Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

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)

(16.4)

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.