Теоретическая физика и астрофизика - Гинзбург В.Л.
Скачать (прямая ссылка):
Необходимая для исследования Магеллановых Облаков чувствительность гамма-телескопов практически еще не достигнута (к началу 1981 г.). Однако изучение скоплений водорода в Галактике уже проводится, причем гамма-метод, очевидно, в равной мере чувствителен к ионизированному (Н+=р), атомарному (H) и молекулярному водороду (H2). Между тем другими путями обнаружить присутствие молекул H2, а их немало, весьма трудно. Комбинируя гамма-данные с другими методами (в основном с детектированием радиолинии атомарного водорода с длиной волны X = 21 см), можно эмпирически найти излуча-тельную способность qy для межзвездной среды в Галактике. Согласно [253] имеем
Anqy, о (Ey > 100 МэВ) = (2,3+0,3) • Ю-25 фотонДатом H • с) [253а], Anqyi о (Ey > 100 МэВ) = 2,9- IO"25 фотонДатом H • с) [2536].
(18.6)
Отметим, что эти величины заметно больше использованного выше (см. (18.4) и [252а]) значения Anqy, 0 = An-Ю-26. Последнее получено, однако, путем расчета с учетом лишь протонно-ядерной компоненты галактических космических лучей; резуль-
*) Существенно, что речь идет о всех известных моделях, тогда как измерения изотропного фона гамма-лучей, генерируемых в межгалактическом пространстве (см. [59, 226, 252]), могут послужить опровержением лишь тех моделей, в которых космические лучи заполняют очень большую область, в частности все метагалактическое пространство (к тому же плотность мета-галактического газа еще не установлена).
482 таты же (18.6) учитывают вклад тормозного излучения от релятивистских электронов и, следовательно, сопоставление данных указывает на существенную роль тормозного излучения даже при Ey > 100 МэВ (при меньших энергиях и тем более при Ey < 50 МэВ, вклад тормозного излучения увеличивается).
Таким образом, измерение гамма-интенсивности даже только при Ey > 100 МэВ позволяет определить количество водорода на луче зрения R (см. (18.2)), но в предположении, что спектр космических лучей такой же или достаточно близок к отвечающему окрестностям Солнца (это предположение использовалось при получении значений (18.6)).
Интересно, что на таком пути уже получен результат, весьма важный для проблемы происхождения космических лучей. Именно, оказалось, что в направлении на галактический антицентр, интенсивность гамма-излучения меньше ожидаемой в предположении о постоянстве интенсивности космических лучей (используются определяемые независимым способом данные о количестве водорода N в направлении на антицентр и вообще при удалении от центра Галактики). Такой результат можно интерпретировать, только полагая, что интенсивность /к. л (и, разумеется, плотность энергии космических лучей wk. л) уменьшается к периферии Галактики [221 в, 254]. Но, как и в проведенном выше анализе для Магеллановых Облаков, отсюда следует несправедливость метагалактических моделей происхождения космических лучей. Единственное, чего можно в этом отношении пожелать — это повышения точности измерений с переходом ко все большим расстояниям от галактического центра. Остается, конечно, актуальной и дальнейшая проверка, возможная с помощью гамма-наблюдений Магеллановых Облаков.
Отметим, что полная гамма-светимость Галактики в области энергий Ey > 100 МэВ составляет
что отвечает (при наблюдаемом спектре) примерно IO42 фотон/с [251г]. Согласно [251а], правда, светимость (18.7) относится к области энергий Ey > 35 МэВ.
Гамма-измерения непосредственно дают некоторое среднее значение произведения концентрации газа N и интенсивности космических лучей JK. л вдоль луча зрения (см. (18.1); в более общем случае выражение такого типа имеет вид
Поэтому из данных о Jy(Ey) или Jy ( ^*9" Еу) найти /к. л (Я, Е) даже при известной концентрации газа N нелегко. Ситуация осложняется, ибо вдали от Солнечной системы сведения об N(R) весьма не полны уже хотя бы в связи с отсутствием достаточ-
Ly, г (?v > 100 МэВ) «4-Ю38 эрг/с,
(18.7)
Jy (Ey) = а (Еу, Е) N (R) Jk. л (R, Е) dE dR).
483 ной информации о концентрации молекулярного водорода. Поэтому, а также в силу недооценки роли тормозного излучения в литературе появилось много статей, содержащих заключение о сильной неоднородности плотности энергии космических лучей wK. л на пути от Солнечной системы до галактического центра. Конечно, какая-то неоднородность в распределении космических лучей вполне возможна и, несомненно, имеет место; однако в целом («в большом») радиоастрономические данные и динамические соображения (см. гл. 16) свидетельствуют в пользу квазипостоянства шк. л в Галактике (при расстояниях R <С 10 кпк от галактического центра) [59, 69, 219]. В настоящее время считается [251в], что и гамма-данные не противоречат этой картине.
Выше мы сосредоточили внимание на гамма-лучах ядерного происхождения, т. е. образующихся в газе при ядерных соударениях космических лучей. Более того, и в этом случае речь шла лишь об энергиях Ey > 50—100 МэВ. Между тем известен, конечно, целый ряд других возможностей, частично уже упоминавшихся. Так, представляет интерес область энергий Ey = 1 — 50 МэВ, в которую попадают, в частности, гамма-лучи, испускаемые при распаде я°-мезонов, от объектов с большим параметром красного смещения г (конкретно речь идет о наблюдении аннигиляции материи и антиматерии при г > 1 и т. д.)*).
