Глава 16 Остатки вспышек сверхновых — источники рентгеновского и радиоизлучения

Глава 16 Остатки вспышек сверхновых — источники рентгеновского и радиоизлучения

В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью: как правило, порядка 10 000 км/с. Большая скорость расширения есть главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличаются от других туманностей, например, планетарных. Последние расширяются с довольно умеренной скоростью, порядка немногих десятков км/с, т. е. примерно с той же скоростью, которую следует ожидать при расширении горячего газа в пустоте (см. § 13). Иное дело остатки сверхновых: здесь все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды в разные стороны и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости. Потом, спустя много сотен и тысяч лет, выброшенные при взрыве облака газа начнут тормозиться окружающей средой, с которой они взаимодействуют, их скорости начнут падать и снизятся до сотен и даже десятков километров в секунду. Еще задолго до этого не останется никаких видимых (т. е. наблюдаемых в оптическом диапазоне) следов взорвавшейся звезды. Но еще долгие тысячелетия и десятки тысяч лет будет существовать весьма своеобразная туманность, образовавшаяся при гигантской космической катастрофе — взрыве звезды. Пройдет, однако, сотня тысяч лет, и следы такой катастрофы в межзвездной среде почти сотрутся: остатки сверхновой полностью растворятся в этой среде. И только во многом еще загадочные пульсары, в которые превращается существенная часть взорвавшихся звезд (см. следующую часть), еще многие миллионы лет будут излучать радиоволны.

Мы можем рассматривать вспышку сверхновой звезды как сильнейшее локальное возмущение окружающей ее межзвездной среды. Для этого совершенно необязательно знать, каковы были причины взрыва звезды и каковы конкретные особенности взрыва. Надо только знать полное количество энергии, выделившееся во время взрыва в форме кинетической энергии выброшенной газовой оболочки. Кроме того, необходимо знать плотность окружающей межзвездной среды. Аналогичную задачу для сильных взрывов в земной атмосфере (ныне, к счастью, запрещенных большинством стран) решил академик Л. И. Седов еще в 1945 г. Автор этой книги применил в 1960 г. решение Седова к задаче вспышки сверхновой звезды. Будем считать окружающую межзвездную среду однородной с постоянной плотностью газа n₁ атомов в 1 см³. Теория Седова предполагает, что взрыв является адиабатическим, т. е. энергия не покидает область взрыва через посредство излучения. Вспышку сверхновой можно рассматривать как мгновенное выделение тепловой энергии E в точке, которую мы примем за начало координат в момент времени t = 0. В некоторый момент времени t возмущением от взрыва будет охвачена межзвездная среда, находящаяся внутри сферы радиуса R₂. Внутри этой сферы температура межзвездного газа, по которому распространяется вызванная взрывом ударная волна, будет очень велика. За пределами среды она скачком падает до нормального (т. е. «невозмущенного») значения. На самой границе сферы, т. е. при R = R₂, плотность межзвездного газа в четыре раза превышает невозмущенную плотность. Само применение теории Седова к нашей проблеме предполагает, что межзвездную среду можно считать сплошным сжимаемым континуумом. Такое предположение вполне законно, так как длина свободного пробега атомов и ионов в межзвездной среде, несмотря на огромную разреженность, все-таки гораздо меньше, чем R₂. Согласно теории Седова будут выполняться следующие основные соотношения:

где E₀ = 7,5 10⁵⁰ эрг, k — постоянная Больцмана, а плотность межзвездной среды ₁ = m_Hn₁. Второе из этих уравнений имеет простой смысл: вся выделившаяся при взрыве энергия E распределяется между частицами газа, находящегося внутри сферы радиуса R₂, нагревая его до температуры T₂. Более детальные расчеты позволяют получить распределение плотности и температуры внутри сферы, охваченной возмущением от взорвавшейся звезды. Это распределение приведено на рис. 16.1. Из этого рисунка видно, что в центральной области сферы плотность газа очень мала. Газ образует как бы слой с толщиною около ¹/₁₀R₂, Температура этого газа растет по направлению к центру сферы.

Рис. 16.1: Схема распределения температуры (1) и плотности (2) в ударной волне.

Из уравнений (16.1) можно получить скорость увеличения R₂, т. е. скорость расширения фронта ударной волны:

Отсюда следует простое отношение:

Практическое значение этой формулы очень велико, так как она позволяет по измеренной скорости расширения остатков вспышки сверхновой (а это можно сделать, см. ниже), зная R₂, найти возраст остатков, т. е. время, прошедшее после взрыва.

Необходимо подчеркнуть, что теория Седова неприменима к сравнительно ранней стадии возмущения межзвездной среды взрывом. На более поздних стадиях, которые вполне удовлетворительно описываются этой теорией, всякие следы облаков газа, выброшенных с огромной скоростью во время взрыва, уже исчезли. Они «растворились» в окружающем межзвездном газе, передав им свою энергию. Масса газа заключенного внутри сферы радиуса R₂, в десятки и сотни раз превосходит массу газа, выброшенную во время взрыва. Это в основном масса межзвездной среды, возмущенной взрывом. В то же время излученная горячим газом за фронтом ударной волны энергия все еще значительно меньше E, первоначальной энергии взрыва. На еще более поздней фазе расширения туманности взрыв уже нельзя рассматривать как адиабатический и теорию Седова опять нельзя применять. За фронтом ударной волны газ успевает сравнительно быстро остыть. При таких условиях сохраняется уже не энергия движущегося газа (как в случае адиабатического взрыва), а его импульс: ⁴/₃ R₂³ ₁3 = const. Зависимость радиуса от времени будет очень слабая: R₂ t^1/4. Большинство радиотуманностей — остатков вспышек сверхновых — находятся либо на адиабатической стадии расширения, либо на «переходной», когда начинают играть роль процессы излучения. Поэтому в первом приближении теория Седова к остаткам вспышек сверхновых применима.

Рис. 16.2: Фотография тонковолокнистых туманностей — остатков вспышки сверхновой в созвездии Лебедя.

Как мы уже подчеркивали выше, задача возмущения межзвездной среды взрывом сверхновой рассматривалась нами идеализированно. Например, не учитывалось магнитное поле, находящееся в межзвездной среде, а также давление релятивистских частиц, находящихся внутри расширяющейся туманности (см. ниже). Можно, однако, показать, что на адиабатической стадии расширения значение этих факторов не является определяющим. Гораздо большее значение имеет то обстоятельство, что, в отличие от нашей идеализированной схемы, межзвездная среда не является однородной. Это приводит к тому, что находящиеся в ней уплотнения будут «обжиматься» распространяющейся от взрыва ударной волной. От этого будут образовываться плотные газовые сгустки, зачастую вытянутой, «нитевидной» формы. Из-за высокой плотности газа в таких «нитях» они будут быстро охлаждаться до температуры в несколько десятков тысяч градусов и при этом станут наблюдаемы методами оптической астрономии. Таким образом, область взрыва будет окаймлена системой тонковолокнистых туманностей. Эти туманности распределены вокруг очага взрыва весьма неравномерно, отражая первоначальное распределение неоднородностей в межзвездной среде, окружающей взорвавшуюся звезду. Обнаруженные несколько десятилетий назад оптическими астрономами системы тонковолокнистых туманностей в созвездии Лебедя были первым свидетельством о существовании огромных возмущений межзвездной среды, обусловленных взрывами звезд. Такую интерпретацию тонковолокнистых туманностей впервые предложил известный голландский астроном Оорт, обратившими внимание на отсутствие горячих звезд, способных возбудить к свечению эти туманности «нормальным» образом, т. е. путем ультрафиолетового излучения. На рис. 16.2 и 16.3 приведено несколько наиболее исследованных тонковолокнистых туманностей. Система таких туманностей в созвездии Лебедя (рис. 16.2) имеет огромные угловые размеры — около 3°. Так как расстояние до этих туманностей известно (около 800 пс), линейный диаметр 2R₂ системы составляет около 40 пс — величина весьма большая. Ведь в сфере радиусом в 20 пс находится несколько тысяч звезд! На этом примере мы видим, каким большим является возмущение, которое связано со вспышкой сверхновой. Спектр волокон состоит из ряда линий излучения водорода, ионизованных кислорода, азота, серы и других элементов. Анализ смещений длин волн этих линий, обусловленных эффектом Доплера, позволил сделать вывод, что вся система волокон, изображенная на рис. 16.2, расширяется со скоростью до 400 км/с. Отсюда, отождествляя эту скорость со скоростью фронта ударной волны, по формуле (16.3) можно найти возраст этой системы волокон, который оказывается около 20 000 лет. У другой туманности, изображенной на рис. 16.3, возраст получается примерно такой же.

Рис. 16.3: Туманность IС 443 (созвездие Близнецов) — остаток вспышки сверхновой. Вверху — яркая звезда Близнецов.

Температура газа на периферии системы тонковолокнистых туманностей в созвездии Лебедя согласно формуле (16.1) должна быть около 3 миллионов кельвинов. Следует представить себе огромную радиусом в 20 пс оболочку, где межзвездный газ нагрет до такой высокой температуры, а в ней заключены сравнительно холодные, плотные нитевидные волокна, изображенные на рис. 16.2. Основная масса газа в оболочке радиусом R₂ = 20 пс имеет высокую температуру, а холодные нити — это только небольшие «вкрапления». Аналогичную структуру имеют и другие остатки сверхновых. Таким образом, вплоть до сравнительно недавнего времени основная часть газа, находящегося в остатках вспышек сверхновых, была ненаблюдаема, так как оптическое излучение весьма разреженного, очень горячего газа ничтожно мало.

Развитие рентгеновской астрономии коренным образом изменило эту ситуацию. В 1970 г. был обнаружен источник мягкого рентгеновского излучения на месте системы волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Этот источник имеет угловые размеры, близкие к угловым размерам системы туманностей. Из вида рентгеновского спектра следует, что излучающий газ имеет температуру несколько миллионов кельвинов. Любопытно, что плазма с такой температурой и химическим составом, подобным химическому составу межзвездной среды, должна излучать интенсивные спектральные линии излучения, главным образом сильно ионизованных атомов кислорода, у которых осталось только 1—2 внутренних электрона. Эти линии находятся в мягкой рентгеновской области спектра и имеют длину около 20 ?. Они действительно обнаружены в рентгеновском спектре волокнистых туманностей в созвездии Лебедя (см. рис. 16.2). В близком будущем рентгеновская спектроскопия таких объектов позволит получить весьма ценную информацию о физических условиях в остатках вспышек сверхновых.

Хотя разрешающая способность современных детекторов космического рентгеновского излучения еще низка (ем. введение), очень большие угловые размеры системы волокнистых туманностей в Лебеде позволяют получить хотя и грубое, но все же вполне реальное рентгеновское изображение этого источника. Оно приведено на рис. 16.4. Из этого рисунка прежде всего отчетливо видна оболочечная структура излучающей области, что находится в полном согласии с описанной выше теорией. Излучающее вещество находится на периферии огромной, квазисферической области, хотя распределение его весьма нерегулярно.

Это объясняется, как мы уже говорили выше, неоднородным распределением плотности в окружающей взорвавшуюся звезду межзвездной среде. Можно заметить также грубое соответствие между распределением рентгеновского и оптического излучений.

Мы уже упоминали о рентгеновском телескопе, установленном на обсерватории «Эйнштейн». Этот прибор работал в мягком рентгеновском диапазоне, регистрируя кванты с энергией в интервале 0,1—4,5 кэВ. Он обладал неслыханной до этих пор чувствительностью — до 3 10^-14 эрг/см² с (при времени накопления квантов от источника около суток).

С помощью этого рентгеновского телескопа был выполнен ряд выдающихся по своему значению наблюдений. В частности, проводилось систематическое исследование остатков вспышек сверхновых. Всего было получено свыше 100 рентгеновских изображений таких объектов. Другими словами, были исследованы все известные остатки сверхновых в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках. Это дало возможность построить эволюционную последовательность таких объектов, оказавшуюся в полном согласии с развитой нами теорией, основывающейся на формуле Седова (16.1).

Рис. 16.4: Рентгеновские изображения тонковолокнистых туманностей в созвездии Лебедя в двух спектральных участках.

До сих пор речь шла об оптическом и рентгеновском излучении туманностей, образовавшихся после вспышек сверхновых. Оба эти вида излучения являются простым следствием высокой температуры в плазме, образующейся за фронтом распространяющейся от очага взрыва ударной волны в межзвездной среде. Однако уже на заре радиоастрономии было обнаружено, что остатки вспышек сверхновых являются мощными источниками радиоизлучения совершенно особой природы. Обнаружение радиоизлучения от остатков вспышек сверхновых, бесспорно, является важнейшим этапом в истории изучения этих объектов. Как мы увидим дальше, исследование радиоизлучения является весьма эффективным методом анализа физических условий в расширяющихся оболочках — остатках взорвавшихся звезд. А это в свою очередь приближает нас к пониманию самого процесса взрыва звезд. Особый интерес представляет еще и то обстоятельство, что открывается возможность чисто радиоастрономическим методом определить расстояние до источников, что имеет, конечно, очень важное значение для понимания их природы. Перейдем теперь к изложению основных результатов наблюдений радиоизлучения остатков вспышек сверхновых.

В 1948 г. английские радиоастрономы Райл и Смит обнаружили на северном небе в созвездии Кассиопеи необыкновенно яркий источник радиоизлучения, названный ими «Кассиопея А». В то время радиоастрономия переживала начальный, «героический» период своего развития. Выдающиеся открытия, совершаемые бывшими офицерами радиолокационной службы, следовали одно за другим. За два года до открытия Кассиопеи А другая группа английских радиоастрономов открыла первый «дискретный» источник радиоизлучения на небе — знаменитый «Лебедь А», который, как выяснилось через 5 лет, представляет собой удаленную галактику. Это была первая радиогалактика! На метровых волнах поток радиоизлучения от Кассиопеи А почти в два раза превышает поток от Лебедя А и довольно близок к потоку радиоизлучения от «спокойного» Солнца (т. е. в периоды, когда нет пятен, вспышек и других проявлений активности). Тот факт, что весьма удаленный от нас космический объект посылает поток почти такой же, как и «рядом» находящееся Солнце, сам по себе поразителен. Он говорит о необычности космических явлений в радиодиапазоне и о коренном отличии этих явлений от оптических. Сейчас, спустя 35 лет после открытия Кассиопеи А, радиоастрономия шагнула далеко вперед. На пределе своих возможностей она может зарегистрировать потоки радиоизлучения, в миллионы раз меньшие, чем от Кассиопеи А. Подавляющее большинство слабых источников представляют собой метагалактические объекты. Только малая часть сравнительно ярких известных источников отождествляется с остатками вспышек сверхновых. Вернемся, однако, к Кассиопее А.

Сразу же после открытия этого ярчайшего радиоисточника невольно поразило то обстоятельство, что на его месте решительно ничего примечательного в оптических лучах не наблюдается. Создавалось впечатление, что мощнейший поток радиоизлучения приходит к нам, что называется, «из пустого места». Однако через три года, в 1951 г., Смит существенно уточнил координаты этого радиоисточника, что позволило американским астрономам Бааде и Минковскому обнаружить на этом месте очень слабую, совершенно необычную туманность, несомненно, связанную с источником радиоизлучения. Дальнейшие исследования показали, что этот источник имеет хотя и небольшие, но вполне определенные угловые размеры — около 5 минут дуги. Клочья и обрывки слабой оптической туманности как раз заполняют всю область, занимаемую источником радиоизлучения.

Весьма характерен радиоспектр Кассиопеи А. Он хорошо представляется степенным законом (см. рис. 16.8 на стр. 459)

где  — частота, а 0,8 во всем диапазоне частот от метровых до сантиметровых волн. Величина называется «спектральным индексом», a F  — «спектральная плотность потока», определяемая как количество энергии, проходящее через единицу поверхности за единицу времени в единичном интервале частот. Заметим, что степенной спектр является типичным для большинства источников космического радиоизлучения. Различные источники отличаются значениями спектрального индекса , который, впрочем, как правило, меняется в не слишком широких пределах. Такой характер спектра тесно связан с механизмом радиоизлучения, о чем речь будет идти ниже.

После 1948 г. в нашей Галактике было открыто несколько источников радиоизлучения, связанных с остатками вспышек сверхновых. В следующем, 1949 г. австралийскими радиоастрономами было обнаружено радиоизлучение от Крабовидной туманности — остатка вспышки сверхновой 1054 г. Через 3 года было обнаружено радиоизлучение от остатков вспышек сверхновых 1572 г. (Тихо) и 1604 г. (Кеплер). После этого был обнаружен протяженный (угловые размеры 3°) радиоисточник на месте системы волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Почти одновременно был обнаружен также протяженный источник радиоизлучения в созвездии Близнецов, на месте волокнистой туманности IС 443. Это открытие и дало основание считать эту туманность остатком вспышки сверхновой. В последующие годы было открыто довольно много таких объектов. Все они находятся около галактического экватора, что указывает на их весьма высокую концентрацию к галактической плоскости.

Как правило, остатки вспышек сверхновых представляют собой в рентгеновских и радиолучах неправильные, часто «неполные» оболочки с заниженной интенсивностью в центральной части (см. рис. 16.5). Около 10 лет тому назад у остатков вспышек сверхновых был выделен новый класс объектов, получивших название «плерионы». Это такие остатки, у которых яркость концентрируется к центральной части. Классическим объектом этого типа является знаменитая Крабовидная туманность (см. рис. 17.2), которой будет посвящен следующий параграф. Всего в настоящее время в Галактике известно около десятка плерионов. Наряду с Крабовидной туманностью, большой интерес представляет объект 3C 58, отождествляемый со вспышкой сверхновой, наблюдавшейся в качестве «звезды-гостьи» в 1181 г. Недавно на обсерватории «Эйнштейн» в центре этого объекта как будто бы наблюдался точечный источник.

Рис. 16.5: Рентгеновское изображение источника Кассиопея А. Получено на обсерватории «Эйнштейн».

Встречаются также «гибридные» комбинации плерионов и оболочечных источников. Хорошим примером такой морфологии является объект Паруса X. Похоже на то, что у плерионов радиоспектр значительно более «плоский», чем у «оболочечных» источников. Значение плерионов для радиоастрономии определяется их несомненной связью с пульсарами (см. § 20).

Рис. 16.6: Фотография туманности Кассиопея А в красных лучах.

Среди довольно протяженных, с низкой поверхностной яркостью радиоисточников,— остатков вспышек сверхновых — резко выделяется Кассиопея А. Этот компактный объект имеет огромную поверхностную яркость (в радиолучах, разумеется), а связанная с ним оптическая туманность резко отличается от тонковолокнистых туманностей, наблюдаемых в «старых» остатках сверхновых звезд. Эта туманность имеет настолько необычный вид, что первое время открывшие ее исследователи упорно не желали считать ее остатком вспышки сверхновой. Действительно, вид этой туманности и ее спектр совершенно не похожи ни на Крабовидную туманность и ее спектр, ни на изображенные на рис. 16.2 и 16.3 системы тонковолокнистых туманностей в Лебеде и Близнецах. На рис. 16.6 приведена фотография туманности Кассиопея А, полученная в красных лучах. Видно довольно вытянутое волокно (протяженность его около 3 ) на расстоянии 2 от центра туманности и большое количество «звездообразных» пятнышек, покрывающих всю площадь, занятую радиоисточником. Однако эти пятнышки отнюдь не звезды, а газообразные довольно плотные конденсации. Кроме пятнышек имеются также маленькие (до 20 ) вытянутые волокна. Некоторые из них довольно ярки, другие едва различимы. Все эти «обрывки» туманности располагаются в пределах окружности с диаметром немного больше 6 . Особенно интересны спектры отдельных конденсаций волокон. Линии излучения волокон «диффузного» вида показывают огромные лучевые скорости, доходящие почти до 8000 км/с Наоборот, звездообразные пятна сколько-нибудь значительных лучевых скоростей не обнаруживают. Вся наблюдаемая картина оптической туманности Кассиопея А может быть объяснена следующим образом. Диффузные туманности представляют собой выброшенные во время взрыва звезды облака газа, движущиеся с огромной скоростью через окружающую их межзвездную среду. Важно подчеркнуть, что химический состав быстро движущихся волокон резко отличается от химического состава межзвездной среды. Такие элементы, как кислород, сера и аргон в этих волокнах в десятки раз более обильны (по отношению к водороду), чем в межзвездной среде. Это обстоятельство означает, что выброшенный во время взрыва материал до этого претерпел сложную химическую трансформацию, обусловленную ядерными реакциями. Наблюдения последних 20 лет показали, что эти волокна весьма нестабильны: они появляются как бы в «пустом» пространстве, существуют десяток лет и исчезают. Большие волокна иногда распадаются на малые, причем относительные скорости отдельных частей крупных волокон весьма велики. Вообще, многое в природе физических процессов, происходящих в волокнах Кассиопеи А, пока остается еще не ясным.

Из наблюдаемой скорости расширения систем волокон Кассиопеи А можно получить возраст этого объекта. Оказывается, что взрыв звезды, явившийся причиной образования Кассиопеи А, произошел около 1667 г. (примерно между 1659 и 1675 г.). Представляется удивительным, почему европейские астрономы, которые так успешно наблюдали почти за столетие до этого Новые Тихо и Кеплера, решительно ничего не заметили в созвездии Кассиопеи. Почему же это так получилось? Почему «прозевали» вспышку этой сверхновой в эпоху, когда в Европе уже были обсерватории? Конечно, видимая яркость звезды зависит не только от мощности ее излучения, но и от расстояния до нее. Каково же расстояние до Кассиопеи А?

Первая надежная оценка расстояния до этого источника была получена радиоастрономическим методом. Метод основывается на изучении линии поглощения в радиоспектре источника на волне 21 см. Эта линия образуется в результате поглощения радиоизлучения межзвездными атомами водорода. Так как последние концентрируются преимущественно в спиральных рукавах Галактики, которые имеют друг относительно друга разные скорости, то это отразится на «профиле» линии, которая разобьется на несколько компонент, соответствующих водородному поглощению в различных рукавах. Так как в направлении на Кассиопею А существуют три спиральных рукава, а профиль линии поглощения состоит из двух резко выраженных провалов интенсивности, то сразу же можно сделать вывод, что источник радиоизлучения расположен где-то между вторым и третьим рукавом спиральной структуры (рис. 16.7), откуда следует, что расстояние до него около трех тысяч парсек (т. е. около десяти тысяч световых лет). Такое же расстояние получается из сравнения наблюдаемой скорости «расползания» волокон туманности по небесной сфере (они, естественно, определяются в угловых единицах, например, секундах дуги в год) со скоростью волокон по лучу зрения, определяемой из измеренного доплеровского смещения спектральных линий.

Рис. 16.7: Схема, поясняющая радиоастрономический метод определения расстояния до туманности Кассиопея А.

Итак, расстояние до Кассиопеи А около 3000 пс. Если бы не было межзвездного поглощения света, видимая величина вспыхнувшей сверхновой (абсолютная величина которой, как можно полагать, была около -20^m; см. § 15) была бы -7^m, т. е. она должна была казаться, пожалуй, даже ярче, чем сверхновая 1054 г., так поразившая китайцев, японцев и, возможно аборигенов Северной Америки. Чтобы такое удивительное явление, случившееся в области неба, которая никогда не опускается под горизонт, было бы не замечено, следует принять, что поглощение света должно быть как минимум 7—8 величин (т. е. больше, чем в 1000 раз), и еще дополнительно предположить, что в то время над всей Европой стояла несколько недель подряд ненастная погода, которая как раз случилась тогда, когда сверхновая была в максимуме своего блеска... Конечно, в принципе это может быть. Но поглощение света в направлении Кассиопеи А хотя и велико, но не настолько: около 4,3 звездной величины. О возможной причине ненаблюдаемости этой сверхновой см. § 18.

Выше уже упоминалось, что, кроме быстро движущихся волокон, в Кассиопее А наблюдаются почти стационарные конденсации. Скорее всего, эти конденсации представляют собой сжатый ударной волной межзвездный газ. Похоже, однако, на то, что химический состав этих конденсаций не совсем обычен: азот там аномально обилен по отношению к кислороду. Если это так, то остается только считать, что ударная волна от взрыва распространялась уже не по межзвездной среде, а по оболочке, «вытекшей» из звезды, которая взорвалась как сверхновая. Таким образом, все особенности весьма своеобразного остатка сверхновой Кассиопеи А объясняются молодостью этого объекта.

В 1966 г. было обнаружено рентгеновское излучение от Кассиопеи А. В отличие от рентгеновского излучения от других, гораздо более «старых» остатков сверхновых, рентгеновское излучение от Кассиопеи А значительно жестче. Как мощность, так и спектр рентгеновского излучения Кассиопеи А естественно объясняется теорией, развитой выше. Заметим в этой связи, что в окрестностях Кассиопеи А плотность межзвездного газа повышена (N_e 10—20 см^-3), что обеспечивает необходимую мощность рентгеновского излучения, которая пропорциональна N_e²R³, где R — радиус туманности. Большая жесткость теплового рентгеновского излучения от Кассиопеи А объясняется огромной температурой ( 3 10⁷ К) плазмы за фронтом волны, что в свою очередь объясняется большой скоростью расширения этой туманности, т. е. в конечном результате — ее молодостью.

Перейдём теперь к основному вопросу о природе радиоизлучения от остатков вспышек сверхновых. В настоящее время обнаружено радиоизлучение практически от всех ионизованных газовых туманностей, как «диффузных», так и планетарных. Однако это излучение, если можно так выразиться, носит тривиальный характер. Оно является чисто тепловым, и его интенсивность и спектр определяются известным законом Кирхгофа:

где I  — наблюдаемая интенсивность, B (T) = 2kT/ ² — интенсивность излучения абсолютно черного тела,  — коэффициент поглощения на данной частоте, l — протяженность источника в направлении луча зрения. Величина l носит название «оптической толщи». При достаточно большой оптической толще

т. е. вне зависимости от физических свойств источника она будет иметь некоторое совершенно определенное значение, зависящее только от частоты и температуры излучающего ионизованного газа. Если 1, то формула (16.5) примет вид

так как N_e²T^-1/2. Характерно, что в этом случае интенсивность излучения не зависит от частоты. Сам элементарный акт излучения сводится к «столкновениям» между электронами и ионами, движущимися с тепловыми скоростями. Тепловое радиоизлучение от областей Н II межзвездной среды, о котором речь шла в § 2, объясняется именно таким способом.

Уже один взгляд на спектр туманностей — остатков вспышек сверхновых, например, Кассиопеи А, говорит о том, что их излучение ничего общего с тепловым не имеет. Последнее на ограниченном интервале изменения можно также представить степенным законом F ^- , где меняется в пределах от 0 до -2, между тем как у остатков сверхновых спектральный индекс положителен ( 0,5 1,0) на большом интервале изменения частот (рис. 16.8). Далее, сама величина интенсивности радиоизлучения, особенно на низких частотах, достигает огромного значения. По формуле (16.6) мы всегда можем любой интенсивности привести в соответствие некоторую температуру. Последняя носит название «яркостной температуры» (см. § 4). Оказывается, что на метровых волнах интенсивности Кассиопеи А соответствует яркостная температура в сотни миллионов кельвинов. Между тем, как это следует из формулы (16.6), в случае теплового излучения яркостная температура просто равна температуре газа, которая, как правило, порядка десяти тысяч кельвинов. Нельзя также считать наблюдаемое радиоизлучение тепловым излучением весьма горячего газа за фронтом ударной волны, распространяющейся в остатках сверхновых (см. § 15). Вычисленная на основе наблюдаемого рентгеновского излучения (которое является тепловым) интенсивность радиоизлучения, оказывается, имеет ничтожно малую интенсивность. Кроме того, не следует забывать о полном несоответствии наблюдаемых радиоспектров остатков сверхновых спектрам источников теплового радиоизлучения.

Рис. 16.8: Радиоспектр туманности Кассиопея А.

Правильная идея, объясняющая радиоизлучение остатков сверхновых (так же как и большинства других источников космического радиоизлучения), была предложена в 1950 г. шведскими физиками Альвеном и Херлофсоном и, независимо, немецким астрофизиком Кипенхойером. В последующие годы эта идея во всех деталях была разработана главным образом в СССР и доведена до уровня весьма совершенной теории. Ее применение к конкретным астрономическим объектам, в частности, к остаткам сверхновых, оказалось очень плодотворным. На основе новой теории удалось объяснить большое количество астрономических наблюдаемых фактов и предсказать ряд новых, которые полностью подтверждались специально поставленными наблюдениями. Что же это за теория?

Из физики уже давно известно, что если электрон движется во внешнем магнитном поле H, то он излучает характерную частоту _H = eH/2 m_ec, где e — заряд электрона, m_e — его масса. Это та частота, с которой электрон вращается вокруг перпендикулярных к направлению его скорости силовых линий магнитного поля. Если энергия электрона E очень велика и превосходит его энергию покоя m_ec² (такой электрон называется «релятивистским»), то характер излучения претерпевает качественные изменения. Прежде всего такой электрон будет излучать не одну определенную частоту, а непрерывный спектр, т. е. огромное количество тесно примыкающих друг к другу частот, причем максимальная интенсивность его излучения будет приходиться на частоту

Со стороны низких частот, т. е. для _m, интенсивность будет медленно расти с частотой как ^1/3, а для _m круто обрываться. Другой важной особенностью излучения релятивистских электронов является его направленность. Почти все излучение релятивистского электрона будет сосредоточено внутри конуса, ось которого совпадает с направлением мгновенной скорости его движения, а угол раствора = m_ec²/E. Излучение такого типа давно известно физикам, работающим на ускорителях. Оно получило удачное название «синхротронного».

Для того чтобы «почувствовать» порядок входящих в формулы синхротронного излучения величин, напомним, что энергия покоя электрона m_ec² = 5 10⁵ эВ, _H = eH/2 m_ec = 2,8 10⁶H. Пусть в магнитном поле движется электрон с энергией E = 10⁹ эВ, что соответствует энергии мягких космических лучей. Тогда он будет излучать непрерывный спектр, максимальная интенсивность которого будет приходиться на частоту _m = 1,4 10^{6 2}H = 10¹³H. Если напряженность магнитного поля порядка напряженности межзвездных полей, т. е. H 10^-5, то _m 10⁸ Гц, чему соответствует длина волны = 3 м. Это характерный диапазон радиоизлучения Галактики. Если бы электрон был нерелятивистским, он излучал бы только одну частоту _H 30 Гц, чему соответствует длина волны около 10 000 км. Такое излучение с помощью наземных радиотелескопов наблюдать нельзя — вспомним, что ионосфера пропускает только радиоволны более короткие, чем 30 м. Да и космические радиотелескопы, которые, как можно полагать, в недалеком будущем будут установлены на специальных спутниках, такое «сверхдлинноволновое» радиоизлучение от нерелятивистских электронов вряд ли смогут зарегистрировать. Итак, самой «полезной» особенностью релятивистских электронов является их способность излучать сравнительно высокие, доступные наблюдениям частоты в очень слабых магнитных полях.

Мы рассматривали синхротронное излучение только одного релятивистского электрона с данной энергией. В действительности, как показывают результаты исследований первичных космических лучей, состоящих также из релятивистских частиц, последние распределены по энергиям по некоторому степенному закону. Этот закон имеет вид

где N(E > E₀) означает число частиц в единице объема, энергия которых больше E₀. Величина характеризует энергетический спектр релятивистских частиц. В предположении, что скорости релятивистских электронов ориентированы по отношению к магнитному полю случайным образом, теоретическим путем можно получить формулу, дающую значение интенсивности и спектр синхротронного излучения от множества релятивистских частиц, энергетический спектр которых дается выражением (16.9). Эта важная формула имеет вид

где u( ) — числовой множитель порядка единицы, l, как и раньше, означает протяженность области, где движутся релятивистские электроны, по лучу зрения;  — длина волны излучения. Если подставить вместо последней частоту, воспользовавшись соотношением = c/ , то мы сразу же увидим, что формула (16.10) дает степенной спектр синхротронного излучения в полном согласии с наблюдениями. Спектральный индекс (см. (16.4)) оказывается равным

Формула (16.11), впервые полученная советским радиоастрономом А. А. Корчаком, связывает показатель степенного энергетического спектра релятивистских электронов со спектральным индексом их синхротронного излучения. Так, например, в случае Кассиопеи А = 0,8, следовательно, = 2,6 — величина, типичная для космических лучей. Можно сказать, что степенной спектр радиоизлучения остатков вспышек сверхновых отражает степенной энергетический спектр релятивистских частиц, ответственных за наблюдаемое радиоизлучение.

Таким образом, мы подошли к важнейшему выводу: в расширяющихся туманностях — остатках вспышек сверхновых звезд — содержится огромное количество релятивистских частиц, т. е., другими словами, космических лучей! Впервые открылась возможность наблюдать первичные космические лучи (точнее, их электронную компоненту) не у поверхности Земли, а в глубинах Галактики и даже Вселенной, ибо радиоизлучение галактик и открытых в 1963 г. квазаров имеет синхротронную природу. Установление этой возможности, открывшей новую эру в изучении космических лучей, пожалуй является одним из важнейших достижений радиоастрономии.

Применяя теорию синхротронного излучения к реальным источникам (например, остаткам вспышек сверхновых), можно найти полное количество находящихся там релятивистских электронов и их энергию, а также напряженность магнитного поля. При этом поступают следующим образом. Прежде всего надо иметь в виду, что в источниках радиоизлучения наряду с электронами должны быть и другие релятивистские частицы, главным образом протоны[ 36 ]. Тяжелые релятивистские частицы, однако, практически не излучают, так как их масса слишком велика. Поэтому в радиоисточниках создалась своеобразная ситуация: из всех имеющихся там релятивистских частиц благодаря их синхротронному излучению можно было наблюдать только электроны. Однако в последние годы, благодаря успехам внеатмосферной гамма-астрономии, выявилась возможность наблюдать и протонную компоненту космических лучей. Прогресс в этой важной области связан с успешной работой специализированных спутников «SAS-2» и «Cos-B», на которых детально исследовалось обнаруженное незадолго до этого на ракетах жесткое космическое гамма-излучение с энергией квантов E > 15 МэВ. Оказалось, что это излучение распределено по небу в виде полосы шириной около 3°, тянущейся вдоль галактического экватора на расстояние ±60°от галактического центра, находящегося в Стрельце. Из спектра этого жесткого излученияИзлучение!жесткое@«жесткое» следует, что существенная его часть обусловлена распадом «пи-ноль» ( ⁰) мезонов на два гамма-кванта, причем сами ⁰-мезоны образуются в результате столкновения релятивистских протонов, входящих в состав первичных космических лучей, с ядрами атомов межзвездного газа. Это как раз и означает, что гамма-астрономия, наряду с радиоастрономией, является весьма эффективным методом изучения первичных космических лучей в местах их локализации (т. е. в Галактике).

Анализ распределения интенсивности космического гамма-излучения по небу позволяет сделать вывод, что первичные космические лучи концентрируются к рукавам спиральной структуры Галактики, где их плотность почти в три раза больше, чем в окрестностях Солнца (расположенного, как известно, между рукавами). Интересно, что на гамма-спутниках было обнаружено значительное повышение интенсивности космического гамма-излучения в области галактических долгот 260°—270°. Важно отметить, что в этой области неба находится один из ближайших к нам (r = 450 пс) остатков вспышки сверхновой. Сейчас уже доказано, что упомянутая деталь распределения интенсивности космического гамма-излучения связана с этим остатком, хотя при таком отождествлении были определенные трудности. Гамма-астрономия только начинает развиваться, и, несомненно, мы будем свидетелями новых выдающихся открытий в этой области.

Обозначим энергию всех релятивистских частиц, содержащихся в единице объема (т. е. плотность энергии этих частиц) через W_p. Тогда плотность энергии релятивистских электронов можно представить как W_e = kW_p, где величина k меньше единицы. Трудность проблемы состоит в том, что значение k, как правило, весьма неопределенно. Из анализа состава первичных космических лучей, наблюдаемых в непосредственной близости от Земли, следует, что k 0,01. Заметим, в этой связи, что поиски релятивистских электронов в космических лучах были предприняты как раз в связи с успехами приложения синхротронной теории к радиоастрономии. Однако ниоткуда не следует, что величина k во всех источниках, в частности, в остатках вспышек сверхновых, должна быть такая же, как и в окрестностях Земли. Более того, в § 17 мы приведем аргументы в пользу того, что в Крабовидной туманности основную часть релятивистских частиц должны составлять электроны и позитроны. При расчетах, за неимением лучшего, обычно делаются два предположения: k = 0,01 и k = 1. К счастью, на основных выводах, касающихся природы остатков сверхновых, такая неопределенность в значении k отражается не очень сильно.

Рис. 16.9: Радиоизображение туманности Кассиопея А.Радиоизображение туманности Кассиопея А.

Существенным является то обстоятельство, что плотность энергии релятивистских частиц W_p не может превышать плотность энергии магнитного поля W_м, которая, как известно, равна H²/8 . В противном случае магнитное поле не сможет удерживать релятивистские частицы длительное время и они со скоростью, близкой к скорости света, разлетятся по всем направлениям. С другой стороны, вполне может быть такая ситуация, когда W_м > W_p. Математически условие удержания релятивистских частиц магнитным полем запишется так:

Можно показать, что если W_м W_p, то полная энергия релятивистских частиц вместе с энергией магнитного поля достигает минимума. Поэтому при расчетах, как правило, применяют дополнительное условие (16.12) и, таким образом, находят нижнюю границу энергий релятивистских частиц и поля в источнике. Похоже на то, что для большинства радиоисточников выполняется условие H²/8 = W_p.

Рис. 16.10: Радиоизображение двух остатков сверхновых.

Распределение интенсивности у протяженных радиоисточников — остатков вспышек сверхновых, довольно сложно. На рис. 16.9 приведено «радиоизображение» туманности Кассиопея А, полученное с помощью радиоинтерферометра с хорошей разрешающей способностью. Хотя структура радиоизображения, приведенная на рис. 16.9, довольно сложна и изобилует большим количеством деталей (там видно по крайней мере 10 маленьких конденсаций), в целом она имеет явно выраженный «оболочечный» характер. Радиоизлучение сосредоточено на периферии некоторого сфероидального объема, причем толщина радиоизлучающего слоя составляет несколько десятых его радиуса. Последний легко оценить из измеренного углового радиуса (около 2 ,5) и расстояния до Кассиопеи А, которое, как мы видели, составляет около 3000 пс. Оказывается, что радиус сфероидального объема, заполненного по периферии релятивистскими частицами, немного превосходит 2 пс. На рис. 16.10 приведены более грубые радиоизображения «старых» остатков сверхновых, полученные с меньшей разрешающей способностью. И в этом случае отчетливо видна оболочечная структура радиоисточников. Следует, однако, подчеркнуть, что все эти оболочки имеют весьма неправильную структуру. Линейные размеры оболочек можно определить по их известным угловым размерам, если знать расстояния до них. В случае системы волокнистых туманностей в Лебеде (см. рис. 16.2) расстояние надежно определяется по измеренным лучевым скоростям волокон и скорости их «расползания» по небу, выраженной в секундах дуги за год (см. § 15). Отсюда следует, что радиус этого источника около 20 пс, т. е. в десять раз больше, чем радиус Кассиопеи А. У других источников, радиоизображения которых приведены на рис. 16.6, радиусы получались по расстояниям, найденным радиоастрономическим методом, о котором речь будет идти ниже. Для большинства таких источников радиусы близки к 10 пс.

Теперь в нашем распоряжении имеются все необходимые данные, чтобы определить энергию релятивистских частиц в остатках вспышек сверхновых и величину имеющегося там магнитного поля. Необходимая для расчетов интенсивность радиоизлучения может быть получена из измеренного значения потока и угловых размеров. Если в пределах данных угловых размеров интенсивность (т. е. яркость) остается постоянной, то приближенно будем иметь

где  — телесный угол, под которым видна данная деталь источника, F  — поток от этой детали. Зная F для всех деталей, можно найти I для каждой из них, а потом, после суммирования,— полную энергию релятивистских частиц в источнике. Одновременно получается распределение магнитного поля в его пределах. Для грубых расчетов можно даже совсем не обращать внимание на структуру изображения источника, считая его объектом постоянной интенсивности, которую в этом случае можно определить также по формуле (16.13). В этом случае F означает измеренный поток от всего источника, а  — телесный угол, под которым он виден.

В случае Кассиопеи А при k = 1 вычисления дают значение W_e = 2 10⁴⁸ эрг. Этой же величине равна, по условию, энергия W_H магнитного поля в источнике, откуда H = 2,5 10^-4 эрстед. Если же, в окрестностях Земли или в источнике Паруса X, релятивистские электроны составляют только один процент от полной энергии релятивистских частиц, т. е. k = 0,01, то значение W_p увеличивается, согласно расчетам, в семь раз, в то время как напряженность магнитного поля вырастет в 2,7 раза. Следовательно, в этом случае W_p 10⁴⁹ эрг, а H 7 10^-4 Э. Обратим внимание на огромную величину энергии релятивистских частиц, заключенных в области остатков вспышки сверхновой. Она почти равна всей энергии, которая была излучена за время вспышки звезды. Значение магнитного поля в оболочке сверхновой также довольно велико: оно в сотню раз превышает величину межзвездного магнитного поля.

Аналогичные вычисления, выполненные для других, более «старых» остатков вспышек сверхновых, дают сходные значения W_p 10⁴⁸ эрг и заметно меньшие значения напряженности магнитного поля. Так, у источника, связанного с волокнистыми туманностями в Лебеде, при k = 1 W_e = W_p = 2,5 10⁴⁸ эрг, H 2 10^-5 Э, а при k = 0,01 W_e = 1,7 10⁴⁹ эрг, H = 5 10^-5 Э. Итак, релятивистские частицы и магнитные поля являются весьма существенным атрибутом остатков вспышек сверхновых, во многих отношениях определяющим эволюцию этих объектов. Это, в частности, связано с большой ролью, которую играет в динамике остатков давление магнитного поля и релятивистских частиц. Взаимодействие последних с плазмой, присутствующей в остатках вспышек, осуществляется через магнитное поле: релятивистские частицы оказывают давление на силовые линии магнитного поля, а последнее управляет движением плазмы.