стала реальностью рентгеновская астрономия «обычных» звезд. Между тем еще недавно наблюдать в рентгеновском диапазоне удавалось лишь «особые» объекты: немногие пульсары (в первую очередь пульсар PSR 0532 в Крабовидной туманности), рентгеновские пульсары — нейтронные компоненты тесных двойных звезд и некоторые другие тесные двойные звезды. Наблюдались также оболочки сверхновых звезд и немногочисленные внегалактические источники. Рентгеновское излучение от оболочек сверхновых звезд имеет либо синхротронную природу (Крабовидная туманность), либо представляет собой в основном тормозное излучение горячей плазмы (характерная температура IO6—IO8 К, которой отвечает средняя энергия частиц, равная IO2—IO4 эВ). Появление мощных рентгеновских источников в составе тесных двойных звездных систем вполне понятно — в таких случаях интенсивно идет аккреция, т. е. перетекание плазмы от более легкой на более тяжелую звезду. При этом особенно для компактной звезды (белый карлик, нейтронная звезда) потоки плазмы при приближении к звездной фотосфере достигают большой скорости и при их торможении («падении» на звезду) плазма сильно разогревается (Г ~ IO7—IO9 К). Если звезда обладает достаточно сильным магнитным полем, то может оказаться существенным не только тормозное, но и магнитотормозное излучение.
Теперь с помощью HEAO В и ряда других спутников наблюдаются уже не только исключительные объекты, но многочисленные и разнообразные галактические и внегалактические источники [220, 247, 248]. Вообще можно сказать, что менее чем через 20 лет после своего зарождения (1962 г.), несолнечная рентгеновская астрономия возмужала и превратилась, наряду с оптической и радиоастрономией, в один из важнейших разделов астрономии в целом. В такой ситуации практически совершенно невозможно в рамках настоящей книги.излагать результаты рентгеноастрономических исследований [247, 248], и мы ограничимся еще лишь несколькими замечаниями и оценками.
Мощность (рентгеновская светимость) галактических рентгеновских источников Lx достигает IO37—IO38 эрг/с*), что на
*) Несомненно, наша Галактика в этом отношении не является каким-либо исключением. Аналогичные источники обнаружены в Магеллановых Облаках и, очевидно, присутствуют и в других галактиках.
16 В. Л. Гинзбург
473 4—5 порядков больше полной светимости Солнца L0 = = 3,86-IO33 эрг/с. При Z-X ~ IO38 эрг/с и изотропном излучении рентгеновский поток на Земле равен
«л — -І*- ^xAo38 1 эРг (I7Q11
чх 4nR2 [R (пк)]2 ~ (R (пк))2 cm2-C * U'.зі;
где і?(пк) — расстояние до источника в парсеках.
В согласии с этой оценкой для Крабовидной туманности (R да 2000 пк) во всем рентгеновском диапазоне Фх да да 2-Ю-7 эрг/(см2-с) (поток фотонов с энергией 2—10 кэВ составляет Fx да 2 фотон/(см2-с)). Для ряда рентгеновских источников—-двойных звезд светимость также лежит в пределах 3-Ю36 —3-Ю38 эрг/с [248в].
Для сравнения заметим, что черное тело с температурой T (в градусах) с единицы поверхности излучает поток
Ф0 = оТ4, 0=^ = 5,67-10-5^?-, Ф(Я) = Фо(-02.
(17.92)
где Ф(і?) —поток от черной сферы радиуса г, наблюдаемый на расстоянии R-
Поток солнечного излучения на Земле равен
„ эрг
Фо = т^ш = 1,4 - 10 -
AnR2 ' см2 • с
(Я « 1,5 • IO13 см, L0 = 4яг20Ф0, T0 « 5700 К), но излучение концентрируется в оптической части спектра. Рентгеновский поток от спокойного Солнца равен Ф0, х ~ Ю-4 — Ю-0 эрг/(см2 • с) и лишь во время мощных вспышек достигает значения Фо,х~1 эрг/(см2 • с). Отсюда следует, что рентгеновское излучение ближайшей звезды (R ~ 4 IO'8 см), если она излучает, как Солнце, будет весьма слабым: Фх — Ю-" Ф0, х ^ ^10-11эрг/(см2-с). Именно поэтому обнаружение в 1962 г. яркой рентгеновской «звезды» в Скорпионе (ScoX-I), для которой Фх ~ Ю-6 эрг/(см2 с), оказалось непредвиденным. Поскольку для Sco X-I расстояние R да 350 пк [247г], полная рентгеновская светимость этого источника (Lx (0,5<Ex <25 кэВ) да да 5-Ю36 эрг/с) не только не превосходит светимости Крабовидной туманности, но на порядок слабее. Разумеется, большая рентгеновская светимость связана с относительно большой энергией электронов и конкретно для тепловых источников с их высокой температурой. Так, звезда с размерами Солнца и поверхностной температурой T ~ 6-IO6 К обладала бы чудовищной светимостью Lx ~ 3-1045 эрг/с, причем именно в рентгеновской области (максимум интенсивности в спектре черного тела
. he 3-Ю7 !\
приходится на длину волны Km = 4i965xT ~ ТЩ~ J'
474 Обычная звезда столь высокой температурой обладать не может (речь идет о фотосфере, излучающей примерно, как черное тело) именно в силу слишком большой, практически невосполнимой потери энергии на излучение. Для нейтронной звезды с радиусом г ~ 7-Ю5 см ~ Ю-5 ге при T ~ 6-Ю6 К уже Lx ~ 3-Ю35 эрг/с, что на некоторое время допустимо. Что же касается не столь компактных тепловых источников, то они являются «тонкими» (или, как говорят, оптически тонкими; мы избегаем употреблять этот термин, поскольку для рентгеновского диапазона он может привести к недоразумению). Если воспользоваться поэтому формулами (17.36) и (17.37), то легко видеть, что при T ~ 6-Ю6 К светимостью Lx ~ IO38 эрг/с будет обладать, например, облако плазмы с объемом V ~ 10 30 см3 и со сравнительно небольшой массой M ~ IO22 г ~ Ю-11 Mq (масса Солнца Mq = cI-IO33 г); при этом средняя электронная концентрация в облаке N ~ У TV2 ~ ю16 CM 13.
