Прискорення космiчних променiв в оболонкових залишках наднових зiр

Размещено на http://www.allbest.ru/

НАЦIОНАЛЬНА АКАДЕМIЯ НАУК УКРАЇНИ ГОЛОВНА АСТРОНОМIЧНА ОБСЕРВАТОРIЯ

АВТОРЕФЕРАТ

Прискорення космiчних променiв в оболонкових залишках наднових зiр

01.03.02 - астрофiзика, радiоастрономiя

Петрук Олег Леонiдович

КИЇВ - 2011

Дисертацiєю є рукопис.

Робота виконана в Iнститутi прикладних проблем механiки i математики iм.Я.С.Пiдстригача Нацiональної академiї наук України.

Науковий консультант:

доктор фiзико-математичних наук, старший науковий спiвробiтник

Гнатик Богдан Iванович,

Астрономiчна обсерваторiя

Київського нацiонального унiверситету iменi Тараса Шевченка, провiдний науковий спiвробiтник.

Офiцiйнi опоненти:

доктор фiзико-математичних наук, старший науковий спiвробiтник

Кришталь Олександр Нектарiйович,

Головна астрономiчна обсерваторiя НАН України, завiдувач вiддiлу фiзики космiчної плазми,

доктор фiзико-математичних наук, професор

Черемних Олег Костянтинович,

Iнститут космiчних дослiджень НАН та НКА України, заступник директора з наукової роботи,

доктор фiзико-математичних наук

Птускiн Володимир Соломонович,

Iнститут земного магнетизму, iоносфери i поширення радiохвиль iм. М. В. Пушкова РАН,

завiдувач лабораторiї астрофiзичних дослiджень.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Дисертацiя присвячена розробцi методiв моделювання еволюцiї сильних нерелятивiстських ударних хвиль в неоднорiдних середовищах i полях, методiв опису кiнетики i випромiнювання заряджених релятивiстських часток в їх околi, моделюванню нетеплового випромiнювання оболонкових залишкiв наднових зiр, методикам використання даних спостережень для накладання обмежень на властивостi космiчних променiв i магнiтного поля в таких залишках.

Актуальнiсть теми. Питання про те, чи залишки наднових зiр (ЗН) є основним джерелом галактичного компонента космiчних променiв (КП) - заряджених часток релятивiстської енергiї, залишається одним з найважливiших в астрофiзицi високих енергiй.

Майже 100 рокiв тому, 7 серпня 1912 року, В. Гесс провiв найуспiшнiший свiй експеримент, який виявив зростання радiоактивностi з висотою, та пояснив це припущенням про iснування “випромiнювання з високою проникаючою здатнiстю”, що входить в земну атмосферу з космiчного простору. 1936 року за це вiдкриття вiн одержав Нобелiвську премiю.

Довго вважалося, що феномен, виявлений Гессом, має електромагнiтну природу. Тому вiн одержав назву “космiчнi променi”. В перiод з 1927 року, коли був виявлений геомагнiтний ефект, до 1937 року (“схiдно-захiдний” ефект), ряд експериментiв переконливо довiв, що космiчнi променi вiдхиляються в магнiтному полi Землi, а отже є зарядженими частками.

В 1930-1950 роки, до того, як експериментальнi прискорювачi заряджених часток досягли достатньо високих енергiй, iнформацiю для фiзики елементарних часток надавали саме КП; завдяки ним було вiдкрито субатомнi частки, зокрема позитрон i мюон. Хоча ядерна фiзика й досi використовує результати спостережень КП, основний фокус їх вивчення змiстився до астрофiзичних аспектiв: якi об'єкти є їх джерелами, як вони прискорюються до високих енергiй, яку роль вiдiграють в динамiцi Галактики та Всесвiту, яку iнформацiю про мiжзоряне чи позагалактичне середовище можна одержати з їх хiмiчного складу.

Енергетичний спектр КП простягається вiд кiлькох сотень МеВ до 10²⁰ еВ. Вiн має степеневий характер з деякими особливостями, пов'язаними зi змiною нахилу, а саме: на енергiях бiля 3 Ч 10¹⁵ еВ спектральний iндекс диференцiального спектру E^?s змiнюється з s = 2.7 до s = 3.1, який спостерiгається аж до енергiй 3 Ч 10¹⁸ еВ, де вiн повертається знову до величини s = 2.7. КП надвисоких енергiй (> 10¹⁸ еВ) повиннi бути позагалактичними за своїм походженням, оскiльки магнiтне поле Галактики є малим, щоб забезпечити утримання таких часток у своєму об'ємi. Спектр має обрiзання на енергiях 5 Ч 10¹⁹ еВ, зумовлене взаємодiєю таких КП з мiкрохвильовим фоном; наявнiсть такого обрiзання була остаточно пiдтверджена в останнi роки експериментами наземної обсерваторiї iм. П'єра Оже.

Вважається, що КП з енергiями, меншими за 3 Ч 10¹⁵ еВ, або й аж до 10¹⁷ еВ, прискорюються в галактичних джерелах. Хоча продукувати КП здатнi рiзнi об'єкти (наприклад OB зорi, пульсари тощо), загально прийнятною є гiпотеза про те, що лише залишки наднових можуть бути вiдповiдальними за бiльшiсть галактичних КП [57,58]. Однак досi ця гiпотеза не одержала прямих експериментальних пiдтверджень (за винятком електронного компонента КП).

Галактичне магнiтне поле (МП) з напруженiстю 3 µГс суттєво впливає на рух КП з такими енергiями, вiдхиляючи їх вiд напрямкiв на джерела. Тому неможливо прямо спостерiгати КП вiд ЗН. Вивчати КП в ЗН дозволяє лише аналiз рiзних типiв випромiнювання, породженого взаємодiєю прискорених часток з магнiтним полем, фоновими фотонами чи iншими частками.

Вивчення КП тiсно пов'язане з радiоастрономiєю. Починаючи з початку 1950-х рокiв, радiоспостереження надають важливi докази про присутнiсть електронного компонента КП в усьому Всесвiтi. Протягом останнiх десяти рокiв значного розвитку досягли методи спостережень високоенергетичного (рентґенiвського та гама- випромiнювання. Тепер данi супутникiв та наземних експериментiв астрофiзики високих енергiй дозволяють тестувати теорiї прискорення елементарних часток в околi ударних хвиль (УХ). Тому джерела нетеплового випромiнювання, зокрема залишки наднових зiр, iнтенсивно вивчаються. Їх випромiнювання несе в собi iнформацiю про фiзику сильних ударних хвиль, рух та випромiнювання космiчних променiв, властивостi МП. Вони є важливим та унiкальним експериментальним “майданчиком” для вивчення взаємодiї плазми та релятивiстських часток. ЗН є одним з основних об'єктiв для спостережень сучасними космiчними та наземними телескопами в багатьох дiлянках електромагнiтного спектру вiд радiо- до жорсткого гама-дiапазону (див., наприклад, програму розвитку Космомiкрофiзики в ЄС [59]).

Важливими для розумiння фiзики явищ, що вiдбуваються в околi ударних хвиль в ЗН, є рентґенiвськi спостереження цих об'єктiв. Максимум теплового випромiнювання залишкiв наднових зiр припадає саме на рентґенiвський дiапазон. Проте високе просторове та спектральне роздiлення сучасних рентґенiвських телескопiв дозволяє видiляти та аналiзувати нетепловий компонент рентґенiвського випромiнювання ЗН, який є наслiдком синхротронного випромiнювання релятивiстських електронiв, прискорених на УХ до енергiй порядку 30 ? 300 ТеВ. Вiдкриття у 1995 роцi нетеплового компонента в рентґенiвському спектрi залишкiв наднових зiр [60] надало нового iмпульсу вивченню цих об'єктiв. Якщо цей нетепловий компонент є наслiдком синхротронного випромiнювання релятивiстських електронiв, то це свiдчить про прискорення електронного компонента КП на фронтах ударних хвиль в ЗН до енергiй 30 ч 300 ТеВ [61,62]. Електрони з цими ж енергiями повиннi випромiнювати також в гама-дiапазонi (зворотний ефект Комптона та нетеплове гальмiвне випромiнювання). Висновки ж про протонний компонент КП можна робити лише через спостереження г-фотонiв, якi виникли через розпад пiонiв, породжених зiткненнями прискорених до релятивiстських швидкостей протонiв з протонами-мiшенями. Вiдтак, засоби спостережень активно розвиваються. Особливо слiд вiдзначити успiхи спостерiгачiв у наджорсткому г-дiапазонi. Перша карта ЗН в г-променях, одержана 2004 року системою черенковських гама-телескопiв HESS, започаткувала зображувальну г-астрономiю; вiдтодi спостереження дали карти ще декiлькох залишкiв наднових зiр. Цi результати, поряд з рентґенiвськими i радiоспостереженнями надають прямi докази того, що КП справдi прискорюються ударними хвилями цих об'єктiв до енергiй в сотнi, тисячi ТеВ. I якщо спектральнi властивостi випромiнювання релятивiстських часток в ЗН вивчаються достатньо широко, то iнша частина спостережуваної iнформацiї, а саме властивостi поверхневого розподiлу яскравостi, досi практично не використовується через складнiсть моделювання.

Спостереження та теоретичний аналiз процесiв нетеплового випромiнювання ЗН дозволяють вивчати фiзичнi процеси, недоступнi для земної експериментальної фiзики, та сприяють розумiнню походження КП. ЗН є одними з прiоритетних об'єктiв спостережень орбiтальними рентґенiвськими та гама-обсерваторiями Chandra, XMM-Newton, Integral, Fermi, як також i наземними експериментами зi спостереження черенковського випромiнювання атмосфери вiд г-фотонiв з енергiями в дiапазонi 0.1-100 ТеВ (HESS, MAGIC, VERITAS та iн.). Насьогоднi з 274 ЗН [63] нетеплове випромiнювання в рентґенiвському дiапазонi виявлено в кiлькох десятках оболонкових ЗН. З 2004 року наджорстке г-випромiнювання зафiксовано вiд низки ЗН [64,65]. Запущений 2008 року орбiтальний гама-телескоп iм.Фермi спостерiг г-випромiнювання з квантами з енергiями в дiапазонi 0.1-100 ГеВ вiд багатьох джерел, зокрема й вiд ЗН [66]. Триває пошук iнших ЗН з домiнуючим нетепловим компонентом рентґенiвського спектру та помiтним г-випромiнюванням; накопичуються спостережуванi данi вiдомих джерел, що вiдчутно позначається на якостi i детальностi експериментальної iнформацiї.

Щороку з'являються кiлька сот публiкацiй, в яких вивчається той чи iнший аспект цiєї проблеми. Теоретичнi результати, одержанi переважно в останнi кiлька рокiв, оглянуто в роботах [67-71]. Основнi здобутки спостерiгачiв представлено в оглядах [71-75]. Розвиток теоретичних дослiджень i спостережень ЗН зумовив виявлення нових явищ, що вiдбуваються в околi фронтiв сильних нерелятивiстських УХ, якi поширюються у мiжзоряному середовищi (МЗС). Цi особливостi пов'язанi з рухом УХ у середовищах з рiзними типами неоднорiдностей густини та магнiтного поля, а також з процесами iнжекцiї та подальшого прискорення теплових заряджених часток до релятивiстських енергiй на фронтах цих хвиль, їх взаємодiєю з мiжзоряними МП.

Саме тому побудова теоретичних моделей нетеплового випромiнювання ЗН в рiзних дiапазонах з врахуванням особливостей динамiки УХ, КП i МП, як також розробка нових методiв аналiзу спостережуваних даних, зокрема карт поверхневої яскравостi, є актуальним та необхiдним кроком подальших дослiджень.

Зв'язок з науковими програмами, планами, темами. Робота виконувалась в Iнститутi прикладних проблем механiки i математики iм. Я. С. Пiдстигача НАН України в рамках держбюджетних тем “Розвиток диференцiально-геометричних методiв дослiдження рiвнянь математичної i теоретичної фiзики” (номер державної реєстрацiї 0102U000451), “Диференцiально-топологiчнi та геометричнi аспекти теорiї динамiчних систем, рiвнянь математичної фiзики, теорiї фундаментальних взаємодiй” (0106U000593), а також тем: “Дослiдження некласичних крайових задач для рiвнянь iз частинними похiдними та руху часток у неоднорiдних середовищах i полях” (0105U000929) за цiльовою програмою наукових дослiджень Вiддiлення математики НАН України, “Розробка моделей Всесвiту з космологiчними полями, моделей темної енергiї, дослiдження впливу темної енергiї на еволюцiю Всесвiту” (0109U003207) за цiльовою комплексною програмою наукових дослiджень НАН України “Дослiдження структури та складу всесвiту, прихованої маси i темної енергiї” (“Космомiкрофiзика”), “Дослiдження природи джерел космiчних променiв надвисоких енергiй” (0103U006381) за проектом Фонду фундаментальних дослiджень, та в рамках держбюд жетних тем, що виконувались в Астрономiчнiй обсерваторiї Львiвського нацiонального унiверситету iменi Iвана Франка: “Визначення фiзичних параметрiв змiнних зiр, газопилових туманностей, зоряних скупчень, галактик та квазарiв” (0105U002240), “Спостереження, статистичний аналiз та моделювання фiзичних процесiв галактичних та позагалактичних джерел випромiнювання” (0107U002061), “Дослiдження змiнних зiр, залишкiв наднових та галактичних зоряних скупчень на основi наземних та космiчних телескопiв” (0110U001384).

Мета та задачi дослiдження. Метою роботи є побудова магнiто- гiдродинамiчних моделей залишкiв наднових зiр, сформованих внаслiдок поширення сильних ударних хвиль у мiжзоряному середовищi з рiзними типами неоднорiдностей густини та магнiтного поля, розробка нових аналiтичних методiв розв'язку систем нелiнiйних диференцiальних рiвнянь, якi описують еволюцiю УХ, рух та випромiнювання релятивiстських заряджених часток в околi фронтiв цих УХ, а також застосування розроблених теоретичних засад до побудови фiзичних моделей конкретних ЗН за даними спостережень сучасних космiчних та наземних обсерваторiй в рiзних дiапазонах випромiнювання.

Для реалiзацiї поставленої мети сформульовано низку теоретичних i експериментальних задач:

1. Дослiдити еволюцiю ЗН з моменту, коли порушуються умови адiабатичностi руху УХ.

2. Розробити наближенi аналiтичнi методи опису динамiки УХ i течiї в просторово-неоднорiднiй плазмi пiсля закiнчення адiабатичної стадiї еволюцiї.

3. Розробити аналiтичний метод опису процесу iнжекцiї електронiв в процес прискорення Фермi I роду з метою одержання розподiлу iнжектованих часток за iмпульсами.

4. Розробити модель еволюцiї енергетичного спектру прискорених електронiв за фронтом УХ, яка рухається в неоднорiдних середовищах i полях.

5. Побудувати аналiтичну апроксимацiю для розрахунку випромiнювальної здатностi електронiв шляхом зворотного комптонiвського розсiяння.

6. Промоделювати та дослiдити властивостi розподiлу поверхневої яскравостi адiабатичних ЗН в МЗС з однорiдною густиною та магнiтним полем внаслiдок випромiнювання електронного компонента КП: в радiо-, рентґенiвському i г-дiапазонах; виявити основнi фактори, якi визначають морфологiю ЗН.

7. Виявити причини асиметрiї в розподiлi поверхневої яскравостi ЗН шляхом моделювання їх еволюцiї в неоднорiдних середовищах i магнiтних полях.

8. Розробити методи аналiзу спостережуваних карт ЗН в радiо-, рентґенiвському i г-дiапазонах на прикладi конкретного ЗН, за використання даних сучасних космiчних та наземних експериментiв.

9. Провести статистичний аналiз характеристик ЗН i їх радiовипромiнювання в нашiй та близьких галактиках з метою тестування моделей прискорення заряджених часток сильними ударними хвилями.

Об'єкт дослiджень - космiчнi променi та ударнi хвилi в оболонкових залишках наднових зiр.

Предмет дослiджень - магнiто-гiдродинамiчнi властивостi сильних нерелятивiстських ударних хвиль в неоднорiдних середовищах i полях та властивостi прискорення ними релятивiстських заряджених часток, їх зв'язок з процесами нетеплового випромiнювання оболонкових залишкiв наднових зiр.

Методи дослiджень. Розробка наближених аналiтичних та числових методiв розв'язування систем нелiнiйних диференцiальних рiвнянь в часткових похiдних, що описують динамiку сильних нерелятивiстських УХ в неоднорiдних середовищах i полях та кiнетику заряджених часток в їх околi; їх застосування до теоретичного моделювання нетеплового випромiнювання залишкiв наднових зiр, зокрема карт розподiлу поверхневої яскравостi ЗН. Спостереження та аналiз iнтегральних та просторово-роздiлених характеристик нетеплового випромiнювання ЗН, розробка методiв їх аналiзу та порiвняння з теоретичними моделями.

Достовiрнiсть i обгрунтованiсть одержаних результатiв пiдтвердженi тестами на основi теоретичного та експериментального матерiалу, даними спостережень в радiо-, рентґенiвському та гама-дiапазонах, сукупнiстю даних про ЗН в нашiй та сусiднiх галактиках, апробацiєю результатiв дослiджень на мiжнародних наукових конференцiях, рецензiями в журналах, цитуванням опублiкованих статей, використанням одержаних результатiв iншими авторами i незалежними дослiдженнями (зокрема, метод визначення орiєнтацiї мiжзоряного МП (пiдроздiл 5.3) був застосований в [76] до чисельного магнiто-гiдродинамiчного моделювання SN 1006, в ходi якого були одержанi результати, аналогiчнi до представлених у пiдроздiлi; запропоноване пояснення кумулятивного розподiлу ЗН за розмiрами (пiдроздiл 6.5) було детально розглянуте та пiдтверджене в [77]).

Наукова новизна одержаних результатiв.

1. Вперше розроблено модельно-незалежний метод розрахунку розподiлу поверхневої яскравостi нетеплового лептонного випромiнювання ЗН в г-дiапазонi на основi його спостережуваних радiо- та рентґенiвської карт. Метод застосовано для SN 1006. Передбачена карта яскравостi в г-променях спiвпадає з даними спостережень, що є новим аргументом на користь лептонної природи г-випромiнювання цього ЗН.

2. Вперше розроблено метод визначення тривимiрної орiєнтацiї мiжзоряного МП в околi ЗН за його радiокартою. Метод застосовано для SN 1006, що вперше дозволило визначити орiєнтацiю зовнiшнього МП в околi цього залишка.

3. Вперше промодельовано карти яскравостi сферичних ЗН в гама-дiапазонi, а також радiо-, рентґенiвськi та гама-карти ЗН, якi знаходяться в неоднорiдних МЗС i мiжзоряних МП. Вперше проаналiзовано властивостi г-зображень i виявлено вплив неодорiдностей МЗС i мiжзоряного МП на карти нетеплового лептонного випромiнювання ЗН в рiзних дiапазонах.

4. Запропоновано нову модель класу ЗН - теплових рентґенiвських композитiв, - яка базується на iдеї про рух УХ в суттєво неоднорiдному МЗС, з масштабом неоднорiдностi, меншим за 10 парсек. Модель передбачає, що ЗН, представники цього класу, мали б бути перспективними джерелами протонного г-випромiнювання.

5. Вперше отримано наближенi аналiтичнi вирази для опису азимутальних i радiальних профiлiв розподiлу поверхневої яскравостi адiабатичних ЗН в однорiдному середовищi i однорiдному магнiтному полi внаслiдок випромiнювання прискорених електронiв в радiо-, рентґенiвському i г-дiапазонах. Вперше виявлено фактори, якi визначають розподiли яскравостi у вказаних дiапазонах.

6. Вперше показано необхiднiсть введення в опис еволюцiї сильної нерелятивiстської ударної хвилi в ЗН нової додаткової стадiї, перехiдної вiд адiабатичної до радiацiйної, тривалiсть якої є спiвмiрною з тривалiстю адiабатичної стадiї. Вперше розроблено наближенi аналiтичнi методи гiдродинамiчного опису ударної хвилi та потоку на перехiднiй та радiацiйнiй стадiях еволюцiї.

7. Проведено новий аналiз радiо- та рентґенiвских спостережень SN 1006. Спостережуванi данi (просторовий розподiл ясравостi, iнтегральнi спектри та результати просторово-роздiленого спектрального аналiзу) вперше використано для комплексного визначення властивостей КП i МП в цьому ЗН, його тривимiрної морфологiї та iнших властивостей.

8. Вперше показано, що (У ? D)-залежнiсть не може бути еволюцiйним треком “типового” ЗН, а є наслiдком еволюцiї багатьох ЗН в суттєво рiзних умовах; що моделi УХ, в яких вважається, що частки енергiї, якi переходять вiд УХ до КП i МП є постiйними, не узгоджуються з даними спостережень ЗН; що кумулятивний розподiл ЗН за розмiром не має вiдношення до закону руху УХ, а зумовлений лише густинами МЗС, в яких еволюцiонують ЗН.

Практичне значення одержаних результатiв.

Модель теплових рентґенiвських композитiв пропонує розглядати представникiв цього класу ЗН як перспективнi джерела для спостережень протонного г-випромiнювання системами черенковських телескопiв.

Розробленi гiдродинамiчнi моделi ЗН на пост-адiабатичнiй та радiа- цiйнiй стадiях дозволять в майбутньому проводити моделювання старих ЗН та їх випромiнювання, зокрема вивчати процеси затухання радiо-випромiнювання, що є важливим, наприклад, для розумiння природи (У ? D)-залежностi.

Методи розрахунку еволюцiї електронiв за фронтом УХ, яка рухається в неоднорiдних середовищi i магнiтному полi, а також аналiтична апроксимацiя випромiнювальної здатностi через зворотний Комптон-ефект вiдкривають можливiсть проводити розрахунки карт поверхневої яскравостi ЗН в гама-дiапазонi та в усьому електромагнiтному спектрi при русi УХ в неоднорiдних середовищах i полях.

Синтезованi карти ЗН вперше дають розумiння причин формування розподiлiв та асиметрiй рiзного типу в спостережених зображеннях ЗН. Це сприятиме розробцi методiв виявлення певних властивостей КП i МП шляхом аналiзу спостережуваних карт ЗН.

Розробленi новi методики визначення властивостей КП i МП є теоретичною базою для аналiзу спостережень. В роботi вони застосованi до SN 1006, проте можуть бути використанi й для iнших ЗН. Йдеться насамперед про метод прогнозування зображення ЗН, зумовленого випромiнюванням електронiв в гама-дiапазонi, метод визначення тривимiрної орiєнтацiї мiжзоряного МП за радiокартою ЗН, методику побудови “чистого” теплового зображення ЗН за рентґенiвськими даними.

Результати роботи можуть бути використанi для розвитку теорiї взаємодiї прискорених заряджених часток з магнiтним полем i плазмою, вони можуть бути розширенi на випадок релятивiстських УХ, можуть бути використанi для вивчення iнших астрофiзичних об'єктiв з сильними УХ (сонячнi спалахи, активнi ядра галактик, гама-спалахи).

Особистий внесок здобувача.

Роботи [1-5,8,10,15,25-27] виконанi здобувачем самостiйно.

В роботi [6,12,24] здобувач брав участь у постановцi задачi, розробцi моделей, проводив чисельне моделювання, брав участь у аналiзi резуль- татiв та написаннi статтi.

В [7] здобувач дослiджував гiлки розв'язкiв, властивостi розв'язкiв, брав участь у написаннi статтi.

В роботах [9,11,14] здобувачевi належать постановка задачi, розробка методiв моделювання, участь в обговореннi результатiв та написаннi статей.

В [20] здобувач формував вибiрки, брав участь у виборi методiв статистичного аналiзу, в аналiзi результатiв i написаннi статтi.

В циклi робiт [17-19,22] здобувачевi належить участь в обговореннi результатiв та написаннi статей, а також: постановка задачi в [17,19,22]; розробка методiв моделювання й аналiзу в [17,19,22]; принцип пiдходу до проведення просторово-роздiленої рентґенiвської спектроскопiї в [18]; проведення розрахункiв в [17,19,22].

В роботах з теоретичного моделювання карт ЗН [13,16,21,23] здобувачевi належить постановка задачi, розробка тiєї частини моделi, що стосується опису поведiнки релятивiстських електронiв i процесiв їх випромiнювання, участь в тестуваннi методiв, обговореннi результатiв i написаннi статей. ударна хвиля випромiнювальний електрон

Апробацiя результатiв дисертацiйної роботи. Результати, отриманi в дисертацiйнiй роботi, доповiдались та обговорювались на таких наукових конференцiях i семiнарах:

- 35th COSPAR Scienti?c Assembly (Париж, Францiя, 2004 р.);

- 37th COSPAR Scienti?c Assembly (Монреаль, Канада, 2008 р.);

- 38th COSPAR Scienti?c Assembly (Бремен, Нiмеччина, 2010 р.);

- Annual International Conference “Relativistic Astrophysics, Gravitation and Cosmology” (Київ, 2003-2010 рр.);

- Мiжнародна конференцiя “Астрофiзика та космологiя пiсля Гамова” (Одеса, 2004, 2009 рр.);

- Наукова конференцiя пам'ятi Б.Бабiя “Вибранi питання астрономiї та астрофiзики” (Львiв, 2002, 2006, 2008 рр.);

- International Conference “The X-ray Universe” (Ґранада, Iспанiя, 2008 р.);

- Мiжнародна математична конференцiя “Новi пiдходи до розв'язку диференцiальних рiвнянь” iм. В. Я. Скоробогатька (Дрогобич, 2001, 2004, 2007 рр.);

- “Endpoints and Interactions”. A Workshop On the Future of Supernova Remnant Research (Гонолулу, Гаваї, 2007 р.);

- IAU XXVIth General Assembly. Joint Discussion 1: Cosmic Particle Acceleration (Прага, Чеська Республiка, 2006 р.);

- International Conference “New Century in X-ray Astronomy” (Йокогама, Японiя, 2001 р.);

- International School of Cosmic Ray Astrophysics (Ерiче, Сiцiлiя, Iталiя, 2000 р.);

- науковi семiнари вiддiлу диференцiальних рiвнянь i теорiї функцiй Iнституту прикладних проблем механiки i математики iм.Я.С.Пiд- стригача НАН України (2000-2010 рр.), Астрономiчної обсерваторiї Львiвського нацiонального унiверситету iменi Iвана Франка (2000-2010 рр.), Астрономiчної обсерваторiї Київського нацiонального унiверситету iменi Тараса Шевченка (2000-2010 рр.), Головної астрономiчної обсерваторiї НАН України (2010 р.), Астрономiчної обсерваторiї Ягелонського унiверситету (Кракiв, Польща, 2006, 2007, 2009 рр.), Астрофiзичної обсерваторiї (Флоренцiя, 2003, 2004, 2006 рр.) i Астрономiчної обсерваторiї (Палермо, 2006, 2008 рр.) Нацiонального iнституту астрофiзики Iталiї.

Публiкацiї. Основнi результати дисертацiйного дослiдження опу- блiковано протягом 2000-2010 рр. в 27 статтях у рецензованих вiтчизняних i зарубiжних наукових журналах [1-24] та наукових збiрниках [25-27] i в 29 тезах конференцiй [28-56].

Cтруктура та обсяг дисертацiї. Дисертацiя складається зi всту- пу, шести роздiлiв, в яких проведено огляд стану проблеми та викладенi результати дослiдження, висновкiв, списку використаних джерел, який мiстить 376 найменувань, i шести додаткiв. Загальний обсяг дисертацiї - 353 сторiнки; робота мiстить 112 рисункiв i 12 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМIСТ РОБОТИ

У Вступi подано загальну характеристику роботи, обґрунтовано актуальнiсть теми дисертацiї, сформульовано мету i задачi дослiдження, визначено наукову новизну i практичну цiннiсть отриманих результатiв, зазначено особистий внесок здобувача, наведено вiдомостi стосовно апробацiї та публiкацiї результатiв дослiджень, якi винесенi на захист.

Роздiл 1 має оглядовий характер. Тут описано iсторiю вiдкриття, розвиток основних iдей, ключових експериментiв та сучасний стан вивчення космiчних променiв. Основну увагу зосереджено на галактичному компонентi КП. Наведено основнi аргументи на користь того, що вiн продукується в залишках наднових зiр. Описано основнi задачi та проблеми, пов'язанi з прискоренням та випромiнюванням заряджених часток ударними хвилями в оболонкових ЗН та вказано на мiсце дисертацiйних дослiджень у спектрi сучасних студiй в данiй галузi.

Роздiл 2 присвячений викладу теоретичних методiв моделювання динамiки сильних нерелятивiстських ударних хвиль в неоднорiдних середовищах. Задача про точковий вибух - дослiдження течiї газу при швидкому локалiзованому видiленнi енергiї - є однiєю з актуальних проблем астрофiзики високих енергiй. Математичну модель цiєї задачi становить система нелiнiйних диференцiальних рiвнянь в часткових похiдних гiперболiчного або мiшаного типу. Значний прогрес в дослiдженнi цих рiвнянь зумовило знаходження Л. Сєдовим [78] точного аналiтичного розв'язку для випадку автомодельних рухiв газу, як, наприклад, при русi адiабатичної ударної хвилi вiд точкового вибуху в iдеальному газi з постiйною густиною. Однак, ряд суттєвих фiзичних процесiв: неоднорiднiсть в розподiлi густини газу, втрати газом енергiї на висвiчування тощо, - приводять до втрати автомодельностi та адiабатичностi, вiдтак до неможливостi застосування сєдовських розв'язкiв. В нашiй попере- днiй роботi [79] було розроблено наближений аналiтичний метод опису адiабатичної течiї газу вiд точкового вибуху в довiльно неоднорiдному середовищi. ударна хвиля випромiнювальний електрон

В пiдроздiлi 2.1 цей метод застосовано до пояснення природи теплових рентґенiвських композитiв, морфологiчного класу ЗН з пiдвищеною яскравiстю рентґенiвського випромiнювання в центральнiй частинi ЗН та оболонковою структурою в радiодiапазонi; при цьому рентґенiвське випромiнювання є тепловим за своєю природою та породжене не матерiалом зруйнованої зорi, а газом МЗС, який був нагребений УХ. Показано, що причиною такої морфологiї може бути ґрадiєнт густини МЗС з масштабом < 10 пк, зорiєнтований пiд невеликим кутом до променя зору; ця модель забезпечує спостережувану морфологiю теплових рентґенiвських композитiв (рис. 1 б, в), а також пояснює усi iншi їх властивостi. Варто зауважити, що така конфiгурацiя часто зустрiчається при взаємодiї ЗН з молекулярними хмарами; й справдi, у бiльш, нiж 60% композитiв виявлено ознаки взаємодiї УХ з молекулярними хмарами. Тому очiкується, що ЗН, представники цього класу, можуть бути перспективними кандидатами для спостережень г-випромiнювання вiд взаємодiї протонiв, прискорених на ударних хвилях ЗН, з протонами-мiшенями в областях пiдвищеної концентрацiї - молекулярних хмарах.

Далi в роздiлi побудовано наближенi аналiтичнi методи повного опису руху фронту та течiї газу за фронтом неадiабатичної ударної хвилi.

Рис. 1. Розподiл поверхневої яскравостi (в логарифмiчнiй шкалi) ЗН в неоднорiдному МЗС, в рентґенiвському (а, б) та в радiодiапазонах (в). Ґрадiєнт густини МЗС лежить в площинi проекцiї (а; густина зростає вниз) чи спрямований на спостерiгача (б, в).

Рис. 2. Еволюцiя параметру сповiльнення m та моменти часу t_tr i t_sf (в безрозмiрних одиницях: ф = t/tm , де tm - деякий масштаб). Параметр m означено як R t^?m , де R - радiус ударної хвилi. Суцiльнi лiнiї - чисельнi розрахунки [80], товстi штрихованi лiнiї - розв'язок Сєдова [78] (до ф_tr ) i аналiтичний розв'язок з пiдроздiлу 2.4 (пiсля ф_sf ).

Цi методи є узагальненням чисельних дослiджень [80,81] для опису ударної хвилi пiсля моменту часу t_tr , коли починають порушуватися умови адiабатичностi руху i радiацiйнi втрати починають помiтно впливати на динамiку системи (рис. 2).

Показано (пiдроздiл 2.2), що в описi еволюцiї ударної хвилi пiсля t_tr необхiдно видiлити двi стадiї, нову пост-адiабатичну i лише пiсля ї ї за- кiнчення, з часу t_sf , традицiйну радiацiйну, - оскiльки властивостi ударної хвилi i течiї є вiдмiнними впродовж цих двох перiодiв часу. Початок пост-адiабатичної фази фiксується моментом t_tr , коли час радiацiйних втрат стає спiвмiрним з вiком ЗН, тодi розпочинається формування хо- лодної оболонки. Це формування триває до часу t_sf , який фiксується умовою появи першого елемента, який повнiстю охолов; вiдтодi вже стають чинними традицiйнi припущення радiацiйної гiдродинамiки, а саме: гарячий газ внутрiшнiх областей штовхає тонку холодну щiльну оболонку (рис. 2). Протягом часу (t_tr ; t_sf ) структура течiї реструктуризується вiд адiабiтичної до класичної радiацiйної. Вiдношення t_sf /t_tr практично не залежить вiд величини ґрадiєнта неоднорiдностi зовнiшнього середовища, а тривалiсть пост-адiабатичної стадiї є спiвмiрною з тривалiстю адiабатичної фази.

Представленi в пiдроздiлах 2.3-2.5 методи моделювання залишкiв наднових протягом вказаних двох стадiй дозволяють описувати рух ударної хвилi та, вперше, розподiл параметрiв у тонкiй холоднiй оболонцi та в гарячому газi всерединi оболонки. Так, для повного опису ЗН, який розвивається в неоднорiдному середовищi, тривимiрна область розбивається на ряд одновимiрних секторiв, в кожному з яких рух розглядається як незалежний (т. зв. секторне наближення). Вiдтак в кожному секторi знаходиться закон руху фронту УХ (аналiтичний розв'язок для радiацiйної УХ наведено в пiдроздiлi 2.4), розподiл параметрiв газу в гарячiй областi, що мiститься всерединi тонкої щiльної холодної оболонки, та характеристики газу в цiй оболонцi. Для цього розглядається процес формування оболонки протягом пост-адiабатичної стадiї (пiдроздiл 2.3); на радiацiйнiй стадiї (пiдроздiл 2.5) вважається, що оболонка вже сформована. Пiсля t_tr , увесь газ МЗС залишається в оболонцi; окрiм того, протягом часу вiд t_tr до t_sf частина гарячого газу (? 5%) з внутрiшнiх областей охолоджується i також входить в оболонку. Стiйкiсть оболонки зумовлюється рiвнiстю теплового тиску в оболонцi та динамiчних тискiв набiгаючого зовнi та гарячого внутрiшнього газу; з вiдомого тиску знаходяться iншi гiдродинамiчнi характеристики оболонки. Еволюцiя розподiлiв характеристик гарячого газу в об'ємi ЗН знаходиться шляхом апроксимацiї розподiлу для одного з параметрiв (наприклад, для майже лiнiйного розподiлу швидкостi елементiв газу приймається, що u(r, t)/us (t) ? r/R(t)), вiдтак для усiх iнших знаходиться з точних гiдродинамiчних спiввiдношень, за вiдомими розподiлами на початок вiдповiдної стадiї. Початковими розподiлами для пост-адiабатичної (радiацiйної) стадiї є вiдповiдно адiабатичнi (пост-адiабатичнi) розподiли на час t_tr (t_sf ). Опис здiйснюється в лаґранжевих координатах, що дозволяє слiдкувати за змiнами в кожному елементi потоку.

Порiвняння розв'язкiв, одержаних iз застосуванням розроблених методiв, з вiдомими результатами прямих чисельних розрахункiв [80,81] засвiдчує їх достатньо високу точнiсть (наприклад рис. 2), що дозволяє застосовувати їх в конкретних прикладних задачах.

Роздiл 3 присвячено властивостям релятивiстських заряджених часток, якi прискорюються на сильних УХ в оболонкових ЗН. Зокрема, дослiдженню властивостей iнжекцiї електронiв в процес прискорення i задачам, якi виникають при моделюваннi нетеплового випромiнювання ЗН: еволюцiї прискорених електронiв в об'ємi ЗН та їх гама-випромiнюванню.

В пiдроздiлi 3.1 запропоновано модель iнжекцiї електронiв в процес прискорення Фермi I роду. Показано, що ефективнiсть iнжекцiї залежить вiд рiвня теплової рiвноваги мiж електронами i протонами та числа Маха M для ударної хвилi. Частка прискорених електронiв (ефективнiсть iнжекцiї) може бути знайдена як

?

_{т =}

0

P (y)f_M (y) dy,

де y = p/pth - безрозмiрний iмпульс електрона, pth = v2me kTe, fM (y)

- розподiл Максвелла для теплових часток з температурою Te, P (y) - iмовiрнiсть для електронiв з iмпульсом p розпочати процес прискорення. Iмовiрнiсть P (y) може бути знайдена як добуток iмовiрностi P_r (y) електрона зi швидкiстю v, який зноситься течiєю зi швидкiстю u, повернутися проти течiї назад до фронту та iмовiрностi P_c(y) того, що вiн зможе перетнути фронт та потрапити знову до прифронтової областi, тобто здiйснити хоча б один цикл Фермi. Розроблено пiдхiд до розрахунку iмовiрностi P_c (y), який базується на процесах взаємодiї електронiв з плазмовою турбулентнiстю. Показано, що вона залежить вiд “щiльностi” розсiюючих центрiв в плазмi, якi, з одного боку, перешкоджають перетину фронту електронами, якi рухаються в зворотному напрямi, а, з iншого боку, термалiзують частки зовнiшнього середовища, якi вперше проходять через фронт у прямому напрямi. Тому ефективнiсть iнжекцiї є наслiдком двох конкуруючих процесiв. Чим вища температура електронiв, тим бiльша їх частка здатна повернутися, рухаючись проти течiї, до фронту УХ, й бути готовою перетнути його, тобто почати процес прискорення. Проте, високий рiвень турбулентностi середовища, який i призвiв до вищої температури електронiв, перешкоджає цим електронам здiйснити цей перехiд, розсiюючи їх. Пiдхiд, застосований до розв'язку проблеми, вперше дозволяє одержати розподiл iнжектованих електронiв за iмпульсами, а саме: f_inj(y)dy = P_r (y)P_c (y)f_M(y)dy.

Метод розрахунку енергетичного спектру N (E) прискорених електронiв в рiзних дiлянках поверхнi ЗН та його еволюцiї пiсля проходження УХ розроблено в пiдроздiлi 3.2. Нехай на фронтi УХ формується енергетичний спектр прискорених електронiв

N (E)dE = K_s E^?s exp [? (E/E_max,s )^б ] dE, (1)

де K_s - амплiтуда спектру, E_max,s - максимальна енергiя, б 1 - параметр, який регулює швидкiсть падiння спектру в областi високих енергiй. Для УХ в неоднорiдних середовищах та магнiтних полях, розподiл K_s i E_max,s по поверхнi УХ описується виразами

K_s = K_k F_K (И_o ) R V ^?b, E_max,s = E_maxk F_E (И_o ) V ^q B^л ,

де И_o - кут мiж векторами зовнiшнього магнiтнього поля B_o та швидкiстю УХ V ; iндекс k позначає областi на УХ, де И_o = 0; b, q, л - параметри; функцiї F_K i F_E вiдтворюють змiни, зумовленi косиною УХ, а Rs = сs /сsk, V = V /Vk , B = Bo /Bok - змiни внаслiдок неоднорiдностей густини сo зовнiшнього середовища чи магнiтного поля. Змiни енергiї електронiв E та iнтервалу енергiй dE в елементi потоку, що рухається вниз за течiєю, визначаються як E = Ei Ead Erad, dE = dE i EadErad 2 , де iндексом i позначено величини на момент виходу елементу потоку з областi прискорення. Опис еволюцiї спектру здiйснено в лагранжевих координатах a, що дозволяє наочно врахувати як втрати енергiї на адiабатичне розширення (функцiя E_ad (a) ? 1), так i радiацiйнi втрати внаслiдок синхротронного випромiнювання та зворотного ефекту Комптона (функцiя E_rad (a, E) ? 1). Cпектр (1) в будь-якiй точцi всерединi ЗН розраховується як

де спектральний iндекс s є постiйним вниз за течiєю (оскiльки радiацiйнi втрати, як видно з наведеної формули, є ефективними лише в областi енергiй E E_max , а адiабатичнi втрати не залежать вiд E),

Методика обчислення зворотного Комптон-ефекту потребує розрахунку багатократних iнтегралiв в кожнiй точцi об'єкта, вiдтак, в поєднаннi з необхiднiстю розрахунку тривимiрного розподiлу параметрiв течiї й еволюцiї спектру КП, вимагає надзвичайних обчислювальних ресурсiв. З метою здiйснення детального тривимiрного моделювання електронного г-випромiнювання вiд ЗН в пiдроздiлi 3.3 нами виведено аналiтичну апроксимацiю для спектрального розподiлу енергiї випромiнювання електрона з г-фактором в полi чорнотiльних фотонiв з температурою T :

параметри з_c , з_o є вiдомими функцiями г i енергiї е випромiненого гама-фотона; усi iншi позначення мають загальноприйняте значення. Основною iдеєю використаного пiдходу є роздiлення вихiдного iнтегралу, який описує випромiнювальну здатнiсть електронiв, на два незалежнi доданки, якi можуть бути промасштабованi. Ця властивiсть забезпечує високу точнiсть апроксимацiї у широкому дiапазонi параметрiв, вiд границi Томпсона до режиму Кляйна-Нiшини. А саме, апроксимацiя (2) є точною в наближеннi Томпсона та вiдтворює детальнi розрахунки з максимальною похибкою до 30% в дiапазонi параметрiв, якi дають помiтний вклад у випромiнювання.

Зiткнення прискорених протонiв з тепловими протонами повинно мати наслiдком народження i розпад нейтральних пiонiв, а вiдтак, адронне г-випромiнювання. Слiд очiкувати, що таке випромiнювання буде домiнуючим у спектрах ЗН за умов, коли концентрацiя протонiв-мiшеней буде високою. Такi умови природньо виникають у ЗН, якi взаємодiють з молекулярними хмарами. Саме тому модель теплових рентґенiвських композитiв, запропонована в пiдроздiлi 2.1, дає пiдстави очiкувати, що такi ЗН будуть джерелами протонного г-випромiнювання. В пiдроздiлi 3.4 розглянуто детально картину взаємодiї УХ з хмарою та здiйснено вiдповiднi оцiнки г-потоку на прикладi залишка MSH 11-61A.

Роздiл 4 присвячений теоретичному моделюванню та аналiзу розподiлу поверхневої яскравостi адiабатичних ЗН, яка формується внаслiдок випромiнювання прискорених електронiв. Синтезовано карти ЗН в радiо-, рентґенiвському та г-дiапазонах. З метою виявлення ступеня впливу факторiв, пов'язаних з процесами прискорення електронiв та властивостями магнiтного поля, спершу розглянуто ЗН в однорiдному середовищi та однорiдному магнiтному полi. Причини асиметрiй в розподiлi яскравостi виявлено шляхом моделювання нетеплового випромiнювання ЗН в неоднорiдних середовищах i магнiтних полях.

В пiдроздiлi 4.1 синтезовано синхротроннi радiо-, рентґенiвськi та гама-карти адiабатичних ЗН в однорiдних МЗС i МП. Нетепловi карти розраховано за рiзних припущень про залежнiсть ефективностi iнжекцiї i максимальної енергiї електронiв вiд косини УХ, а також для рiзних орiєнтацiй мiжзоряного МП вiдносно спостерiгача. Пiдсумуємо виявленi властивостi нетеплових карт ЗН.

a) Азимутальнi змiни рентґенiвської та гама-яскравостi зумовленi в основному змiнами т , у_B i E_max , а радiояскравостi - лише т i у_B . Вища напруженiсть B МП зумовлює пiдняття яскравостi в рентґенiвському i її зменшення в г-дiапазонi. Справдi, вище МП зумовлює суттєвiшi радiацiйнi втрати випромiнюючих електронiв (а отже, зменшення їх кiлькостi) й, вiдтак, до падiння яскравостi внаслiдок зворотного Комптон-ефекту. На противагу, синхротронне випромiнювання в цих областях посилюється, оскiльки воно пропорцiйне до B^3/2 . Радiальнi профiлi яскравостi залежать вiд роду параметрiв. Вони є дуже чутливими до адiабатичного iндексу: г < 5/3 зумовлює вищу компресiю плазми, вищий ґрадiєнт густини та МП вниз за течiєю, вищi радiацiйнi втрати, й тому профiлi стають радiально-тоншими. Товщина профiлiв в радiо-дiапазонi залежить вiд iндекса b, який наближено описує еволюцiю ефективностi iнжекцiї т V ?b , де V - швидкiсть УХ; чим вище значення b (тобто тим меншою була ефективнiсть iнжекцiї в попереднi моменти часу), тим радiально-вужчими є лiмби на радiокартах. Товщина в рентґенiвському дiапазонi залежить вiд ступеня компресiї магнiтного поля ударною хвилею: вона тим менша, чим вищою є фактор компресiї у_B (й вiдтак, напруженiсть магнiтного поля).

b) У випадку, якщо максимальна енергiя та ефективнiсть iнжекiї не змiнюються по поверхнi ЗН, поведiнка азимутальних розподiлiв яскравостi є протилежною в радiо- i гама-дiапазонах: яскравi радiоарки (в областях пiдвищеного МП) вiдповiдають затемненим областям в гама-дiапазонi, - всупереч тому, що спостерiгається в SN 1006. Поверхневi варiацiї E_max i т можуть до певної мiри подавити цей ефект;.

В пiдроздiлi 4.2 виведено наближенi аналiтичнi формули для азимутальних та радiальних розподiлiв яскравостi оболонкових ЗН внаслiдок випромiнювання релятивiстських електронiв. Вони наочно показують ступiнь впливу рiзних факторiв на вiзерунки розподiлiв. Нехай на фронтi УХ формується спектр прискорених електронiв N (E) = K E^?s(E) exp [? (E/Emax)^б ], змiни фактора компресiї магнiтного поля, ефективностi iнжекцiї та максимальної енергiї електронiв вiд кута Иo мiж зовнiшнiм магнiтним полем та нормаллю до УХ вiдтворюються вiд- повiдно функцiями у_B (И_o), т (И_o) i F (И_o). Тодi азимутальний (за кутом ) та радiальний (за вiдстанню ) розподiли радiояскравостi наближено описуються як

рентґенiвська яскравiсть описується наближено як

яскравiсть в гама-дiапазонi внаслiдок зворотного Комптон-ефекту в основному визначається такими факторами

де _m = E_m /E_max, E_m - енергiя електронiв, якi дають максимальний вклад у випромiнювання на частотi, для якої побудована карта яскраво- стi, орiєнтацiя мiжзоряного магнiтного поля вiдносно спостерiгача враховується кутом ц_o мiж магнiтним полем i променем зору, а кут в правих частинах формул розраховується як cos ? cos Иo / sin цo . Ви- рази для Ir , Ix , Iic наведено в дисертацiйнiй роботi, вони вiдтворюють проекцiйний ефект внаслiдок зростання концентрацiї з наближенням до фронту УХ i залежать вiд кiлькох факторiв (b, г та iн.). Поблизу УХ, цi формули достатньо точно повторюють чисельнi розрахунки й вiдтворюють усi властивостi розподiлу яскравостi, описанi вище. Тому вони можуть бути зручним засобом для швидкого аналiзу нетеплових карт ЗН.

В пiдроздiлах 4.3 i 4.4 дослiджено роль неоднорiдностей мiжзоряних середовища i магнiтного поля у формуваннi рiзного типу асиметрiй в поверхневому розподiлi нетеплової яскравостi ЗН. Асиметрiї в розподiлi радiояскравостi виникають, якщо промiнь зору не є паралельним до ґрадiєнта густини середовища чи магнiтного поля. Видiлено параметри, якi є зручними для опису асиметрiй, а саме: азимутальна вiдстань мiж двома максимумами та вiдношення максимумiв яскравостi в двох арках. Вони забезпечують дiагностику властивостей МП та КП при порiвняннi моделей зi спостереженнями. ЗН з двома арками рiзної яскравостi пояснюються ґрадiєнтом густини МЗС, чи, бiльш вiрогiдно, ґрадiєнтом мiжзоряного МП, який має компонент, перпендикулярний до радiоарок. ЗН зi збiжними арками пояснюються компонентом ґрадiєнта мiж двома арками (рис. 3). Неоднорiднiсть зовнiшнього МП зумовлює асиметрiї також в рентґенiвському та гама-дiапазонах. Ступiнь асиметрiї залежить вiд деталей прискорення електронiв та вiдрiзняється в рiзних дiапазонах. Найчутливiшими є зображення ЗН в рентґенiвських фотонах, а найменше ґрадiєнт поля помiтний в г-променях.

Рис. 3. Карти радiояскравостi ЗН в неоднорiдному магнiтному полi для моделi з iзотропною iнжекцiєю та незначним контрастом Emax по поверхнi ЗН. Вектори поля i його ґрадiєнта лежать в площинi проекцiї, їх напрямки вказанi на рисунку.

Моделювання нетеплового випромiнювання ЗН, яке базується на певних теоретичних припущеннях, є важливою складовою вивчення по- ведiнки КП в околi сильних беззiткнювальних нерелятивiстських УХ. Суттєвим також є iнший напрям дослiджень, а саме: аналiз експериментальних даних, модельно-незалежнi методи тестування гiпотез та оцiнки параметрiв за використання результатiв спостережень.

Роздiл 5 присвячений експериметальним методам вивчення властивостей КП в конкретному ЗН, а саме в залишку SN 1006.

Результати його спостережень в жорсткому гама-дiапазонi системою черенковських телескопiв HESS були опублiкованi в [82]. В пiдроздiлi 5.1 описано спостереження SN 1006 в радiо- i рентґенiвському дiапазонах.

Нову радiокарту SN 1006 одержано на основi обробки архiвних даних з телескопiв VLA i Parkes. Зображення вiдтворює випромiнювання усiх просторових структур з кутовим масштабом вiд кiлькох кутових секунд до 15 кутових мiнут (рис. 4).

Рис. 4. Зображення SN 1006 в радiодiапазонi на частотi 1.5 ГГц (зверху лiворуч), в рентґенiвському з енергiями фотонiв 0.5-0.8 кеВ (зверху праворуч) та 2-4.5 кеВ (знизу лiворуч). “Чисте” теплове зображення SN 1006 в дiапазонi 0.5-0.8 кеВ показано знизу праворуч.

Проведено обробку спостережень SN 1006 рентґенiвською обсерваторiєю XMM-Newton. Здiйснено просторово-роздiлений спектральний аналiз ряду регiонiв, що покривають увесь край ЗН. Виявлено азимутальнi розподiли ряду параметрiв, якi будуть використанi для вивчення властивостей електронiв, прискорених в ЗН, та магнiтного поля. Одержано карти SN 1006 в рентґенiвських променях з рiзними енергiями (рис. 4). Зображення вiдрiзняються суттєво, що свiдчить про вiдмiнне походження рентґенiвського випромiнювання: в м'якому дiапазонi до- мiнує теплове випромiнювання, а в жорсткому - синхротронне випромiнювання релятивiстських електронiв. Результати застосовано до ство- рення “чистого” теплового зображення SN 1006 в дiапазонi 0.5-0.8 кеВ (шляхом видалення вкладу нетеплового компонента). Це зображення (рис. 4) значно вiдрiзняється вiд вихiдного зображення в цьому дiапазонi, особливо поблизу яскравих арок, що свiдчить про помiтний вклад випромiнювання прискорених електронiв навiть в областi м'якого рентґену. Цей факт є важливим для вивчення розподiлу матерiалу, який зумовлює теплове випромiнювання, зокрема структури речовини зорi, яка була викинута пiд час спалаху наднової.

В подальших пiдроздiлах (пiдроздiли 5.2-5.3) запропоновано новий метод моделювання розподiлу поверхневої яскравостi ЗН в гама-дiапазонi на основi його радiо- та рентґенiвської карт та розроблено новий метод визначення тривимiрної орiєнтацiї мiжзоряного МП; обидва методи застосовано для SN 1006. Наприкiнцi (пiдроздiл 5.4), за використання спостережуваних даних в радiо-, рентґенiвському та г-дiапазонах, накладено обмеження на властивостi КП i МП в SN 1006.

Розташування яскравих та темних областей в жорстких рентґенiвських i г-променях добре корелює в RX J1713.7-3946, Vela Jr., SN 1006. Тому можливо, що г-випромiнювання в цих ЗН “вiдслiдковує” тi ж структури, що зумовлюють синхротронне випромiнювання електронiв. За такого сценарiю, електрони з енергiями в десятки й сотнi ТеВ можуть бути вiдповiдальними як за рентґенiвське (синхротрон), так i за г-випромiнювання (зворотний Комптон-ефект). В пiдроздiлi 5.2 ця можливiсть дослiджується шляхом розробки та застосування модельно-незалежного методу побудови гама-зображення, яке матиме залишок, якщо в г-дiапазонi домiнуватиме випромiнювання релятивiстських електронiв через зворотний Комптон-ефект. Метод використовує радiокарту ЗН та результати просторово-роздiленої рентґенiвської спектроскопiї (з метою виявлення властивостей просторового розподiлу релятивiстських електронiв). Карта SN 1006, побудована за використання методу, добре корелює з зображенням, одержаним HESS [82]. Отже, подiбнiсть карт в радiо-, жорсткому рентґенiвському та гама-дiапазонах може розглядатися як свiдчення того, що г-випромiнювання SN 1006, яке спо- стерегла система HESS, є лептонного походження.

Розподiл радiояскравостi ЗН залежить вiд кута ц_o мiж магнiтним полем i променем зору. Цю властивiсть використано в пiдроздiлi 5.3 для розробки нового методу, який дозволяє визначити тривимiрну орiєнтацiю мiжзоряного магнiтного поля. В основi методу є порiвняння теоретичних та експериментальних азимутальних розподiлiв поверхневої яскравостi в радiодiапазонi. Метод застосовано до радiокарти SN 1006 (рис. 5). Оскiльки не вiдомо, як змiнюється ефективнiсть iнжекцiї по поверхнi ЗН, розглянуто три моделi iнжекцiї. Знайдено, що спостережуванi данi найкраще узгоджуються з такими кутами: цo = 70^o ± 4.2^o у

Рис. 5. Азимутальний розподiл радiояскравостi в SN 1006. Теоретичнi роз- рахунки показано лiнiями для рiзних кутiв цo та трьох моделей iнжекцiї: квазi-паралельної (а), iзотропної (б) та квазi-перпендикулярної (в). Данi спо- стережень показано з похибками в межах 1у.

випадку iзотропної iнжекцiї, ц_o = 64^o ± 2.8^o для квазi-перпендикулярної та ц_o = 11^o ± 0.8^o для квазi-паралельної iнжекцiї. В останньому випадку SN 1006 повинен бути яскравим в центрi проекцiї, що суперечить спостереженням. Отже, наш аналiз заперечує можливiсть реалiзацiї квазi-паралельного сценарiю в цьому ЗН.

В пiдроздiлi 5.4 представлено новий пiдхiд до порiвняння моделей зi спостереженнями. Просторовi розподiли характеристик випромiнювання SN 1006 використовуються для накладання обмежень на кiнетику електронного компонента КП i на властивостi МП. Радiальнi профiлi яскравостi в радiодiапазонi використано для накладання обмежень на можливi значення еволюцiйного параметра b (е V ?b ): ?1 ? b ? 0. Азимутальний розподiл частоти обрiзання рентґенiвського спектру дозволив визначити модель максимальної енергiї електронiв: 1) вона фiксується обмеженим часом прискорення; 2) вiдношенням середньої довжини вiльного пробiгу до ларморового радiуса електрона з = 1.5; 3) на паралельних дiлянках УХ E_max = 7 ТеВ; 4) вона є вищою в 3.25 рази на перпендикулярних дiлянках. Радiальнi профiлi яскравостi в жорсткому рентґенiвському дiапазонi узгоджуються з ефективним магнiтним полем в SN 1006 в 32 µГс, що добре узгоджується з оцiнками в “лептоннiй” моделi з [82]. Одержано вирази для радiо-, рентґенiвського та гама-спектрiв випромiнювання вiд усього ЗН у формi, що вказує, якi параметри вiдповiдають за форму, а якi за амплiтуду спектрiв. Показано, що розроблена модель забезпечує також узгодження розрахованих спектрiв зi спостереженнями.

...