Введение к работе
Актуальность темы диссертации.
Согласно современным данным, вырожденные звезды — белые карлики (с радиусами ~ 108-109 см и массами, сравнимыми с массой Солнца & Mq ~ 2 1033г) и нейтронные звезды (размеры ~ 106 см, масса ~ (1 — 3)М) — могут иметь магнитные поля 106 — 109 Гс и Ю10 — 1012 Гс, соответственно. Плазма в столь сильных полях приобретает специфические свойства, радикально меняющие характер ее взаимодействия с излучением.
В условиях магнитных вырожденных звезд время циклотронного высвечивания поперечной энергии электронов [1] t_L —2.6 10-16(В/1012 Гс)-2 с может стать много меньше других характерных времен в системе, в частности, времени между столкновениями tst. В такой «бесстолкновительной» плазме собственное циклотронное излучение на первой гармонике оказывает существенное влияние на распределение электронов по поперечным импульсам (по уровням Ландау). В пренебрежении столкновениями (e = fx/ist->C) стационарное поперечное распределение электронов оказывается больц-мановским с температурой, равной локальной эффективной температуре излучения на первой гармонике [1,2]. В случае «редких» столкновений (eCl) ударные переходы дают лишь малую (порядка е) поправку к этому распределению [3]. С точки зрения переноса излучения условие є <С 1 означает, что поглощенные плазмой фотоны, в основном, переизлучаются, спонтанно или индуцированно, (вообще говоря, в другом направлении и на другой частоте), и лишь малая их доля (порядка є) теряется за счет столкновений, отдавая свою энергию в тепловое движение электронов вдоль магнитного поля. Иными словами, процесс переноса излучения на частотах ш~и>в в этом случае можно трактовать как резонансное
рассеяние [4].Наконец, в «столкновительной» плазме с >1 распределение электронов по поперечным импульсам определяется столкновениями. В этих условиях поперечная температура равна продольной и в конечном счете определяется условиями ускорения и нагрева части плазмы.
Условие є S> 1 характерно, например, для плазмы солнечной короны и магнитных Ар-звезд. На этих объектах под действием столкновений устанавливается локально равновесное распределение электронов с температурой, не зависящей от излучения и, таким образом, реализуется случай локального термодинамического равновесия. Условие є «СІ хорошо выполняется в плазме на нейтронных звездах [5]. Однако, на белых карликах, в зависимости от соотношения концентрации плазмы N, ее температуры Г и величины магнитного поля В этот параметр может быть как больше, так и меньше единицы. В частности, могут реализоваться и такие условия, при которых є~1 и указанные выше результаты неприменимы. Для корректного исследования переноса циклотронного излучения необходима теория, которая описывала бы общий случай произвольного є.
Сильное магнитное поле может изменить свойства электрон-позитронного вакуума вблизи вырожденной звезды, вызывая его поляризацию и намагниченность [6,7]. На нейтронных звездах обычно хорошо выполняются условия, при которых на частотах \иі — и>в\ <^ ш0Ти {Рт\\ — отношение продольной тепловой скорости электронов к скорости света) малые отличия тензоров диэлектрической и магнитной проницаемости от единицы, обусловленные влиянием плазмы, существенно меньше, чем связанные с вакуумными эффектами. В этом случае именно намагниченный вакуум определяет дисперсионные свойства и поляризацию нормальных волн [8]. Наличие разреженной плазмы приводит лишь к поглощению излучения в плазме на циклотронных часто-
тах. (Поглощение в намагниченном вакууме за счет рождения электрон-позитронных пар на частотах в области Нш -С тс2 отсутствует.) Коэффициенты поглощения и вероятности спонтанного излучения на первой циклотронной гармонике вдоль поля одинаковы, но имеют различную угловую зависимость [2,8,9]. При этом следует ожидать, что в рассеивающей плазме будет происходить эффективная конверсия волн одного типа в другой при каждом акте рассеяния. Следует подчеркнуть, что этот процесс отличается от хорошо известной линейной трансформации волн в плавно-неоднородной плазме [10]. Там обмен энергии между модами обусловлен нарушением геометрико-оптического приближения в тех частях среды, где характерный масштаб изменения поляризации нормальных волн сравним с длиной волны биений между ними, и в целом связан с действительной частью показателя преломления ni|2. Напротив, интересующий нас эффект обусловлен отличием друг от друга мнимых частей показателей преломления мод (или их коэффициентов рассеяния Хі.ї)- Он может проявляться в условиях, когда линейная трансформация отсутствует, и представляет собой испускание одной нормальной волны электроном, осциллирующим в поле другой.
Для плазмы на белых карликах характерны другие условия, согласно которым влиянием вакуумных эффектов на перенос циклотронного излучения можно пренебречь. Квазипоперечные нормальные волны с показателями преломления, близкими к единице, в данном случае поляризованы эллиптически. Форма эллипсов поляризации мод совпадает, с проекцией ларморовского кружка электрона на плоскость, ортогональную волновому вектору, причем вектор электрического поля необыкновенной волны вращается в ту же сторону, что и электрон в магнитном поле, а в обыкновенной волне — в противоположном направлении. Такая поляризация мод при-
водит к резкому различию их коэффициентов непрозрачности: соответствующее отношение Хг/Хі ~ /?т -С 1> так что обыкновенное излучение взаимодействует с плазмой весьма слабо [1,3,11,12]. Тем не менее, и в этом случае конверсия при циклотронном рассеянии становится существенной в плазме достаточно большой оптической толщины.
В данной работе анализируются два аспекта проблемы взаимодействия электромагнитного излучения с плазмой на замагниченных белых карликах и нейтронных звездах.
Во-первых, сильное магнитное поле может качественно изменить характер переноса излучения в плазме, в особенности на частотах, близких к tug и ее гармоникам. Вследствие этого спектры и поляризация наблюдаемого излучения магнитных вырожденных звезд и тех же объектов, не обладающих заметным магнитным полем, могут существенно отличаться. Несмотря на обширные исследования, проведенные в последние годы, вне поля зрения остались некоторые проблемы, играющие важную роль в формировании спектров излучения намагниченных белых карликов и нейтронных звезд. К ним относятся учет конверсии нормальных волн при циклотронном рассеянии [13], анализ переноса циклотронного излучения в условиях, когда вклад рассеяния сопоставим с влиянием истинного поглощения и излучения [12]. Исследования в этом направлении позволили развить в данной работе теорию формирования циклотронных линий в спектре космических гамма-всплесков [2,14,15] и рассчитать тепловое циклотронное излучение горячих корон магнитных белых карликов [16].
Во-вторых, сильные магнитные поля вырожденных звезд резко меняют динамику их плазменных оболочек. С одной стороны, магнитное давление рт = В2 /Ътт вблизи этих звезд существенно превышает динамическое и газокинетическое давление вещества и давление излучения, так что магнитное
поле канализирует плазменные потоки и оказывает доминирующее влияние на гидродинамику аккреции на эти объекты или эжекции с них. С другой стороны, при поглощении или рассеянии циклотронного излучения происходит передача его импульса плазме — возникает сила радиационного давления. Поэтому можно ожидать, что при определенных условиях пространственное распределение и движение плазмы в окрестности магнитных вырожденных звезд будет определяться давлением циклотронного излучения, подобно тому как параметры атмосфер звезд ранних типов определяются излучением в резонансных линиях ионов [17]. В частности, давление циклотронного излучения может понизить критическую светимость магнитных вырожденных звезд, порождать ветры с их поверхности и разгонять плазму до субрелятивистских скоростей [4,18-22], тормозить вещество в аккреционной колонке рентгеновского пульсара [23-25], формировать плазменные структуры в магнитосферах белых карликов и нейтронных звезд с сильным магнитным полем [26-30]. В этом свете весьма актуальными представляются расчеты радиационного давления в фотосферах и атмосферах магнитных вырожденных звезд и анализ строения плазменных оболочек, поддерживаемых циклотронным излучением в их магнитосферах [21,22,27,30]. Разумеется, специфическое строение радиационно-доминированных плазменных конфигураций вокруг магнитных вырожденных звезд изменяет наблюдаемое излучение этих объектов [16,31]. Анализ этих эффектов также составляет предмет данной работы.
Из сказанного ясно, что в условиях магнитных вырожденных звезд довольно широко представлены ситуации, когда макроскопическая скорость плазмы отлична от нуля. Это может быть, например, плазма аккреционной колонки, натекающая в магнитосферу белого карлика или нейтронной звезды от компаньона в двойной системе, ускоряемая давле-
ниєм излучения электрон-позитронная плазма, образующаяся над горячим полярным пятном нейтронной звезды во время гамма-всплеска, либо стационарное плазменное течение из горячих фотосфер магнитных вырожденных звезд, порождаемое циклотронным излучением. В связи с этим необходим анализ переноса циклотронного излучения в движущейся плазме [32].
Цели работы: Исследование эффектов, оказывающих ключевое влияние на циклотронное взаимодействие излучения с разреженной плазмой на магнитных вырожденных звездах. Построение теоретических моделей, позволяющих интерпретировать наблюдаемое спектры белых карликов и нейтронных звезд с сильным магнитным полем либо предсказывать особенности этого излучения, обусловленные его циклотронным взаимодействием с плазменными оболочками этих объектов.
Научная новизна.
(1) Методом коэффициентов Эйнштейна в пренебрежении эффектом отдачи при циклотронных переходах и перераспределением по частотам, обусловленным конечной естественной шириной циклотронной линии, аналитически решена начальная задача о квазилинейной релаксации пространственно однородной системы электронов по уровням Ландау при взаимодействии с циклотронным излучением на первой гармонике, которое имеет широкий угловой спектр. Определены характерные времена и стадии этого процесса.
Показано, что на временах много меньше времени спонтанного циклотронного перехода на первой гармонике ty релаксация населенностей протекает со скоростью, зависящей от интенсивности излучения. На этой стадии влияние индуцированных процессов оказывается существенным. На временах порядка t± темп релаксации определяется только этим временем и отношением плотностей вещества и излучения в
фазовом пространстве.
-
Получены точные аналитические выражения для из-лучательной способности и коэффициента поглощения циклотронного излучения произвольной поляризации на любой гармонике в нерелятивистской плазме при произвольном соотношении между временем циклотронного перехода и эффективной частотой столкновений.
-
Последовательно учтены два эффекта, определяющих характер переноса циклотронного излучения в разреженной плазме на магнитных вырожденных звездах: (а) конверсия нормальных волн при циклотронном рассеянии и (б) терма-лизация излучения вследствие процессов истинного поглощения и теплового излучения, связанных со столкновениями в плазме.
Первый эффект — конверсия мод — ранее в литературе подробно не обсуждался. Он может оказаться существенным в «бесстолкновительной» плазме, где скорость радиационных процессов существенно превышает скорость столкновитель-ной релаксации. В условиях белых карликов, где поляризация мод определяется разреженной плазмой, влияние конверсии мод, как правило, мало. Напротив, в плазменных оболочках нейтронных звезд, где поляризация нормальных волн определяется намагниченным вакуумом, при циклотронном рассеянии происходит сильное перемешивание нормальных волн на расстояниях, соответствующих оптической толщине порядка единицы. Таким образом, учет конверсии мод при анализе переноса циклотронного излучения в этом случае принципиально необходим.
Что касается эффекта термализации излучения из-за влияния столкновений в плазме, то в данной работе он исследован при любом соотношении между вероятностью спонтанного циклотронного перехода и эффективной частотой столкновений, а также в широком диапазоне параметров плазмы,
включая квазиклассическии и квантовый пределы.
(4) Исследовано влияние макроскопического движения
плазмы на циклотронное рассеяние. Получено уравнение пе
реноса в локально сопутствующей системе отсчета. Для слу
чая «больших» градиентов скорости плазмы, когда допле-
ровский сдвиг частоты за счет изменения макроскопической
скорости много больше ширины циклотронной линии, най
дено решение этого уравнения для течения типа плазменного
ветра, освещаемого излучением заданной интенсивности.
-
Рассчитано давление циклотронного излучения в изотермических фотосферах магнитных вырожденных звезд с барометрическим распределением плотности плазмы N ос exp(—z/H) (Н — приведенная высота). Показано, что при определенных условиях радиационное давление может сравниваться с силой тяжести или даже превышать ее. В этом случае существующие модели атмосфер магнитных белых карликов должны быть пересмотрены с точки зрения учета эффектов радиационного давления. Кроме того, циклотронное излучение может порождать у достаточно горячих звезд этого класса фотосферные ветры и усиленную потерю массы. Установлены области параметров магнитных вырожденных звезд, у которых могут существовать подобные плазменные течения из фотосферы.
-
Развита теория строения плазменных оболочек, порождаемых и поддерживаемых в магнитосферах горячих белых карликов давлением циклотронного излучения. Предложена модель радиационного дискона — магнитного белого карлика с эжекцией плазмы из горячей фотосферы и протяженной нестационарной плазменной оболочкой, формируемой и поддерживаемой давлением циклотронного излучения, объясняющая формирование широкой и глубокой полосы депрессии на длинах волн 2000-3000 А в ультрафиолетовом спектре магнитного белого карлика GD 229.
-
Построена модель формирования линий на кратных частотах в спектре космических гамма-всплесков, которая позволяет по положению и относительной глубине этих спектральных особенностей определить не только параметры области формирования линий (магнитное поле, температуру и плотность плазмы, угол между магнитным полем и лучом зрения), но также указать верхний предел расстояния до источника. Наблюдение и интерпретация линий на циклотронных гармониках — пока единственный способ надежной оценки расстояния до источников гамма-всплесков. Результаты данной работы свидетельствуют, что гамма-всплески с линиями на кратных частотах, зарегистрированные спутником Ginga, находятся в диске Галактики.
-
Показано, что горячие короны магнитных белых карликов проявляют себя наиболее заметно не в рентгеновском диапазоне, а в длинноволновой части электромагнитного спектра (оптика, ИК-диапазон), где их тепловое циклотронное излучение может наблюдаться как сильный избыток над уровнем фотосферного континуума. Таким образом, поиск циклотронного излучения этих звезд в указанных диапазонах является гораздо более чувствительным и надежным способом обнаружения их горячих корон, чем рентгеновские наблюдения.
Основные работы по теме диссертации выполнены в период с 1989 по 1998 год.
Научная и практическая значимость.
Накопленный к настоящему времени богатый экспериментальный материал об излучении магнитных вырожденных звезд в различных диапазонах электромагнитного спектра требует для своей интерпретации адекватных теоретических моделей. В диссертации рассматриваются особенности взаимодействия циклотронного излучения с плазмой на магнитных вырожденных звездах, без учета которых невозможно
построение таких моделей для астрофизических источников излучения, связанных с этими объектами. Детальное исследование процессов формирования наблюдаемого излучения и его влияния на структуру и динамику плазмы позволяет определить физические условия в излучающей области.
Апробация работы. Публикации. По теме диссертации опубликовано 7 статей в рецензируемых научных журналах, 2 препринта, 4 статьи в трудах конференций, 5 тезисов докладов. Основные положения диссертации отражены в работах [2,12-16,21,22,27,30-38].
Материалы диссертации докладывались на Всесоюзной конференции «Физика космической плазмы» (Ереван, 1989), на Международной молодежной школе по физике плазмы и УТС (Нарва, 1989), на IV Всесоюзной школе по космической физике (Суздаль, 1990), на Международной конференции по плазменной астрофизике (Телави, 1990), на Рабочей группе по гамма-всплескам (Хантсвилл, США, 1991), на I общем собрании Европейского астрономического общества (Льеж, Бельгия, 1992), на Международных зимних школах и конференциях по физике плазмы (Пихль, Австрия, 1992, 1993, 1994), на Европейских конгрессах молодых физиков (Франция, 1992, 1993), на Симпозиуме MAC № 142 «Ускорение частиц в астрофизической плазме» (Колледж Парк, США, 1993), на III Международной летней школе по астрофизике элементарных частиц (Триест, Италия, 1993), на Международных школах по физике космической плазмы (Нижний Новгород, Волга, 1993, 1995), на Научной школе НАТО по астрофизике высоких энергий (Эриче, Италия, 1994), на XXX Генеральной Ассамблее КОСПАР (Гамбург, Германия, 1994), на Международной конференции «Космология и астрофизика после Гамова» (Одесса, Украина, 1994), на Международной рабочей группе «Фрагментированное энерговыделение на Солнце и,звездах» (Утрехт, Нидерланды, 1994), а
также на семинарах в ИПФ РАН, НИРФИ, в Мерилендском университете (США) и на коллоквиумах в Астрономическом институте Утрехтского университета и в Центре по астрофизике высоких энергий Амстердамского университета (Нидерланды).
Структура и объем работы. Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения. Общий объем диссертации — 176 страниц, рисунков — 12, таблиц — 2, библиография — 131 наименование.
