Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (читать книги онлайн без txt) 📗

Между тем количество релятивистских электронов, ответственных за синхротронное излучение этих объектов, практически не уменьшается в течение их эволюции. Ведь релятивистские частицы как бы «заперты» в сдерживающем их запутанном магнитном поле, накрепко привязанном к расширяющимся газовым волокнам. По какой же причине происходит столь разительное уменьшение мощности и интенсивности радиоизлучения остатков вспышек сверхновых по мере их эволюции?

Этот вопрос исследовался автором настоящей книги в 1960 г. Оказывается, что по мере расширения радиотуманности должна уменьшаться напряженность магнитного поля. Можно ожидать, что в процессе расширения сохраняется значение магнитного потока, т. е. произведение квадрата радиуса радиотуманности на среднюю величину магнитного поля. Если это так, то магнитное поле такого объекта по мере его расширения должно меняться в первом приближении как R^-2, где R — радиус радиотуманности. Есть еще две причины, ведущие к уменьшению мощности радиоизлучения. Первая состоит в том, что в процессе расширения области, в которой заключены релятивистские электроны, каждый из них уменьшает свою энергию обратно пропорционально радиусу области. Это явление вполне аналогично охлаждению газа при его расширении. Кроме того, будет непрерывно уменьшаться угол между направлением движения релятивистских электронов и магнитного поля. Так как для синхротронного излучения имеет значение только составляющая магнитного поля, перпендикулярная к направлению движения электрона [ 37 ] (например, если релятивистский электрон будет двигаться строго вдоль поля, он ничего излучать не будет), то это явление равносильно дополнительному уменьшению магнитного поля, что также приведет к уменьшению мощности синхротронного излучения остатков вспышек сверхновых.

Таким образом, есть несколько достаточно серьезных причин для непрерывного уменьшения мощности синхротронного излучения радиотуманностей по мере их расширения. Учет всех этих причин позволяет получить следующую простую формулу для зависимости мощности эволюционирующего источника синхротронного излучения от радиуса радиотуманности на адиабатической фазе расширения последней:

(16.14)

где, как и раньше,

означает спектральный индекс источника. Средняя поверхностная яркость расширяющегося радиоисточника должна убывать по более «крутому» закону:

(16.15)

Эта формула в первом приближении вполне удовлетворительно описывает уменьшение потока и яркости радиоизлучения от расширяющихся остатков вспышек сверхновых. Из нее, например, следует, что когда в процессе расширения линейные размеры Кассиопеи А станут равны современным размерам системы волокнистых туманностей в Лебеде, мощность ее синхротронного излучения упадет во много тысяч раз. Наоборот, когда остатки сверхновой, связанные с тонковолокнистыми туманностями в Лебеде, имели размеры современной Кассиопеи А, то принимая во внимание, что для этого источника

= 0,47, мощность его радиоизлучения должна была быть в несколько раз больше, чем у современной Кассиопеи А.

Таким образом, теория предсказывает, что потоки радиоизлучения от остатков вспышек сверхновых должны непрерывно убывать. Допустим теперь, что расширение источника происходит с постоянной скоростью, что справедливо для молодых, еще не затормозившихся источников, к числу которых принадлежит Кассиопея А. В таком случае радиус источника пропорционален его возрасту и мы можем переписать формулу (16.14) в виде

(16.16)

так как поток F

пропорционален мощности L, а расстояние r до источника за время его эволюции не меняется.

Обозначим годичное уменьшение потока от такого источника через

F. Тогда не представляет труда получить выражение для относительного уменьшения потока за год:

(16.17)

где T — возраст источника, выраженный в годах. Для Кассиопеи А

= 0,8, а T 300 лет, откуда F/F 1,7% в год, т. е. ожидаемое «вековое» уменьшение потока от Кассиопеи А должно несколько превышать 1,5% в год! Это очень большая, а главное — вполне измеримая величина. Таким образом, последовательное применение теории синхротронного излучения к Кассиопее А позволило предсказать, что этот самый яркий радиоисточник на небе должен как бы «таять» на глазах! Сразу же после опубликования этого предсказания в 1960 г. английские радиоастрономы повторили наблюдение Кассиопеи А на том же старом телескопе, на котором был в 1948 г. обнаружен этот замечательный источник. Использование для разновременных наблюдений одного и того же инструмента и тождественной методики значительно уменьшает неизбежные ошибки измерения. Результаты этих наблюдений невольно поразили воображение: за время с 1948 по 1960 г. поток от этого ярчайшего источника уменьшился почти на 15%! Годичное изменение потока оказалось равным 1,1 ± 0,14%. В последующие годы такие измерения неоднократно повторялись. Разные авторы дают значение F/F от 1,1 до 1,7% в год. Скорее всего, эта величина близка к 1,2% в год, что на 30% меньше теоретического значения, полученного из формулы (16.17). Следует, однако, иметь в виду, что эта формула получена при упрощающем предположении, что R t, т. е. туманность совершенно не тормозится. Между тем имеются определенные наблюдательные доказательства, что торможение волокон Кассиопеи А межзвездной средой уже началось. Так, например, положительные лучевые скорости волокон этой туманности систематически больше отрицательных, что означает, что обращенная к нам часть оболочки уже начала тормозиться. Учет этого обстоятельства уменьшает величину F/F до наблюдаемого значения 1,2% в год. Через 30 лет поток радиоизлучения от Кассиопеи А уменьшится почти в 1,5 раза, а в середине прошлого века он превосходил современное значение почти в 10 раз! Жалко, правда, что тогда не было радиоастрономии...

Обнаружение предсказанного теорией быстрого уменьшения потока радиоизлучения от Кассиопеи А есть прямое доказательство правильности синхротронной теории и всех ее выводов. У других, более «старых» радиоисточников — остатков вспышек сверхновых — вековое уменьшение потока обнаружить пока нельзя: слишком медленно меняется их радиус.