2 — интенсивность излучения абсолютно черного тела, 
— коэффициент поглощения на данной частоте, l — протяженность источника в направлении луча зрения. Величина l носит название «оптической толщи». При достаточно большой оптической толще | (16.6) |
т. е. вне зависимости от физических свойств источника она будет иметь некоторое совершенно определенное значение, зависящее только от частоты и температуры излучающего ионизованного газа. Если 
1, то формула (16.5) примет вид
 | (16.7) |
так как 
Ne2T-1/2. Характерно, что в этом случае интенсивность излучения не зависит от частоты. Сам элементарный акт излучения сводится к «столкновениям» между электронами и ионами, движущимися с тепловыми скоростями. Тепловое радиоизлучение от областей Н II межзвездной среды, о котором речь шла в § 2, объясняется именно таким способом.
Уже один взгляд на спектр туманностей — остатков вспышек сверхновых, например, Кассиопеи А, говорит о том, что их излучение ничего общего с тепловым не имеет. Последнее на ограниченном интервале изменения 
можно также представить степенным законом F-
, где 
меняется в пределах от 0 до -2, между тем как у остатков сверхновых спектральный индекс положителен (
,5 
1,0) на большом интервале изменения частот (рис. 16.8). Далее, сама величина интенсивности радиоизлучения, особенно на низких частотах, достигает огромного значения. По формуле (16.6) мы всегда можем любой интенсивности привести в соответствие некоторую температуру. Последняя носит название «яркостной температуры» (см. § 4). Оказывается, что на метровых волнах интенсивности Кассиопеи А соответствует яркостная температура в сотни миллионов кельвинов. Между тем, как это следует из формулы (16.6), в случае теплового излучения яркостная температура просто равна температуре газа, которая, как правило, порядка десяти тысяч кельвинов. Нельзя также считать наблюдаемое радиоизлучение тепловым излучением весьма горячего газа за фронтом ударной волны, распространяющейся в остатках сверхновых (см. § 15). Вычисленная на основе наблюдаемого рентгеновского излучения (которое является тепловым) интенсивность радиоизлучения, оказывается, имеет ничтожно малую интенсивность. Кроме того, не следует забывать о полном несоответствии наблюдаемых радиоспектров остатков сверхновых спектрам источников теплового радиоизлучения.
 |
| Рис. 16.8: Радиоспектр туманности Кассиопея А. |
Правильная идея, объясняющая радиоизлучение остатков сверхновых (так же как и большинства других источников космического радиоизлучения), была предложена в 1950 г. шведскими физиками Альвеном и Херлофсоном и, независимо, немецким астрофизиком Кипенхойером. В последующие годы эта идея во всех деталях была разработана главным образом в СССР и доведена до уровня весьма совершенной теории. Ее применение к конкретным астрономическим объектам, в частности, к остаткам сверхновых, оказалось очень плодотворным. На основе новой теории удалось объяснить большое количество астрономических наблюдаемых фактов и предсказать ряд новых, которые полностью подтверждались специально поставленными наблюдениями. Что же это за теория?
Из физики уже давно известно, что если электрон движется во внешнем магнитном поле H, то он излучает характерную частоту H = eH/2
mec, где e — заряд электрона, me — его масса. Это та частота, с которой электрон вращается вокруг перпендикулярных к направлению его скорости силовых линий магнитного поля. Если энергия электрона E очень велика и превосходит его энергию покоя mec2 (такой электрон называется «релятивистским»), то характер излучения претерпевает качественные изменения. Прежде всего такой электрон будет излучать не одну определенную частоту, а непрерывный спектр, т. е. огромное количество тесно примыкающих друг к другу частот, причем максимальная интенсивность его излучения будет приходиться на частоту
 | (16.8) |
Со стороны низких частот, т. е. для m, интенсивность будет медленно расти с частотой как 1/3, а для 
m круто обрываться. Другой важной особенностью излучения релятивистских электронов является его направленность. Почти все излучение релятивистского электрона будет сосредоточено внутри конуса, ось которого совпадает с направлением мгновенной скорости его движения, а угол раствора 
= mec2/E. Излучение такого типа давно известно физикам, работающим на ускорителях. Оно получило удачное название «синхротронного».
Для того чтобы «почувствовать» порядок входящих в формулы синхротронного излучения величин, напомним, что энергия покоя электрона mec2 = 5 
105 эВ, H = eH/2mec = 2,8 106H. Пусть в магнитном поле движется электрон с энергией E = 109 эВ, что соответствует энергии мягких космических лучей. Тогда он будет излучать непрерывный спектр, максимальная интенсивность которого будет приходиться на частоту m = 1,4 106
2H = 1013H. Если напряженность магнитного поля порядка напряженности межзвездных полей, т. е. H10-5, то m108 Гц, чему соответствует длина волны = 3 м. Это характерный диапазон радиоизлучения Галактики. Если бы электрон был нерелятивистским, он излучал бы только одну частоту H30 Гц, чему соответствует длина волны около 10 000 км. Такое излучение с помощью наземных радиотелескопов наблюдать нельзя — вспомним, что ионосфера пропускает только радиоволны более короткие, чем 30 м. Да и космические радиотелескопы, которые, как можно полагать, в недалеком будущем будут установлены на специальных спутниках, такое «сверхдлинноволновое» радиоизлучение от нерелятивистских электронов вряд ли смогут зарегистрировать. Итак, самой «полезной» особенностью релятивистских электронов является их способность излучать сравнительно высокие, доступные наблюдениям частоты в очень слабых магнитных полях.
Мы рассматривали синхротронное излучение только одного релятивистского электрона с данной энергией. В действительности, как показывают результаты исследований первичных космических лучей, состоящих также из релятивистских частиц, последние распределены по энергиям по некоторому степенному закону. Этот закон имеет вид
 | (16.9) |
где N(E > E) означает число частиц в единице объема, энергия которых больше E. Величина 
характеризует энергетический спектр релятивистских частиц. В предположении, что скорости релятивистских электронов ориентированы по отношению к магнитному полю случайным образом, теоретическим путем можно получить формулу, дающую значение интенсивности и спектр синхротронного излучения от множества релятивистских частиц, энергетический спектр которых дается выражением (16.9). Эта важная формула имеет вид