Файл: Иноземцев, Г. Г. Незатылованные шлицевые червячные фрезы-1.pdf
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 17.10.2024
Просмотров: 63
Скачиваний: 0
Глава 1
АСТРОФИЗИЧЕСКОЕ
ВВЕДЕНИЕ
§ 1.1.
ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА НОРМАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК.
СТРУКТУРА МЕТАГАЛАКТИКИ
Видимая область Вселенной — Метагалактика — содержит звез ды (объединенные в галактики и их скопления), относительно разреженный межгалактический газ и пронизана заряженными частицами высоких энергий — космическими лучами, а также фото нами различных частот — космическим излучением. Эти компоненты взаимодействуют друг с другом, образуя сложный комплекс яв лений. Некоторые из них наблюдаются непосредственно, другие об наруживают себя косвенным путем. О вкладе перечисленных ком понент в плотность энергии или массы можно судить по рис. 1.
Для понимания явлений, обусловленных существованием и вза имодействием высокоэнергичных составляющих Метагалактики, необходимо знание элементарных процессов и астрофизических условий, в которых эти процессы протекают. В этой главе мы рас смотрим источники излучения и генерации частиц высоких энер гий, начав с обзора свойств нормальных галактик.
Строение и свойства звездной компоненты нашей Галактики.
Наша Галактика содержит более 100 миллиардов звезд. Наше Солн
це — довольно |
типичная |
звезда, имеющая |
следующие |
физические |
||||||||||||
характеристики: |
массу |
М© = |
1,99-1033 г, |
радиус |
|
= 6,96х |
||||||||||
х Ю 1 0 |
см, |
светимость L© = 3,86-1033 |
эрг/сек. |
Но дисперсия свойств |
||||||||||||
звезд |
весьма |
велика. |
Звезды |
сильно |
различаются |
светимостью |
||||||||||
(от Ю - 3 ! © у белых |
карликов до 105L© у сверхгигантов) |
и поверх |
||||||||||||||
ностной |
температурой |
(от 2- 103 ° К у |
|
красных |
карликов |
до |
||||||||||
5 - 1 0 4 О К у я д е р |
планетарных |
туманностей), |
что |
является |
след |
|||||||||||
ствием |
различия |
в |
массе |
(от 3-10_ 2 М© |
до |
102Л4©), |
радиусе |
(от |
||||||||
lO_ 5 i?0 у нейтронных |
звезд до 103/?© у |
красных |
сверхгигантов) |
|||||||||||||
и возрасте (от 106 |
до 1010 лет). Масса и возраст звезды |
коррелируют |
||||||||||||||
с ее кинематикой, |
вследствие |
чего |
различные звезды |
занимают |
||||||||||||
в Галактике не произвольное положение, а образуют три отдельные составляющие. Молодые горячие звезды дают плоскую составляю щую; относительно холодные звезды, которых большинство, входят
9
в промежуточную составляющую; наиболее старые звезды — субкарлики, в том числе являющиеся членами шаровых скоплений и ядра Галактики, образуют галоили сферическую составляющую (последнюю иногда называют эллиптической). Кинематически звез ды плоской составляющей характеризуются минимальными хаоти ческими скоростями и обнаруживают сильную концентрацию к га лактической плоскости. У звезд сферической составляющей дис-
--25
|
Рис. 1. Плотности энергии космического |
электромагнитного из |
|
|||||||
лучения |
в различных |
спектральных интервалах |
[1] и плотно |
|
||||||
|
сти массы вещества в различных формах. Неуверенные |
оцен |
|
|||||||
|
|
|
ки |
показаны |
пунктиром. |
|
|
|
|
|
П е р с и я |
скоростей велика, и концентрируются |
они не к |
плоскости, |
|||||||
а к галактическому |
центру. Характеристики |
составляющих |
(со |
|||||||
гласно |
работе [2], дополненной современными данными) |
п р и в е д е н ы |
||||||||
в табл. |
1. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Т А Б Л И Ц А |
1 |
|
|
|
Звездные |
составляющие |
Галактики |
|
|
||||
|
|
|
Полу толщина, |
С п л ю с н у |
Масса в д о л я х |
З в е з д н а я |
||||
С о с т а в л я ю щ а я |
|
пс* |
тость |
|
|
массы |
п л о т н о с т ь , |
|||
|
|
|
|
|
|
|
Галактики |
( М д / 1 0 » ) я с — 3 |
||
Плоская |
|
|
|
150 |
0,02 |
|
|
0,04 |
30 |
|
Промежуточная |
(диск) |
|
400 |
0,09 |
|
|
0,69 |
50 |
|
|
Сферическая |
(гало- |
и |
2300 |
0,60 |
|
|
0,27 |
2 |
|
|
центральное |
тело) |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
* 1 парсек (пс) = 3,09 - 10 1 8 |
см. |
|
|
|
|
|
|
|||
10
сильно зависит от его плотности. Это связано с тем, что нагрев газа осуществляется не излучением звезд, а мягкими космическими лучами и метагалактическим рентгеновским излучением (см. гл. 6)*. При таком нагреве в результате тепловой неустойчивости нейтраль ный газ, согласно работе [7], может быть лишь в двух фазах: плот
ной (nH ~ 1 слг3) |
холодной с температурой Т да 102 °К и разре |
женной (п ^ Ю - 1 |
см'3) горячей с температурой Т да (6ч-8)-103 °К. |
Последняя фаза реализуется в разреженном газе между спираль
ными рукавами Галактики. Что же касается |
степени |
ионизации |
|
межзвездного газа, |
то вблизи галактической |
плоскости концент |
|
рация электронов пе |
колеблется в пределах от 2-10~3 до |
2- Ю - 1 см*3 |
|
и в среднем (т. е. для областей HI) составляет |
3-10^2 см~3, согла |
||
суясь с данными о частотном запаздывании импульсов от пульсаров
[5]. |
Таким образом, оказывается, что в областях H I отношение |
пв/пн |
да 10"2. |
Магнитное поле и космические лучи в Галактике. Межзвездный газ пронизан магнитным полем, которое изучают несколькими спо собами: 1) по поляризации света звезд; 2) по зеемановскому рас щеплению линии к = 21 см, излучаемой межзвездным водородом; 3) по вращению плоскости поляризации дискретных источников радиоизлучения. Наблюдения показывают, что магнитное поле Галактики носит в основном упорядоченный характер и вытянуто вдоль спиральных рукавов. На систематическое поле наложены локальные отклонения, связанные, по-видимому, с хаотической составляющей движения межзвездных облаков. Средняя напря женность магнитного поля в диске Галактики — около 3• 10 6 э [5].
|
Специфической формой диффузного вещества Галактики являют |
|||
ся |
космические лучи — протоны, а-частицы и более тяжелые ядра. |
|||
Не |
касаясь |
электронной компоненты, а также |
частиц с |
энергией |
Е > 101 6 зв |
(см. гл. 5 и 7), отметим некоторые |
основные |
свойства |
|
галактических космических лучей (более подробно см. монографию
[8]). Важнейшее свойство космических лучей — изотропия |
и х пото |
|||||||
ка. Для частиц |
с энергией Е ~ 1014 |
эв анизотропия |
меньше 0,1%, |
|||||
а при Е ~ 1016 |
эв она не превышает |
1%. Тот факт, |
что плотность |
|||||
энергии космических лучей 1 • 10~12 |
эрг/см3 |
близка к значениям плот |
||||||
ности энергий |
галактических |
магнитных |
полей |
(0,6- Ю - 1 2 |
эрг/см3) |
|||
и турбулентности (0,5-10~12 эрг/см3) |
— сильный |
довод в пользу га |
||||||
лактического |
происхождения |
космических |
лучей. Высокая |
степень |
||||
и х изотропии |
объясняется искривлением |
и запутыванием |
траекто |
|||||
рий в галактических магнитных полях. Для объяснения аномаль ного, по сравнению с межзвездным газом, химического состава космических лучей предполагают, что они в ходе диффузионного
распространения проходят толщу |
межзвездного газа порядка |
|
5 г/см2 [9]. |
|
|
* Детальные расчеты [6] показывают, |
что вклад субкосмических |
лучей |
в нагрев газа, по-видимому, существенней фонового рентгеновского |
излу |
|
чения. |
|
|
12
Основные физические характеристики нашей Галактики при ведены ниже.
Масса |
|
|
|
|
|
1,5- |
I 0 1 1 |
М |
Радиус |
|
|
|
|
|
20 |
кпс |
|
Период |
|
вращения |
(для окрестно- |
|
|
|
||
стей |
Солнца) |
|
|
275-10е лет |
||||
Масса |
газа |
|
|
|
5- 10э М® |
|||
Напряженность магнитного |
поля |
3 - Ю - 6 |
з |
|||||
Плотность |
энергии |
космических |
|
|
эрг/см3 |
|||
лучей |
|
|
|
|
1 -10—12 |
|||
Плотность звезд в |
диске |
|
—0,1 пс~3 |
|||||
Средняя |
плотность |
газа в |
диске |
~ 1 0 - 2 |
4 |
г/см3 |
||
Средняя плотность пыли в галак- |
|
г/см3 |
||||||
тической |
плоскости |
|
10 - 2 5 |
|||||
Радиус |
|
ядра |
Галактики |
|
10 пс |
|
||
Средняя |
плотность |
звезд в |
галак- |
|
пс - 3 |
|||
тическом |
ядре |
|
|
|
||||
Типы галактик и |
их физические свойства. По |
внешнему виду |
||||||
галактики, согласно классификации Хаббла, делятся на четыре основных типа: эллиптические Е, линзовидные 50, спиральные 5 и неправильные Ir. Среди ярких галактик (для которых эффекты
селекции |
невелики) частота встречаемости |
разных |
типов |
галактик |
|||||
распределяется |
следующим |
образом [10]: Е— 23%, |
5 0 — 21%, |
||||||
5 — 5 1 % , |
Ir— |
3,5%. Оставшиеся 1,5% приходятся |
на |
пекулярные |
|||||
(особые) |
галактики |
(см. § 1.2). |
|
|
|
|
|
||
Эллиптические |
галактики |
представляют собой |
сфероиды |
раз |
|||||
личной сплюснутости с сильной концентрацией звезд |
к |
центру. |
|||||||
Они состоят главным образом из старых |
красных звезд |
малой |
све |
||||||
тимости, подобно сферической составляющей нашей Галактики.
Массы |
^-галактик и средние плотности их звездной |
составляющей |
||||||||||
в среднем выше, чем у других типов |
галактик, а доля газа, остав |
|||||||||||
шегося |
несконденсированным в звезды, — наименьшая (см. табл. 2). |
|||||||||||
Промежуточным типом между Е- и 5-галактиками |
являются |
|||||||||||
линзовидные галактики 50, обладающие толстым аморфным |
диском, |
|||||||||||
лишенным |
|
газа. |
|
|
|
|
(Sa, Sb, |
Sc) |
|
|||
Спиральные галактики делятся на подтипы |
в за |
|||||||||||
висимости |
от соотношения между |
сферической |
и плоской |
состав |
||||||||
ляющими. |
|
Группа |
Sa |
обладает |
сравнительно |
большим |
ядром и |
|||||
слабыми |
спиральными |
ветвями. В |
галактиках |
Sc |
ядро |
меньше, |
||||||
а ветви |
развиты сильнее. Наша Галактика является |
промежуточной |
||||||||||
между |
Sb и 5с. В галактиках 5с (см. рис. 2) ядро выражено |
слабо, |
||||||||||
доминирует |
плоская составляющая |
с большим |
количеством |
газа |
||||||||
и горячих звезд, образующих мощные спиральные ветви. |
|
|
|
|||||||||
Неправильные галактики обладают в среднем наименьшей мас |
||||||||||||
сой среди |
галактик |
других типов, |
но содержат |
наибольшую |
долю |
|||||||
несконденсированного |
газа — до 30—-40% массы. В |
неправильных |
||||||||||
галактиках |
процесс |
продолжающегося звездообразования |
выражен |
|||||||||
максимально резко. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
Средние характеристики галактик |
различных |
типов представле |
||||||||||
ны в табл. |
2 [11]. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
||
13