Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

где t1 1000 лет — возраст туманности. Из этой формулы следует, что при 1 1013 с-1 H 5 10-4 Э, т. е. очень близко к принятому выше значению. Заметим, что величина H очень слабо зависит от частоты перелома синхротронного спектра «Краба», которая определяется неуверенно, путем экстраполяции. Ведь прямых измерений потока излучения от туманности в далекой инфракрасной части спектра пока нет. Релятивистские электроны очень высоких энергий ( 10-14 эВ), ответственные за рентгеновское излучение Краба, будут из-за очень больших потерь на излучение «жить» совсем мало — всего лишь несколько месяцев. Этим, по-видимому, объясняется сравнительно малая протяженность рентгеновского источника центральной части туманности. Поступающие в Крабовидную туманность такие электроны просто не успевают попасть на периферию, так как для этого нужно несколько лет.

Релятивистские частицы, движущиеся вдоль сложных, замкнутых петель магнитного поля Крабовидной туманности, как бы «заперты» в ней. Если их будет достаточно много, они будут «распирать», деформировать петли магнитного поля, стремясь их раздвинуть. Но магнитное поле и само по себе стремится «расползтись» на возможно больший объем. Этой тенденции мешает то обстоятельство, что силовые линии поля как бы «привязаны» к газовым волокнам туманности, которые поэтому удерживают поле и движущиеся в нем релятивистские частицы от неограниченного и притом довольно быстрого расширения. Но тем самым мы с неизбежностью приходим к выводу, что на систему газовых волокон должна непрерывно действовать сила давления магнитного поля и находящихся там релятивистских частиц. Эта сила и должна привести к ускоренному движению волокон туманности, что и наблюдается (см. выше). Величину этого ускорения можно получить из несовпадения возраста Крабовидной туманности (930 лет) и полученного из расширения волокон момента времени, когда вся туманность была как бы в точке, что должно было быть (считая скорость расширений постоянной) около 800 лет назад. Отсюда величина ускорения получается равной g = 0,0016 см/с2. Зная величину силы давления магнитного поля и релятивистских частиц и сообщаемой этой силой ускорение, можно по простой формуле механики найти массу волокон Крабовидной туманности M:

где R — характерный линейный размер туманности (около одного парсека), а давление космических лучей Pp близко к H2/8, причем H следует брать на периферии туманности. Можно оценить, что там H 3 10-4 Э. Отсюда следует, что масса волокон M 5 1032 г или 0,25 массы Солнца. Эта оценка включает в себя и массу слабых волокон, которые не наблюдаются. Полученная оценка массы достаточно близка к «лобовой» оценке, основанной на плотности газовых волокон в туманности и их суммарном объеме[ 41 ].

Как подчеркивалось выше, для обеспечения оптического, а тем более рентгеновского излучения Крабовидной туманности в течение столетий необходимо непрерывное «впрыскивание» новых порций релятивистских электронов. Естественно было предположить, что, кроме таких электронов, в туманность должны «впрыскиваться» и релятивистские тяжелые ядра — протоны, альфа-частицы и пр., короче говоря, космические лучи. В отличие от электронов, тяжелые релятивистские частицы не будут терять энергию на синхротронное излучение. Если бы их поступало в туманность не меньше, чем релятивистских электронов, их бы накопилось там столько, что давление на газовые волокна было бы весьма значительным, и, следовательно, ускорение этих волокон должно было быть гораздо больше наблюдаемого. Отсюда можно сделать вывод, что источник пополнения Крабовидной туманности релятивистскими частицами поставляет в нее преимущественно электроны и позитроны. Как впоследствии выяснилось, это связано с наличием в центре Краба весьма активного пульсара (см. ниже).

Другие остатки исторических сверхновых, вспыхнувших в Галактике в 1006, 1181, 1572 и 1604 гг., не дают такое количество информации, как Крабовидная туманность. Это нельзя объяснить только тем, что они более удалены от нас. Просто Крабовидная туманность оказалась гораздо более «богатым» и более интересным объектом. Все же мы кратко остановимся на описании остатков вспышек этих сверхновых.

Нет определенных указаний на существование оптически наблюдаемых остатков вспышки Сверхновой 1006 г. Однако на месте вспышки, в южном созвездии Волка, обнаружен довольно слабый протяженный радиоисточник[ 42 ]. Угловые размеры этого источника довольно велики: 25, или в пять раз больше, чем у Крабовидной туманности. Если принять, что Сверхновая 1006 г. имела видимую звездную величину -7,5 (на что указывают старинные арабские и китайские хроники), то, с учетом межзвездного поглощения света, расстояние до вспыхнувшей звезды было около 1000 пс. При таком расстоянии линейный радиус остатка должен быть около 3,5 пс. Зная возраст остатка ( 1000 лет), можно определить среднюю скорость расширяющейся оболочки, которая близка к 4000 км/с. Это гораздо больше, чем у Крабовидной туманности, и соответствует скорости выброса газов у сверхновых I типа, получаемых из ширин линий излучения в их спектрах (см. § 15). Следует иметь в виду, что Сверхновая 1006 г. вспыхнула довольно «высоко» над галактической плоскостью, где плотность межзвездного газа должна быть совершенно незначительна. Недавно с помощью «ультрафиолетового» спутника IUE (см. «Введение») в спектре горячей звезды, на которую проектируется остаток сверхновой 1006 г., были обнаружены широкие насыщенные линии поглощения ионизованного железа. Отсюда следует, что количество железа в этом остатке очень велико. Этот результат имеет исключительное значение для понимания природы сверхновых I типа (см. ниже). Этими скудными сведениями пока исчерпываются наши знания об остатках вспышки Сверхновой 1006 г. На месте Сверхновой 1181 г., наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами в созвездии Кассиопеи, находится довольно яркий (следовательно, молодой) радиоисточник 3C 58. Он, так же как и Краб, лишен оболочечной структуры. В оптическом спектре этого источника наблюдаются слабые линии излучения. Из анализа этих линий следует, что радиоисточник 3С 58 расширяется со скоростью 1000 км/с, а расстояние до него 2500 пс.

Гораздо больше мы знаем об остатках вспышки «звезды Тихо» — Сверхновой 1572 г. На месте вспышки этой Сверхновой наблюдаются очень слабые тонковолокнистые «кусочки» туманности. Наблюдения, разделенные промежутком времени порядка 10 лет, показывают некоторые изменения в относительной яркости волокон. Вместе с тем спектральные наблюдения не обнаружили значительных лучевых скоростей. Еще в 1952 г. на месте вспышки был найден источник радиоизлучения. Дальнейшие наблюдения позволили найти его структуру, которая весьма примечательна. В радиолучах этот источник представляет собой яркое, очень тонкое кольцо, диаметр которого 7, а толщина меньше одной сотой радиуса. Расстояние до Сверхновой 1572 г. оценивается (довольно неуверенно) в 5000 пс. Это расстояние, с учетом межзвездного поглощения света, дает для абсолютной звездной величины Сверхновой 1572 г. значение около -18m, что близко к абсолютной величине сверхновой I типа. На месте Сверхновой 1572 г. обнаружен рентгеновский источник, о котором речь будет идти в § 20.

На месте Сверхновой Кеплера, вспыхнувшей в 1604 г., наблюдается своеобразная, похожая на веер оптическая туманность с яркими конденсациями. Наблюдения, разделенные промежутком времени в 20 лет, указывают на медленное движение ярких деталей этой туманности со скоростью 0,03 секунды дуги в год. Так как расстояние до туманности, полученное таким же образом, как и для Кассиопеи А и Сверхновой 1572 г., около 10 000 пс, то линейная скорость в плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, составляет около 1400 км/с, в то время как полученная из спектральных наблюдений лучевая скорость составляет 230 км/с.

На месте Сверхновой 1604 г. уже давно обнаружен довольно яркий источник радиоизлучения с угловым диаметром, около 3, что при расстоянии в 10 000 пс соответствует радиусу около 5 пс. При таком радиусе средняя скорость оболочки составляет около 12 000 км/с — величина примерно такая же, как у Сверхновой 1572 г.

Примечательно, что эта сверхновая вспыхнула на очень большом (около 1500 пс) расстоянии от галактической плоскости, где плотность межзвездного газа весьма мала. Как же тогда объяснить сравнительно низкую скорость разлета волокон газа в этой туманности? Ведь межзвездная среда их затормозить не может. Решение этой трудной проблемы, возможно, связано с предположением, что вокруг взорвавшейся звезды уже была туманность, образовавшаяся из вещества, вытекающего из звезды. Вряд ли, однако, масса этой туманности могла быть слишком большой — ведь взорвалась старая звезда с массой, лишь немного превосходящей солнечную.