Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Крабовидная туманность

Рис. 1. Крабовидная туманность (NGC 1952).
Несколько тысяч лет назад в нашей Галактике произошёл мощный космич. взрыв. Порождённое взрывом световое излучение достигло Земли в 1054 г. Китайские и японские астрологи отметили в этом году вспышку необычайно яркой звезды в созвездии Тельца. Первоначально звезда была видна даже днём подобно Венере, через 23 дня блеск её настолько уменьшился, что днём она уже не была видна, а примерно через год "исчезла" с неба. Значительно позже, в 18 в., франц. астроном Ш. Мессье обратил внимание на необычный вид туманности в созвездии Тельца и по этой причине поставил её на первое место в своём каталоге туманностей и звёздных скоплений (M1, туманность N 1 в каталоге Мессье). Туманность имеет волокнистую структуру (рис. 1) и по внеш. виду напоминает клешню краба, отсюда и её название. Положение Крабовидной туманности соответствует положению сверхновой 1054 г. Это позволяет с большой достоверностью считать, что К. т. возникла в результате взрыва сверхновой звезды, к-рый наблюдался свыше 900 лет назад.

Рис. 2. а - фотография газовой составляющей
Крабовидной туманности, имеющей сетчато-
волокнистую структуру; получена через
светофильтр, пропускающий излучение азота NII
и линию водорода Н$_\alpha$; видимые размеры
туманности 6'Х4'. б - фотография аморфной
составляющей туманности, излучающей
непрерывный спектр (север внизу).
Интегральная фотографич. звёздная величина К. т. равна 9m, а расстояние до неё ок. 2 кпк. Ажурная волокнистая структура туманности (рис. 2, а) представляет собой оболочку, расширяющуюся, как показывает доплеровское смещение её спектр. линий и изменение положения отдельных волокон, с громадной скоростью ($v\approx$ 1200 км/с). Размеры и скорость расширения К. т. позволяют оценить время её расширения. Оценка даёт ок. 900 лет, что хорошо согласуется со временем, прошедшим с момента наблюдения вспышки сверхновой. Характерно, что расширение происходит не с постоянной скоростью или замедлением, как следовало бы ожидать, а ускоренно (т.е. в начале разлёта скорость была меньше). Этот вывод следует из того, что радиус туманности несколько меньше величины vt, где t - время разлёта. Ускорение равно 0,0016 см/с2 и, как полагают, вызвано давлением магн. поля и релятивистских частиц туманности. Оболочка имеет вид достаточно правильного эллипсоида вращения; видимые угловые размеры его осей составляют 6' и 4' что соответствует 9 и 6 св. годам при расстоянии до К. т. $\approx$2 кпк.

Эмиссионный линейчатый спектр волокон и оболочки К. т. не отличается заметно от излучения обычных газовых туманностей. Ионизованный газ волокон К. т. в основном состоит из водорода с примесью гелия, азота, кислорода, неона, серы и имеет темп-ру $\approx$17000 К. Относительный хим. состав волокон близок к составу планетарных туманностей и межзвёздного газа. Концентрация электронов в волокнах достигает 103 в 1 см3, а ср. плотность газа $5\cdot 10^{21}$ г/см3. Общая масса газа всей системы волокон находится в пределах $0,05-0,1 {\mathfrak M}_\odot$. Излучение волокнистой оболочки составляет только 20% полного излучения К. т., остальные 80% даёт т.н. аморфная масса (рис. 2, б), заключённая внутри оболочки и излучающая непрерывный спектр (без линий излучения или поглощения). Эта аморфная масса имеет клочковато-волокнистую структуру, и на высококачественных фотографиях видно, что она состоит из множества тонких нитей.

Природу излучения аморфной массы помогло раскрыть сильное радиоизлучение К. т. Это излучение генерируется ультрарелятивистскими электронами, движущимися в магн. полях К. т. (см. Синхротронное излучение). Оптич. излучение аморфной массы тоже явл. синхротронным, но оно образуется электронами, имеющими более высокую энергию, чем электроны, дающие радиоизлучение. Синхротронная природа свечения аморфной массы подтверждается сильной поляризацией излучения (рис. 3), т.к. при синхротронном излучении колебания электрич. вектора световой волны перпендикулярны вектору напряжённости магн. поля туманности. По преимущественному положению плоскости поляризации излучения было определено направление магн. поля в разных частях туманности. Оказалось, что поле это довольно регулярно и что нити аморфной массы направлены вдоль силовых линий магн. поля и представляют собой, следовательно, потоки очень быстрых релятивистских электронов, расходующих свою энергию на излучение ("высвечивающихся") при движении по спирали вдоль силовых линий магн. поля. Напряжённость поля, определённая из условия, что плотность его энергии равна плотности энергии релятивистских частиц, составляет 10-3 Э. При такой напряжённости оптич. синхротронное излучение создаётся электронами с энергией 1011-1012 эВ, а радиоизлучение - электронами с энергией 109 эВ.

Рис. 3. Крабовидная туманность, сфотографированная
в различно поляризованном свете;
стрелками на рис. а и б показаны соответствующие
направления колебаний электрического вектора световых
волн (север внизу).
При помощи рентг. телескопа, вынесенного за пределы земной атмосферы, было обнаружено рентг. излучение, идущее из центральной части К. т., а затем была определена и поляризация рентг. излучения К. т. По полученным данным, рентг. излучение К. т. имеет ту же природу, что и синхротронное радио-, оптич. и УФ-излучение. Но оно генерируется электронами ещё более высоких энергий. Электроны, ответственные за радиоизлучение, высвечивают свою энергию за неск. тыс. лет; "оптические" электроны высвечиваются за 50-100 лет, "рентгеновские" - за время меньше года, а электроны, дающие гамма-излучение,- всего лишь за неск. недель. Кроме того, энергия электронов убывает за счёт расширения туманности. Именно малое время жизни "рентгеновских" электронов определяет сравнительно небольшие размеры туманности в этом участке спектра - ок. 2'.

Источником электронов высокой энергии в К. т. могла бы быть звезда - остаток сверхновой. Эту звезду долго не могли обнаружить, хотя и предполагали, что ею может быть одна из двух звёздочек (юго-западная звёздочка), расположенных вблизи центра К. т. и разнесённых в северо-восточном направлении на угловое расстояние 2,9". Юго-западная звёздочка имеет 16-ю звёздную величину и, как теперь установлено, явл. остатком сверхновой.

Фотографии К. т. показывают, что в центральной её части продолжаются активные процессы. Так, на расстоянии ~ 7" к северо-западу от двух центральных звёздочек эпизодически, примерно раз в три месяца, появляются светлые жгуты. Они ориентированы перпендикулярно направлению своего движения, а их скорость достигает 0,1 с. По мере движения яркость жгута уменьшается, и он исчезает при приближении к области макс. яркости К. т. Излучение жгутов почти полностью поляризовано и составляет $\approx$1/1500 потока излучения всей туманности в оптич. диапазоне. Помимо описанного явления, долго не удавалось обнаружить др. виды активности бывшей сверхновой, пока не было установлено, что предполагаемый остаток сверхновой представляет собой пульсар. Радио-, оптическое, рентгеновское и гамма-излучение пульсара К. т. (PSR 0531+21) имеют один и тот же период пульсации $\approx$0,033 с. Открытие пульсара в К. т. явилось прямым подтверждением правильности теории образования Нейтронных звезд при вспышках сверхновых. Сложные, пока до конца не ясные эл.-магн. явления в окрестностях быстровращающейся нейтронной звезды с сильным магн. полем (возможно, до 1012 Э) приводят к генерации быстрых частиц, к-рые в дальнейшем поступают в туманность. Излучение этих частиц при движении в магн. поле К. т. и определяет весь спектр излучения аморфной массы (рис. 4). Появление жгутов связано с отдельными периодами повышенной активности нейтронной звезды, с выбросом большого числа релятивистских частиц и тепловой плазмы. Совр. исследования показали, что нейтронные звёзды образуются при взрывах массивных звёзд. Поэтому К. т. относят к остатку вспышки сверхновой II типа (к т.н. плерионам).

Рис. 4. Излучение Крабовидной туманности
в радио-, оптическом, рентгеновском и
гамма-диапазонах. Зависимость потока
излучения $F_\nu$ от частоты $\nu$
имеет степенной характер: $F_\nu\sim\nu^\alpha$
с $\alpha$=0,3 для радио диапазона и
$\alpha\sim 1$ для оптического и
рентгеновского диапазонов.
Важные результаты были получены при исследовании с высоким угловым разрешением распределения радиояркости К. т. методом покрытий её Луной. Эти измерения, а также в последующем наблюдения методом апертурного синтеза (см. Апертурного синтеза метод) показали, что область радиоизлучения К. т. совпадает с её оптически видимыми границами, а не простирается за их пределы, как считалось ранее. Т. о. было доказано, что оболочка туманности явл. её физ. границей. Распределение радиояркости К. т. напоминает распределение оптич. яркости в аморфной массе, что ещё раз убедительно доказывает единство природы её излучения. Но, в отличие от оптич. излучения, в радиодиапазоне более ярко выражены периферийные области и отдельные яркие образования небольших размеров. Это отличие обусловлено радиоизлучением оболочки К. т., особенностями распределения магн. полей и энергетическим распределением электронов.

Полная мощность эл.-магн. излучения К. т., включая излучения пульсара (вклад к-рого в рентг. диапазоне достигает $\approx$9%, а в гамма-диапазоне ещё выше), составляет ~ 1038 эрг/с. Источником энергии электронов, порождающих это излучение, и магн. полей К. т. явл. кинетич. энергия вращения нейтронной звезды - остатка сверхновой. Расходуя энергию вращения, она должна постепенно увеличивать период вращения. Действительно, эффект замедления вращения пульсара К. т. был обнаружен: его период увеличивается на $3,6\cdot 10^{-8}$ с в сут, что сопровождается убылью кинетич. энергии ~ 1038-1039 эрг/с. Кроме медленного изменения периода вращения были обнаружены скачкообразные, быстрые возрастания скорости вращения. Эти эпизодич. изменения сопровождаются увеличением выброса релятивистских частиц и объясняются т.н. звездотрясением нейтронной звезды. По мере снижения скорости вращения звезды уменьшаются центробежные силы, что приводит к накоплению механич. напряжений в коре нейтронной звезды. Наступает момент, когда эти напряжения "ломают" кору и размеры звезды уменьшаются, а скорость её вращения соответственно увеличивается. В дальнейшем процесс повторяется. Т.о., вопрос об источнике энергии К. т. удалось решить.

Мощность синхротронного излучения К. т. во всём интервале длин волн достигает ~ 1038 эрг/с. Как и мощность излучения самого пульсара, она намного превосходит мощность излучения Солнца ($\approx 4\cdot 10^{33}$ эрг/с).

Наблюдения других, более старых, остатков сверхновых показывают, что уровень активности пульсаров с течением времени снижается, период вращения увеличивается, а окружающая пульсар волокнистая туманность (оболочка) постепенно рассеивается в межзвёздном пространстве. До конца эволюционный путь звёзд - остатков сверхновых ещё не ясен.

В истории совр. астрофизики К. т. сыграла выдающуюся роль. Ни один другой космич. объект не стимулировал развитие идей и методов совр. экспериментальной и теоретич. астрофизики так, как эта удивительная туманность. К. т. была первым источником космич. радиоизлучения, отождествлённым с галактич. объектом, первым отождествлённым космич. источником рентг. излучения. У К. т. впервые обнаружили оптич. синхротронное излучение и поляризацию излучения. В К. т. находится пульсар, у которого впервые было обнаружено оптич., рентг. и гамма-излучение. Благодаря результатам исследований К. т. стало возможным более глубоко обосновать теорию эволюции звёзд, уточнить условия, при к-рых эволюция завершается стадией нейтронной звезды. Открытие пульсара практически доказало существование нейтронных звёзд. На примере К. т. впервые была понята роль релятивистских частиц и нейтронной звезды в эволюции остатков вспышек сверхновых. Уже обнаружено неск. объектов, подобных К. т., к-рые выделены в отдельный тип остатков вспышек сверхновых - тип К. т. (плерионы). К. т. продолжает привлекать внимание учёных как уникальная космич. лаборатория, к-рая позволит раскрыть ещё многие тайны космоса.

Лит.:
Гинзбург В.Л., Современная астрофизика, М., 1970, Шкловский И.С., Сверхновые звезды, 2 изд., М., 1976; Манчестер Р., Тейлор Дж., Пульсары, пер. с англ., М., 1980; Звезды и звездные системы, М., 1981; Астрофизика и космическая физика, М., 1982.

(Л.И. Матвеенко)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: Крабовидная туманность - NGC 1952
Публикации со словами: Крабовидная туманность - NGC 1952
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 132]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования