Astronet > Ostatki vspyshek sverhnovyh

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Ostatki vspyshek sverhnovyh

- sbroshennye pri vspyshke sverhnovoi zvezdy ee vnesh. sloi, razletayushiesya v mezhzvezdnuyu sredu i sgrebayushie mezhzvezdnyi gaz. Central'naya oblast' sverhnovoi zvezdy (yadro) kollapsiruet, obrazuya neitronnuyu zvezdu (ne isklyucheny obrazovanie chernoi dyry ili polnyi razlet zvezdy; sm. Gravitacionnyi kollaps). Vyzvannaya kollapsom udarnaya volna sryvaet vnesh. sloi zvezdy. Vzaimodeistvie vybroshennogo pri vspyshke veshestva s okruzhayushim gazom [mezhzvezdnym i (ili) sbroshennym zvezdoi na stadii, predshestvuyushei vspyshke] opredelyaet evolyuciyu i nablyudatel'nye proyavleniya O. v. s.

V Galaktike obnaruzheno ok. 125 O. v. s., bol'shaya ih chast' nablyudaetsya poka tol'ko v radiodiapazone. Primerno 40 O. v. s., nahodyashihsya ne dalee 4-5 kpk ot Solnca, otozhdestvleny s optich. tumannostyami (svet ostal'nyh pogloshaetsya gazovo-pylevoi sredoi Galaktiki). Okolo 50 O. v. s. nablyudaetsya v rentg. diapazone. Bystro rastet chislo O. v. s., otkrytyh v blizkih galaktikah: v Magellanovyh Oblakah (Bol'shom - BMO i Malom - MMO) uverenno identificirovano bolee 30 O. v. s. i eshe ok. 10 vozmozhnyh O. v. s., v galaktikah M 31 i M 33 naideno primerno po 20-30 O. v. s. Ih nablyudeniya v opticheskom, rentgenovskom i radiodiapazonah ne obnaruzhivayut sushestvennyh razlichii v prirode i evolyucii O. v. s. v galaktikah Mestnoi gruppy.

Ris. 1. Ostatok vspyshki sverhnovoi Kassiopeya A.
Radioizofoty sovmesheny s fotografiei v luchah krasnoi
oblasti spektra. Vidny otdel'nye volokna i kondensacii,
zapolnyayushie oblast' radioizlucheniya.

V treh galaktich. O. v. s. (Krabovidnaya tumannost', Parusa XYZ i MSH 15-52) obnaruzheny zvezdnye ostatki - pul'sary. V centre W 50 i G 109.1-1.0 nablyudayutsya dvoinye sistemy: v pervom, veroyatno, massivnaya chernaya dyra v pare s V2-zvezdoi, vo vtorom - neitronnaya zvezda s malomassivnym sputnikom. Eshe v treh O. v. s. (RCW 103, ZS 58 i STV 80) naideny tochechnye rentg. istochniki, k-rye, skoree vsego, obuslovleny teplovym izlucheniem goryachei poverhnosti neitronnoi zvezdy. V O. v. s. Tiho Brage, Keplera, 1006 goda i Kassiopeya A kompaktnye rentg. istochniki, ne obnaruzheny, chto pozvolyaet ustanovit' verhnii predel temperatury poverhnosti neitronnoi zvezdy [ $T\le (1,5-2)\cdot 10^6$ K].

Shest' molodyh O. v. s. nablyudayutsya v oblasti "istoricheskih" sverhnovyh v Galaktike, vspyhnuvshih za poslednee tysyacheletie. Po krivym bleska sverhnovyh i nablyudeniyam O.v.s. ih mozhno razdelit' na tri gruppy.

1) O. v. s. 1006 goda, Tiho Brage (1572 g.) i Keplera (1604 g.) obrazovalis' pri vspyshkah sverhnovyh I tipa, oni harakterizuyutsya sfericheski-simmetrichnoi strukturoi vybroshennoi pri vspyshke obolochki i otsutstviem zvezdnogo ostatka.

2) Krabovidnaya tumannost' (1054 g.) i ZS 58 (1181 g.) voznikli pri vspyshkah sverhnovyh II tipa; vspyshka soprovozhdalas' obrazovaniem pul'sara, postavlyayushego relyativistskie elektrony, otvetstvennye za sinhrotronnoe izluchenie O. v. s. v radio-, rentg. i optich. (v Krabovidnoi tumannosti) diapazonah.

3) Kassiopeya A i shodnye s nei ob'ekty: (G 292.O+1.8, N 132 D i G 0540-69.3 v BMO; IE 0102.2-7219 v MMO, a takzhe O. v. s. v NGC 4449) obrazovalis' pri vspyshkah massivnyh (20-25 ${\mathfrak M}_\odot$ ) zvezd; oni harakterizuyutsya toroidal'noi strukturoi vybrosa, sostoyashego preimushestvenno iz kisloroda i produktov ego termoyadernogo goreniya, zvezdnyi ostatok ne nablyudaetsya.

Sredi molodyh O. v. s. naibolee izucheny Krabovidnaya tumannost' i Kassiopeya A - yarchaishii radioistochnik na nebe. Svyazannaya s Kassiopeei A oitich. tumannost' (ris. 1) sostoit iz soten t.n. bystryh volokon i stacionarnyh kondensacii, razletayushihsya iz centra obolochki. Lineinyi radius obolochki - 2 pk, rasstoyanie do ob'ekta - 2,8 kpk.

Sobstvennye dvizheniya volokon sostavlyayut 0,2-0,5" v god, luchevye skorosti zaklyucheny v predelah 4000- 9500 km/s (v srednem 5500 km/s). Po skorosti razleta volokon i razmeram tumannosti ustanovleno, chto vspyshka proizoshla v 1658 g. (3 goda), no ona ne byla zafiksirovana astronomami togo vremeni. Him. sostav bystryh volokon rezko otlichaetsya ot normal'nogo: oni prakticheski lisheny vodoroda, obilie O, Ar, S primerno v 30 raz vyshe normy. Vysokie skorosti i him. sostav svidetel'stvuyut o tom, chto bystrye volokna vybrosheny pri vspyshke. Stacionarnye kondensacii imeyut luchevye skorosti v srednem ok. 300 km/s, ih sobstv. dvizheniya ne prevyshayut 0,02" v god. Him. sostav blizok k normal'nomu kosmicheskomu, no soderzhanie He povysheno i otnoshenie N/0 takzhe vyshe normy. Stacionarnye kondensacii predstavlyayut soboi sgustki veshestva, sbroshennogo zvezdoi na pozdnih stadiyah evolyucii, eshe do vspyshki, a zatem szhatye i uskorennye pri vzaimodeistvii s razletayusheisya obolochkoi sverhnovoi. Polnaya massa vseh vidimyh volokon i kondensacii Kassiopei A sostavlyaet ok. 0,1 ${\mathfrak M}_\odot$ . Osn. massa O. v. s.- ok. 10 ${\mathfrak M}_\odot$ - predstavlyaet soboi goryachuyu razrezhennuyu plazmu i izluchaet v rentg. diapazone.

Bol'shinstvo galaktich. O. v. s.- starye ob'ekty, vozrast k-ryh sostavlyaet desyatki tys. let. Sredi staryh O. v. s. naibolee detal'no issledovany Petlya Lebedya (ris. 2,a), IC 443 (ris. 2,6), Parus X, Korma A. Eti tonkovoloknistye tumannosti imeyut lineinye razmery 20-40 pk, rasshiryayutsya so sr. skorost'yu 100-300 km/s. Tonkie volokna staryh O. v. s. pogruzheny v diffuznyi gaz. Spektr svecheniya staryh O. v. s. svidetel'stvuet o tom, chto him. sostav volokon blizok k normal'nomu kosmicheskomu, temp-ra v oblasti yarkih volokon $T_e=(1-5)\cdot 10^4$ K, plotnost' $N\approx 10^2-10^3$ chastic/sm³. Yarkie volokna staryh O. v. s. predstavlyayut soboi oblasti vysvechivaniya szhatogo gaza za frontom udarnoi volny, rasprostranyayusheisya po otnositel'no plotnym ( $N\approx 5-10$ sm^-3), nebol'shim oblakam mezhzvezdnoi sredy.

Ris. 2. Starye ostatki vspyshek sverhnovyh: Petlya Lebedya i IC 443;
vidna tonkovoloknistaya struktura opticheskih tumannostei.

Rentg. izluchenie staryh O. v. s. nablyudaetsya v diapazone energii fotonov ot 0,1 do 10 keV. Spektr izlucheniya imeet teplovuyu prirodu: izluchaet plazma s temp-roi ~ 10⁶-10⁷ K, nagretaya udarnoi volnoi, rasprostranyayusheisya so skorost'yu $N\approx 2\cdot 10^2-10^3$ km/s v razrezhennoi ( $N\approx 0,2-0,5$ sm^-3) mezhoblachnoi srede. Teplovaya priroda rentgenovskoi emissii podtverzhdaetsya prisutstviem v spektrah linii vysokoionizovannyh atomov Fe, Si, S, O i dr.

Ris. 3. Spektr radioizlucheniya ostatka
vspyshki Sverhnovoi Kassiopeya A.

Rentg. spektry Krabovidnoi tumannosti i ZS 58 imeyut sinhrotronnuyu prirodu (sm. Sinhrotronnoe izluchenie). Teplovoi komponent rentg. izlucheniya Krabovidnoi tumannosti takzhe obnaruzhen, no ego moshnost' znachitel'no nizhe. Spektr rentg. izlucheniya drugih molodyh O. v. s. chisto teplovoi, no imeet dva maksimuma pri $T_e=(5-8)\cdot 10^6$ K i $T_e=5\cdot 10^7$ K. Takoi spektr i dvuhobolochechnaya struktura rentg. izobrazheniya O. v. s. Tiho Brage, Kassiopeya A i dr. sootvetstvuyut dvum komponentam izluchayushei plazmy: sgrebennomu mezhzvezdnomu gazu ili gazu vetra predsverhnovoi, nagretomu udarnoi volnoi, i vybrosu, nagretomu vozvratnoi udarnoi volnoi.

Radioizluchenie O. v. s. imeet sinhrotronnuyu prirodu. Spektr radioizlucheniya staryh O. v. s. horosho predstavlyaetsya zakonom $F_\nu\sim \nu^{-\alpha}$ so sr. znacheniem spektral'nogo indeksa $\alpha = 0,5$ i dispersiei $\sigma(\alpha) = 0,2$ v shirokom diapazone chastot (20-10⁴ MGc). Oslablenie potoka na nizkih chastotah u ryada O. v. s. ob'yasnyaetsya poglosheniem izlucheniya mezhzvezdnymi oblakami (ris. 3). U neskol'kih ob'ektov, napr. Petli Lebedya, obnaruzhen peregib spektra v oblasti $\nu\approx 10^3$ MGc, izmenenie $\alpha$ sostavlyaet $\approx$ 0,5.

Radioizobrazheniya staryh O. v. s. govoryat ob ih obolochechnoi strukture, sinhrotronnaya emissiya usilena v oblasti yarkih optich. volokon. Stepen' lineinoi polyarizacii izlucheniya sostavlyaet 3-10%. Radioizluchenie samyh staryh O. v. s. predstavlyaet soboi, po vsei veroyatnosti, izluchenie relyativistskih chastic v mezhzvezdnom magn. pole, usilennom za frontom udarnoi volny. Radioistochniki, otozhdestvlyaemye s molodymi O. v. s., delyatsya na dva klassa. K pervomu otnosyatsya obolochechnye ob'ekty, takie, kak Kassiopeya A, O. v. s. Tiho Brage i Keplera, harakterizuyushiesya rezkoi vneshnei granicei, nizkoi stepen'yu polyarizacii ( $\approx$ 5%) i krutym radiospektrom ( $\alpha = 0,4-0,8$ ). Ih radioizluchenie ob'yasnyaetsya usileniem magn. polya i uskoreniem relyativistskih chastic v konvektivnom sloe, voznikayushem na granice vybroshennogo i nagrebennogo veshestva. Ko vtoromu klassu otnosyatsya t.n. pleriony, t.e. ostatki, podobnye Krabovidnoi tumannosti. Oni harakterizuyutsya amorfnoi strukturoi, uyarcheniem k centru, ploskim spektrom ( $\alpha =- 0-0,2$ ) i bolee vysokoi stepen'yu polyarizacii ( $\approx$ 10-20%). Radioizluchenie plerionov svyazyvayut s aktivnost'yu zvezdnogo ostatka: bystrovrashayushayasya neitronnaya zvezda yavl. istochnikom magn. polya i relyativistskih chastit. Po mere zamedleniya vrasheniya neitronnoi zvezdy yarkost' plerionov padaet. Veroyatno, oni postepenno (za harakternoe vremya $5\cdot 10^3-10^4$ let) prevrashayutsya snachala v kombinirovannye (plerion + obolochka) radioostatki, takie, kak Parusa XYZ, a zatem v obolochechnye O. v. s.

Ris. 4. Empiricheskaya zavisimost'
poverhnostnoi radioyarkosti
ostatkov vspyshek sverhnovyh
ot ih lineinogo diametra.
Kruzhkami pokazany ostatki
vspyshek sverhnovyh v Galaktike,
kvadratikami - krupnomasshtabnye
Petli galakticheskogo radio-
izlucheniya (Petlya I, II, III, IV),
tochkami - ostatki sverhnovyh v
Bol'shom Magellanovom Oblake.

Poverhnostnaya radioyarkost' O. v. s. padaet po mere ih rasshireniya. Po ob'ektam, rasstoyanie do k-ryh izmereno nezavisimym metodom, postroena empirich. zavisimost' radioyarkosti $\Sigma_\nu$ ot lineinogo diametra D O. v. s. Eta zavisimost' sluzhit dlya ocenki rasstoyaniya do O. v. s. po ego uglovomu razmeru i yarkosti. Hotya tochnost' metoda nevelika, dlya bol'shinstva galaktich. O. v. s. eto edinstvennaya vozmozhnost' ocenki rasstoyaniya. Na ris. 4 predstavlena zavisimost' $\Sigma_\nu (D)$ dlya galaktich. O. v. s. (kruzhki) i ob'ektov v Magellanovyh Oblakah (tochki). Kvadratikami pokazany krupnomasshtabnye Petli galaktich. radioizlucheniya: Petlya I (Severnyi Polyarnyi Otrog), Petlya II (Arka Kita), Petlya III i Petlya IV. Tot fakt, chto Petli horosho lozhatsya na empirich. zavisimost' $\Sigma_\nu (D)$ , podtverzhdaet ih interpretaciyu kak staryh O. v. s. v blizkoi okolosolnechnoi oblasti. Ih anomal'no bol'shoi lineinyi razmer ob'yasnyaetsya tem, chto vspyshki, porodivshie Petli, proizoshli v srede nizkoi plotnosti.

Podschet chisla radioostatkov s diametrom $D \le 30$ pk s uchetom ih vremeni zhizni v mezhzvezdnoi srede raznoi plotnosti daet sr. interval mezhdu vspyshkami sverhnovyh v Galaktike ok. 20-30 let. Takuyu zhe chastotu dayut vspyshki "istoricheskih" sverhnovyh, nablyudavshihsya v poslednee tysyacheletie na rasstoyanii $r\le 5$ kpk ot Solnca.

Evolyuciya O. v. s. opredelyaetsya vzaimodeistviem obolochki, vybroshennoi pri vspyshke sverhnovoi, s mezhzvezdnoi sredoi. Teoriya vydelyaet chetyre idealizirovannye stadii evolyucii O. v. s., opredelyaemye kinetich. energiei vybroshennoi obolochki $\varepsilon_0$ , ee massoi i plotnost'yu okruzhayushego gaza $\rho_0$ . Massa vybrasyvaemoi pri vspyshke obolochki ${\mathfrak M}_0=0,2-2 {\mathfrak M}_\odot$ i nachal'naya skorost' vybrosa $v_0=(3-10)\cdot 10^3$ km/s sootvetstvuyut $\varepsilon_0\sim 10^{50}-10^{51}$ erg. Pervaya stadiya - razlet obolochki s postoyannoi skorost'yu v₀. Tormozhenie nachinaetsya, kogda massa vymetennogo gaza sravnivaetsya s massoi vybroshennogo veshestva: $4/3\pi R^3_s \rho_0\approx {\mathfrak M}_0$ , zdes' R_s - radius fronta udarnoi volny. V etot moment voznikayut vozvratnaya udarnaya volna, dvizhushayasya vnutr' vybroshennogo veshestva (ee poyavlenie vyzvano umen'sheniem davleniya v adiabaticheski rasshiryayusheisya obolochke), i konvektivnyi sloi na granice vybroshennogo i sgrebaemogo gaza. Vtoraya stadiya - adiabatich. rasshirenie - prodolzhaetsya, poka radiacionnye poteri maly po sravneniyu s $\varepsilon_0$ . Po mere tormozheniya obolochki stanovyatsya sushestvennymi poteri energii na izluchenie, i O. v. s. vstupaet v tret'yu, radiativnuyu stadiyu, obrazuetsya tonkaya, plotnaya, holodnaya obolochka, ee massa dostigaet $10^2-10^3 {\mathfrak M}_\odot$ pri koncentracii chastic gaza $\approx 10^3$ sm^-3 i temp-re 10³ K. Cherez pribl. 10⁵ let nastupaet poslednyaya faza evolyucii: davlenie gaza v O. v. s. sravnivaetsya s davleniem nevozmushennogo mezhzvezdnogo gaza i skorost' rasshireniya priblizhaetsya k skorosti haotich. dvizheniya gazovyh oblakov v Galaktike, $\approx$ 10 km/s. O. v. s. stanovitsya kinematicheski neotlichimoi ot mezhzvezdnoi sredy. Nablyudeniya pokazyvayut, chto fiz. usloviya i kinematika v celom udovletvoryayut etoi idealizirovannoi modeli, no bolee strogaya teoriya trebuet ucheta neodnorodnosti mezhzvezdnoi sredy, processov ispareniya, teploprovodnosti, vliyaniya magn. polya i ryada dr. fakt