Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Иначе выглядят спектры сверхновых I типа. Они очень похожи друг на друга и, что особенно любопытно, одинаково меняются со временем у разных сверхновых. Можно даже определить по виду такого спектра время, прошедшее после вспышки. Эти спектры имеют вид очень широких, частично перекрывающихся полос излучения. Стечением времени отдельные полосы постепенно исчезают, появляются новые полосы, а относительная их интенсивность меняется. Долгое время астрономы не могли разобраться в спектрах сверхновых I типа, хотя недостатка в гипотезах, конечно, не было. Только лет 25 назад американский астроном Мак Лафлин напал на верный путь. Предыдущие исследователи были «загипнотизированы» широкими полосами излучения в спектрах этих сверхновых, тщетно пытаясь их отождествить. Американский астроном обратил внимание на «провалы» между полосами, истолковав их как полосы поглощения, «выедающие» непрерывный спектр. Он получил несколько новых спектрограмм сверхновых I типа, на которых присутствие полос поглощения настолько ярко выражено, что не вызывает сомнения. Эти полосы поглощения Мак Лафлин отождествил с линиями гелия, кальция и некоторых других элементов, причем излучающиеся газы беспорядочно движутся со скоростью

10 000 км/с. В дальнейшем метод, предложенный Мак Лафлином, был успешно применен для расшифровки спектров сверхновых звезд I типа советскими астрономами Ю. П. Псковским и Э. Р. Мустелем.

Ю. П. Псковский исходил из плодотворной идеи, что спектры сверхновых I типа должны быть сходны со спектрами горячих сверхгигантских звезд. Основная часть излучения сверхновых должна состоять из непрерывного спектра, который по мере расширения оболочки сверхновой должен становиться все более «красным». Наблюдения изменений цвета сверхновых I типа обосновывают эту картину. Характерной особенностью спектров горячих сверхгигантов является так называемый «эффект абсолютной величины». Это значит, что в спектре следует ожидать присутствия прежде всего линий поглощения однажды ионизованных атомов достаточно обильных элементов. В спектрах сверхновых эти линии из-за огромной скорости расширения оболочки, доходящей до 20 000 км/с, должны быть сильно расширены (размыты) и значительно смещены в «фиолетовую» (т. е. коротковолновую) сторону.

Наблюдения последних лет полностью подтвердили эту концепцию. Большой удачей была вспышка яркой сверхновой I типа в близкой карликовой галактике NGC 5253 (см. выше). Было получено значительное количество спектров этой сверхновой на разных стадиях ее эволюции. Решающим подтверждением «абсорбционной» интерпретации спектров сверхновых I типа было обнаружение в их спектрах (в частности, в спектре сверхновой в NGC 5253) линий поглощения ионизованного кальция в близкой инфракрасной области, которые имели точно такое же «фиолетовое» смещение, как и сильные линии поглощения в близкой ультрафиолетовой части спектра, отождествляемые с хорошо известными резонансными линиями H и K ионизованного кальция.

Кроме этих линий, являющихся самыми интенсивными, в спектрах сверхновых I типа надежно отождествлена известная резонансная линия натрия и некоторые другие линии. Большое количество спектральных линий в спектре сверхновых I типа пока не удается отождествить, так как эти линии сильно размыты и перекрывают друг друга.

Важным отличием спектров сверхновых I типа от спектров сверхновых II типа является отсутствие у первых сколько-нибудь интенсивных линий водорода. Похоже на то, что обилие водорода по отношению к другим элементам в оболочках сверхновых I типа значительно ниже «нормального», характерного для сверхновых II типа. Это лишний раз говорит в пользу представления о том, что звезды, вспыхивающие как сверхновые I типа,— старые, сильно проэволюционировавшие объекты со сравнительно малой массой.

Новая интерпретация спектров сверхновых открывает возможность решить важную космологическую проблему — надежно определить расстояния до галактик и уточнить характер расширения Вселенной. Из спектральных наблюдений определяется скорость расширения оболочки сверхновой; отсюда непосредственно можно получить линейный радиус фотосферы R_ф. Те же наблюдения дают температуру фотосферы T. Отсюда по формуле L = 4

R_ф²

T⁴ определяется светимость сверхновой, а следовательно, ее абсолютная величина. Сравнение с видимой величиной (см. формулу (1.3) § 1) сразу же дает расстояние до сверхновой, а следовательно,— до соответствующей галактики. Таким образом, было найдено, что так называемая «постоянная Хаббла» (основная величина, характеризующая скорость расширения Вселенной) H = 55 км/с

Мпс; отсюда следует, что возраст Вселенной около 15 миллиардов лет. По-видимому, это одно из наиболее надежных определений величины H.

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:

(16.1)

где E _{= 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:

(16.2)

Отсюда следует простое отношение:

(16.3)

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.