Содержание к диссертации
Введение
1. Классические методы измерения магнитных полей в астрофизике: преимущества и недостатки 14
1.1. Эффекты Зеемана и Ханле 14
1.2. Метод круговой спектрополяриметрии излучения в линиях 24
1.3. Измерение интегральной широкополосной линейной поляризации 25
1.4. Круговая поляризация излучения непрерывного спектра 31
1.5. Измерение спектра линейно поляризованного излучения, учет фарадеевского вращения плоскости поляризации в процессе электронного рассеяния 35
2. Поляризационные эффекты излучения околозвездных оболочек и протяженных аккреционных структур (теоретические расчеты) 39
2.1. Оптически тонкая оболочка с дипольным магнитным полем 39
2.2. Оптически толстая оболочка с дипольным магнитным полем 44
2.3. Обсуждение результатов расчетов для сферических оболочек с дипольным магнитным полем 47
2.4. Конусообразные оболочки (джеты) 52
2.5. Оптически тонкая замагниченная конусообразная оболочка с радиальным магнитным полем 55
2.6. Конусная оболочка с азимутальным магнитным полем 65
2.7. Основные результаты расчетов для конусообразных оболочек...67
2.8. Поляризация излучения астрофизических объектов с истечением вещества при наличии магнитного поля паркеровского типа 73
3. Определение магнитных полей некоторых астрофизических объектов 78
3.1. Поляризация излучения горячих звезд и звезд Вольф-Райе: оценка величины магнитного поля 78
3.2. Поляризация излучения, возникающая в истекающем веществе катаклизмических переменных 82
3.3. Поляризация излучения системы Cyg X-1/HDE226868 83
3.4. Собственная поляризация системы SS 433 85
3.5. Поляризация излучения сверхновых звезд 88
3.6. Гамма-всплески: релятивистские джеты 94
3.7. Джеты в активных галактических ядрах 96
3.8. О роли синхротронного излучения 98
3.9. Магнитные поля активных галактических ядер из каталога SDSS 99
3.10..Основные выводы 103
4. Спектрополяриметрия и инфракрасная фотометрия магнитных белых карликов: поляризация вакуума и ридберговские состояния в магнитном поле 105
4.1. Введение 105
4.2. Основные проявления эффекта поляризации вакуума в
сильном магнитном поле. Астрофизические приложения 105
4.3. Поглощение ридберговскими состояниями атомов в магнитных белых карликах 111
4.4. Результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов 116
4.5. Выводы: различие между эффектами поляризации вакуума и ридберговских состояний 121
5. Магнитные поля внегалактических компактных радиоисточников и проверка космологических моделей 123
5.1. Активные ядра галактик 123
5.2. Метод определения магнитных полей вблизи АЯГ. Формула Слыша 125
5.3. Основная схема расчета величин магнитных полей вблизи квазаров для различных космологических моделей 126
5.4. Эволюция магнитного поля внегалактических компактных радиоисточников 128
5.5. Оценка величины магнитного поля самого далекого радиоквазара z = 5.774 131
5.6. Магнитосфера сверхмассивной черной дыры: оценка величины магнитного поля 132
5.7. Возможность проверки космологических моделей по результатам измерений магнитных полей компактных радиоисточников 133
Заключение 137
- Измерение спектра линейно поляризованного излучения, учет фарадеевского вращения плоскости поляризации в процессе электронного рассеяния
- Оптически тонкая замагниченная конусообразная оболочка с радиальным магнитным полем
- Поляризация излучения горячих звезд и звезд Вольф-Райе: оценка величины магнитного поля
- Результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов
Введение к работе
В диссертационной работе выполнены расчеты степени поляризации и величины позиционного угла излучения, рассеянного в замагниченной оболочке вокруг центрального источника излучения. В отличие от классических работ [1] и [2], в диссертации учтен эффект фарадеевского поворота плоскости поляризации в процессе распространения рассеянного излучения. Учет выполнен с применением метода, разработанного Ю.Н. Гнеди-ным и Н.А. Силантьевым [3] . Конечный размер источника излучения принят во внимание. В результате данной работы разработана оригинальная методика определения величины магнитного поля в центральном источнике излучения (звезда, центральная область аккреционного вещества вокруг нейтронной звезды или черной дыры) по зависимости степени поляризации от длины волны излучения.
Результаты теоретических расчетов применены к конкретным астрофизическим системам с целью определения величины магнитного поля в этих объектах. К таким объектам относятся: горячие О и В-звезды, компактные объекты в рентгеновских тесных двойных системах, сверхновые и активные ядра галактик, а также квазары, которые являются сверхмассивными черными дырами.
В связи с запуском будущей рентгеновской обсерватории XEUS выполненные расчеты ожидаемой линейной поляризации излучения релятивистских компактных объектов могут быть использованы для интерпретации будущих результатов наблюдений этой рентгеновской обсерватории. Величина степени поляризации рентгеновского излучения и ее зависимость от длины волны позволяют, в принципе, отличить керровскую черную дыру от шварцшильдовской.
Актуальность темы
Изучение поляризованного излучения различных космических объектов (планет, звезд, галактик, межзвездного и межгалактического пространства) имеет фундаментальное значение в процессе исследования Вселенной. Прогресс поляриметрической техники позволяет измерять все более слабые степени поляризации. Важнейшим достижением последнего времени является разработка специальной техники для измерения круговой поляризации излучения различных астрофизических объектов.
Поляриметрические наблюдения дают нам важную информацию о свойствах небесных тел. Поскольку рассеяние света приводит, как правило, к возникновению поляризованного рассеянного излучения, то уже достаточно давно было известно, что наблюдение поляризованного излучения звездных систем позволяет исследовать структуру и геометрию областей, в которых имеет место рассеяние. В частности, тесные двойные системы с рассеивающим веществом между звездами или в окрестности одной из звезд являются наиболее подходящими мишенями для подобных наблюдений. В этом случае, собственная поляризация системы, порожденная рассеянием света на электронах, может быть, выделена на фоне постоянной межзвездной поляризации (возникающей в результате воздействия межзвездной пылевой материи на свет звезды) посредством наблюдения ожидаемых вариаций собственной поляризации, возникающих в результате орбитального движения звезд в двойной системе. Другими источниками собственной поляризации являются газ, плазменные джеты, аккреционные диски и околозвездные оболочки.
Свойства поляризованного излучения космических объектов сильно зависят от химического состава этих объектов. Все типы вещества (неио-низированный атомарный или молекулярный газ, слабо или сильно ионизованная плазма, горячая магнитоактивная плазма, пыль и т.п.) заметно отличаются в плане поляризационных свойств собственного и рассеянного излучения.
Собственная поляризация излучения астрофизических объектов может возникать в результате различных физических процессов, таких как: реле-евское рассеяние на атомах, молекулах и малых частицах пыли, рассеяние на крупных пылевых частицах, электронное (томсоновское) рассеяние в полностью ионизованной плазме, циклотронное и синхротронное излучение, прямой и обратный эффекты Комптона.
Одним из наиболее выдающихся достижений астрофизики было открытие нейтронных звезд и магнитных белых карликов с очень большими магнитными полями 1010-1015 и 106- 109 Гс соответственно. Оценки величины магнитного поля были изначально получены в предположении, что в процессе коллапса и образования этих звезд поток магнитного поля сохраняется. В частности, для нейтронных звезд прямое экспериментальное подтверждение в виде циклотронной линии в рентгеновском диапазоне было получено Трюмпером в 1978 году при наблюдении рентгеновского источника Her Х-1, являющегося вращающейся, замагниченной нейтронной звездой.
Магнитные поля нейтронных звезд и белых карликов существенно больше магнитных полей обычных звезд, а также тех полей, которые могут быть получены в лабораторных условиях. Столь большие поля приводят к проявлению квантовых эффектов при взаимодействии излучения и вещества. Таким образом, классический подход к описанию процессов такого взаимодействия становится неприменимым.
Кроме того, очень сильное магнитное поле приводит к появлению новых поляризационных процессов, которые не играют важной роли для обычных звезд. Эти процессы связаны с релятивистскими квантовыми эффектами.
Цель диссертации
Основной целью данного исследования является разработка метода определения магнитных полей компактных объектов (черных дыр, нейтронных звезд, белых карликов) по данным спектрополяриметрических наблюдений и приложение этого метода к конкретным астрофизическим объектам с целью определения их магнитных полей, а также некоторых других физических характеристик. Дополнительной задачей является выполнение спектрополяриметрических наблюдений магнитных белых карликов с целью исследования эффектов поляризации вакуума и ридбергов-ских состояний атомов в сильных магнитных полях, а также разработка нового метода проверки космологических моделей по результатам прямого измерения величины магнитного поля в окрестности активных ядер галактик и квазаров.
Научная новизна
В данной работе выполнены теоретические расчеты зависимостей степени поляризации и позиционного угла от длины волны излучения, рассеянного в околозвездных оболочках и протяженных аккреционных структурах вокруг горячих звезд и компактных объектов. В расчетах учитывался эффект фарадеевского поворота плоскости поляризации на длине свободно пробега по отношению к рассеянию на электронах. Впервые выполнены детальные расчеты для магнитного поля паркеровского типа.
На основе разработанной методики вычислена степень поляризации излучения горячих звезд, рассеянного в звездном ветре с учетом вклада магнитного поля. Определены значения магнитных полей ряда астрофизических объектов, включая некоторые рентгеновские двойные системы, сверхновые звезды и активные ядра галактик.
Выполнены спектрополяриметрические наблюдения магнитных белых карликов. Обнаруженный эффект скачка позиционного угла линейной поляризации интерпретирован как эффект поляризации вакуума в сильном магнитном поле и эффект поглощения ориентированными в сильном магнитном поле атомами, находящимися в высоко возбужденных (ридбергов-ских)состояниях.
Впервые определены величины магнитных полей ряда компактных ( 0.001 угловой секунды) внегалактических радио структур на основе механизма синхротронного излучения с учетом процесса самопоглощения. Определение величин магнитного поля выполнено с учетом известных моделей эволюции, что позволяет, в принципе, получить зависимость величины магнитного поля плазмы, окружающей сверхмассивную черную дыру, от космологического красного смещения. Предложена новая принципиальная возможность проверки различных космологических моделей по результатам прямых измерений величины магнитных полей компактных внегалактических радио структур.
Научная и практическая ценность работы
Научная и практическая ценность данной работы состоит в разработке эффективной методики, позволяющей определять значения величин магнитных полей в области генерации оптического излучения вблизи сверхмассивной черной дыры.
Данная методика использована при обработке и интерпретации спек-трополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов, выполненных на телескопах БТА-бм САО РАН и АЗТ-24 ГАО РАН и может быть использована в других обсерваториях при выполнении программ наблюдений магнитных белых карликов.
Показано, что в рамках синхротронного излучения с учетом самопоглощения прямые измерения магнитных полей компактных внегалактических радио структур на больших космологических расстояниях позволяют
надежно определять основные параметры космологических моделей и, следовательно, сделать выбор между этими моделями.
Основные положения диссертации, выносимые на защиту
1. Результаты теоретических расчетов зависимостей степени поляризации и позиционного угла от длины волны излучения околозвездных оболочек и протяженных аккреционных структур вокруг компактных объектов с учетом эффекта фарадеевского поворота плоскости поляризации в процессе электронного рассеяния.
2. Результаты теоретических расчетов поляризации излучения астрофизических объектов с истечением вещества при наличии магнитного поля паркеровского типа.
3. Результаты расчетов степени поляризации излучения горячих (спектрального класса О и Вольф-Райе) звезд, рассеянного в звездном ветре с учетом вклада магнитного поля.
4. Определение магнитных полей ряда пекулярных астрофизических объектов (рентгеновские двойные системы, сверхновые звезды, активные галактические ядра из каталога SDSS). Показано, что в случае сферически-симметричной оболочки постоянной плотности вокруг звезды с ди-польным магнитным полем зависимость степени поляризации от длины волны может имитировать известный закон Серковского, описывающий межзвездную поляризацию. Этот результат особенно важен для интерпретации поляриметрических наблюдений сверхновых звезд. Для рентгеновской двойной системы SS433 и ряда квазаров из каталога SDSS определено значение коэффициента вязкости (параметр Сюняева-Шакуры) для аккреционного диска вокруг черных дыр.
5. Результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов. Показано, что обнаруженные в наблюдениях скачки позиционного угла плоскости поляризации и депрессия инфракрасного потока излучения этих объектов могут быть интерпретированы как эффекты поляризации вакуума в сильном магнитном поле и как эффекты поглощения ориентированными в сильном магнитном поле атомами, находящимися в высоко возбужденных (ридберговских) состояниях.
Определение величин магнитных полей компактных ( 0.001 угловой секунды) внегалактических радио структур на основе механизма син хротронного излучения с учетом процесса самопоглощения. Определение величин магнитного поля выполнено с учетом известных моделей эволюции характерного размера радиоисточника, что позволяет, в принципе, получить зависимость величины магнитного поля плазмы, окружающей сверхмассивную черную дыру, от космологического красного смещения. Предлагается новая принципиальная возможность проверки различных космологических моделей по результатам прямых измерений величины магнитных полей компактных внегалактических радио структур.
Апробация результатов
Результаты данной работы докладывались и обсуждались на семинарах ГАО РАН, ФТИ им. А.Ф. Иоффе, а также были представлены на конференциях:
1. Всероссийская астрономическая конференция (ВАК-2001), (2001г., СПбГУ С.-Петербург).
2. Коллоквиум аспирантов-астрономов, (2002г., СПбГУ, Санкт-Петербург).
3. Всероссийская астрономическая конференция, (ВАК-2004) «Горизонты Вселенной», (2004г., ГАИШ, МГУ, Москва).
4. Восьмой Съезд Астрономического Общества и Международный Симпозиум «Астрономия-2005», (2005г. ГАИШ, МГУ, Москва)
5. 12-ая Российская гравитационная конференция - международная конференция по гравитации, космологии и астрофизике, (2005г. КГПУ, Казань).
6. Всероссийская астрофизическая конференция «Астрофизика Высоких Энергий» (НЕА-2005), (2005г. ИКИ РАН, Москва).
Содержание диссертации
Диссертационная работа состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Список цитируемой литературы содержит 160 наименований. Общий объем диссертации составляет 144 страницы.
Во введении обосновывается актуальность работы, цели и задачи проводимого исследования. Описывается новизна подхода, обсуждается
научная и практическая значимость диссертации. Сформулированы положения, выносимые на защиту, приводится список работ, в которых опубликованы результаты данного исследования. Указан личный вклад автора и апробация результатов.
В первой главе рассмотрены преимущества и недостатки классических методов измерения магнитных полей в астрофизике. В их число входят: метод измерения при помощи эффектов Зеемана и Ханле, основанный на прямом измерении расщепления и поляризации линий в спектрах звезд; метод круговой спектрополяриметрии излучения в линиях, основанный на измерении круговой поляризации зеемановских расщепленных линий: метод измерения интегральной широкополосной линейной поляризации, основанный на измерении линейной поляризации к - компонент спектральных линий вследствие поперечного эффекта Зеемана; метод, основанный на измерении круговой поляризации излучения непрерывного спектра, а также метод измерения спектра линейно поляризованного излучения с учетом фарадеевского вращения плоскости поляризации в процессе электронного рассеяния.
Во второй главе приведены теоретические расчеты поляризационных эффектов излучения околозвездных оболочек и протяженных аккреционных структур при наличии магнитного поля. Рассмотрены следующие случаи: сферическая оптически тонкая оболочка с дипольным магнитным полем, сферическая оптически толстая оболочка с дипольным магнитным полем, оптически тонкая замагниченная конусообразная оболочка с радиальным магнитным полем, оптически тонкая конусная оболочка с азимутальным магнитным полем. Кроме того, рассмотрена поляризация излучения астрофизических объектов с истечением вещества при наличии магнитного поля паркеровского типа.
В третьей главе определены магнитные поля ряда астрофизических объектов на основе анализа зависимости степени поляризации и позиционного угла от длины волны излучения. Рассматривались следующие объекты: горячие звезды и звезды Вольф-Райе, катаклизмические переменные с истекающим веществом, система Cyg Х-1/ HDE226868, система SS 433, сверхновые звезды, гамма-всплески с релятивистскими джетами, активные галактические ядра.
В четвертой главе исследовался эффект поляризации вакуума и рид-берговские состояния в магнитном поле на основе спектрополяриметрии и инфракрасной фотометрии магнитных белых карликов. Рассматривались основные проявления эффекта поляризации вакуума в сильном магнитном
поле, а также астрофизические приложения этого явления; процесс поглощения ридберговскими состояниями атомов в магнитных белых карликах. Анализировались результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов. Были определены различия между эффектами поляризации вакуума и ридберговскими состояниями.
В пятой главе анализировались магнитные поля внегалактических компактных радиоисточников, характеристики которых использовались для проверки различных космологических моделей. Метод основан на использовании формулы Слыша, связывающей магнитное поле объекта с характеристиками синхротронного излучения, регистрируемого от этого объекта, при учете эффекта самопоглощения. В качестве объектов использовались квазары и активные ядра галактик. Было показано, что для разных космологических моделей значение магнитного поля может различаться на порядки, что дает реальную возможность проверки космологических моделей с помощью спектральных наблюдений синхротронного излучения подобных объектов.
В заключении сформулированы основные результаты диссертации.
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:
1. Ю.Н. Гнедин, Н.В. Борисов, Т.М. Нацвлишвили, М.Ю. Пиотрович,
«Спектрополяриметрические наблюдения уникального белого карлика GD 356 на БТА-бм», Астрофизика, 2001, т.44, в.З, с.395.
2. Ю.Н. Гнедин, Н.В. Борисов, Т.М. Нацвлишвили, М.Ю. Пиотрович,
«Cyg Х-1: Магнитное и электрическое поле вокруг черной дыры», Известия ГАО, 2002, №216, с.516.
3. М.Ю. Пиотрович, «Некоторые задачи будущей рентгеновской поля-риметрии», ВАК-2004 «Горизонты Вселенной», Москва, Труды ГАИШ, 2004, T.LXXV, с. 194.
4. Пиотрович М.Ю., Гнедин Ю.Н., «Магнитные поля активных галактических ядер из каталога SDSS», Восьмой Съезд Астрономического
Общества, Международный Симпозиум «Астрономия- 2005», Москва, Труды ГАИШ, 2005, T.LXXV111, с.44.
5. Гнедин Ю.Н., Пиотрович М.Ю., «Магнетизм сверхмассивных черных дыр и космологические модели», Восьмой Съезд Астрономического Общества, Международный Симпозиум «Астрономия - 2005», Москва, Труды ГАИШ, 2005, T.LXXV111, с.44.
6. Ю.Н. Гнедин, Н.А. Силантьев, М.Ю. Пиотрович, М.А. Погодин, «Поляризационные эффекты излучения замагниченных оболочек и протяженных аккреционных структур», Астрономический Журнал, 2005, т.82, №3, с.207.
7. Ю.Н. Гнедин, Н.В. Борисов, В.М. Ларионов, Т.М. Нацвлишвили, М.Ю. Пиотрович, А.А. Архаров, «Спектрополяриметрия и инфракрасная фотометрия магнитных белых карликов: поляризация вакуума или рид-берговские состояния в магнитном поле?», Астрономический Журнал, 2006 (принято к печати).
8. Yu.N. Gnedin, Т.М. Natsvlishvili, M.Yu. Piotrovich, «Magnetic fields of active galaxy nuclei and cosmological models», Gravitation and Cosmology, 2005, Vol.11, №4 (44).
9. Ю.Н. Гнедин, A.B. Ипатов, М.Ю. Пиотрович, A.M. Финкельштейн, М.А. Харинов, «Радиоизлучение магнетара SGR 1806-20: эволюция магнитного поля в области послесвечения», Астрономический Журнал, 2006 (в печати).
Ю.Ю.Н. Гнедин, М.Ю. Пиотрович, «Магнитные поля внегалактических радиоисточников: проверка космологических моделей», Письма в АЖ, 2006, т.32, №4.
11. Ю.Н. Гнедин, Н.А. Силантьев, М.Ю. Пиотрович, «Поляризация излучения, рассеянного в конусообразных замагниченных оболочках», Письма в АЖ, 2006, т.32, №2, с. 107.
Личный вклад автора
В работах [1,7] основная часть спектрополяриметрических наблюдений на БТА-бм выполнена при личном участии автора. Обработка наблюдательных данных выполнена совместно с астрономами САО РАН. Вклад в анализ результатов наблюдений и их интерпретацию равнозначен с соавторами.
В работах [2,9] автор принимал участие в выполнении оценок физических эффектов и интерпретации наблюдательных данных.
В работах [3-5,8,10] автору принадлежит одинаковый с соавторами вклад в постановке задачи, анализе данных наблюдений и полностью метод численного расчета и его реализация.
В работах [6,11] автору диссертации принадлежит методика численного расчета, и его программная реализации. Обсуждение результатов проводилось совместно с соавторами.
Измерение спектра линейно поляризованного излучения, учет фарадеевского вращения плоскости поляризации в процессе электронного рассеяния
Фундаментальная теория образования спектральных линий в магнитном поле создана трудами советских астрофизиков В.Е. Степанова и Д.Н. Рачковского [11,12], а также зарубежных ученых Унно, Ланди Дел Инносенти, Домке, Штауде, Стенфло и др. [13-15].
Величины Зеемановского расщепления, как это следует из формулы (1.1.15), существенно зависят от факторов Ланде для различных спектральных линий. Поэтому их вычисление, а также прямое лабораторное измерение являются одной из важнейших задач современной астрофизики.
Огромный объем вычислительной работы был выполнен в 1969 г. Беккерсом. Вычисленные им для большого количество атомных уровней факторы Ланде были табулированы, и его таблицы широко использовались астрофизиками. Ряд значений факторов Ланде были получены Матиссом в 1990 г [16]. Он также собрал значительное количество данных, полученных в прямых лабораторных экспериментах. Точность этих экспериментов оказалась вполне достаточной для астрофизических приложений. Факторы Ланде для элементов группы железа были табулированы Куруцом в 1969 г. (база данных на магнитном диске). Наилучшим образом факторы Ланде представлены в современной базе данных VALD (Vienna Atomic Line Data Base), подготовленной группой астрофизиков во главе с Пискуновым [17].
Для более, чем 95%, хорошо измеренных в нормальных звездах с магнитным полем спектральных линиях, факторы Ланде лежат в интервале 0.5 g 2. Очевидно, что, чем больше фактор Ланде, тем больше в соответствии с формулой (1.1.15) зеемановское расщепление спектральной линии, и тем надежнее определяется магнитное поле звезды. Конечно, линии с факторами Ланде g 2 предпочтительней для магнитных измерений (их обычно называют магниточувствительными линиями), но, как правило, они слишком слабы. Тем не менее, успешное применение в последнее время в астрономических наблюдениях ПЗС-приемников позволяет использовать эти линии для магнитных наблюдений.
Метод Зеемана является традиционным методом измерения магнитных полей звезд. В последние годы, благодаря усилиям швейцарского астрофизика Я. Стенфло [18], в диагностику звездных магнитных полей успешно внедряется новый метод их измерений - метод, основанный на эффекте Ханле. В основе этого метода лежит механизм резонансного когерентного рассеяния излучения в спектральной линии, не зависящий от ее фактора Ланде. Суть самого эффекта Ханле состоит в механизме квантовой интерференции между магнитными подуровнями верхнего резонансного уровня, нерасщепленными вследствие эффекта Зеемана. Следовательно, этот эффект имеет место только в слабых магнитных полях. В результате квантовой интерференции нерасщепленных подуровней резко изменяется состояние поляризации излучения, возникающей в результате резонансного рассеяния. Это изменение поляризации обусловлено двумя эффектами квантовой интерференции: (а) эффектом деполяризации, т.е. уменьшением степени линейной поляризации излучения, рассеянного в резонансной линии и (б) вращением плоскости линейной поляризации (аналог фарадеевского вращения плоскости поляризации излучения непрерывного спектра в плазме с магнитным полем, см. ниже). Оба эти эффекта могут быть измерены с достаточной на сегодняшний день точностью и, таким образом, дать информацию о магнитном поле звезды.
С учетом эффекта Ханле степень линейной поляризации излучения при резонансном рассеянии в линии в присутствии магнитного поля можно оценить по формуле: где Р0 - степень линейной поляризации резонансного рассеянного излучения в отсутствии магнитного поля, gb - фактор Ланде для верхнего атомного уровня, уь - постоянная затухания его излучения.
Эффект Ханле существенно отличается от эффекта Зеемана. В результате последнего возникает поляризованное излучения расщепленных компонент атомных линий, в то время как действие первого эффекта приводит к изменению состояния поляризации, которое возникает в самом акте резонансного рассеяния. Сама степень поляризации возрастает в результате эффекта Зеемана и существенно уменьшается в случае эффекта Ханле.
Метод измерения звездных магнитных полей, основанный на эффекте Ханле, имеет ряд преимуществ по сравнению с методом Зеемана. Эффективность метода Зеемана зависит от отношения величины магнитного расщепления уровня к его полной ширине, которая определяется, главным образом, эффектом Доплера или микротурбулентностью. В то время как эффективность метода Ханле определяется отношением величины магнитного расщепления к величине естественной ширины линии. Из-за того, что естественная ширина линии много меньше ее доплеровской ширины или величины ее турбулентного уширения, эффект Ханле более чувствителен к величине магнитного поля, и с его помощью могут быть измерены более слабые, чем при эффекте Зеемана, магнитные поля. Заметим, что турбулентные движения магнитных потоков различной полярности могут полностью компенсировать магнитные расщепления именно из-за этой различной полярности и приводить к полному исчезновению эффекта Зеемана в суммарном действии. В Ханле-эффекте такой ситуации не существует. Наконец, эффект Зеемана существенно зависит от квадрата длины волны излучения, возникающего в результате переходов между атомными уровнями. Поэтому метод Зеемана малоэффективен для линий, лежащих в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, которые наиболее часто встречаются в хромосферах и коронах звезд.
Недостатки метода измерения магнитных полей с помощью эффекта Ханле состоят в следующем. Прежде всего, довольно трудно измерить ту небольшую величину наблюдаемой линейной поляризации, которая обычно не превышает одного процента, а часто и еще меньше. Другая трудность определяется самой сущностью метода - измеряются величина деполяризации и угол поворота плоскости поляризации. Необходимо знать начальные значения поляризации и позиционного угла. Поэтому необходимо делать измерения сразу же в нескольких спектральных линиях. Пока этот метод не позволяет надежно определять все три компоненты магнитного поля звезды, и он, в основном, применяется только для исследования локальных магнитных полей на поверхности Солнца и, в частности, в солнечных протуберанцах.
Метод измерения круговой поляризации зеемановских расщепленных линий с целью непосредственного измерения продольной составляющей магнитного поля звезд был впервые предложен в работах [19] и [20]. Для реализации этого нового метода были сконструированы и введены в действие специальные фотоэлектрические магнитометры с электрооптическими модуляторами, с помощью которых сделалось возможным измерить степень круговой поляризации с небывалой до того точностью, при которой ошибка наблюдений не превышала 0.01%.
Оптически тонкая замагниченная конусообразная оболочка с радиальным магнитным полем
Прежде всего, обращает на себя внимание, что при «9А = 90 поляризация слабо уменьшается с ростом магнитного поля. Это вызвано тем, что при перпендикулярном расположении сравнительно узкого конуса оптические пути выходящих фотонов после акта рассеяния малы; при этом мал и фарадеевский угол поворота - в итоге поляризация остается той же, как в отсутствие магнитного поля, вплоть до значений параметра yjSsTenv «50для i90 =7.5 и yjSsTenv « 20 для i90 =15. Таким образом, этот эффект вызван тем, что поперечные оптические пути меньше полной продольной оптической толщины zenv.
Для наклонных оболочек геометрические пути для выходящих квантов увеличиваются и деполяризирующее действие фарадеевского вращения проявляется уже при сравнительно малых значениях параметра yJSsTenv . Однако темп уменьшения степени поляризации существенно зависит от угла наклона Sh. Для «9А « 45 он максимален. Для 3h = 30 наблюдается довольно слабое уменьшение поляризации, особенно для очень узких конусов с «90 = 7.5 и 15. Это вызвано тем, что для малых углов наклона оболочки относительно луча зрения наклон радиально направленного магнитного поля вдоль пути выхода излучения из оболочки изменяется сравнительно слабо внутри оболочки - ситуация выглядит, как если бы свет проходил в однонаправленном магнитном поле с изменяющейся вдоль пути интенсивностью. В такой ситуации разброс фарадеевских поворотов менее хаотичен и суммарное излучение, выходящее из оболочки, сравнительно слабо деполяризуется. Этому способствует также то, что излучение, рассеянное вблизи звезды, где магнитное поле наиболее сильное и неоднородное, деполяризуется в первую очередь, а излучение, рассеянное вдали от звезды, деполяризуется слабее в силу упоминавшейся выше квазиоднородности магнитного поля на этих расстояниях, хотя именно это излучение определяет интегральную поляризацию при yJSsrenv 4 - 7.
Обращает также на себя внимание следующая особенность поляризации от симметрично расположенных конусов, т.е. имеющих углы наклона 3h и n-Sh. При отсутствии или сравнительной малости магнитного поля поляризация излучения от направленных от наблюдателя конусных оболочек заметно меньше, чем от таких же оболочек, направленных к наблюдателю. Это вызвано тем, что закрытая диском самой звезды часть оболочки не вносит вклада в интегральную поляризацию рассеянного излучения. Однако из рис. 2.4 видно, что при увеличении магнитного поля поляризация излучения от "затененных" оболочек уменьшается слабее, чем поляризация от оболочек с &h 90. Этот эффект объясняется следующим образом. Для оболочек с і9Л 90 рассеянное излучение с наибольшей поляризацией возникает в "задних" с точки зрения наблюдателя объемах оболочки, где угол рассеяния ближе к углу 9 0, при котором, как известно, поляризация рассеянного излучения стопроцентная. Однако этому наиболее поляризованному излучению перед выходом из оболочки надо пройти всю толщу замагниченной оболочки, т.е. подвергнуться максимальному фара-деевскому вращению. Обратная ситуация в оболочках с Sh 90. В этих оболочках наиболее поляризованное рассеянное излучение возникает в "передней" части оболочки и это излучение выходит из оболочки практически не подвергаясь фарадеевскому вращению. Отметим, что в более слабом виде рассматриваемый эффект существует, даже если считать, что в пределах всего конуса поляризация рассеянного излучения одинакова. Легко видеть, что в среднем излучению из задней оболочки надо пройти перед выходом меньший геометрический путь, чем излучению из передней оболочки.
Обратимся теперь к рассмотрению поведения позиционного угла % с ростом магнитного поля. Напомним, что при В = 0 интегральное излучение оболочки поляризовано в плоскости перпендикулярной плоскости (nh), колебания электрического вектора происходят вдоль оси Y (см. рис. 2.3). Положительный угол 0 соответствует правовинтовому вращению от этой оси, если смотреть вдоль п - направления на телескоп. Как мы уже показали, для оболочек с 30 3h при 3h 90 позиционный угол % стремится к предельному значению 15 при увеличении магнитного поля, практически достигая этого значения при 8srenv »10 (см. рис. 2.4 (с) итаблицу 2.1). Угол % стремится к пределу % = 15 с постепенно уменьшающейся амплитудой колебаний возле предельного значения. Из рис. 2.4 видно, что и для других случаев позиционный угол увеличивается с небольшими колебаниями, стремясь к примерно тому же предельному значению ;jf = 15. Это означает, что предельное значение позиционного угла при Ssrenv — оо не зависит от углов 3h и 30, хотя характер стремления, несомненно, от этих углов зависит. Попробуем показать математически существование этого универсального предельного позиционного угла. Сразу же отметим, что приводимые ниже выкладки не претендуют на полную строгость, т.к. мы не будем изучать сходимость получающихся выражений. Зато мы проведем рассуждения в общем виде, пригодном для любых замагниченных оболочек, где Ne{r) = NJQ" И В(Г) = В0/дт, как при выводе асимптотики (2.5.20). Общее выражение для фарадеевского угла поворота в этом случае имеет вид:
Поляризация излучения горячих звезд и звезд Вольф-Райе: оценка величины магнитного поля
Если УФ светимость белого карлика приближается к эддингтоновской L&LEd и Mw 5х1(Г8М0/год, то дисковый ветер становится оптически толстым (тт 1). В этом случае максимально возможная степень поляризации р{ «0.3% достигается при значении параметра деполяризации 5S «1.5 (см. рис. 2.2). Для длины волны Я = 1519 А это соответствует значению дипольного магнитного поля на поверхности белого карлика Bs \02Гс, что примерно в 10 раз меньше, чем в случае оптически тонкого дискового ветра. Отметим также, что в случае оптически тонкого дискового ветра поляризация примерно вдвое выше. Таким образом, поляризационные наблюдения катаклизмических переменных позволяют, в принципе, оценивать величину магнитного поля на поверхности белого карлика, а также определять степень близости процесса аккреции к эддингто-новскому пределу.
В случае магнитного поля паркеровского типа, в соответствии с нашими расчетами максимум спектра поляризации действительно сдвигается в УФ область спектра и может достигать значения pj 5% при значении тороидального магнитного поля В (\ + \0)кГс. Это означает, что магнитное поля паркеровского типа обеспечивает более высокую степень поляризации излучения дискового ветра, чем в случае с дипольным магнитным полем. Таким образом, поляризационные наблюдения позволяют, в принципе, определять и геометрию магнитного поля в катаклизмических переменных, обладающих невысоким по сравнению с объектами типа AM Her (полярами) магнитными полями.
Примерно на таком уровне в настоящее время зарегистрирована поляризация излучения голубых звезд высокой светимости (LBV-Luminous Blue Variables) [49]. Довольно сильная переменность поляризации излучения этих объектов обусловлена неоднородностью структуры их звездного ветра.
В 1975г. Нолт и др. [50] открыли собственную линейную поляризацию оптического излучения тесной двойной системы Cyg Х-1 / HDE 226868, компактным компонентом которой является черная дыра с массой - 10Мо [51]. Поляризация оказалась переменной с амплитудой 0.2%. Временное поведение поляризации имеет довольно сложный характер. Наряду с пе риодической зависимостью двойной системы P = 5d.6, поляризация имеет характерные времена 39rf и 78rf [50]. Возможные механизмы возникновения поляризованного излучения Cyg Х-1 / HDE 226868 обсуждались в работах [52-54].
Если считать, что причиной возникновения поляризации является излучение аккреционного вещества вокруг черной дыры, то необходимо считать, что величина собственной оптической поляризации должна быть в несколько десятков раз выше значения, полученного Нолтом и др. [50]. Причиной уменьшения поляризации является сильная дилюция излучения аккреционных структур излучением сверхгиганта HDE 226868. Его светимость оценивается как L0 « (1 -гЗ)х 1039 эрг/с, в то время как рентгеновская светимость Cyg Х-1 находится на уровне Lx 8х 1037 эрг/с [51]. Если считать, что оптическое излучение аккреционного диска возникает в результате переработки рентгеновского изучения аккрецирующей черной дыры, то этот факт определяет уровень собственной линейной поляризации аккреционного диска не менее чем Р, 10%. Такую величину поляризации оптически толстый аккреционный диск при наиболее вероятном угле наклона / = 30 обеспечить не может. Поэтому, если она возникает в аккрецирующем веществе, то только вследствие рассеяния в протяженной оптически тонкой короне или в истекающем из аккреционного диска веществе (ветре). Вместе с тем, нельзя исключить возможность возникновения небольшой (именно на уровне десятых процента) собственной поляризации излучения самой звезды HDE 226868 в замагниченном звездном ветре.
В случае оптически тонкой замагниченной короны вокруг аккреционного диска значительную на уровне Р, -10% поляризацию можно получить только в случае точечного источника излучения или сильно протяженной короны. В такой модели можно воспользоваться результатами расчета Долгинова и др. [25]. Согласно их расчетам величина поляризации Р, -10% может быть достигнута при условии S0renv «10, но только при условии, что направление магнитного поля перпендикулярно лучу зрения. Для угла наклона / = 30 это означает, что магнитное поле практически лежит в плоскости диска. Если предположить, что оптическая толщина аккреционной горячей короны тет »0.1, тогда из условия S0 «102 следует оценка величины магнитного поля в области генерации оптического излу чения на уровне В » 500 Гс. В ряде моделей аккреционного диска внутренний радиус горячей короны определяется как Ю2 #g, где Rg = IGMIc2- гравитационный радиус. Тогда для дипольного магнитного поля величина магнитного поля вблизи последней устойчивой орбиты определяется как 5(3 )-107 Гс.
Теперь рассмотрим ситуацию, когда линейная поляризация генерируется в протяженном звездном ветре самого оптического компонента HDE 226868. Существование такого ветра было подтверждено открытием орбитальной модуляции радиоизлучения системы Cyg Х-1, которая была результатом переменного поглощения звездным ветром радиоизлучения релятивистского джета черной дыры при ее орбитальном движении вокруг оптического компонента [55].
Предполагая, что плотность звездного ветра падает с расстоянием от звезды как п п0(К5/г)г и выбирая М «2х10 6Мо/год, Rs=lORQu скорость ветра V «1850 км/с [55], можно оценить оптическую толщину звездного ветра по отношению к электронному рассеянию: тт « 0.1. В этом случае степень максимальной поляризации Р1 « 0.2% соответствует случаю, когда ось магнитного диполя составляет угол 65 по отношению к лучу зрения, а параметр (Ssrenv)V2 «3 (см. рис. 2.1). Тогда получаем Bs « 350 Гс. Такое значение магнитного поля для сверхгиганта класса OV кажется довольно большим, хотя и не безумно большим. Интересно, что в этом случае ось магнитного диполя лежит в орбитальной плоскости и проблем с объяснением переменности поляризации не возникает.
Результаты спектрополяриметрических и инфракрасных фотометрических наблюдений магнитных белых карликов
В настоящее время общепринято считать, что космические гамма-всплески (GRBs) возникают в результате взаимодействия достаточно кол-лимированной струи (джета) релятивистской плазмы с окружающей источник энергии средой. Излучение такого джета наблюдается и в том случае, когда луч зрения находится под достаточно большим углом к направлению коллимированного джета. В релятивистском режиме джета его излучение приходится на жесткий (гамма и рентгеновский) электромагнитный диапазон. Оптическое и радио послесвечение (afterglow) такого джета наблюдается, как правило, в момент его существенного торможения. Излучение такого направленного джета может обладать заметной поляризацией, достигающей в случае синхротронного механизма десятков процентов [72].
В настоящее время имеется довольно много работ, в которых зарегистрирована поляризация оптического послесвечения (afterglow) космических гамма-всплесков (например, [73-78]). Анализ данных наблюдений показал, что зарегистрированная поляризация является действительно собственной поляризацией послесвечения гамма-всплесков. Степень поляризации оказалась довольно невысокой, хотя и переменной со временем. Так, согласно [76], степень поляризации оптического послесвечения всплеска GRB 990712 в моменты времени 0.44, 0.70 и 1.45 суток после самого явления гамма-всплеска составляла соответственно: Р, =2.9 ±0.4%; 1.2 ±0.4% и 2.2 ± 0.7%. Самым удивительным явился факт постоянства позиционного угла поляризации: % w 120. ( Рол и др. [76]) указывают, что ни одна из существующих моделей, включая механизм синхротронного излучения, не может объяснить такое поведение поляризации излучения, при котором позиционный угол остается постоянным в течение довольно длительного промежутка времени.
В последнее время, получили свое развитие модели, в которых учитывается возможный вклад теплового излучения джета в явление космического гамма-всплеска ( например, гибридная модель Райда, [79]). В случае существования заметного количества такой тепловой плазмы она может обеспечить появление заметной поляризации излучения в результате ком-птоновского и томсоновского рассеяния фотонов плазмой джета [80].
Покажем, что рассмотренный нами механизм возникновения поляризованного излучения вследствие рассеяния на электронах конусообразного джета с магнитным полем вполне может обеспечить появление наблюдаемой поляризации послесвечения космического гамма-всплеска.
Согласно рис. 2.4 - 2.6 величина степени поляризации Р1 \% достигается в случае больших ( 30) углов полураствора конуса и больших ( 90) углов наклона оси конуса к лучу зрения. Интересно отметить, что азимутальное магнитное поле обеспечивает более сильную зависимость степени поляризации от частоты излучения. Поэтому многоволновые наблюдения поляризации излучения позволяют определить характер геометрии магнитного поля в самом джете. Следует также подчеркнуть, что позиционный угол изменяется с частотой излучения, однако такие изменения в пределах нескольких градусов невелики и лежат в пределах ошибок современных наблюдений. Но, если их удастся обнаружить, они позволят определить геометрию области оптического послесвечения, включая геометрию магнитного поля, угол раствора самого джета, а также величину угла наклона оси джета к лучу зрения.
В заключение данного раздела приведем некоторые оценки физических параметров джета, которые могут быть получены из сравнения данных расчета (рис. 2.4 - 2.6) с наблюдаемой степенью поляризации оптического послесвечения на уровне Р1- \% [76]. Максимальное значение степени поляризации 1 % из данных расчета следует при условии, что оптическая толщина по электронному рассеянию тт 0.3. Тогда соответствующая этому значению степени поляризации характерная величина параметра деполяризации равна 8S 1/г « 3. Отсюда следует значение магнитного поля в области основания джета: Bs 12Гс. Если принять за характерный размер основания джета расстояние 1015см, то величина магнитного поля протонейтронной звезды с радиусом 108см действительно достигает значения 1015Гс из условия сохранения магнитного потока. В свою очередь, оптическая толщина тт « 0.3 достигается, если колонковая
плотность электронов в основании джета вдоль луча зрения достигает 4х1023см2, что для размера 1015см дает величину плотности тепловой плазмы в джете как Ne \Q см-3. Существование мощных, сильно коллимированных струй (джетов) довольно общее физическое явление, наблюдаемое в ядрах активных галактик и квазаров. Такие джеты являются мощными источниками радио и рентгеновского излучения. Для объяснения процессов образования джета и его коллимации было предложено несколько моделей. Так Икке [81,82] и Сикора и др. [83] развивали модель образования джета за счет радиационного давления, создаваемого излучением аккреционного диска. В то же время Бенфорд [84], Блэндфорд и Пейн [39], Ушида и Шибата [85,86] рассматривали магнитное поле в окрестности сверхмассивной черной дыры в качестве главного фактора, обеспечивающего образование джета.
Критическим фактором, определяющим механизм и развитие джета, является геометрия магнитного поля. Разнообразные магнитогидродина-мические (МГД) модели предполагают существование как радиальной, так и тороидальной структуры магнитного поля. В последние годы успешные интерферометрические наблюдения, выполненные с помощью VLBI, дали подтверждение в пользу существования тороидальной и даже спиральной компонент магнитного поля джета [87,88]. Поляриметрические наблюдения джета яркого активного ядра галактики ЗС 273 также подтвердили присутствие спиральной структуры магнитного поля в джете [38].
Обычно считается, что джеты активных галактических ядер состоят, в основном, из релятивистской плазмы. Однако в последнее время все больше накапливается наблюдательных данных, свидетельствующих в пользу наличия в них заметного количества тепловой нерелятивистской плазмы [89,90]. В этом случае заметный вклад в генерацию поляризованного излучения может вносить томсоновское рассеяние на электронах, и тогда учет фарадеевского поворота плоскости поляризации в процессе самого акта рассеяния модифицирует спектр поляризованного излучения, что позволяет, в принципе, определять как величину, так и геометрию магнитного поля джета.
Оценим величину ожидаемой степени поляризации для джета с физическими параметрами тепловой плазмы, характерной для облаков плазмы, где образуются широкие линии излучения (BLR): плотностью Ne 1012см-3, температурой Те = 104 -т-105К и характерным размером
