Остатки вспышек сверхновых

В Галактике обнаружено ок. 125 О. в. с., большая их часть наблюдается пока только в радиодиапазоне. Примерно 40 О. в. с., находящихся не далее 4-5 кпк от Солнца, отождествлены с оптич. туманностями (свет остальных поглощается газово-пылевой средой Галактики). Около 50 О. в. с. наблюдается в рентг. диапазоне. Быстро растёт число О. в. с., открытых в близких галактиках: в Магеллановых Облаках (Большом - БМО и Малом - ММО) уверенно идентифицировано более 30 О. в. с. и ещё ок. 10 возможных О. в. с., в галактиках М 31 и М 33 найдено примерно по 20-30 О. в. с. Их наблюдения в оптическом, рентгеновском и радиодиапазонах не обнаруживают существенных различий в природе и эволюции О. в. с. в галактиках Местной группы.

Рис. 1. Остаток вспышки сверхновой Кассиопея А. Радиоизофоты совмещены с фотографией в лучах красной области спектра. Видны отдельные волокна и конденсации, заполняющие область радиоизлучения.

В трёх галактич. О. в. с. (Крабовидная туманность, Паруса XYZ и MSH 15-52) обнаружены звёздные остатки - пульсары. В центре W 50 и G 109.1-1.0 наблюдаются двойные системы: в первом, вероятно, массивная чёрная дыра в паре с В2-звездой, во втором - нейтронная звезда с маломассивным спутником. Ещё в трёх О. в. с. (RCW 103, ЗС 58 и СТВ 80) найдены точечные рентг. источники, к-рые, скорее всего, обусловлены тепловым излучением горячей поверхности нейтронной звезды. В О. в. с. Тихо Браге, Кеплера, 1006 года и Кассиопея А компактные рентг. источники, не обнаружены, что позволяет установить верхний предел температуры поверхности нейтронной звезды [ К].

Шесть молодых О. в. с. наблюдаются в области "исторических" сверхновых в Галактике, вспыхнувших за последнее тысячелетие. По кривым блеска сверхновых и наблюдениям О.в.с. их можно разделить на три группы.

1) О. в. с. 1006 года, Тихо Браге (1572 г.) и Кеплера (1604 г.) образовались при вспышках сверхновых I типа, они характеризуются сферически-симметричной структурой выброшенной при вспышке оболочки и отсутствием звездного остатка.

2) Крабовидная туманность (1054 г.) и ЗС 58 (1181 г.) возникли при вспышках сверхновых II типа; вспышка сопровождалась образованием пульсара, поставляющего релятивистские электроны, ответственные за синхротронное излучение О. в. с. в радио-, рентг. и оптич. (в Крабовидной туманности) диапазонах.

3) Кассиопея А и сходные с ней объекты: (G 292.О+1.8, N 132 D и G 0540-69.3 в БМО; IE 0102.2-7219 в ММО, а также О. в. с. в NGC 4449) образовались при вспышках массивных (20-25 ) звёзд; они характеризуются тороидальной структурой выброса, состоящего преимущественно из кислорода и продуктов его термоядерного горения, звёздный остаток не наблюдается.

Среди молодых О. в. с. наиболее изучены Крабовидная туманность и Кассиопея А - ярчайший радиоисточник на небе. Связанная с Кассиопеей А оитич. туманность (рис. 1) состоит из сотен т.н. быстрых волокон и стационарных конденсаций, разлетающихся из центра оболочки. Линейный радиус оболочки - 2 пк, расстояние до объекта - 2,8 кпк.

Собственные движения волокон составляют 0,2-0,5" в год, лучевые скорости заключены в пределах 4000- 9500 км/с (в среднем 5500 км/с). По скорости разлёта волокон и размерам туманности установлено, что вспышка произошла в 1658 г. (3 года), но она не была зафиксирована астрономами того времени. Хим. состав быстрых волокон резко отличается от нормального: они практически лишены водорода, обилие О, Аr, S примерно в 30 раз выше нормы. Высокие скорости и хим. состав свидетельствуют о том, что быстрые волокна выброшены при вспышке. Стационарные конденсации имеют лучевые скорости в среднем ок. 300 км/с, их собств. движения не превышают 0,02" в год. Хим. состав близок к нормальному космическому, но содержание Hе повышено и отношение N/0 также выше нормы. Стационарные конденсации представляют собой сгустки вещества, сброшенного звездой на поздних стадиях эволюции, ещё до вспышки, а затем сжатые и ускоренные при взаимодействии с разлетающейся оболочкой сверхновой. Полная масса всех видимых волокон и конденсаций Кассиопеи А составляет ок. 0,1 . Осн. масса О. в. с.- ок. 10 - представляет собой горячую разреженную плазму и излучает в рентг. диапазоне.

Большинство галактич. О. в. с.- старые объекты, возраст к-рых составляет десятки тыс. лет. Среди старых О. в. с. наиболее детально исследованы Петля Лебедя (рис. 2,а), IC 443 (рис. 2,6), Парус X, Корма А. Эти тонковолокнистые туманности имеют линейные размеры 20-40 пк, расширяются со ср. скоростью 100-300 км/с. Тонкие волокна старых О. в. с. погружены в диффузный газ. Спектр свечения старых О. в. с. свидетельствует о том, что хим. состав волокон близок к нормальному космическому, темп-ра в области ярких волокон К, плотность частиц/см³. Яркие волокна старых О. в. с. представляют собой области высвечивания сжатого газа за фронтом ударной волны, распространяющейся по относительно плотным ( см^-3), небольшим облакам межзвёздной среды.

Рис. 2. Старые остатки вспышек сверхновых: Петля Лебедя и IC 443; видна тонковолокнистая структура оптических туманностей.

Рентг. излучение старых О. в. с. наблюдается в диапазоне энергий фотонов от 0,1 до 10 кэВ. Спектр излучения имеет тепловую природу: излучает плазма с темп-рой ~ 10⁶-10⁷ К, нагретая ударной волной, распространяющейся со скоростью км/с в разреженной ( см^-3) межоблачной среде. Тепловая природа рентгеновской эмиссии подтверждается присутствием в спектрах линий высокоионизованных атомов Fe, Si, S, О и др.

Рис. 3. Спектр радиоизлучения остатка вспышки Сверхновой Кассиопея А.

Рентг. спектры Крабовидной туманности и ЗС 58 имеют синхротронную природу (см. Синхротронное излучение). Тепловой компонент рентг. излучения Крабовидной туманности также обнаружен, но его мощность значительно ниже. Спектр рентг. излучения других молодых О. в. с. чисто тепловой, но имеет два максимума при К и К. Такой спектр и двухоболочечная структура рентг. изображения О. в. с. Тихо Браге, Кассиопея А и др. соответствуют двум компонентам излучающей плазмы: сгребённому межзвёздному газу или газу ветра предсверхновой, нагретому ударной волной, и выбросу, нагретому возвратной ударной волной.

Радиоизлучение О. в. с. имеет синхротронную природу. Спектр радиоизлучения старых О. в. с. хорошо представляется законом со ср. значением спектрального индекса и дисперсией в широком диапазоне частот (20-10⁴ МГц). Ослабление потока на низких частотах у ряда О. в. с. объясняется поглощением излучения межзвёздными облаками (рис. 3). У нескольких объектов, напр. Петли Лебедя, обнаружен перегиб спектра в области МГц, изменение составляет 0,5.

Радиоизображения старых О. в. с. говорят об их оболочечной структуре, синхротронная эмиссия усилена в области ярких оптич. волокон. Степень линейной поляризации излучения составляет 3-10%. Радиоизлучение самых старых О. в. с. представляет собой, по всей вероятности, излучение релятивистских частиц в межзвёздном магн. поле, усиленном за фронтом ударной волны. Радиоисточники, отождествляемые с молодыми О. в. с., делятся на два класса. К первому относятся оболочечные объекты, такие, как Кассиопея А, О. в. с. Тихо Браге и Кеплера, характеризующиеся резкой внешней границей, низкой степенью поляризации (5%) и крутым радиоспектром (). Их радиоизлучение объясняется усилением магн. поля и ускорением релятивистских частиц в конвективном слое, возникающем на границе выброшенного и нагребённого вещества. Ко второму классу относятся т.н. плерионы, т.е. остатки, подобные Крабовидной туманности. Они характеризуются аморфной структурой, уярчением к центру, плоским спектром () и более высокой степенью поляризации (10-20%). Радиоизлучение плерионов связывают с активностью звёздного остатка: быстровращающаяся нейтронная звезда явл. источником магн. поля и релятивистских частит. По мере замедления вращения нейтронной звезды яркость плерионов падает. Вероятно, они постепенно (за характерное время лет) превращаются сначала в комбинированные (плерион + оболочка) радиоостатки, такие, как Паруса XYZ, а затем в оболочечные О. в. с.

Рис. 4. Эмпирическая зависимость поверхностной радиояркости остатков вспышек сверхновых от их линейного диаметра. Кружками показаны остатки вспышек сверхновых в Галактике, квадратиками - крупномасштабные Петли галактического радио- излучения (Петля I, II, III, IV), точками - остатки сверхновых в Большом Магеллановом Облаке.

Поверхностная радиояркость О. в. с. падает по мере их расширения. По объектам, расстояние до к-рых измерено независимым методом, построена эмпирич. зависимость радиояркости от линейного диаметра D О. в. с. Эта зависимость служит для оценки расстояния до О. в. с. по его угловому размеру и яркости. Хотя точность метода невелика, для большинства галактич. О. в. с. это единственная возможность оценки расстояния. На рис. 4 представлена зависимость для галактич. О. в. с. (кружки) и объектов в Магеллановых Облаках (точки). Квадратиками показаны крупномасштабные Петли галактич. радиоизлучения: Петля I (Северный Полярный Отрог), Петля II (Арка Кита), Петля III и Петля IV. Тот факт, что Петли хорошо ложатся на эмпирич. зависимость , подтверждает их интерпретацию как старых О. в. с. в близкой околосолнечной области. Их аномально большой линейный размер объясняется тем, что вспышки, породившие Петли, произошли в среде низкой плотности.

Подсчёт числа радиоостатков с диаметром пк с учётом их времени жизни в межзвёздной среде разной плотности даёт ср. интервал между вспышками сверхновых в Галактике ок. 20-30 лет. Такую же частоту дают вспышки "исторических" сверхновых, наблюдавшихся в последнее тысячелетие на расстоянии кпк от Солнца.

Эволюция О. в. с. определяется взаимодействием оболочки, выброшенной при вспышке сверхновой, с межзвёздной средой. Теория выделяет четыре идеализированные стадии эволюции О. в. с., определяемые кинетич. энергией выброшенной оболочки , её массой и плотностью окружающего газа . Масса выбрасываемой при вспышке оболочки и начальная скорость выброса км/с соответствуют эрг. Первая стадия - разлёт оболочки с постоянной скоростью v₀. Торможение начинается, когда масса выметенного газа сравнивается с массой выброшенного вещества: , здесь R_s - радиус фронта ударной волны. В этот момент возникают возвратная ударная волна, движущаяся внутрь выброшенного вещества (её появление вызвано уменьшением давления в адиабатически расширяющейся оболочке), и конвективный слой на границе выброшенного и сгребаемого газа. Вторая стадия - адиабатич. расширение - продолжается, пока радиационные потери малы по сравнению с . По мере торможения оболочки становятся существенными потери энергии на излучение, и О. в. с. вступает в третью, радиативную стадию, образуется тонкая, плотная, холодная оболочка, её масса достигает при концентрации частиц газа см^-3 и темп-ре 10³ К. Через прибл. 10⁵ лет наступает последняя фаза эволюции: давление газа в О. в. с. сравнивается с давлением невозмущённого межзвёздного газа и скорость расширения приближается к скорости хаотич. движения газовых облаков в Галактике, 10 км/с. О. в. с. становится кинематически неотличимой от межзвёздной среды. Наблюдения показывают, что физ. условия и кинематика в целом удовлетворяют этой идеализированной модели, но более строгая теория требует учёта неоднородности межзвёздной среды, процессов испарения, теплопроводности, влияния магн. поля и ряда др. факторов.

Оценки времени жизни и частоты вспышек сверхновых в Галактике показывают высокую вероятность слияния старых О. в. с. Горячий разреженный газ - слившиеся О. в. с.- с К и см^-3 составляет 50-80% объёма галактич.диска. Возможно, "всплывание" горячих газовых пузырей, каковыми явл. О. в. с., даёт существенный вклад в галактич. корональный газ. О. в. с. влияют и на пылевую составляющую межзвёздной среды; с одной стороны, при вспышках образуются пылевые частицы, с другой стороны, происходит их эффективное разрушение при прохождении ударных волн, вызванных разлётом оболочки. Столкновение расширяющихся О. в. с. с плотными газово-пылевыми облаками может инициировать процесс звездообразования.

Лит.:
Шкловский И.С., Сверхновые звезды, 2 изд., М., 1976; его же, Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., М., 1984; Псковский Ю.П., Новые и сверхновые звезды, М., 1974; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979; Лозинская Т.А., Остатки вспышек сверхновых, в сб.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 22, М., 1983, с. 33-82.

(Т.А. Лозинская)