остатки вспышек сверхновых

ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ - туманности ,образованные при взаимодействии выброшенного во время вспышек сверхновых звёзд вещества звёзд с околозвёздной средой. Вспышка сверхновой является результатом взрыва звезды на поздних стадиях эволюции с выделением энергии 10⁵⁰ - 10⁵¹ эрг. Взрыв может приводить либо к полному разлёту звезды, либо к выбросу только её внеш. слоев с образованием звёздного остатка вспышки сверхновой в виде нейтронной звезды или чёрной дыры. Свойства О. в. с. и его наблюдат. проявления определяются присутствием звёздного остатка и характером взаимодействия выброшенного газа с околозвёздным веществом.
В Галактике обнаружено ок. 140 О. в. с. Открыты О. в. с. и в близких галактиках: в Магеллановых Облаках выделено ок. 40 объектов, в галактиках М31 и М33 найдено более чем по 20 О. в. с. Почти все галактич. О. в. с. являются старыми объектами, возраст к-рых составляет десятки тысяч лет. Кроме старых О. в. с. существуют молодые объекты, обнаруженные на месте "исторических" сверхновых, вспыхнувших в Галактике за последнее тысячелетие. Молодые О. в. с. сохранили непосредств. следы взрыва звезды и поэтому представляют большой интерес для физики сверхновых звёзд. По наблюдаемым свойствам О. в. с. и кривым блеска (зависимостям блеска от времени) сверхновых, породивших их, молодые объекты можно разделить на три группы. К первой группе относятся О. в. с. 1006, О. в. с. Тихо Браге (1572) и 6. в. с. Кеплера (1604). Они образовались при вспышках сверхновых I типа, звёздные остатки в них не обнаружены. Крабовидная туманность (О. в. с. 1054) и 3С58 (О. в. с. 1181) составляют вторую группу. Эти О. в. с. возникли в результате вспышек сверхновых II типа, к-рые сопровождаются образованием нейтронных звёзд - пульсаров. Представителем третьей группы (называемой "богатые кислородом" О. в. с.) является радиоисточник Кассиопея Л. Вспышка сверхновой, давшей этот О. в. с., была на 5 - 6^m слабее обычных сверхновых I и II типов и поэтому не была зафиксирована астрономами; звёздный остаток не обнаружен.
Взаимодействие выброшенного при вспышке сверхновой газа с окружающей средой описывается газодинамич. структурой с двумя ударными волнами (рис. 1). Основная ударная волна бежит наружу в невозмущённой межзвёздной среде, если же вспышке предшествовала стадия истечения массы в форме звёздного ветра, то сначала в потерянном предсверхновой веществе. При прохождении через фронт ударной волны околозвёздный газ сжимается, нагревается и приобретает характерную для выброшенного вещества скорость. Возвратная ударная волна распространяется внутрь в выброшенном газе, и в ней этот газ сжимается, нагревается и тормозится. Излучение горячего газа как за фронтом осн. ударной волны, так и за фронтом возвратной ударной волны носит тепловой характер и приходится на рентг. диапазон. В области, ограниченной основной и возвратной ударными волнами, находится граница между нагребённым веществом и выброшенным газом. Вблизи границы возникает неустойчивость Рэлея - Тейлора, к-рая приводит к образованию в этом месте турбулентного слоя. На фронте осн. ударной волны и в турбулентном слое происходит ускорение релятивистских электронов и усиление магн. поля.

Рис. 1. Схемы остатков сверхновых звёзд без звёздного остатка (а) и с центральным пульсаром (б): П - звёздный остаток в виде пульсара; ВУ - возвратная ударная волна; ТС - турбулентный слой на границе между выброшенным и нагребённым веществом; ОУ - основная ударная волна; А, Б, В - выброшенный газ (А - внутренние слои выброшенного газа, пронизанные релятивистскими электронами, инжектируемыми пульсаром; В - выброшенный газ, сжатый и нагретый возвратной ударной волной); Г - околозвёздный газ, сгребённый и нагретый основной ударной волной; Д - невозмущённая околозвёздная среда. Широкие стрелки указывают направления распространения ударных волн относительно вещества.

Эти области представляют собой источники нетеплового синхротронного радиоизлучения, имеющие оболочечную структуру. При наличии пульсара внутр. слои выброшенного вещества пронизываются релятивистскими электронами, инжектируемыми пульсаром, и вследствие этого являются мощным источником синхротронного излучения не только на радиочастотах, но и в оптич. и рентг. диапазонах. Выброшенный газ и околозвёздное вещество могут иметь неоднородную клочковатую структуру, к-рая проявляется в виде конденсаций и волокон. По мере расширения О. в. с. и увеличения его размеров осн. ударная волна обжимает находящиеся в межзвёздной среде плотные облака (рис. 2), к-рые в свою очередь образуют крупномасштабную волокнистую структуру О. в. с.

Рис. 2. Схема распространения ударных волн в среде с неоднородностями плотности - плотными конденсациями в околозвёздном газе или плотными облаками в межзвёздной среде: А - неоднородности плотности; ОУ - основная ударная волна, бегущая по невозмущённой среде между неоднородностями плотности; а - вторичная ударная волна, распространяющаяся внутрь неоднородностей плотности; б - отражённая ударная волна.

Эволюция О. в. с. - процесс торможения выброшенного газа при расширении в окружающую среду - определяется гл. обр. энергией взрыва Е₀, массой выброшенного газа М₀ и плотностью околозвёздной среды. В эволюции О. в. с. можно выделить три стадии: стадия свободного разлёта, адиабатическая и радиативная стадии. На этих стадиях (за исключением самого начала стадии свободного разлёта и, возможно, заключит. фазы радиативной стадии) О. в. с. имеют описанную выше структуру. На первой стадии из-за низкой плотности окружающей среды расширение выброшенного газа происходит в режиме свободного разлёта, когда радиус R_s, скорость v_s фронта осн. ударной волны и возраст О. в. с. t связаны соотношением R_s = v_st. В течение этой стадии почти вся энергия взрыва сосредоточена в кинетич. энергии выброшенного газа. По мере расширения торможение усиливается и, когда масса нагребённого вещества становится сравнимой с М₀, происходит переход к адиабатич. стадии. Для характерных значении Е₀ = 3 х 10⁵⁰ эрг, М₀ = 1 ( - масса Солнца) и= 10^-24 г/см³ этот момент соответствует R_s = 2,5 пк и t = R_s/(2E₀/M_o)^1/2460 лет. На адиабатич. стадии потери энергии на излучение малы по сравнению с энергией взрыва, поэтому энергия газа, находящегося за фронтом осн. ударной волны, остаётся прибл. постоянной, причём примерно 70% энергии взрыва преобразуется в тепловую энергию нагребённого вещества. Адиабатич. расширение О. в. с. описывается соотношениями

где T_s - темн-ра газа за фронтом осн. ударной волны. С увеличением радиуса R_sтемп-pa T_s уменьшается и, когда она достигает значения6 х 10⁵ К, соответствующего максимуму кривой радиац. потерь, адиабатич. стадия заканчивается и начинается радиативная. К данному моменту излучается ок. 50% тепловой энергии О. в. с., радиус достигает 20 пк, возраст37000 лет. Интенсивные радиац. потери делают осн. ударную волну изотермической, за её фронтом образуется тонкая, плотная и холодная оболочка, содержащая примерно 50% нагребённого вещества. Заключённый внутри оболочки горячий газ в силу своей очень низкой плотности почти не излучает и расширяется адиабатически. Такое поведение О. в. с. на радиативной стадии описывается выражениями

Расширение О. в. с. продолжается до тех пор, пока давление газа в нём не сравняется с давлением невозмущённой межзвёздной среды. Это происходит при R_s 54 пк и t10⁶ лет. К этому времени скорость расширения О. в. с. оказывается сопоставимой со скоростью хаотич. движений окружающего газа: О. в. с. становится кинематически неотличимым от межзвёздной среды.

Типичные представители. Представителем О. в. с. I типа является О. в. с. Тихо Браге. Его радиоизображение характеризуется ярко выраженной оболочечной структурой (рис. 3). Спектр синхротронного радиоизлучения О. в. с. степенной, спектральный индекс = 0,53. Степень линейной поляризации радиоизлучения ок. 5 %. В оптич. диапазоне наблюдаются только бальмеровские линии водорода и, к-рые излучаются тонкими волокнами вблизи внеш. границ протяжённого нетеплового радиоисточника. Рентг. излучение О. в. с. Тихо Браге имеет тепловую природу и исходит от двух пространственно разделённых горячих областей с темп-рой газа соответственно 8 х 10⁶ К и 8 х 10⁷К. Первая область - это выброшенный газ, сжатый и нагретый возвратной ударной волной, а вторая - нагребённый околозвёздный газ, нагретый осн. ударной волной. Область с более низкой темп-рой, имеющая повыш. содержание тяжёлых элементов, даёт яркие эмиссионные рентг. линии, в частности линии Si и S, а излучение высокотемпературной плазмы образует непрерывный рентг. спектр. Масса выброшенного газа в О. в. с. Тихо Браге составляет 1 - 2, и он находится в фазе перехода из стадии свободного разлёта в адиабатич. стадию.

Рис. 3. Радиоизофоты остатка вспышки сверхновой Тихо Браге на частоте 2700 МГц. Внешний контур изображения близок к фронту основной ударной волны, интервал между изофотами соответствует разности яркостных температур 11,6 К.

Крабовидная туманность ,ЗС58 и подобные им О. в. с. II типа наз. плерионами. Плерион характеризуется увеличением яркости радиоизлучения к центру О. в. с., пологим спектром с=0 - 0,3, регулярной структурой магн. поля и высокой степенью линейной поляризации (~ 20 - 30%). Эти свойства и нетепловое синхротронное излучение в диапазоне от радио- до рентг. частот обусловлены находящимся в плерионе пульсаром. Помимо собственно плерионов, обнаружены комбиниров. О. в. с., к-рые содержат плерион внутри оболочечной структуры.
Радиоисточник Кассиопея А, относящийся к "богатым кислородом" О. в. с., имеет оболочечную структуру.
Связанная с ним оптич. туманность состоит из т. н. быстрых волокон (скорость расширения6000 км/с) и стационарных конденсаций (100 - 400 км/с). По собств. движениям волокон и угл. размерам О. в. с. установлено, что вспышка сверхновой произошла в 16583. Хим. состав быстрых волокон сильно отличается от солнечного: почти полностью отсутствует водород; обилие кислорода; аргона и серы в десятки раз больше нормального. Высокие скорости и хим. состав быстрых волокон указывают на то, что они состоят из выброшенного при вспышке газа. Стационарные конденсации имеют хим. состав, близкий к солнечному, и, по-видимому, представляют собой сгустки околозвёздного вещества, обжатые и ускоренные осн. ударной волной. Рентг. излучение Кассиопеи А, подобно О. в. с. Тихо Браге, имеет тепловую природу и характеризуется двумя темп-рами. Масса выброшенного газа ок. 10. Кассиопея А находится на стадии свободного разлёта.
Из старых галактич. О. в. с. наиб. детально изучена Петля Лебедя. Эта тонковолокнистая туманность имеет линейный размер 40 пк, возраст2 х 10⁴ лет и находится на адиабатич. стадии расширения. Масса нагребённого межзвёздного вещества200. Оптич. излучение ярких волокон сосредоточено в линиях Н, О, N, S и образуется за фронтом ударной волны, распространяющейся в плотных облаках межзвёздной среды, где концентрация газа (1 - 3) х 10²см^-3, темп-ра достигает (1 - 6) х 10⁴ К. Оптич. волокна наблюдаются на фоне менее яркого диффузного свечения. Рентг. излучение носит тепловой характер и возникает в горячей плазме с темп-рой (2 - 4) х 10⁶ К за фронтом осн. ударной волны, бегущей со скоростью 400 км/с по межоблачной среде с концентрацией 0,2 - 1 см^-3. В радиодиапазоне изображение Петли Лебедя имеет оболочечную структуру. Нетепловое радиоизлучение О. в. с. представляет собой синхротронное излучение релятивистских электронов в межзвёздном магн. поле, усиленном за фронтом осн. ударной волны.
Гигантские размеры О. в. с. и их число в Галактике показывают, что они занимают значит. долю объёма галактич. диска и, следовательно, играют важную роль в динамике межзвёздной среды, в обогащении её тяжёлыми элементами, в образовании огромных областей горячего разреженного газа. Порождаемые вспышками сверхновых ударные волны могут генерировать космич. лучи, а при взаимодействии с плотными газопылевыми облаками способны инициировать процесс звездообразования.

Лит.: Шкловский И. С., Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы, 2 изд., М., 1976; Chevalier R. А., The interaction of supernovae with the interstellar medium, "Ann. Rev. Astron. and Astrophys.", 1977, v. 15, p. 175; Спитцер Л. мл.. Физические процессы в межзвездной среде, пер. с англ., М., 1981; Raymond J. C., Observations of supernova remnants, "Ann. Rev. Astron. and Astrophys.", 1984, v. 22, p. 75; Лозинская Т. А., Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом Галактики, М., 198G.

В. П. Утробин.

   <<      Предметный указатель      >>