Глава IX. Вспышки сверхновых в нашей Галактике | Оглавление | Глава XI. Пульсары - еще один вид реликтов сверхновых
Глава X. РЕЛИКТЫ ОБОЛОЧЕК СВЕРХНОВЫХ
Крабовидная туманность и другие
Мы уже говорили, что история исследования сверхновых в нашей Галактике тесно связана с изучением вспышки 1054 г. и ее остатка - Крабовидной туманности. Это первая туманность, у которой было обнаружено расширение, начавшееся во время вспышки сверхновой. Она оказалась также первым сильным источником радиоизлучения, совпавшим с газовым остатком в нашей Галактике. Но этим не исчерпываются открытия, прославившие Крабовидную туманность. Она оказалась еще и первым объектом за пределами Солнечной системы, в котором обнаружено сильное рентгеновское излучение. В центре туманности одна из сравнительно слабых звездочек оказалась уникальным по свойствам объектом - звездным остатком сверхновой.
В этой главе мы познакомимся подробнее с газовыми остатками сверхновых, образовавшимися в результате выброса расширяющихся оболочек, а со звездными реликтами сверхновых встретимся в следующей главе.
Итак, почти каждый шаг в изучении остатков сверхновых начинается с Крабовидной туманности. Это, очевидно, связано с тем, что она самый близкий из молодых объектов такого рода. Как правило, если мы хотим привести яркий пример остатка сверхновой, то обычно вспоминаем Крабовидную туманность. Однако изучение остальных молодых и старых остатков показало, что в случае Крабовидной туманности мы имеем скорее не типичный, а уникальный по целому ряду свойств объект, непохожий по существенным чертам на остальные.
Вообще остатки оболочек сверхновых очень разнообразны по виду на фотографиях, но более или менее сходны по свойствам радиоизлучения. Современные радиотелескопы позволяют получать подробные так называемые радиоизображения остатков сверхновых. Сочетание фотоснимка с таким радиоизображением наиболее правильно и наглядно характеризует вид остатка сверхновой.
Крабовидная туманность на снимках получается неоднородным газовым сгустком, в котором проступает сеть тонковолокнистых красных прожилок, создающих рисунок, напоминающий краба (рис. 27). Это волокнистое строение туманности особенно четко получается на снимках, полученных с красными фильтрами. Аморфная же масса туманности, видная между прожилками, имеет непрерывный спектр и создает 80% излучения туманности. Ее яркость возрастает к центру туманности. Таким же возрастанием к центру характеризуется и яркость радиоизлучения этого объекта (рис. 28). А в центре туманности, как уже упоминалось, обнаружен звездный остаток сверхновой.
Рис. 27. Фотография Крабовидной
туманности. Снимок сделан на фотографической эмульсии, хорошо чувствительной к
красным лучам. Видны многочисленные прожилки газовых волокон и слабый аморфный
фон туманности. Стрелкой отмечена звезда, оказавшаяся пульсаром.
Кривая блеска сверхновой 1054 г. свидетельствует, что ее остаток (Крабовидная туманность) является остатком сверхновой II типа. В наших окрестностях Галактики обнаружен еще десяток таких радиоисточников с концентрацией яркости к центру. Они названы "плерионами". Число их, возможно, еще больше, если плерионами окажутся некоторые компактные галактические радиоисточники.
Типичными остатками сверхновых I типа являются оболочечные радиоисточники. Ряд таких остатков сверхновых найден в соседней неправильной галактике - Большом Магеллановом Облаке. Как мы знаем, в неправильных галактиках наблюдались вспышки только сверхновых I типа. Это лишний раз свидетельствует, что оболочечные радиоисточники - остатки сверхновых I типа.
Рис. 28. Фотография
Крабовидной туманности с наложенными на нее линиями равной яркости
радиоизображения на длине волны 11 см.
Оболочечным остатком сверхновой является и знакомый нам объект Кассиопея А. Хотя возраст этого остатка почти такой же, как Сверхновых Браге и Кеплера, он значительно превосходит их мощностью радиоизлучения и скоростью расширения оболочки. На снимках, полученных с красным фильтром на 5-метровом телескопе, заметно, что оптические детали этого остатка не образуют сплошной аморфной туманности, а состоят из мелких сгустков и волокон. Эти детали являются уникальной особенностью Кассиопеи А. Как видно из рис. 29, остаток сверхновой в радиоизлучении представляет собой горячую расширяющуюся оболочку, наиболее яркими частями которой являются толстые стенки, видимые сбоку. На фотографии же эта яркая в радиоизлучении оболочка совсем не видна. Масса Кассиопеи А равна примерно массе Солнца, тогда как у обычных остатков сверхновых оболочки составляют десятые доли массы Солнца.
Рис. 29. Фотография Кассиопеи А
(негатив).
Видны сгустки и волокна. На снимок наложены линии равной яркости
радиоизображения источника на волне 11 см.
Является ли Кассиопея А остатком сверхновой I типа? По-видимому, да. Но такие массивные оболочки сверхновых не могут образовываться в эллиптических звездных системах, где все звезды старые и маломассивные. В случае Кассиопеи А мы встречаемся со взрывом звезды, масса которой составляет несколько масс Солнца. И все же это может быть сверхновая I типа. Дело в том, что в эллиптических галактиках вспыхивают сверхновые I типа только старших фотометрических классов (от 9-го и более).
Рис.
30. Волокнистая туманность в Лебеде. Ее угловые размеры около 3
градусов.
А сверхновые I типа младших классов (6 - 8) встречаются только в спиральных звездных системах. Они могут соответствовать взрывам массивных звезд.
Типичным старым остатком сверхновой считается система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя, тоже показывающая характерное для подобных объектов радиоизлучение, расширение и оболочечную структуру (рис. 30). Известно еще несколько объектов, имеющих волокнистую структуру на снимках и оболочечную-в радиоизлучении (табл. 14). Всего к 1985 г. оптические детали найдены у 40 из 135 остатков сверхновых нашей Галактики. Но большинство старых остатков не имеет следов туманностей, и их удается опознать только по типичному для остатков сверхновых нетепловому радиоизлучению и оболочечной структуре радиоисточника. Остатки сверхновых найдены в соседних галактиках - в обоих Магеллановых Облаках и в туманности Андромеды.
| Таблица 14. Некоторые известные остатки галактических сверхновых | ||||||||
| Название остатка сверхновой | Вид, структура остатка | Расстоя- ние, кпс | Диаметр, пс | Возраст к 1980 г., лет | Рентгеновское излучение в интервале 1-10 кэВ | Оценка
средней скорости расшире- ния, км/с | ||
| на снимке | по радионаблю- дениям | светимость, 1035 эрг/с | темпера- тура, млн. кельвинов | |||||
| Кассиопея A | См. рис. 29 | Оболочечная | 3 | 3.5 | 327 | 30 | 13 и 60 | 5500 |
| Сверхновая Кеплера | Несколько волокон | Оболочечная | 10 | 6.6 | 376 | 14 | 6 | 8600 |
| Сверхновая Браге | Несколько волокон | Оболочечная | 5 | 10.7 | 408 | 70 | 6 и 40 | 5000 |
| Сверхновая 1181 г. | Одно волокно | Сердцевидное | 8 | 12 | 799 | 5 | - | 7300 |
| Крабовидная туманность | См. рис. 27 | - | 2 | 3 | 926 | 30 | 6 | 1200 |
| Сверхновая 1006 г. | Несколько волокон | Оболочечная | 4 | 40 | 974 | 0.1 | 2 и 20 | 1800 |
| Сверхновая 185 г. | Несколько волокон | Оболочечная | 2.5 | 28 | 1795 | 17 | 6 | 600 |
| Возничий IC 443 | Волокнистая туманность | Оболочечная | 1.5 | 20 | 3000 | 0,5 | 10 | 700 |
| Корма A | Волокнистая туманность | Оболочечная | 2 | 20 | 6000 | 10 | 4 и 13 | 800 |
| Паруса X | Волокнистая туманность | Оболочечная | 0.5 | 30 | 8000 | 8 | 2 и 4 | 500 |
| Лебедь | См. рис. 30 | Оболочечная | 0.8 | 30 | 10000 | 0.2 | 2-3 | 390 |
| Кассиопея HB 21 | Волокнистая туманность | Оболочечная | 1 | 35 | 70000 | 0.1 | 0.7 | <200 |
Мы уже говорили о расширении остатков сверхновых. Оно измерено непосредственно только у нескольких объектов. Например, только у трех упомянутых выше типичных остатков - Крабовидной туманности, Кассиопеи А и волокнистой туманности в Лебеде - пока удалось измерить расширение объектов не только по лучевым скоростям волокон, но и по систематическому перемещению этих деталей во все стороны на фотографиях, полученных в разные годы. Как можно видеть из данных табл. 14, весьма высокую скорость расширения имеет Кассиопея А. Крабовидная туманность, несмотря на свою относительную молодость, имеет умеренную скорость расширения, а у старых остатков она вообще невелика. Нужно отметить, что в Кассиопее А есть сгустки, не участвующие в быстром расширении.
Знакомясь с новыми звездами, мы отмечали, что по измерениям видимого расширения и лучевой скорости разлета материала оболочки можно надежно находить расстояние до объекта. Этим путем найдены расстояния и для трех наиболее исследованных остатков сверхновых. В случае Кассиопеи А и волокнистой туманности в Лебеде оболочка по форме близка к сферической. Не так получается в случае Крабовидной туманности, которая на снимках и в радиоизлучении имеет эллиптическую форму.
По направлениям перемещений волокон на снимках, полученных в разные эпохи, можно найти точку разлета, т. е. место, где находилась звезда в момент взрыва. Если расстояние, пройденное волокнами от точки разлета, разделить на их скорости, то получим время, прошедшее с начала разлета, при условии, что расширение оболочки шло равномерно. Но в случае Крабовидной туманности обнаружилось неожиданное расхождение: по скорости разлета волокон начало разлета относится к 1140 г. вместо 1054 г.! Это свидетельствует о том, что туманность расширяется с ускорением. Величина его очень невелика: всего 0.01-0.02 см/с2. Причину возникновения ускорения в свое время указал С.Б. Пикельнер: это воздействие на вещество туманности ее магнитного поля и космических лучей. С открытием звездного остатка в туманности стал понятным источник этого магнитного поля и космических лучей.
А ускоряются ли волокна в Кассиопее А? Анализ расширения системы ее волокон свидетельствует о том, что разлет начался в 1653 г. с точностью около трех лет. В эту эпоху европейские астрономы уже обладали телескопами, но никакой вспышки в не заходящем для наших широт созвездии Кассиопеи не видели. Обычно это объясняют сильным межзвездным поглощением в направлении этой сверхновой. Приводился, например, такой довод: в спектрах газовой детали Кассиопеи А, состоящей только из ярких линий без непрерывного спектра, нет ярких ультрафиолетовых запрещенных линий ионизованного кислорода, или они очень слабы, потому что межзвездное поглощение в первую очередь "съедает" излучение ультрафиолетовой области спектра.
В то же время, как мы уже говорили, стали известны корейские астрономические записи XVI в., в которых говорится, что в 1592 г. произошла вспышка в той части созвездия Кассиопеи, где теперь находится остаток. П. Броше полагает, что это и была вспышка Кассиопеи А. Между тем даты начала разлета и вспышки отличаются на 60 лет, поэтому ускорение разлета волокон должно быть выше, чем у Крабовидной туманности, но оно не обнаружено. Большинство астрономов сомневается, что корейцы видели вспышку именно Кассиопеи А.
Физические условия в остатках сверхновых
Кое-какую информацию об условиях в сверхновых дает изучение внешнего вида остатка, обнаружение его расширения и структуры радиоизлучающей области в нем. Но главные сведения о них приносит анализ излучения. С этой целью исследуются спектры газовых сгустков, радиоизлучение остатков по мощности и по характеру спектра, а также рентгеновское излучение. И в конце концов они все вместе обрисовывают нам какую-то картину физических условий в типичном остатке сверхновой.
Спектры волокон и сгустков, встречающихся в остатках сверхновых, состоят из ярких линий водорода и ряда запрещенных линий, типичных для горячих газовых туманностей и оболочек новых звезд. Но если в центре обычной газовой туманности находится заметная очень горячая звезда, а в случае новой звезды, вероятнее всего, - тесная двойная звезда, то в центре остатка сверхновой долгое время не находили звезды, которая была бы способна поддерживать свечение этой туманности, и только недавно стало известно, что в центрах двух остатков сверхновых находятся объекты необычной природы - ультракарликовые нейтронные звезды, поддерживающие температуру и необычный по характеру режим излучения в остатках сверхновых.
В тех случаях, когда в оболочке остатка имеются клочки светящегося газа, можно получить и изучить спектры этих слабых деталей. Для этой цели стали применять электронно-оптические преобразователи и интерферометры Фабри - Перо. Этим путем московский астрофизик Т.А. Лозинская получила многочисленные спектры деталей в 14 объектах, удвоив число до сих пор спектрально исследованных остатков сверхновых. Когда же остаток оптически не наблюдается, можно лишь заключить, судя по радиоизлучению, что оболочка остатка наполнена горячим ионизованным газом, или, как его называют, плазмой.
По аналогии с газовыми туманностями, по яркости линий в спектрах сгустков можно выяснить конкретные условия, в каких эти линии возникали. Так же как в спектрах новых звезд, здесь встречаются два рода линий. Одни чувствительны к изменению электронной температуры в газовом волокне и служат поэтому для определения температуры, а другие чувствительны к изменению электронной концентрации и дают возможность ее оценить (в разных волокнах одного и того же остатка она может составлять от 3 000 до 300 электронов на 1 см3).
Однако с установлением электронной температуры волокон дело не так просто. Одни линии в их спектрах указывают температуру около 50 000 К, а другие - только 15000 К. Оказалось, что в волокне почти рядом сосуществуют два температурных слоя: разреженный горячий и плотный холодный, а между ними резкий переход. Почему это так, было объяснено С.Б. Пикельнером. По газовой оболочке сверхновой из места взрыва движутся волны сжатия. Там более знакома их разновидность-звуковые волны, но волны сжатия в сверхновой отличаются тем, что их скорость выше возможной в этой газовой среде для звуковых волн. Такие волны, движущиеся со скоростями, превышающими скорость звука, называют ударными.
В области, через которую прошла ударная волна, повышается температура газа (энергия движения волны сжимает газ и превращается в тепловую). Высокая тепловая энергия ударной волны в месте ее прохождения вызывает свечение газа. Сначала газ нагревается до высокой температуры, а потом постепенно остывает и сжимается. Поэтому основное излучение идет из слоя с температурой 15 000 - 30 000 К. А ионизация элементов, дающая запрещенные линии, происходит в тонком слое-горячего газа за фронтом (границей) ударной волны.
Предметом особых забот астрофизиков является выяснение химического состава газа в остатках сверхновых. В волокнах Крабовидной туманности Л. Волтье (Нидерланды) обнаружил двух-трехкратный избыток гелия по равнению с его содержанием в обычном межзвездном газе, а ван ден Берг вместе с мексиканским астрономом М. Пеймбертом нашли в Кассиопее А, в ее медленно движущихся газовых сгустках, избыток азота, а в быстро движущихся волокнах - семикратный избыток кислорода и аргона.
Если бы газ в сгустках и волокнах остатков сверхновых был бы просто межзвездным газом, который обжат продуктами взрыва сверхновой, то его химический состав не был бы таким странным. Зато если этот газ был бы выброшен из сверхновой и являлся частью продуктов ее взрыва, то избыток некоторых химических элементов в таком газе вполне понятен с точки зрения звездной эволюции, завершенной звездой перед взрывом. Следует все же заметить, что изучение химического состава вещества волокон и сгустков началось совсем недавно и предстоит еще во многом разобраться, прежде чем сделать окончательные выводы.
Самой характерной особенностью остатков сверхновых является, пожалуй, их радиоизлучение. Как мы уже знаем, новые звезды испускают слабое радиоизлучение, связанное с высокой температурой их оболочек при вспышках. Остатки же сверхновых принадлежат к числу сильнейших радиоисточников нашей Галактики, если не считать, конечно, самого ядра Галактики. Принципиальной особенностью радиоизлучения остатков является то, что оно не имеет теплового характера, т. е. его интенсивность систематически возрастает с длиной волны.
Объяснение нетепловому радиоизлучению остатков сверхновых было дано И.С. Шкловским. В остатке, указывал он, должно быть сильное магнитное поле запутанного характера, удерживающее выработанные, сверхновой космические лучи. По традиции космическими лучами принято называть не электромагнитное излучение, а электроны, позитроны и атомные ядра и их осколки, имеющие скорости движения, близкие к световой, и, следовательно, огромные кинетические энергии. Такие частицы еще называются релятивистскими. Как мы уже говорили в главе II, эти релятивистские частицы движутся по спирали, обвивающей силовые линии магнитного поля, и излучают электромагнитную энергию узким пучком лучей по направлению своего движения. Излучение такого характера мы назвали синхротронным. Хотя большую часть космических лучей высокой энергии составляют атомные ядра, их синхротронное излучение незначительно, главная роль в синхротронном излучении принадлежит позитронам и электронам. Чем больше энергия частиц, тем короче длина волны излучения и меньше их число, поэтому в спектре синхротронного излучения интенсивнее область, где излучают релятивистские электроны с умеренными и малыми энергиями, т. е. в длинноволновой части спектра. Этим объясняется возрастание с длиной волны интенсивности в спектре синхротронного излучения.
И.С. Шкловский пришел к выводу, что непрерывный оптический спектр, наблюдаемый у Крабовидной туманности, создается более энергичными релятивистскими электронами, т. е. имеет тоже магнитно тормозную природу. Если это так, то излучение Крабовидной туманности было бы поляризованным, т. е. в известной степени "причесанным" - упорядоченным по направлению колебаний световых волн. На эту возможность указывал харьковский астрофизик - И.М. Гордон в 1954 г, В том же году поляризация света Крабовидной туманности была обнаружена В.А. Домбровским и М.А. Вашакидзе. Но радиоизлучение Крабовидной туманности оказалось поляризованным только в области, близкой к ее центру. И.С. Шкловский предполагает, что это связано с сильной запутанностью магнитного поля во внешних частях туманности. Открытие поляризации излучения Крабовидной туманности полностью подтвердило синхротронный характер ее непрерывного оптического и радиоволнового излучений.
В самом центре Крабовидной туманности, как мы увидим далее, обнаружены еще два удивительных источника радиоизлучения. Один из них-пульсар, а другой - радиоисточник размерами 0.001 пс. Имеются предположения, что этот компактный радиоисточник - рассеянное излучение пульсара в ближайших к нему окрестностях туманности.
Мы познакомились с видимым и радиоволновым излучениями. Кроме них в остатках
сверхновых обнаружено чрезвычайно коротковолновое излучение, называемое
рентгеновским и гамма-излучением. Собственно рентгеновским излучением является
излучение с длинами волн от 900 до 0.12 
, а более короткое. -
гамма-излучением. Но чаще для описания этих излучений используют энергетические
единицы - килоэлектронвольты (кэВ), мегаэлектронвольты (1 МэВ = 1000 кэВ) и т.
д. Между длинами волн излучения и энергиями фотонов Е имеется
простое соотношение: . Таким образом,
рентгеновская область заключена между 0.01 кэВ и 100 кэВ, а излучение с
фотонами более высокой энергии относится к гамма-области.
Рентгеновское и гамма-излучения могут быть, как и оптические, тепловыми (что соответствует температурам плазмы в миллионы Кельвинов) и нетепловыми (например синхротронными).
Впервые рентгеновское излучение остатков сверхновых было открыто с помощью ракетных экспериментов в 1963 г., когда в направлении Крабовидной туманности был обнаружен интенсивный источник такого излучения. С тех пор исследования, проводимые с ракет и аэростатов, позволили детально изучить его спектр от 0.15 кэВ до 1 миллиона МэВ (далее интенсивность источника уже ниже предела чувствительности аппаратуры). В излучении, идущем из внутренней зоны туманности, преобладает нетепловое синхротронное излучение, а на периферии туманности обнаружены следы мягкого (т. е. с энергиями ниже 2 кэВ) рентгеновского излучения теплового характера.
Мягкое тепловое рентгеновское излучение найдено и у Кассиопеи А и у остатка Сверхновой Тихо Браге. Оно соответствует температурам в несколько десятков миллионов кельвинов и порождается плазмой в их оболочках. В 1970 г. было обнаружено мягкое рентгеновское излучение близкого к нам старого остатка - волокнистой туманности в Лебеде, а позже и ряда других подобных ему остатков. Здесь температуры плазмы в оболочках от 2 до 10 млн. Кельвинов. К 1985 г. рентгеновское излучение зарегистрировано от 33 остатков сверхновых в нашей Галактике.
В 1964 г. И.С. Шкловский пришел к заключению, что в остатках сверхновых на
поздних стадиях могут существовать условия для излучения линий, расположенных в
рентгеновской области спектра. При температуре в 4 млн. кельвинов очень
заметное излучение будет давать линия "водородоподобного" иона кислорода (т. е.
имеющего возле ядра только один электрон). Ее длина волны 19 .
Исследования рентгеновского излучения волокнистых туманностей в Лебеде и в
Корме, проведенные недавно, блестяще подтвердили это предсказание.
Измерение интенсивности мягкого рентгеновского излучения в нескольких участках его спектра позволяет определить температуру плазмы позади фронта ударной волны в остатке сверхновой. Это открыло важные дополнительные возможности исследования физических условий в остатках. Температура плазмы пропорциональна квадрату скорости ударной волны, откуда можно вычислить и скорость расширения остатка. Следовательно, ее мы можем найти уже двумя путями: по лучевым скоростям его оптически наблюдаемых деталей и по температуре его плазмы
Серьезным испытанием достоверности оценок температуры плазмы, сделанным по рентгеновскому излучению остатка, явилось сравнение обеих оценок скорости расширения оболочки волокнистой туманности в Лебеде. (Сначала обнаружилось явное расхождение: по температуре плазмы скорость должна быть порядка 300 км/с, а по спектральным измерениям волокна имели скорость не более 120 км/с. Правда, когда в 1970 г. В.Т. Дорошенко исследовала скорости газа этой туманности с помощью интерференционной спектроскопии, следы высоких скоростей обнаруживались, но только в 1976 г. Р. Киршнер и К. Тейлор в США и Т.А. Лозинская и В.Т. Дорошенко в СССР твердо установили спектрально наличие в этой туманности газа, движущегося со скоростями, требуемыми высокой температурой плазмы. Теперь ни высокие температуры, ни определяемые по ним высокие скорости расширения оболочек сомнений не вызывают.
Естественно, чем старше остаток, тем слабее его рентгеновское излучение и ниже температура плазмы. Среди близких к нам остатков сверхновых имеется несколько таких "великовозрастных", например, большая волокнистая туманность Симеиз 147 в Тельце, обладающая нетепловым радиоизлучением. У них настолько низок уровень рентгеновского излучения, что его обнаружить не удается.
Эволюция остатка оболочки сверхновой
В ранний период расширения оболочки разлет ее вещества вскоре становится равномерным, как говорят, инерционным. Хотя некоторое количество энергии на протяжении дальнейшей эволюции оболочки и поступает в нее непрерывно из пульсара, а известная доля энергии расходуется ею на излучение, эти потери и поступления невелики по сравнению с энергией, сообщенной оболочке при взрыве. Другими словами, несколько десятков тысяч лет оболочка сверхновой движется по законам расширения материала при сильном взрыве.
В физике процесс расширения или сжатия газа, в котором используется аккумулированная им энергия без существенных пополнений или потерь, называется~адиабатическим. Закономерности адиабатического процесса газа особенно просты, и это облегчило изучение эволюции оболочек сверхновых.
Но по мере расширения остатка оболочки сверхновой начинает сказываться влияние разреженного межзвездного газа. Масса оболочки увлекает встречающийся межзвездный газ, делясь с ним своей кинетической энергией, другими словами, сообщая ему скорость, и в конечном счете тормозится сама. Расширение оболочки идет с высокой скоростью, превышающей скорость звука, следовательно, ее сопровождает ударная волна. За ударной волной, как мы знаем, остается область высоконагретой плазмы, которая сравнительно медленно остывает за счет излучения в рентгеновской и ультрафиолетовой областях спектра.
Когда температура плазмы в оболочке сверхновой снижается до нескольких миллионов Кельвинов, начинает сказываться химическая однородность плазмы. Из наиболее распространенных химических элементов - водорода, гелия и кислорода - первым в плазме начинает обзаводиться одним электроном ион кислорода. В излучении атом кислорода с единственном электроном ведет себя во многом аналогично водороду. В частности, как мы уже знаем, на волне 19 он испускает интенсивную линию, аналогичную первой лаймановской линии водорода. С момента, когда появляются водородоподобные ионы кислорода и других элементов, начинается большая утечка энергии оболочки на излучение в линии 19 и ей подобных. Это знаменует конец адиабатической стадии эволюции оболочки.
Подробные расчеты структуры расширяющейся оболочки сверхновой в адиабатической стадии показали, что она имеет толщину примерно в одну десятую радиуса оболочки, а внутренняя полость заполнена очень горячей разреженной плазмой, оптически незаметной, но активной в ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра.
А как эволюционирует радиоизлучение оболочки сверхновой? Мы уже знаем, что оболочка сверхновой имеет запутанное магнитное поле, которое удерживает образовавшиеся в сверхновой космические лучи. Последние, представляя собой релятивистские заряженные частицы, испускают в. магнитном поле известное нам синхротронное излучение. По теории радиоизлучения остатков сверхновых, разработанной И.С. Шкловским, все релятивистские частицы в остатке уменьшают со временем в одинаковом отношении энергию. В таком случае, предположив, что полное число релятивистских частиц и полное число магнитных силовых линий оболочки сохраняется постоянным, можно найти закон изменения интенсивности радиоизлучения в зависимости от радиуса расширяющейся оболочки или от ее возраста, если ее расширение еще не заторможено межзвездной средой. Эта закономерность полностью подтвердилась наблюдениями радиоизлучения остатков сверхновых.
Важным подтверждением теории Шкловского было обнаружение предсказанного ею систематического ослабления потока радиоизлучения от молодых остатков сверхновых. Для Кассиопеи А теория предсказывала ослабление радиоизлучения на 1.7% в год, а наблюдения дали оценки от 0.85% до 2.24% в прекрасном согласии с предсказанием. Для Крабовидной туманности потери излучения предполагались всего в 0.3% в год, а предварительные наблюдения дают 0.47% с возможной погрешностью около 0.38%.
И.С. Шкловский на основании своей теории дал формулы для оценок расстояний до старых остатков сверхновых по видимым угловым размерам и яркости их радиоизлучения. Благодаря этому почти для любого остатка сверхновой можно находить расстояние.
Оценка возраста старых остатков сверхновых пока остается труднейшей проблемой. Положение существенно изменяется лишь теперь, когда стало возможным определять температуру плазмы в остатках по их рентгеновскому излучению, а по температуре находить скорость расширения остатка. Для волокнистой туманности в Лебеде получился возраст около 10 тыс. лет. Однако остатки старше этой туманности уже не имеют заметного рентгеновского излучения и их возраст пытаются оценивать по яркости их радиоизлучения, пользуясь выводами теории Шкловского.
Другой путь определения возраста, средних скоростей и диаметров остатков следует из установленного Т.А. Лозинской важного факта, что остатки сверхновых можно рассматривать как эволюционную последовательность однородных объектов, продолжающих адиабатически расширяться в межзвездной среде разной плотности.
Итак, остаток сверхновой расходует доставшуюся ему энергию взрыва на расширение и торможение в межзвездной среде, на свечение и радиоизлучение. Но без пополнения энергии от мощного источника здесь все же не обойтись. Расход энергии у молодых остатков сверхновых оказывается так велик, что для ее пополнения нужна постоянная инжекция - приток энергии.
В обычных горячих газовых туманностях источником энергии является центральная звезда, снабжающая туманность ультрафиолетовыми квантами. Такой горячей звезды в молодых остатках сверхновых нет. Но в центре ближайшего молодого остатка сверхновой - Крабовидной туманности - находится слабая звездочка 16-й величины. Если она является обыкновенной звездой, скажем звездой главной последовательности, то ее энергии мало для поддержания свечения туманности. Кроме того, откуда в туманности появляются релятивистские электроны, мощное рентгеновское излучение в центре? Все это свидетельствует о том, что центральная звездочка в туманности не является обычной, а имеет совершенно удивительные свойства. Она должна быть, судя по ее слабому блеску, карликовой, но очень богатой энергией.
Но существуют ли в природе такие объекты? Ведь свойства, которые астрономы приписывали центральной звезде Крабовидной туманности,- всего лишь предсказание, требующее доказательств на независимых объектах, а в других молодых остатках сверхновых никаких подозрительных центральных звезд не обнаружено. И все же доказательства были получены. Об этом - в следующей главе.
Глава IX. Вспышки сверхновых в нашей Галактике | Оглавление | Глава XI. Пульсары - еще один вид реликтов сверхновых
|
Публикации с ключевыми словами:
новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар
Публикации со словами: новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
