Вспышки сверхновых звезд

В хрониках и летописях разных народов наряду с описанием исторических событий зарегистрированы и необыкновенные небесные явления. Одним из них, упоминаемым в ряде хроник, было появление в 1054 г. необычайно яркой звезды, которую видели в течение целого месяца даже в дневное время. Отмечено, что по своему блеску эта звезда в десятки раз превосходила самое яркое после Солнца и Луны светило — Венеру. На том месте неба, где согласно летописям находилась звезда, сейчас наблюдается туманность, названная из-за ее своеобразного строения Крабовидной (рис.). При сравнении фотографий туманности, снятых с интервалом в несколько десятилетий, не только обнаружили, что она расширяется, но и установили, что расширение продолжается около 900 лет. Таким образом, есть все основания считать, что возникновение туманности связано со вспышкой необычно яркой новой звезды.

Сравнив скорость возрастания угла, под которым виден радиус Крабовидной туманности, со значением скорости расширения, определенной по сдвигу спектральных линий, нашли, так же как и для туманностей, окружающих новые звезды (см. § 8), расстояние до нее. Оно составляет около 5000 световых лет, т. е. больше, чем расстояние до многих из новых звезд последнего времени. Вместе с тем, блеск звезды при вспышке, давшей рождение туманности, в сотни раз превосходил блеск самых ярких из новых звезд. Следовательно, Крабовидная туманность возникла при гораздо более сильном взрыве, чем вспышка новой звезды. Звезды, в которых случаются столь сильные взрывы, называют сверхновыми.

Вспышки сверхновых представляют собой настолько грандиозные космические катастрофы, что их наблюдают даже в том случае, когда звезда расположена в далекой звездной системе. Например, в галактике, называемой туманностью Андромеды, удаленной от нас на миллионы световых лет, в 1885 г. вспыхнула звезда, в несколько тысяч раз более яркая, чем замечавшиеся в этой туманности обычные новые звезды. Случающееся иногда внезапное увеличение яркости какой-либо из далеких галактик означает, что там появилась именно сверхновая, поскольку блеск вспыхнувшей звезды сравним с общим блеском миллиардов звезд этой системы.

Вспышки сверхновых звезд в Галактике случаются редко. Из всех звездных вспышек, так или иначе отмеченных за последние две тысячи лет, можно с уверенностью считать вспышками сверхновых менее десятка. Самые недавние из них наблюдались в 1572 г. астрономом Тихо Браге и в 1604 г. его учеником Кеплером. Если в Галактике после этого и вспыхивали сверхновые, то в столь удаленных от Солнца ее областях, что эти вспышки остались незамеченными (в частности, из-за сильного поглощения света в межзвездном пространстве).

Те данные об изменениях блеска и спектра сверхновой звезды во время вспышки, которыми располагает современная астрономия, получены почти исключительно путем наблюдений звезд, вспыхивавших вне нашей звездной системы. В Галактике же изучаются туманности, возникшие при вспышках сверхновых сотни и тысячи лет назад. По этим туманностям воспроизводится механическая картина явления, и, в частности, оценивается количество вещества, выброшенного звездой в результате взрыва.

Сверхновая звезда в другой галактике может наблюдаться только на первых этапах вспышки, когда блеск звезды достаточно велик и заметно сказывается на общей светимости этой галактики. Систематические поиски сверхновых в других галактиках производятся уже свыше тридцати лет путем периодического фотографирования больших групп галактик. Если при сравнении фотографий одной и той же области неба обнаруживают, что яркость какой-либо из галактик увеличилась (это замечают по более сильному почернению негатива в соответствующем месте), то начинают следить за изменением яркости этой галактики и таким путем получают кривую блеска сверхновой звезды. Понятно, что при этом способе наблюдений трудно захватить не только кратковременный период увеличения блеска звезды, но и момент ее максимального блеска.

Сверхновая в другой галактике обладает достаточно большим блеском для того, чтобы быть различимой в течение нескольких месяцев. За это время и получают ее кривую блеска, а также фотографии спектра звезды. До 1965 г. обнаружено свыше сотни вспышек сверхновых, но лишь часть из них была охвачена наблюдениями более или менее полно. Заметим, кстати, что, сопоставив данные о числе замеченных вспышек с общим числом галактик, подвергавшихся исследованию, можно оценить частоту вспышек. Оказывается, что вообще в галактике вспышка сверхновой происходит в среднем один раз за 400 — 600 лет, а в гигантских спиральных звездных системах, подобных нашей Галактике, сверхновые звезды появляются в несколько раз чаще.

Как же меняется блеск сверхновой звезды при вспышке? В этом отношении сверхновые напоминают новые звезды (при большем масштабе явления). Очень быстрое возрастание блеска (за несколько дней он достигает максимального значения) сменяется сравнительно медленным спадом. По характеру уменьшения блеска после максимума отчетливо выделяются два вида сверхновых звезд, сильно различающиеся, как мы вскоре увидим, и в других отношениях.

У сверхновых, относимых к I типу, блеск уменьшается без каких-либо колебаний, монотонно, и падение блеска занимает довольно большое время. За год после вспышки блеск звезды ослабевает в несколько сотен раз. У всех звезд этого типа кривые блеска почти в точности совпадают, тогда как новые звезды очень сильно отличаются друг от друга по деталям кривой блеска. Сверхновые II типа характеризуются большим разнообразием кривых блеска и быстрым падением блеска спустя приблизительно сто дней после максимума.

Как мы знаем, по кривой блеска при известном расстоянии до новой звезды оценивается энергия излучения за время вспышки. Таким же путем определяют и Количество энергии, излучаемой в оптическом диапазоне при вспышке сверхновой. Заметим, что и для некоторых из сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактике, известны оценки блеска в максимуме из исторических источников, а для двух из них (1672 г. и 1604 г.), наблюдавшихся опытными астрономами, имеются и более точные данные о блеске и его изменениях.

Image

Рис. Крабовидная туманность: снимок в лучах непрерывного спектра.

Расстояния до этих сверхновых недавно были определены по образованным при вспышках туманностям. Что же касается сверхновых звезд, вспыхнувших в других галактиках, то расстояния до них находятся особыми методами, о которых рассказывается в следующем параграфе.

В максимуме блеска сверхновая звезда излучает в сотни миллионов раз больше энергии, чем Солнце. Сверхновые 1 типа оказываются несколько более яркими, чем относящиеся ко II типу, и излучают в этот период около 1042 эрг/сек, тогда как мощность излучения сверхновой II типа — 1040-1041 эрг/сек. За все время после взрыва, пока звезда остается доступной наблюдениям, сверхновая I типа испускает в форме оптического излучения энергию порядка 1048 эрг, а звезда II типа — около 1047 эрг. Разумеется, излучение не должно ограничиваться оптической областью. Возможно, что общее количество энергии излучения в 10-100 раз больше указанных значений и составляет 1049-1050 эрг.

Image


Рис. Крабовидная туманность: снимок в лучах линии Нα.

По спектрам новых звезд удалось получить довольно полное представление о том, как протекает вспышка в период максимального блеска и в последующее время. В случае вспышек сверхновых звезд спектры не дают возможности воспроизвести всю картину вспышки. Несколько лучше дело обстоит со сверхновыми II типа, с которых мы и начнем.

Спектры сверхновых II типа, снятые после максимума блеска, в общем похожи на спектры новых звезд в соответствующий период. В них, так же как и в спектрах новых, наиболее заметной особенностью оказываются эмиссионные линии или, лучше сказать, полосы, поскольку они очень широки. Если считать, что излучение в этих полосах выходит из расширяющейся оболочки звезды, а ширина полос обусловлена, как и у новых звезд, эффектом Доплера, то для скорости оболочки получается очень большая величина. Ширина полосы 2Δλ0 связана со скоростью движения оболочки соотношением

Image

(см. § 8), где λ0 — длина волны соответствующей линии при отсутствии доплеровского смещения. Из наблюдений находят, что

Image

и поэтому v≈6000 км/сек. Столь большие скорости расширения оболочек у новых звезд не встречаются.

Вследствие своей очень большой ширины полосы, приписываемые атомам различных элементов, перекрываются, и спектр сверхновой оказывается весьма непохожим на спектры других звезд. Поэтому остаются сомнения в правильности отождествлений полос, т. е. в определении принадлежности их тому или иному элементу, а значит, и в оценках скорости расширения оболочки по этим полосам. Однако за неимением других данных приходится при оценках энергии взрыва и других исследованиях использовать значения скорости, находимые по ширине полос.

Если для спектров сверхновых II типа еще можно предложить вероятное объяснение, то природа спектров сверхновых I типа до сих пор остается загадочной. В них не удается выделить полос или линий, которые встречаются в других звездных спектрах и могут быть отнесены к тем или иным элементам. Единственным исключением являются две линии в красной части спектра, длины волн которых совпадают с хорошо известными линиями атома кислорода. Они становятся заметными через несколько месяцев после максимума блеска, и ширина их соответствует скорости движения порядка 1000 км/сек. В остальном же спектр сверхновой I типа состоит из ряда промежутков, в которых излучение интенсивно, чередующихся с более темными интервалами. Ширина этих промежутков и их положение меняются со временем. Обращает на себя внимание сходство всех сверхновых I типа, не только по виду спектра и происходящим в нем изменениям, но также и по срокам этих изменений.

Как мы видим, из спектров сверхновых звезд пока не удается извлечь достаточно обширной информации о природе вспышек. Поэтому большую ценность для изучения сверхновых представляют наблюдения туманностей, образовавшихся при вспышках. Взрыв, приводящий к вспышке сверхновой звезды, должен сопровождаться настолько мощным выбрасыванием вещества, что образующаяся вокруг звезды оболочка содержит гораздо больше газа, чем оболочка новой звезды, и остается видной сотни и тысячи лет. В том, что это имеет место, убеждает хотя бы существование Крабовидной туманности в созвездии Тельца на месте вспышки Сверхновой 1054 г. Теперь известно уже около десяти светлых туманностей, происхождение которых уверенно приписывается вспышкам сверхновых. Из них, помимо наиболее близкой к Солнцу Крабовидной туманности, особенно интересны также волокнистые туманности в созвездии Кассиопеи и в созвездии Лебедя (рис.).

Image

Рис. Волокнистая туманность в созвездии Лебедя (называемая ‘Петлей’).

У туманности, возникшей при вспышке сверхновой в другой галактике, яркость должна быть гораздо меньше, чем у этой галактики, а размер туманности ничтожен по сравнению с размером галактики. Поэтому такие туманности наблюдать не удается и приходится ограничиваться изучением остатков сверхновых звезд в нашей Галактике.

В пятидесятых годах было обнаружено, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения. Как установили в дальнейшем, и все другие туманности, образовавшиеся при вспышках сверхновых звезд, излучают много энергии в радиодиапазоне. Оптическое же излучение этих туманностей часто гораздо слабее, чем радиоизлучение.

Исследование радиоизлучения остатков оболочек сверхновых звезд оказалось важнейшим средством для раскрытия физических свойств этих объектов, а значит, и для изучения взрывов сверхновых. Для того чтобы понять природу радиоизлучения Крабовидной и других родственных ей туманностей, нам придется довольно подробно рассмотреть различные механизмы электромагнитного излучения.

Мы уже говорили выше, в § 2, что электромагнитное излучение возникает при изменении скорости движения электрических зарядов. В плазме тепловые скорости отдельных частиц все время меняются в результате столкновений их друг с другом. Образующееся при этом излучение называется тепловым. О другом механизме электромагнитного излучения, плазменных колебаниях, упоминалось, как о возможной причине всплесков солнечного радиоизлучения. Но наблюдаемое распределение радиоизлучения остатков оболочек сверхновых по длинам волн не согласуется с тем, что дают эти механизмы. Кроме того, в обоих случаях создается и оптическое излучение, причем в условиях, присущих рассматриваемым туманностям, оно должно быть гораздо сильнее радиоизлучения. Поэтому приходится искать другие пути, чтобы объяснить наблюдаемое радиоизлучение Крабовидной и других подобных ей туманностей. Среди различных механизмов радиоизлучения видное место занимает так называемый гиромагнитный или магнитнотормозной, который мы и рассмотрим сначала.

Мы подробно остановились только на одной из гипотез о природе вспышек сверхновых II типа. Проверка ее и других гипотез затруднительна, поэтому сейчас, по-видимому, преждевременно говорить о том, что нам известен механизм вспышек этих звезд. Что же касается сверхновых I типа, у которых масса до вспышки порядка массы Солнца, то для них тоже разрабатывалась теория, основанная на предположении о термоядерном взрыве с участием тяжелых ядер, но эта теория еще менее надежна.

Результаты исследования вспышек сверхновых звезд помогли добиться успехов в проблеме происхождения космических лучей, являющейся одной из самых увлекательных областей современной физики. Хотя единого мнения относительно механизма ускорения частиц до скоростей, близких к скорости света, нет, оказалось возможным установить важную роль вспышек сверхновых звезд, как источника космических лучей.

Электронами большой энергии не ограничивается, по всей вероятности, множество релятивистских частиц, возникающих в результате вспышки сверхновой звезды. Мы не в состоянии пока заметить в космических источниках релятивистские протоны и более тяжелые ядра атомов, потому что они излучают очень мало энергии в слабых магнитных полях, которые существуют в туманностях.

Однако есть основания предполагать, что энергия всех релятивистских частиц в оболочках сверхновых звезд в десятки раз превосходит энергию электронов. Общую энергию космических лучей в туманности обычно считают по порядку величины равной магнитной энергии. Если бы энергия поля была существенно меньше, чем энергия космических лучей, то эти частицы, двигаясь прямолинейно, ускользали бы из туманности. Ведь они удерживаются там лишь потому, что магнитное поле искривляет их путь.

Общая энергия релятивистских частиц, находящихся сейчас в Крабовидной туманности, оценивается в 5-1048 эрг, а в некоторых других туманностях — остатках оболочек сверхновых, она на порядок больше. Эта энергия постепенно растрачивается на излучение. Кроме того, туманность расширяется, объем ее увеличивается и соответственно уменьшается плотность энергии магнитного поля, а значит, и напряженность поля. Действие этих двух факторов должно приводить к постепенному уменьшению потока излучения от релятивистских частиц.

Особенно быстро теряют свою энергию электроны, создающие рентгеновское и оптическое излучение туманности. В Крабовидной туманности они существуют и теперь, а это означает, что образование релятивистских электронов продолжается и долгое время после взрыва. За 900 лет возникшие в момент взрыва «оптические» и, тем более, «рентгеновские» электроны должны были потерять энергию и не могли бы излучать в этих диапазонах.

Сравним количество космических лучей в межзвездном пространстве с тем, что дают вспышки сверхновых звезд в Галактике. По количеству релятивистских частиц, влетающих в атмосферу Земли (эти наблюдения проводились при помощи космических ракет), нашли, что их энергия, приходящаяся на 1 см3 пространства, порядка 10-12эрг. В пространстве частицы теряют свою энергию за 1016 сек, сталкиваясь с атомами межзвездной среды. Всего в Галактике при ее объеме 1068-1069 см3 содержится 1056 — 1057 эрг энергии в форме космических лучей. За одну секунду теряется, следовательно, 1040-1041 эрг.

Если принять, что одна сверхновая вспыхивает раз в 30 лет и при этом образуются космические лучи с общей энергией порядка 1050 эрг, то за одну секунду к общей энергии лучей в Галактике в среднем добавляется 1041 эрг, т. е. величина, близкая к потере энергии при столкновениях. Следовательно, сверхновые звезды способны непрерывно пополнять значительную часть убыли энергии космических лучей. Являются ли они основным источником космических лучей — сказать трудно, так как мы еще мало знаем об уходе этих лучей из Галактики в межгалактическое пространство. Но, во всяком случае, многие из тех частиц, которые влетают в земную атмосферу и расщепляют в ней ядра атомов, когда-то вышли из недр сверхновой звезды и странствовали среди межзвездных магнитных полей до тех пор, пока не встретились с Землей.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: