Свойства протяженных газовых дисков галактик в радиоконтинууме Аль Наджм Мохаммед Наджи Абдул Хуссиен

Содержание к диссертации

Введение

ГЛАВА 1. О нетепловом радиоизлучении от протяженных галактических дисков 21

1.1. Введение 21

1.2. Наблюдаемые свойства газовых ионизованных протяженных дисков галактик 23

1.3. Эволюция спектра релятивистских электронов при радиационных потерях 29

1.4. Эволюция спектра синхротронного излучения остывающих релятивистских электронов 33

1.5. Адиабатическое охлаждение релятивистских электронов и эволюция синхротронной светимости

1.6. Синхротронная светимость протяженных галактических дисковHI 36

1.7. Заключениепопервой главе 38

ГЛАВА 2. Ионизованный газ в окологалактическом пространствевгруппе галактик M81

2.1. Введение 40

2.2. Анализ механизмов обогащения пылью окологалактического газавгруппе М81 42

2.3. Ионизация облаковHIвнегалактическим фоном

2.3.1. Оболочки HII вокруг экспоненциальных галактических дисков 50

2.3.2. Оболочки HII вокруг сферических облаков в галактическом гало 51

2.4. Массы и плотности в протяженных газовых дисках галактик

2.5. Заключениеповторвой главе 58

ГЛАВА 3. Оценка параметров радиотелескопов для наблюдения протяженных галактических газовых дисков 60

3.1. Введение 60

3.2. Синхротронная светимость протяженных дисков HII 62

3.2.1. Методы наблюдения протяженного синхротронного излученияотдисков 64

3.2.2. Возможность диагностики протяженных газовых дисков с помощью пульсаров 68

3.3. Заключениепотретьей главе 70

ГЛАВА 4. Электродинамические свойства ударных волн непрерывного типавзапыленной плазме 74

4.1. Введение 74

4.2. Редукция базовых уравнений 80

4.3. Заряд пылевых частиц 86

4.4. Обсуждение результатов 87

4.5. Заключениепочетвёртой главе 92

Заключение 93

Литература

• Адиабатическое охлаждение релятивистских электронов и эволюция синхротронной светимости
• Анализ механизмов обогащения пылью окологалактического газавгруппе М81
• Синхротронная светимость протяженных дисков HII
• Редукция базовых уравнений

Введение к работе

Актуальность проблемы. Явление протяженных (вплоть до сотен кпк) галактических дисков атомарного водорода известно уже долгое время. Но к настоящему времени его природа все еще остается неясной, не установлена точная оценка полной барионной массы, имеющейся в таких дисках. Знание барионной массы и её пространственного распределения имеет важное значение, так как барионная масса выступает в качестве указателя параметров темной материи. Проблема заключается в том, что данные диски, по необходимости являясь разряженными, должны пребывать в значительно более высоком состоянии ионизации под действием фонового внегалактического ультрафиолетового излучения. Исходя из показаний простых оценок, становится ясно, что по этой причине основная доля массы дисков должна находиться в ионизованном водороде [1]. Излучение радиоконтинуума в галактиках происходит от массивных звезд, что позволяет нам использовать его в качестве индикатора образования звезд. Ионизирующее излучение УФ массивных звезд создает HII области, где тепловые электроны порождают излучение радиоконтинуума в процессе тормозного или теплового (свободно-свободного) излучения. Эти же звезды, при достижении конца их жизни, являются источником электронов космических лучей (CREs), которые ускоряются в ударных волнах сверхновых. Когда эти источники электронов космических лучей сталкиваются с магнитным полем, они производят нетепловое (синхротронное) излучение [2, 3].

Газовые диски галактик отличаются от звездных значительно большей протяженностью. Данное утверждение впервые было продемонстрировано, по–видимому, в работе [4], где соотношение радиусов газовых дисков к оптическим (звездным) составило R_HI/R₂₅ 2 - 3, R₂₅ - радиус, на котором поверхностная яркость достигает 25 mag аrсsес ^-2. К настоящему времени установлено, что газовые диски галактик простираются в радиальном направлении значительно дальше – до 5-10 раз оптических (см., например, [5, 6]), а в карликовых галактиках в некоторых случаях радиус газового диска может превышать радиус оптического в 20-45 раз [7, 8, 9, 10].

Радиоастрономия в настоящее время входит в разгар новой "золотой эры":

ведется реконструкция многих существующих объектов и строительство и развитие огромных телескопов следующего поколения, таких как LOFAR, ALMA, и многокилометровые площади антенн (SКА). Радиоастрономия занимает особое место в современной астрофизике - она охватывает почти 5 порядков спектра, прослеживает распределение темной материи в галактиках посредством наблюдения наиболее распространенного элемента во Вселенной – нейтрального водорода, выявляет вид структуры нашего собственного Млечного пути и других галактик, исследует силу и направление магнитных полей во всем межзвездном и межгалактическом пространстве и предлагает единственный способ для изучения ранних эпох Вселенной по измерений космического микроволнового фона и эволюции нейтрального водорода в эпоху реионизации, когда первые звезды начали сиять и первые галактики начали формироваться [11].

Как показано в настящей диссертации, на основе анализа распространенности пыли в приливной области в группе M81 и механизмов ее переноса из галактик M81/M82 оказывается возможным сделать вывод о том, что большая часть газа в этой области находится в форме ионизованного газа HII, экранирующего наблюдаемый газ HI от внегалактического лаймановско-го континуума: доля наблюдаемого атомарного газа может составлять всего 10%. За пределами дисков HI такие оболочки НII могут быть видны в поглощении в линии Ly- [12].

Всё это позволяет произвести переоценку массы барионов, которыми обладают галактики. Актуальность данной тематики связана с тем, что подсчет барионной массы во Вселенной является одной из фундаментальных проблем современной космологии. Она определяет динамическую и химическую эволюцию галактик, историю звездообразования и наблюдаемое количество излучения во Вселенной, морфологию галактик и их представительство на хаббловской камертонной диаграмме. Проблема скрытых барионов стала активно обсуждаться в последние два десятилетия. Эта проблема возникла из-за несоответствия подсчетов массы барионов во Вселенной в различные периоды ее эволюции, а именно в периоды, предшествовавшие началу звездного нуклеосинтеза во Вселенной (чему соответствуют красные смещения z> 0.4), основанном на наблюдениях, и полной массе Вселенной, которая определя-

ется теорией космологического нуклеосинтеза.

Цель работы. Существует проблема нахождения массы ионизированного газа HII в галактиках. Известно, что прямой подсчет доли массы, содержащегося в газе HII, невозможен из-за неопределенности многих параметров. В связи с этим в работе были поставлены следующие цели.

1. Найти решение многопараметрической обратной задачи, далеко не всегда гарантирующей однозначное решение и кроме того, необычайно трудоёмкой и ресурсоёмкой.

2. Выполнить оценки масс ионизированного водорода вокруг дисков НII и ожидаемые потоки рекомбинационного излучения от них.

3. Сравнить возможности выноса пыли из галактик группы M81, и выполнить оценки:

Эффективности механизмов переноса пыли давлением звездного излучения.

Механического переноса крупномасштабными ударными волнами.

Переноса электромагнитными и гравитационными силами.

4. Рассчитать скорость радиационных потерь релятивистских электронов в протяженных газовых дисках, а также эволюцию спектра синхротронного радиоизлучения от таких электронов.

5. Изучить вопрос о структуре фронта непрерывной ударной волны с учетом роли заряженных пылевых частиц.

Научная новизна.

1. В настоящей работе предполагается, что дополнительный вклад в невидимую барионную массу может вносить низкотемпературный (с температурой около десяти тысяч градусов) газ, ионизованный квантами лаймановского континуума от звездного населения галактик.

2. Найдено объяснение возможности наблюдениях пыли вокруг дисков HI. Это подтверждается наблюдениями пыли в газе вокруг галактик в группе М81.

3. Выведено уравнение энергии релятивистских электронов и показана эволюция спектров синхротронного излучения.

4. Предложено описание распределения энергетического спектра релятивистских электронов в межзвездной среде галактик в виде распределения по безразмерной энергии .

5. Построена тероия ударных волн непрерывного типа, включающая эффекты наличия в слабоионизованной среде галактического газа заряженных пылинок.

Научная значимость работы.

Основные результаты данной диссертации, определяющие её научную значимость, опубликованы в авторитетных астрономических изданиях и служат развитию фундаментальных представлений о процессах радиоизлучения в межзвёздной среде, которые определяются полной поверхностной плотностью водорода (атoмарного и ионизованного), потоком фонового ультрафиолетового излучения и градиентом гравитационного потенциала тёмной материи.

Предварительные оценки показывают, что мера эмиссии протяженных дисков ионизованного водорода, связанных с дисками атомарного водорода может составлять около единицы стандартных единиц меры эмиссии. На основе этих оценок в работе предлагается тест, рассчитанный для наблюдений в метровом диапазоне (вероятнее всего в настоящее время это может быть LOFАR -Low Fгеquепсу Аггау), который уменьшит полосу неопределенных параметров и позволить сделать более надёжные оценки полной барионной массы в протяжённых газовых дисках удалённых галактик.

Показано, что несмотря на то, что такие оболочки трудно наблюдаемы в оптическом диапазоне, они могут содержать значительную массу, превышающую массу межзвездных дисков в несколько раз (вплоть до порядка величины). На ранних стадиях эволюции Вселенной, когда скорость звездообразования была заметно выше современной, массы таких дисков моглы быть сравнимы с массами всей барионной (звездной и газовой) массы галактик, давая тем самым вклад в скрытую барионную массу.

Впервые построена теория эволюции спектра релятивистских электронов под действием радиационных потерь в отсутствие источников ускорения.

Показано, что учет наличия заряженных пылевых частиц в плазме галактик приводит к увеличению ширины фронта ударной волны непрерывного типа в полтора-два раза. Кроме того, обращено внимание на то, что такие волны способны быть источником радиоизлучения благодаря возбуждению вращения пылинок несферической формы.

Обоснованность научных положений и достоверность полученных результатов следует из использования современных методов теоретической астрофизики, адекватности используемых моделей реальным физическим объектам, признанием полученных результатов при обсуждении их на конференциях и семинарах, положительными рецензиями на статьи, отправленные для публикации в научные журналы.

Положения, выносимые на защиту. В работе получены следующие основные результаты, выносимые на защиту:

1. Показано, что массивные оболочки ионизованного водорода в несколько раз превышают наблюдаемые массы межзвездных дисков HI и могут существовать вокруг галактик, в которых размеры атомарных дисков значительно превосходят размеры дисков звездных. Такие протяженные диски могут “подпитывать” звездообразование в родительских галактиках на больших временах. Наблюдательно они могут проявляться в поглощении в линиях Ly-.

2. Предложено, что далекая периферия галактических дисков (r 30 кпк) может содержать значительное количество нетепловых электронов с энергиями, меньшими энергий, типичных для центральных частей галактик. Однако из-за большой поверхности периферийных областей полный поток синхротронного излучения от таких областей может превышать такой поток от областей в пределах звездного диска, хотя более мягкого, то есть соответствующего меньшим частотам.

3. Объяснено, что избыточная распространенность пыли в приливной области M81 может быть скорее всего связана с малой относительной концентра-

цией атомарного водорода в окологалактическом газе.

4. Найден интервал значений потоков нетеплового радиоизлучения, связанного с присутствием в таких протяженных газовых дисков галактик магнитных полей и нетепловых релятивистских электронов.

5. Показано, что уменьшение потока на периферии может составлять величину в два-три раза, в зависимости от спектрального индекса релятивистских электронов.

6. Найдено, что стационарные ударные волны непрерывного типа умеренной интенсивности существуют не во всем диапазоне чисел Маха, допускаемом предыдущими теориями. Данное сокращение интервала их существования тем значительнее, чем больше вклад в их структуру холловского тока по сравнению с амбиполярными потерями.

Апробация работы. Основные результаты, полученные в диссертации, докладывались на следующих научных конференциях: « IХ Eжегодная научная конференция студентов и аспирантов базовых кафедр южного научного центра РАН », — г. Ростов-на-Дону, 11-24 апреля,

2013. г; « Актуальные проблемы внегалактической астрономии », Пущино, — г. Москва, 22-25 апреля 2014 г; Семинар Астрофизический, Протяжённые газовые диски галактик в радиоконтинууме, Физический факультет ЮФУ, —г. Ростов-на-Дону, 16 мая, 2014 г; « Галактики », — г. Ессентуки, 24-27 ноября,

2014. г; Семинар Астрофизический, Окологалактический ионизованный водород в группе М81, Физический факультет ЮФУ, — г. Ростов-на-Дону, 27 марта, 2015 г; « ХI Eжегодная научная конференция студентов и аспирантов базовых кафедр южного научного центра РАН », — г. Ростов-на-Дону, 15-23 апреля, 2015 г; « Актуальные проблемы внегалактической астрономии», Пущинская радиоастрономическая обсерватория, — г. Москва, 20-24 апреля, 2015 г; « Астрономия от ближнего космоса до космологических далей », Секция « Внегалактическая Астрономия », Пущино, — г. Москва, 25-30 мая, 2015г.

Публикации. По теме диссертации опубликовано 4 научных статьи в журналах, включенных в перечень ВАК: «Астрономический журнал», «Известия высших учебных заведений. Северо-Кавказский регион», « Инженерный вестник Дона». Из списка ВАК [1, 2, 3, 4].

Личный вклад автора в опубликованных работах. 2 из 4 журнальных статей были опубликованы автором самостоятельно. В остальных двух статьях, написанных в соавторстве, вклад диссертанта значительный.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы. Работа содержит 110 страниц, 14 рисунка, 1 таблицу и список литературы, включающий 120 наименований.

Адиабатическое охлаждение релятивистских электронов и эволюция синхротронной светимости

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Объём работы составляет страниц -110 , число рисунков - 14 и таблицу - 1. Список литературы состоит из наименований литературы - 120.

Во Введении дан краткий обзор литературы по рассматриваемой проблеме обосновывается актуальность темы диссертации, обсуждается диссертационной работы, цели и задача исследования, структура диссертации, научная новизна работы, публикации по теме диссертации, личный вклад автора, научная значимость. Также формулируются основные результаты, выносимые на защиту.

Первая глава приведены расчеты нетеплового (синхротронного) радиоизлучения от протяженных газовых дисков спиральных галактик. Особое внимание уделяется областям дисков за пределами дисков атомарного водорода, наблюдаемым в линии 21 см сверхтонкой структуры. Показано, что в этих областях может находиться значительное количество ионизованного водорода, мера эмиссии которого, однако, настолько мала, что рекомбинационное излучение как в оптическом, так и в радио диапазонах оказывается ниже чувствительности современных приемников излучения. Расчеты нетеплового излучения от таких областей показывают, что при выполнении определенных условий присутствие газа в этих областях может быть обнаружено с помощью наблюдений в низкочастотной области спектра. Приводятся оценки ожидаемых потоков от нескольких галактик, перспективных с точки зрения таких наблюдений. Во второй главе показано фоновое ультрафиолетовое излучение вблизи лаймановского порога может ионизовать наружные слои межзвездных дисков. Мы предполагаем, что масса таких внешних слоев ионизованного водорода может превышать в несколько раз массу, заключенную в атомарном водороде, а в некоторых случаях может оказаться сравнимой со звездной массой галактик. Мы показываем также, что такой ионизованный газ имеет низкую меру эмиссии и поэтому трудно доступен в наблюдениях рекомби-национного оптического излучения в бальмеровской серии. Для того, чтобы выявлять присутствие такого ионизованного газа вокруг галактик, мы предлагаем в настоящей работе использовать измерения концентрации пыли в их гало. Наблюдения пыли могут осуществляться как в оптическом диапазоне по измерениям экстинкции, так и в далеком инфракрасном диапазоне по измерениям собственного теплового излучения холодной пыли. Это позволит делать оценку массы ионизованного газа на основе естественного предположения о массовой концентрации пыли. Хорошим примером для такого рода измерений может служить окологалактическая среда в группе галактик M81, где в последние годы были выполнены хорошие измерения экстинкции и измерена массовая концентрация пыли в единицах наблюдаемого в этой области атомарного водорода. Эта величина оказалась в 6 раз превосходящей массовую концентрацию пыли в нашей Галактике. С другой стороны, расчеты массы ионизованного водорода в этой области показывают, что она может превосходить массу атомарного водорода на порядок. Учет этого обстоятельства приводит к оценке относительной массы пыли, сравнимой с оценкой для нашей Галактики. В этой главе приводятся оценки параметры (масса и протяженность) дисков HII и обсуждается возможность их обнаружения в ре-комбинационных оптических линиях водорода. В этой связи в разделе 2.3 мы обсуждали ионизационное состояние газа в приливной области и показываем, что доля атомарного водорода может в действительности представлять лишь незначительную часть от общей массы газа, доминирующей же компонентой может быть газ, ионизованный внегалактическим ультрафиолетовым фоном. Поэтому наблюдаемый там избыток пыли является кажущимся.

В третьей главе обсуждается возможность наблюдения синхротронной эмиссии от протяженных дисков ионизованного водорода удаленных галактик. Показано, что наиболее предпочтительным диапазоном длин волн с точки зрения успешности наблюдений представляется декаметровый диапазон на нижнем пределе частот, допускающим такого рода наблюдения: 3 МГц. Показано, что очень высокая яркостная температура помех в этой области частот вынуждает рассматривать только возможность интерферометрических наблюдений. В этом режиме возможно детектирование сигнала от протяженных ионизованных дисков галактик, находящихся в пределах Местной группы. Приведены также оценки возможности измерения параметров таких дисков с помощью просвечивания их излучением от пульсаров и измерения меры дисперсии сигналов от них.

Анализ механизмов обогащения пылью окологалактического газавгруппе М81

В пионерской работе [13] была высказана гипотеза о том, что галактические диски HI должны быть окружены оболочками ионизованного внегалактическим ультрафиолетовым излучением водорода. Мера эмиссии таких оболочек, однако, мала, и поэтому они трудно обнаружимы в прямых наблюдениях. Вместе с тем, простые оценки показывают, что количество газа в таких оболочках может быть значительным. Действительно, при мере эмиссии всего ЕМ 10 пк см-6 и концентрации ионизованного газа щ = Ю-2 см-3 лучевая концентрация в ионизованной оболочке может составлять АГ(НП) 3 1021 см-2, и с этой точки зрения он может играть важную динамическую роль в дисках галактик.

В оболочках вокруг галактических дисков могут быть по некоторым косвенным данным сделаны оценки количества ионизованного водорода. Но эти оценки HI могут быть получены с известными оговорками, так измерения распространенности пыли весьма трудны в окологалактической среде. Наилучшие данные были получены для измерений в группе галактик M81 [15] по величине экстинкции в межгалактической среде. Обнаруженное наличие пыли в межгалактической среде важно не только для получения информации о движении вещества между галактиками и между ними, но и для верной расшифровки оптических наблюдений далеких источников, например, сверх 41 новых, которые находятся на космологических расстояниях [16]. Кроме того, в настоящее время возник интерес к изучению количества пыли в межгалактической среде [17], в скоплениях галактик [18, 19], а также и в окологалактической среде [15]. При этом рассматриваются следующие механизмы выноса пыли из галактик: радиационное давление [20, 21, 22, 23, 24], галактические потоки с большой энергией [25], и приливные силы при взаимодействии галактик [26]. Считается, что источники пыли размещены внутри галактик, и поэтому предполагается, что отношение массы пыли к массе газа D = d/ на периферии галактик, а также и за ее пределами в межгалактической среде, будет меньше, чем в галактиках. Непосредственные наблюдения не всегда могут дать обоснованную количественную оценку. Затрудняющими причинами могут быть, в случае измерений использующих инфракрасную методику, низкая температура облаков пыли на краях галактик, а в случае измерений по наблюдаемой экстинкции, неизвестное распределение пыли по размерам, что влечет изменение соотношения между экстинкцией и массовой долей пыли. Именно это вызывает интерес к попыткам определения отношения массы пыли к газу из наблюдений с целью последующего понимания особенностей переноса вещества из галактик в межгалактическую среду.

На этом фоне явно выделяется работа [15], в которой выполнены измерения D в довольно протяженной (в 5–6 раз превышающей оптический размер M81) области приливного взаимодействия галактики M81 с соседней галактикой NGC 3077. Обращающим на себя внимание обстоятельством является в 6 раз более высокая массовая концентрация пыли в приливной области, чем в нашей Галактике. В то же время известно [78], что металличность на границе оптического диска M81 составляет всего 0.25 солнечной металличности. Это обстоятельство привело авторов [15] к заключению о том, что источником пыли в окологалактическом газе приливной области M81 является пыль, выброшенная ветром из M82 и вовлеченная впоследствии в приливный поток. В таком случае следовало бы ожидать положительного градиента отношения массы пыли к массе газа в направлении к M82, чего в действительности явно не видно (см. Рис. 1 и 2 в [15]). Более того, если бы это было так, то для того, чтобы заполнить область приливного взаимодействия необходимым количеством пыли (около (0.5 - 1) 108 M0) скорость выброса пыли из M82 за время ее ветровой активности ( 107 лет [79]) должна была бы составлять около Md 5 M0 в год, что лишь в 2 раза меньше скорости выброса атомарного и молекулярного газа из галактики M ц. Это заключение таким образом противоречиво и требует анализа всех потенциальных источников пыли в приливной области.

В настоящем разделе мы обсуждаем возможность обогащения пылью газа в приливной области группы M81 на основе сравнения сил, действующих на плазму и пылевые частицы. Мы предполагаем, что в результате приливного взаимодействия галактики теряют межзвездный газ вместе с пылью. Избыточное по сравнению с привычным галактическим отношение массы пыли к газу в окологалактическом газе в группе M81 может возникнуть при условии, что газовая (плазменная) и пылевая компоненты МЗС движутся отдельно с разными ускорениями, так что в отдельных местах пыль может скапливаться. При этом другие области могут быть обеднены пылью по сравнению со значением для нашей Галактики, однако соответствующая им величина избытка цвета может попадать в область Е(В - V) 0.02 (см. Рис. 3 в [15]) и быть неразличимой на фоне высокоширотной галактической пыли.

Простые оценки возможности селективного переноса пыли из галактик в окологалактическую среду, способного привести к избыточному отношению массы пыли к массе газа, легко получить из сравнения сил, действующих на пыль и газ в предположении пассивной динамической роли пылевой компоненты в целом. Уравнения движения заряженной пыли и плазмы могут быть получены из уравнений 3-компонентной пылевой плазмы, включающей ионы, заряженные пылевые частицы и безмассовые электроны [80]. Предположение о безмассовости электронов позволяет считать, что все действующие на них силы уравновешены, т.е. правая часть соответствующего уравнения Эйлера зануляется -VPe-ne ( E + -[veB] J +Fe + Qe = 0, (2.1) е здесь индекс “е” относится к электронам, Fe - силы, действующие на электроны со стороны внешних полей, такие как гравитация, радиационное давление, Qe - силы трения, действующие на электронную компоненту со стороны всех других компонент плазмы; здесь сохранены обозначения [80].

Синхротронная светимость протяженных дисков HII

Как было показано в [31] полная синхротронная спектральная светимость протяженного галактического диска ионизованного водорода имеет вид в интервале vm v vM. Здесь, как ив [31] приняты следующие обозначения: шс = еН/тс - циклотронная частота электрона, Н - напряженность магнитного поля, т = t/to, to = mc2/caTw, w = 2wH + 2w1/? - плотность энергии, заключенная в магнитном поле и в фоновом поле реликтового излучения, здесь приняты численные значения wH 0.7 эВ см-3 [72], аю7 0.4 эВ см-3 (см., например [73]), плотность энергии релятивистских электронов принималась в виде е=[ ENe{E)dE = ке f E p+ldE, Em E ЕМ (3.2) в ограниченном интервале энергий Ет Е Ем, здесь к,е - нормировочный коэффициент, определяемый полной плотностью энергии релятивист 63 ских электронов в межзвездной среде, р - показатель спектра релятивистских электронов, Ет и Ем - минимальная и максимальная энергии в степенном спектре электронов, соответственно, определяемые механизмами ускорения и транспорта (см. подробнее в [75, 76]). Интегрирование в (3.1) ведется по всему излучающему объему, то есть по всему объему, включающему как протяженный диск HI, так и охватывающий его слой ионизированного водорода HII, поскольку релятивистские электроны заполняют весь этот объем. Впрочем, следует учитывать, что как энергия релятивистских электронов, так и напряженность магнитного поля уменьшаются в радиальном направлении и поэтому периферийные слои протяженного диска HI вместе с охватывающим слоем HII будут излучать в низкочастотной области синхротронного спектра. Как было показано ранее [31], удельная светимость единицы излучающего объема уменьшается в результате адиабатического расширения электронов космических лучей как Iv ос г 2р, откуда следует, что полная светимость всего протяженного диска будет зависеть от его радиуса R как J\ IvdV ос R 2{j l, что для принимаемого обычно показателя спектра релятивистских электронов в Галактике р 2.2 это дает довольно быстрое убывание f IvdV ос Я"2-5. Поскольку космические лучи производятся в процессе вспышек сверхновых, то размеру области их генерации и ускорения можно сопоставить радиус звездного диска R . Поэтому, если говорить о газовых дисках, выходящих далеко за пределы оптических (звездных) радиусов R 4 — 5Д , то их полная синхротронная светимость может составлять 2 — 3% от синхротронной светимости основных дисков галактик, то есть дисков в пределах оптического радиуса и поэтому наблюдения таких протяженных дисков в низко-частотной области спектра: коль скоро зависимость синхротронной от частоты имеет вид lv ос г -!)/2, т.е. lv ос v 0(i для р = 2.2, то полный поток из области протяженных газовых дисков на частотах v 3 МГц будут составлять около 10% от светимости дисков на частотах v 3 МГц. Например, оценки потока синхротронного излучения от типичной галактики с зарегистрированными протяженными газовыми дисками в списке [35, 54] дает оценку потока синхротронного излучения Iv 3- 10-25 эрг см-2 с-1 Гц-1 = 30 Ян; здесь были приняты следующие параметры для галактики: радиус оптического диска 5 кпк, радиус диска атомарного водорода HI в 5 раз больше оптического радиуса, плотность энергии релятивистских электронов космических лучей принята равной плотности в диске нашей Галактики є = 1 эВ см-3, их спектр энергии - степенной с показателем р = 2.2, расстояние до галактики 100 Мпк - эти параметры соответствуют галактике номер 5 из списка [54] (см. их таблицу .1). Другие галактики из [35, 54] дают сравнимые или меньше её потоки. Соответствующая яркостная температура равна около Tg;Z/ 0.1K. Это означает принципиальную возможность детектирования синхротронного излучения от протяженных окологалактических газовых дисков только на очень низких частотах v 3 МГц, которые, как отмечалось выше, считаются практически непригодными для радионаблюдений из-за высокой яркостной температуры неба на этих частотах. С другой стороны такого рода наблюдения имеют принципиальную важность для детектирования излучения от очень слабых протяженных источников и могут нести много новой информации о динамике и эволюции галактик и Вселенной в целом.

Решение проблемы наблюдаемости слабого синхротронного излучения от таки протяженных дисков видится таким образом в необходимости выхода в декаметровый радио-диапазон: 3 MHz v 30 MHz (10 m Л 100 m).

Известно, однако, что этот диапазон частот сильно отягощен помехами от радиотрансляций, которые делают радиоастрономические наблюдения практически невозможными, особенно в области частот 3 v 8 MHz, [100, 101]. Лишь в ночное время помехи ослабевают на сравнительно короткое (около 3-х часов) время (Рис 3.1) [102, 103]. По этой причине в мире существует только три радиотелескопа в интервале декаметровых длин волн: это радиотелескоп УТР-2 вблизи Харькова (Украина) [104, 105], Декаметровый Массив (Decameter Array) в Нанси во Франции [106] и Низкочастотный Массив (Low Frequency Array) с ядром в Голландии и разветвленной сетью антенн в Европе [107]. Чувствительность этих инструментов в области частот v 8 (около 10 Ян) недостаточна для детектирования потоков, ожидаемых от протяженных синхротронных дисков удаленных галактик из приведенного выше списка [35, 54]. Вместе с тем, она может оказаться достаточной для наблюдения протяженных газовых дисков в галактиках ближайшей окрестности. Такая задача может быть решена в режиме интерферометра на радиоастрономическом комплексе, включающим радиотелескоп УТР-2 в комплексе с радиотелескопами Уран-2 (вблизи г. Полтава с базой интерферометра около 150 км, Уран-3 в Волынской области с базой интерферометра около 1000 км, Уран-4 в Одесской области с базой около 500 км). А именно, если говорить о рабочей полосе частот этого комплекса и предполагать, как это сделано выше, наклон спектра синхротронного излучения равным 0.6,то поток на этих частотах окажется на полпорядка-порядок меньше потока на частотах v = 3 МГц и поэтому будет измерим даже для более близких галактик, не входящих в список [35, 54].

Редукция базовых уравнений

Заряд пылевой частицы определяется балансом потоков на ее поверхность положительных и отрицательных плазменных зарядов. Так как подвижность электронов выше, чем ионов, то как правило заряд пылинки является отрицательным. Однако в поле ультрафиолетового излучения молодых звезд благодаря фотоэлектронной эмиссии заряд пылевой частицы может оказаться положительным. Определенный вклад в величину и знак заряда пыли вносит явление термоэлектронной эмиссии [118]. Для частиц с радиусом а 0.1 микрона при плотности нейтрального вещества пп 1010 см-3 рекомбинация зарядов происходит преимущественно в газовой фазе. Как показывают расчеты, пылинки в этом случае переносят отрицательный заряд, который может быть описан формулой [119]

Полагая в (4.35) электронную температуру равной Те = 30 К, мы приходим к выводу, что частицы субмикронных размеров в межзвездном молекулярном облаке переносят заряд, близкий к единичному. Заряд частиц с размером а « 1 микрон при этом составляет порядка Z = 5 - 10.

Для дальнейших расчетов нам необходимо знать порядок величин 5 = Znd/ne и р{ = иы/1 гП, входящие в коэффициенты (4.30). Учитывая, что сте 87 пень ионизации молекулярного облака составляет примерно к-8, а массовая плотность пыли 1% от плотности нейтрального газа, получим, что при пп 105 см-3 5 1(-3. Используя параметры среды, упомянутые во „Введении для ры = ujcl/vm = (eB/mtc)/nnanVT найдем, что # - 103. Тогда коэффициент а, фигурирующий в уравнениях (4.34), может быть оценен как а « (1+#)/ # 1.

Система трех обыкновенных дифференциальных уравнений (4.34) содержит шесть переменных. Наложение трех дополнительных условий связи (4.32), следующих из уравнения движения (4.6), позволяет разрешить ее, используя численные методы. Рассматривались ударные волны непрерывного типа умеренной интенсивности, когда скорость их распространения удовлетворяет условию VA COS Є Va V2VA ctg 0, (4.37) а через коэффициенты холловской проводимости и амбиполярной диффузии, полученными нами в форме (4.30), учитывается вклад заряженных пылевых частиц в электродинамические свойства фронта ударной волны. Кроме того, исследовалось, является ли условие (4.37), вытекающее из анализа параметров плазмы далеко позади фронта ударной волны, достаточным для существования ударных волн данного типа. Полученные результаты следующие. На Рис. 4.1 представлена структура ударной волны умеренной интенсивности для различных скоростей ее распространения. Как видно из графиков, компонента магнитного поля Ву обращается в ноль как перед фронтом волны, так и далеко позади него, а изменение компоненты поля Вх с ростом величины VS/VA перестает быть монотонным. Кроме того, компонента маг 88 нитного поля, параллельная фронту ударной волны, поворачивается на 180. Для угла в = 30 условие (4.37) приводит к следующему диапазону существования ударных волн: 0.856 VS/VA 2.56. Анализ показал, что в интервале 2.2 VS/VA 2.56 решения в виде ударных волн не реализуются. Причина этого заключается в том, что внутри фронта плотность плазмы становится бесконечно большой, что соответствует ее отражению и отсутствию режима стационарного распространения ударной волны.

С увеличением роли тока Холла (с уменьшением параметра а) диапазон Структура ударной волны непрерывного типа. 9 = 30, VS/VA = 1. a) а = 0.5, b) а = 0.2, c) а = 0.1 сверху вниз. VS/VA существования ударных волн уменьшается. Так, для а = 1 (Рис. 4.2) стационарные решения отсутствуют в интервале 1.4 VS/VA 2.56. При а = 0.5 (Рис. 4.3) решения в виде ударных волн непрерывного типа не реализуются, если 1.2 VS/VA 2.56.

При уменьшении относительного вклада амбиполярных потерь претерпевает изменение и структура фронта. Рис. 4.4 иллюстрирует, как с уменьшением параметра а увеличивается ширина фронта ударной волны, а зависимость напряженности магнитного поля от координаты имеет вид осцилляций.

Таким образом, нами показано, что стационарные ударные волны непрерывного типа умеренной интенсивности существуют не во всем диапазоне, определяемом условием (4.37). Физически это связано с остановкой набегающего на фронт потока плазмы и отражением его. Данное сокращению диапазона параметра VS/VA тем существеннее, чем больше относительный вклад тока Холла по сравнению с амбиполярной диффузией в структуру волны. Кроме того, выяснено, что если холловская диффузия магнитного поля доминирует, то фронт волны имеет достаточно протяженную осциллирующую структуру. Ширина фронта в этом случае увеличивается в полтора-два раза по сравнению со случаем, когда преобладают амбиполярные потери энергии волны.

Как правило, пылевые частицы редко имеют правильную сферообразную форму, поэтому при наличии у них заряда обладают дипольным моментом и генерируют электрическое дипольное излучение [120]. Можно ожидать, что интенсивное возбуждение вращательных степеней свободы пылинок при прохождении ударной волны и генерация при этом достаточно сильного радиоизлучения способны стать дополнительным источником сведений об относительном содержании пыли и газа в межзвездной среде. 4.5. Заключение по четвёртой главе

Исследована роль заряженных пылевых частиц в структуре косой ударной волны непрерывного типа, распространяющейся в слабоионизованной плазме. Изучались условия, когда плотность нейтрального газа превышает 104 см-3, характерные для межзвездных молекулярных облаков на начальной стадии коллапса. В этом случае заряженные пылинки становятся дополнительным источником генерации тока Холла и вносят существенный вклад в структуру ударной волны.

Сделан вывод об увеличении ширины фронта ударной волны из-за наличия заряженных пылинок. Это увеличение тем значительнее, чем больше вклад в магнитное поле волны тока Холла по сравнению с амбиполяр-ными потерями, вызванными дрейфом нейтрального газа относительно плазмы и вмороженных в нее магнитных полей.

Обнаружено, что для ударных волн умеренной интенсивности стационарные решения в ряде случаев отсутствуют. Диапазон чисел Маха, в пределах которого решения в виде стационарных ударных волн непрерывного типа существуют, тем меньше, чем меньше величина амбиполярных потерь в плазме.