Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Хокинга В. -> "Общая теория относительности " -> 90

Общая теория относительности - Хокинга В.

Хокинга В. Общая теория относительности — М.: Мир, 1983. — 455 c.
Скачать (прямая ссылка): obshayatepriyaotnositelnosti1983.djvu
Предыдущая << 1 .. 84 85 86 87 88 89 < 90 > 91 92 93 94 95 96 .. 222 >> Следующая

из которых мы получаем красные смещения и, следовательно, расстояния до
квазаров.) Если сейфертовские галактики являются надежным ориентиром, во
многих квазарах большое количество возникающей мощности может попадать
даже в жесткую рентгеновскую область. (Рентгеновские телескопы пока
недостаточно чувствительны, чтобы определить, так ли это в общем случае.)
Для частот, лежащих выше радиодиапазона, ни в коей мере не ясно, чтб
является основным процессом излучения, и ввиду крайнего разнообразия
наблюдаемых спектров не столь уж неразумно ожидать, что может
существовать одновременно несколько конкурирующих механизмов. Наиболее
вероятными процессами явля-
///. Астрофизика черных дыр
197
ются синхротронное излучение, обратное комптоновское рассеяние
(упомянутое выше), нерелятивистское комптоновское рассеяние и тормозное
излучение. В нерелятивистском комптоновском рассеянии (см., например,
[97]) частота фотона может быть сдвинута вверх на относительную среднюю
величину Av/v~ (kTJmc2) в каждом акте рассеяния электрона с температурой
Те (в предположении, что комптоновским понижением частоты можно
пренебречь, т. е. kTJ^hv). Если источник является оптически толстым по
отношению к комптоновскому рассеянию, т. е. если плотность электронов пе
превышает произведение (томпсоновское сечение)-1 •(размер источника)-1,
то отдельный фотон может быть рассеян несколько раз на пути из области
источника и может при некоторых обстоятельствах увеличить свою энергию
более чем вдвое. Тормозное излучение горячих, свободных электронов,
сталкивающихся с ионами (подробную дискуссию см. в работе [135]), будет
преобладающим, когда плотность газа вблизи дыры высока. Рентгеновские
линии, излучаемые высокоионизованными ионами железа, будут, вероятно,
связаны с тепловым тормозным излучением. Если такие линии существуют, они
могут быть обнаружены в ближайшем будущем рентгеновскими спутниками типа
НЕАОВ.
Оптическое непрерывное излучение иногда поляризовано, в частности, в
источниках, проявляющих быструю переменность. Степень поляризации может в
некоторых случаях достигать 30%. Направление вектора поляризации может
меняться со временем даже быстрее, чем полная интенсивность. Наибольшая
линейная поляризация характерна для синхротронного излучения, хотя
величины <10% могут быть достигнуты при комптоновском рассеянии в
асферической геометрии.
В большинстве источников излучение также могло бы генерироваться либо
нерелятивистскими, либо релятивистскими плазменными механизмами. Даже тот
факт, что спектр может простираться на несколько порядков по частоте, не
исключает по существу тепловых процессов, ибо если в источнике имеется
некоторый интервал температур, то любой спектр с ос>0 может
генерироваться тепловым образом.
Было сделано много расчетов теоретических спектров, основанных на
специфических геометрических или газодинамических допущениях. Характерная
черта синхротронных моделей заключается в том, что время жизни оптически
излучающих электронов относительно реакции излучения гораздо меньше, чем
время, которое требуется свету, чтобы пересечь источник. Это означает,
что эти электроны должны быть ускорены на протяжении всего объема
излучающей области, и тем самым вновь требуются какие-то средства для
переноса мощности от гипотетической центральной черной дыры к области
ускорения. Подобные замечания применимы, хотя и менее строго, и к
комптоновским моделям.
198
Р. Д. Блэндфорд, К. С. Торн
6.4. АККРЕЦИЯ НА ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
Многие модели оптического и рентгеновского излучения квазаров основаны на
квазисферической, или дисковой, аккреции на черные дыры (разд. 4). Важным
параметром в этих моделях является отношение времени падения ко времени
охлаждения iiflxc. Если это отношение значительно больше или значительно
меньше единицы, то эффективность высвобождения энергии г=ЦМсг будет
низкой и гравитационная энергия аккрецируемого вещества будет
заглатываться дырой в виде кинетической или тепловой энергии. Если
т„/тс~1,то величина е может быть большой. Для квазисферической аккреции
большая часть падающего газа могла бы иметь форму холодных облаков с
низким угловым моментом. Если (в идеальном случае) эти облака
сталкиваются очень близко к дыре, где их относительные скорости достигают
с, то в облаках будут возникать ударные волны, производящие эффективную
диссипацию [61, 167, 1681. (Из наблюдений галактических остатков
Сверхновых нам известно, что ударные волны со скоростями 10-3—10"* с
достаточно эффективны для ускорения релятивистских электронов и что
результирующие эффективности излучения е5&0,1 являются вполне
правдоподобными, если этот тип столкновения может произойти в
действительности.) Как говорилось выше, при дисковой аккреции е также
может быть величиной 52>0,1.
Неустойчивости, которые являются бедствием для моделей рентгеновских
двойных, в полной мере присутствуют и в дисковых моделях квазаров. Самые
внутренние области диска, окружающие черную дыру с массой ~108УИо,
Предыдущая << 1 .. 84 85 86 87 88 89 < 90 > 91 92 93 94 95 96 .. 222 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed