Формирование нетепловых спектров в астрофизических объектах

• Автор: Чернышов, Дмитрий Олегович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 99 с. : ил.

Аннотация
Современные достижения в области рентгеновской и гамма-астрономии позволили описать довольно большое число ярких протяженных источников. Существует широкий круг объектов, излучение которых связано с формированием нетепловых спектров частиц, поэтому актуальной становится задача описания процессов, ответственных за формирование указанных спектров. В данной работе мы рассматриваем два класса объектов: объекты в окрестности центра Галактики, и шаровые скопления. Для описания излучения из галактического центра мы используем единую модель, основанную на центральной черной дыре как источнике быстрых частиц. Шаровые скопления исследуются в предположении о генерации релятивистских позитронов миллисекундными пульсарами. Для каждой модели производятся оценки границ применимости, а также указываются методы, позволяющие произвести проверку ее истинности.

Содержание
1. Введение
2. Распространение заряженных частиц в межзвездной среде
3. Излучение из центра Галактики
4. Излучение из шаровых скоплений
5. Заключение
Литература

1. Введение
1.1. Актуальность темы
К настоящему времени в астрономии были достигнуты значительные успехи. Современные инструменты позволяют производить наблюдения фотонов космического излучения в широком диапазоне энергий - начиная с радиоволн, заканчивая гамма-квантами с энергиями в несколько ТэВ. Основной интерес представляют наблюдения в рентгеновском и гамма-диапазоне, поскольку они позволяют отслеживать высокоэнергетичные процессы. На данный момент обнаружено довольно большое количество как точечных, так и протяженных источников рентгеновского и гамма-излучения, причем природа некоторых из них на данный момент является загадкой.
Элементарные физические процессы, приводящие к испусканию фотонов рентгеновского и гамма-диапазонов известны и довольно хорошо изучены: в-основном, они сводятся к взаимодействию частиц высокой энергии или жестких фотонов со средой. Основной проблемой является определение процессов, ответственных за формирование нужного спектра первичных частиц, источников, снабжающих их энергией, механизмов распространения в межзвездной среде.
Спектр теплового излучения может быть хорошо воспроизведен в предположении о некоторых источниках, ответственных за разогрев среды до наблюдаемой температуры. Однако значительная часть рентгеновского и все гамма-излучение носит нетепловой характер. Таким образом, актуальной становится задача об исследовании процессов формирования нетепловых спектров частиц в объектах, ярких в указанных диапазонах. Все объекты можно разделить на два типа: компактные объекты, такие как звезды, пульсары, двойные системы, аккреционные диски черных дыр и т.п., и протяженные объекты. Критерием протяженности можно считать сопоставление характерного размера системы с длиной свободного пробега заряженной частицы в межзвездной среде.
В данной работе нас будут интересовать протяженные объекты, расположенные в нашей Галактике. Большая часть из описанных здесь объектов располагается вблизи галактического центра. К ним относятся
• Аннигиляционная линия 511 кэВ. Несмотря на относительно долгую историю изучения этого объекта, вопрос о происхождении позитронов, формирующих данное излучение остается открытым. По современным данным линия должна быть сформирована тепловыми позитронами с энергиями около 1 эВ, однако, как мы покажем в соответствующем разделе, процесс охлаждения с формированием излучения, по-

При значениях плотностей близким к предполагаемым (1000 и 0.2 см 3 соответственно) вероятность для протона испытать реакцию составляет в первом приближении
Рtotal Pcloud X Pcoll "Ь Pinter X Рzoll (75)
где Pdoud - вероятность реакции в облаке, Pmii - вероятность столкновения с облаком,
Pinter - вероятность реакции в межоблачной среде. Вероятности реакций находятся по известному сечению реакции:
Рр-р = 1 - ехр(—ггсгррст) (76)
где п - плотность среды, <трр - сечение протон-протонной реакции, с - скорость частицы
(у релятивистского протона - скорость света), т - время нахождения протона в указанной среде. Далее для характерных времен убегания протонов из облаков и межоблачной среды мы будем использовать то же индексы, что и для вероятностей: соответственно Tc[oud и Tinter■ Вероятность столкновения протона с облаком будем рассчитывать по той же формуле, за тем исключением, что в качестве сечения реакции используется поперечное сечение облака:
Pcoll = 1 ~ cxp(-7rr3i0llli X TlCTinter) (77)
Времена убегания протонов из областей зависят от характера распространения протонов в среде. Для достаточно больших дистанций (> 10 пк) движение можно считать носящим диффузионный характер, тогда
г = г2 /АТ) (78)
где г - характерный размер области, a D - коэффициент пространственной диффузии в среде. Выберем параметры среды как показано в табл. 2, тогда
Pcoll — 1 ехр( —ATcloud/Vinter X TtTcloudC X 'rlntcT/А])) =
= 1 - ехр(—3/16 х Ncr^//dC) =* 1 - ехр(—9 х Ndoud) (79)
Pdoud = 1 - ехр(-псЬш1(7ррС х r2cl0Xld/AD) ~ 1 - ехр(—2) = 0.
Как следует из уравнения (79), вероятность столкновения с облаком чрезвычайно мало отличается от единицы, поэтому второе слагаемое в (75) всегда равно нулю. С другой стороны, это означает, что найденная нами вероятность заведомо занижена, поскольку не учтены повторные столкновения с облаками. Впрочем, в данной разделе мы не задаемся целью указать, насколько силен поток протонов из центральной области (для этого, в первую очередь, надо знать параметры молекулярных облаков, а также их распределение по центральной области). Для нас важны следующие выводы: