Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу

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.
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.
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).
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.
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 сверхновойВид, структура остаткаРасстоя-
ние, кпс
Диаметр, псВозраст к 1980 г., летРентгеновское излучение в интервале 1-10 кэВОценка средней скорости расшире-
ния, км/с
на снимкепо радионаблю-
дениям
светимость, 1035 эрг/стемпера-
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