СПЕКТРАЛЬНЫЙ ИНДЕКС РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ. ВОЗРАСТ РАДИОГАЛАКТИК

Для характеристики радиогалактик немалое значение имеет спектральный индекс их радиоизлучения, т. е. показатель степени а в зависимости спектральной плотности потока от частоты v:

Как это легко видно из рис. 159, у радиогалактик встречаются разнообразные степени крутизны спектрального распределения. Попадаются самые разнообразные значения а — от 0,3 до 1,7 с резким пиком у . Кроме того, особенно мощные радиогалактики (Cyg А, 3С 48, 3С 286,3С 295 и некоторые другие) имеют спектральное распределение, в котором нет единого значения показателя степени в функции , т. е. на диаграмме вместо прямой линии будет кривая, или же длинноволновая часть спектрального распределения изображается прямой, а коротковолновая — кривой, тем более крутой, чем больше v (ср. распределение энергии у Cyg А на рис. 187). То значение частоты при котором зависимость от перестает быть линейной, может служить критерием возраста радиогалактики.

Конечно, для решения вопроса о возрасте нужно знать механизм свечения радиогалактик. Такой механизм найден пока один: синхротронное излучение релятивистских электронов, как и в случае Крабовидной туманности (§ 29), и он распространяется не только на радиодиапазон, но в какой-то мере и на оптическую часть излучения. Высокая поляризация света, исходящего из выброса в М 87, указывает на синхротронное излучение. Возможно, что очень слабое гало, окружающее двойную галактику источника Cyg А, или другой оптически слабый объект — туманность у 3С 48 — имеет то же происхождение. За оптическое излучение ответственны релятивистские электроны высокой энергии, но так как излучение таких электронов пропорционально квадрату их энергии, то при синхротронном механизме раньше всего будут высвечиваться высокоэнергичные электроны, а потому и ослабляться прежде всего будет высокочастотный участок [см. формулу (28.16)] спектра — вначале оптический, а потом и радиодиапазон — миллиметровый, сантиметровый и т. д. Потери на излучение определяются формулой (в расчете на один электрон)

где коэффициент р в свою очередь пропорционален квадрату напряженности магнитного поля, так что если , то

т. е. скорость высвечивания будет тем больше, чем сильнее магнитное поле. При магнитных полях от до потеря электроном с энергией половины своей энергии происходит в 103— 107 лет, и именно такие сроки существования радиогалактик представляются наиболее правдоподобными. Так, детальный анализ энергетических условий радиоисточника Cyg А приводит к возрасту его (от момента начала бурного радиоизлучения) от 180 до 1300 тысяч лет. Считая, что такое же время протекло и от начала деления галактики, найдем, что радиоизл у чающие центры могли удалиться до нынешнего расстояния от оптического центра (15—20 кпк), двигаясь со скоростью не меньшей, чем 100 000 км/с при нижней границе возраста и 15 000 км/с — при верхней.

Рис. 187. Радиочастотный спектр радиогалактики Cyg А (3С 405) от 3 мм до 3 м

В отсутствие других источников при синхротронном излучении в длинноволновой области (100—10 МГц) должно наблюдаться уменьшение плотности потока с увеличением частоты v, т. е. , как это видно, например, из рис. 187, показывающего спектр Cyg А от до мм. Происходит это из-за самопоглощения (реабсорб-ции) излучения релятивистскими электронами. На самом же деле у многих радиогалактик, в том числе у квазаров, наблюдается либо то же значение производной , что и в коротковолновом спектре, либо еще большее положительное значение. Но это не лишает нас возможности толковать излучение у радиогалакгик как синхротронное, так как можно представить себе, что источник состоит из двух компонент: молодой коротковолновой и более старой — длинноволновой с несравненно более крутым спектром, у которого коротковолновая часть на много порядков слабее длинноволновой. Упоминавшиеся выше интерферометрические измерения квазаров подтверждают это, когда дают в более длинных волнах значительно большие размеры, чем в более коротких.

Кроме потерь на сихротронное излучение релятивистские электроны теряют энергию и по другим причинам, из которых наиболее эффективными являются потери вследствие бурного расширения туманности и вследствие обратного комптон-эффекта, когда при встрече с фотоном релятивистский электрон отдает ему значительную часть своей энергии; этот вид потерь особенно эффективен и начальной стадии расширения туманности.

С другой стороны, электроны могут и ускоряться при взаимодействии с изменяющимися магнитными полями, если первоначально их энергия была достаточно высока.

Рис. 188. Диаграмма, поясняющая оценку воз раста радиогалактикн Лебедь A (Cyg А). Точками обозначены измеренные интенсивности источника (в относительных единицах) для различных частот (длин волн). Прямые линии изображают теоретическое распределение интенсивности спустя лет после начала выброса релятивистских электронов и начала синхротронного излучения их. Излом распределения интенсивности происходит у частоты МГц, что соответствует времени 400 тыс лет от начала выброса электронов

Существенно важным для изменения энергетического состава излучающих электронов является также то, было ли образование всех электронов высокой энергии данной радиогалактики единичным актом или они вводились в действие посредством какого-то длительно действующего механизма. Малая доля электронов в первичных космических лучах вокруг Земли позволяет допустить, что они порождаются при столкновении энергичных протонов с медленно движущимися Реакция идет с образованием -мезонов как заряженных, так и нейтральных, с последующим их быстрым распадом:

Так как число реакций, идущих по верхней и по нижней строкам, приблизительно одинаково, то число космических частиц — релятивистских электронов должно равняться числу - -квантов. Вместе с тем число электронов и позитронов тоже должно быть одинаково, что пока противоречит эксперименту — в космических лучах позитроны обнаружены в очень малом количестве по отношению к электронам (около 5 %). Другого серьезного постоянно действующего источника релятивистских электронов мы не знаем, но он может быть совсем разным в активно действующей радиогалактике и в наших спокойных галактических окрестностях.

Если у настоящих радиогалактик, имеющих очень высокое значение абсолютной звездной величины , значительная часть оптического излучения не тривиальна, а имеет синхротронное происхождение, то оно очень быстро приведет к высвечиванию электронов и синхротронное оптическое излучение за несколько тысячелетий прекратится.

Поэтому можно предполагать, что в радиогалактиках происходит ввод в действие все новых и новых релятивистских электронов. Рассмотрим качественно, что будет происходить с радиоспектром такой галактики с течением времени.

Вначале число релятивистских электронов незначительно и радиоизлучение тоже невелико. С поступлением новых электронов излучение растет. Так продолжается, пока не наступит стационарное состояние, при котором поступление релятивистских электронов как раз компенсирует потери излучением. Стационарное состояние будет достигнуто в разное время на разных частотах и раньше всего на высоких частотах — мощное излучение не будет компенсироваться поступлением новых электронов. На более низких частотах оно будет продолжать расти, но и здесь в свое время произойдет перелом — тем позже, чем ниже частота. Согласно сказанному выше очень важно правильно оценить напряжение магнитного поля в радиогалактике. Один из вариантов подсчета возраста радиогалактики Cyg А схематически показан на рис. 188. Однако, повторяем, небольшая ошибка в оценке магнитного поля может изменить оценку возраста на порядок. Так, интенсивное свечение выброса в М87 можно приписать магнитному полю более высокого напряжения, чем в остальной части туманности; конечно, здесь имеет место быстрое высвечивание и, стало быть, это образование в М87 много моложе с лей галактики — не старше лет.