Синхротронное излучение возникает при движении релятивистских заряженных частиц в магнитном поле. В отличие от классического циклотронного излучения, где скорость частицы невелика и спектр строго дискретен, релятивистские частицы испускают непрерывный спектр электромагнитных волн. Причиной этого является релятивистское сжатие излучаемого импульса и направленное излучение в узкий конус, угол раскрытия которого порядка 1/γ, где γ — лоренцевский фактор.
Основной механизм таков: заряд, движущийся по спирали вокруг силовых линий магнитного поля, испытывает центростремительное ускорение. Согласно электродинамике, ускоренное движение приводит к излучению электромагнитных волн. При больших энергиях частицы испускаемое излучение концентрируется вдоль направления её скорости и становится значительно более интенсивным по сравнению с нерелятивистским случаем.
Спектр синхротронного излучения не состоит из отдельных линий, а представляет собой широкий континуум, максимум которого определяется критической частотой
$$ \omega_c = \frac{3}{2} \, \gamma^3 \, \omega_B \, \sin\alpha , $$
где
Эта частота определяет диапазон спектра, где наблюдается основная интенсивность излучения. Для электронов с энергиями порядка нескольких ГеВ в магнитных полях межзвёздной среды (B ∼ μГс) синхротронное излучение лежит в радиодиапазоне, тогда как для более сильных полей, например в окрестностях нейтронных звёзд и пульсаров, оно смещается в рентгеновскую и гамма-область.
Интенсивность излучения на частоте ω описывается функцией
I(ω) ∝ ∫ω/ωc∞K5/3(x) dx,
где K5/3 — модифицированная функция Бесселя второго рода. Этот закон обеспечивает характерное поведение спектра: спад по степенному закону при ω ≫ ωc и рост при малых частотах.
Синхротронное излучение обладает высокой степенью поляризации, что делает его важным диагностическим инструментом в астрофизике. В однородном магнитном поле теоретическая степень линейной поляризации может достигать 70–75%. В реальных условиях межзвёздной среды она уменьшается вследствие турбулентности магнитных полей и эффекта Фарадеевского вращения.
Поляризационные характеристики зависят от угла наблюдения и распределения скоростей частиц. Наблюдения радиогалактик, остатков сверхновых и джетов активных ядер галактик показывают упорядоченные структуры магнитных полей, выявленные именно через синхротронную поляризацию.
Синхротронное излучение играет ключевую роль в энергетическом балансе космических лучей. Энергетические потери частицы можно оценить формулой Лармора в релятивистской форме:
$$ -\frac{dE}{dt} = \frac{2}{3} \frac{e^4 B^2 \gamma^2 \sin^2\alpha}{m^2 c^3}. $$
Потери возрастают как γ2, поэтому для ультрарелятивистских электронов синхротронное торможение становится доминирующим механизмом охлаждения. Это приводит к ограничению максимальной энергии электронов в астрофизических источниках.
Например, в остатках сверхновых оболочках электрон с энергией выше нескольких десятков ТеВ быстро теряет энергию на синхротронное излучение, что формирует характерные радиоспектры с обрезанием на высоких частотах.
Синхротронное излучение является одним из главных индикаторов присутствия релятивистских электронов в астрофизических объектах. Оно наблюдается:
В физике космических лучей синхротронное излучение используется для диагностики:
Наблюдения широкого диапазона синхротронного спектра — от радиоволн до рентгена — позволяют восстанавливать распределение частиц по энергиям и определять процессы, формирующие космические лучи в Галактике и за её пределами.