ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 117
Скачиваний: 0
300 |
Св е р х н о в ы е |
з в ё з д ы |
trn. 1 |
Кассиопея А на снимках выходит |
слабоконтрастным |
||
сегментом, |
лежащим севернее |
центра |
радиоисточника, |
а на пластинках, снятых в На, распадается на немногие волокна и сотню сгустков, вносящих в отличие от волокон в М 1 главную долю в свечение остатка (Пеймберт, ван ден Берг, 1971). Эти быстродвижущиеся диффузные кон денсации живут в среднем 10 лет. Среди мелких сгустков, встречающихся на остальной площади источника, около 30 в его западном секторе отличаются от остальных спект рами и стационарностью (малоподвижностью) — это так называемые «флоккулы» — второй уникальный класс сгуст ков в Кассиопее А.
Радиоизображение Кассиопеи А — яркое кольцо, яв ляющееся проекцией протяженной радиоизлучающей обо лочки и имеющее разрыв напротив самого быстрого волок на, вышедшего наружу из источника. Совмещение снимка с детальным радиоизображением остатка (рис. 1 0 1 ) дает наиболее полную его картину (Розенберг, 1970); несколь ко компактных радиоконденсаций найдено вне оболочки.
Для Кассиопеи А имеются измерения лучевых скоро стей и угловых смещений более ста деталей, расстояние до нее по расширению оболочки 2,8 кпс (ван ден Берг, 1971), ускорение волокон не найдено. Однако Броше (1967), связывая остаток с вспышкой 1592 г., считает разность дат вспышки и начала равномерного разлета (75 лет) свидетельством ускорения разлета оболочки. Минков ский (1966; 1968) отмечает три ступеньки скорости рас ширения Кассиопеи А: 14 500 км/сек — «быстрая оболоч ка», 7400 км/сек — наружный и 6000 км/сек — внутрен ний края «медленной оболочки».
Остатки сверхновых Браге и Кеплера долгое время были изучены только схематично (Минковский, 1959). В последние годы у них исследована оболочечная струк тура, напоминающая Кассиопею А (Болдуин, 1967; Хер манн и Диккель, 1973).
Характерным старым остатком сверхновой является волокнистая туманность в Лебеде, обладающая радиоиз лучением нетеплового характера и оболочечной структу рой. Имеется еще несколько похожих на нее объектов, исследованных в различной степени (табл. 41). К старым остаткам сверхновых вслед за Минковским относят еще более ста нетепловых галактических радиоисточников,
302 С В Е РХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы № л. 7
Остатки галактических |
сверхновых, обладающие волокнистыми |
||||||
|
Радиохарактеристики по Иловайскому, Лекё (1972) |
|
|||||
|
|
Галактиче |
|
|
^ |
|
|
|
|
ский номер |
|
* |
|
||
|
Ь" |
Милн |
Даунс |
Прочие названия |
|
а |
|
|
радиоисточника |
|
|||||
|
|
(1970) |
(1971) |
|
Д О |
я ? |
|
|
|
№ |
N1 |
|
|
||
|
|
|
К и ш е * |
|
|||
004,*5 |
+06, *8 |
55 |
65 |
ЗС 358 |
|
20 |
-0,6 |
111,7 |
—02,1 |
93 |
111 |
Сач А |
3100 |
—0,8 |
|
119,5 |
+10,0 |
1 |
1 |
СТА 1 |
|
38 |
—0,2 |
120,1 |
+01,4 |
2 |
2 |
ЗС 10 |
|
52 |
—0,6 |
184.о |
—05,8 |
9 |
И |
Таи А, ЗС144 |
1000 |
—0,3 |
|
315,4 |
—02,3 |
31 |
36 |
PKS 1439—62 |
|
33 |
—0,4 |
327,6 |
+14,5 |
38 |
43 |
PKS 1459-41 |
|
25 |
—0,6 |
006,5 |
—00,1 |
57 |
Старые остатки, |
обладающие b o j [окнами |
|||
67 |
W 28 |
|
310 |
—0,4 |
|||
053,6 |
-02,2 |
80 |
96 |
ЗС 400.2 |
|
8,5 |
—0,4 |
074,0 |
—08,6 |
81 |
98 |
Cyg Loop |
|
160 |
—0,5 |
074,8 |
+00,6 |
82 |
99 |
DR 4, W 66 |
|
10 |
-0,5 |
0/8,1 |
+01,8 |
84 |
101 |
|
250 |
-0,7 |
|
089,1 |
+04,7 |
91 |
108 |
HB 21 |
|
225 |
-0,4 |
117,3 |
+00,1 |
94 |
112 |
СТВ 1 |
|
7 |
-0,5 |
128,1 |
-04,1 |
3 |
4 |
HB 3 |
|
м |
-0,7 |
132,7 |
+01,3 |
|
36 |
-0,7 |
|||
160,5 |
+02,8 |
5 |
7 |
HB 9 |
|
150 |
-0,4 |
166,1 |
+04,4 |
6 |
9 |
VRO 42.05.01 |
|
6,6 |
-0,2 |
166,3 |
+02,5 |
7 |
8 |
OA 184 |
|
ъ |
—0,6 |
180,0 |
-01,7 |
8 |
10 |
СТА 38 |
120 |
—0 3 |
|
189,1 |
+02,9 |
10 |
12 |
ЗС 157 |
180 |
—0*5 |
|
205,5 |
+00,2 |
12 |
14 |
Loop VI |
150 |
—0,5 |
|
260,4 |
—03,4 |
13 |
15 |
Pup A |
145 |
-0,4 |
|
261,9 |
+05,5 |
14 |
16 |
PKS 0902—38 |
|
10 |
-0,3 |
263,4 |
—03,0 |
15 |
17 |
Vel X |
1800 |
-0,3 |
|
284,2 |
—01,8 |
16 |
19 |
MSH 10-53 |
|
25 |
-0,6 |
320,4 |
—01,0 |
33 |
38 |
Кез 23 |
|
58 |
-0,3 |
342,0 |
+00,1 |
48 |
53 |
Kes 45 |
|
54 |
-0,4 |
348.2 |
+00,5 |
52 |
54 |
W 23 |
8,6 |
—0,0 |
|
355.2 |
+00,1 |
58 |
|
30 |
-0,2 |
||
329°±1,°5 |
+17,05±3° |
|
|
Петли галактического радиоизлучения |
|||
|
|
Loop I |
|
|
-0,6 |
||
100±2 |
—32,5+3 |
|
|
Loop II |
|
|
|
124+2 |
+15,5±3 |
|
|
Loop III |
|
|
-0,7 |
315+3 |
+48.5+1 |
|
|
Loop IV |
|
|
-0,5 |
330,1 |
+15,1 |
|
|
Loop V (Lup) |
|
|
-0,75 |
194,7+0,1 |
+0,4+0,1 |
|
|
Loop VII (Ori-Gem) |
|
-0,3 |
|
П р и м е ч а н и е .
Методы оценки расстояния до остатков: Ф —фотометрическое рас максимуме блеска, Р - по сравнению максимальных радиальных угло
1968; Минковский, 1957). П — по соотношению [£„ , ф] (Иловайский,
щения в спектре источника (Менон, Вильямс, 1966). Н — по взаимо 1969; Поведа, Волтье, 1968; Кристиан, 1970).
Оценки скоростей расширения остатков: V — ван ден Берг (1971). Лозинская, Есипов (1972), Л - Лозинская (1969, 1971, 1972), В - Валлер-
0^означения каталогов остатков сверхновых и списков волокнис Берг (1960).
§ 6] |
|
ГА Л А К Т И Ч Е С К И Е С В Е РХ Н О В Ы Е |
303 |
||||||
|
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 41 |
||
|
|
|
|
|
|
|
|
||
туманностями |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Геометрические |
характери |
|
Оптический остаток |
||||||
|
стики |
|
|
|
|
|
|
|
|
(0 |
|
|
|
|
6 |
|
|
|
|
|
|
|
|
ев |
|
Название туманности |
|||
Н |
|
|
|
а * |
|
||||
« |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
« |
|
№А |
|
|
|
|
|
|
|
|
* s |
|
|
|
|
прочие |
|
|
|
ъ |
|
|
|
ВМТ |
|
||
|
№с |
|
к 2 |
|
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
3 / 0 |
6—10 |
Ф |
5-9 |
* |
1604 |
18 |
SN Кеплера |
||
\й |
2,8 |
Р |
|
3,5 |
5670 V |
1667+8 |
23 |
f |
|
1,6 |
П |
|
59 |
|
902? |
1 |
Полумесяц |
||
8,1 |
5 |
А |
|
12 |
* V |
1572 |
'2 |
SN Браге |
|
3 6 |
1 |
Р |
|
1,1 |
1146 Т |
1054 |
8 |
Ml, NGC 1952 |
|
£о |
2,5: |
Н |
|
2$: |
|
185? |
14 |
Г + RCW 86 |
|
26 |
1,3: |
Ф |
|
10: |
|
1006? |
|
t |
|
(указывается оценка их возраста) |
60000 |
19 |
f + HII |
||||||
42 |
1,5 |
А |
|
18 |
|
||||
20 |
5,9 |
П |
|
34 |
н о д |
70000 |
20 |
f? |
|
179 |
0,77 |
Р |
|
42 |
22 |
NGC6960, 69992-5 |
|||
4,3 |
12,3 |
п |
|
15 |
12 Е |
100000 |
21 |
S59-SM04 |
|
g |
4,0 |
п |
|
9 |
22 Л |
260000 |
у Cyg Neb |
||
105 |
1,1 |
п |
|
35 |
24 |
f |
|
||
35 |
4,7 |
п |
|
48 |
|
|
В9 (I) |
|
|
|
35 Л |
46000 |
|
S22, Shl88 |
|||||
9 |
13 |
п |
|
35 |
3 |
||||
|
f +• IC1795 |
||||||||
80 |
2,0 |
н |
|
46 |
|
120000 |
4 |
В1 (1) |
|
130 |
11 |
п |
|
43 |
100 К |
|
|||
45 |
4-,2 |
п |
|
55 |
300000 |
6 |
B2, Sh224 |
||
75 |
2,9 |
п |
|
64 |
100 К |
120000 |
5 |
f |
|
180 |
1 0 |
п |
|
53 |
7 |
S147, ВЗ |
|||
40 |
l ’5 |
н |
|
17 |
65 Л |
60000 |
9 |
IC443, |
B4 |
210 |
0 9 |
п |
|
54 |
45 Л |
200000 |
10 |
S168-Mon Neb |
|
55 |
1,8 |
п |
|
28 |
85 Л |
50000 |
И |
f |
|
35 |
4 3 |
п |
|
44 |
* В |
22000 |
12 |
B5 (f) |
|
200 |
0,5 |
н |
|
29 |
|
||||
17 |
5,0 |
п |
|
24 |
|
|
13 |
f |
|
26 |
3,2 |
п |
|
24 |
|
|
15 |
RCW 89 |
|
30 |
3,1 |
п |
|
27 |
|
|
17 |
f + HII |
|
4,5 |
1,4 -5 |
А |
|
2 -6 |
|
|
|
RCW 120 |
|
|
|
|
|
NGC6383 |
|||||
8,4 |
4.7 |
11 |
|
16 |
|
|
|
||
|
|
|
|
|
|
||||
(Беркхюйвен, 1973; Сполэстрв! 1973) |
|
|
|
|
|||||
116*±4» |
0,13 |
П |
|
230 |
Следы слабых волокон (Сев. пол. шпур) |
||||
91+4 |
0,11 |
П |
|
175 |
Волокнистая дуга в Cet |
|
|||
65+3 |
0,15 |
П |
|
200 |
Два волокна |
|
|
|
|
39,5+2 |
0,25 |
П |
|
210 |
Радиодуга внутри Loop I |
|
|||
4,6 |
0,4 |
П |
|
100 |
|
|
|
|
|
4,6 |
1,0 |
П |
|
|
|
|
|
|
|
стояние по видимой |
и средней абсолютной |
величинам |
® |
||||||
вых и тангенциальных смещений волокон (ван ден Берг, 1971; 1римол, |
|||||||||
Лекё, 1972; Беркхюйзен, |
1973). А — по наблюдению радиолиний погло- |
||||||||
действию Н II |
области |
или ОВ-ассоциации с остатком (Вестерлунд, |
|||||||
Т — Тримбл (1968), Д — Дорошенко (1970), К — Есипов и др. (1972), Е — |
|||||||||
отайн и Силк (1971). |
|
|
|
|
|
|
__ |
||
тых туманностей: ВМТ — ван ден Берг и др. (1973), |
В1-В9 — ван ден |
||||||||
304 С В Е РХ Н О В Ы Е ЗВ Е ЗД Ы [Гл. 7
не имеющих оптически наблюдаемых деталей (Милн, 1970; Даунс, 1971; Иловайский, Лекё, 1972). Основанием для их классификации как остатков сверхновых является их полная аналогия с бесспорными остатками. Кроме того, мы не знаем другого механизма возникновения нетепловых протяженных галактических радиоисточни ков, кроме вспышек сверхновых. Более двадцати нетеп ловых радиоисточников подобного типа обнаружено также в обоих Магеллановых Облаках (Вестерлунд, Мэтьюсон, 1966; Мак-Ги, Ньютон, 1972; Милн, 1972; Мэтьюсон,
Кларк, 1972, 1973).
Остатками близких сверхновых считаются также «петли» («шпоры») изофот галактического радиоизлучения, обра зующие малые круги на небесной сфере (Браун и др., 1960, Беркхюйзен, 1973). Радиоспектры их носят нетепло вой характер, есть отдельные слабые волокна. Шкловский и Шеффер (1971) предсказали мягкое рентгеновское излу
чение петель; оно обнаружено Баннером |
и др. (1972) |
||
в первой |
петле. |
с п е к т р ы |
о с т а т к о в . |
3. |
О п т и ч е с к и е |
||
Непрерывный спектр имеет только аморфная масса М 1. Он связан с синхротронным излучением туманности (Шкловский, 1953); его абсолютная калибровка выпол нена О’Деллом (1962). Спектры волокон всех остатков — линейчатые, подобно спектрам газовых туманностей. Ин тенсивности линий в спектрах 40 волокон М 1 оценены Волтье (1957) и послужили калибровкой для интенсив ностей линий в спектрах еще 127 волокон, оцененных Тримбл (1970), которая обнаружила убывание отношения интенсивностей линий [О II]/[0 III] от периферии к центру туманности. Для спектров волокон остальных остатков сделаны сравнительные оценки интенсивностей линий с соседними линиями водорода. Средние оценки интенсив ностей приведены в табл. 42.
Физические характеристики волокон можно оценить по отношению интенсивностей линий теми же методами, что и в случае планетарных туманностей.
Изучение химического состава волкон может способ ствовать выяснению их происхождения: образовались ли они из межзвездного газа, обжатого продуктами взры ва, или в результате^выброса вещества из сверхновой. Сведения о содержании химических элементов в них пока
§ в] ГА Л А К Т И Ч Е С К И Е С В Е РХ Н О В Ы Е 305
противоречивы. Так, Паркер (1964) в волокнах старых остатков нашел содержание элементов, типичное для межзвездного газа. Кроме того, полные массы волокон М 1 и «флоккул» Кассиопеи А получаются одного порядка с массой нормального по составу межзвездного газа, захваченного в объемах, занятых этими остатками (Шкловский, 1966). Эти факты как будто указывают на межзвездную природу материала волокон и «флоккул». В то же время Волтье (1957) в волокнах М 1 нашел трехкратный избыток гелия (результаты, правда, ненадеж ны). Исследования химического содержания деталей Кас сиопеи А также отдают предпочтение внутризвездному происхождению волокон. Поэтому Шкловский (1972а) теперь допускает, что волокна образуются через несколь ко лет после вспышки сверхновой при фрагментации ее оболочки. Но наблюдаемые спектры волокон можно совместить и с нормальным химическим составом, если учесть, что в межзвездном газе, обжатом оболочкой в во локно, проходят ударные волны (Бычков, 1973) — скачки плотности газа, движущегося со сверхзвуковой скоростью и сильно повышающего за своим фронтом температуру.
Интенсивности линий в спектрах волокон старых ос татков давно не удавалось объяснить моделью с одним зна чением температуры; лучше подходит двухзональная мо дель, подбираемая эмпирически (Паркер, 1964; Милн, 1968). Стратификацию температур объяснил Пикельнер (1954) как следствие структуры движущейся по оболочке высвечивающейся ударной волны.
Специальную проблему представляет собой исследова ние спектров уникальных по своим особенностям деталей Кассиопеи А (Пеймберт, ван ден Берг, 1971). Спектры «флоккулов» в ней имеют только линии дублета [N II) и На, а спектры быстродвижущихся сгустков — осталь ные линии спектра волокон без трех предыдущих. О воз можности обычного для космических объектов химическо го состава «флоккул » уже говорилось, но тогда в спектрах «флоккул» должен присутствовать ультрафиолетовый дуб лет [О II]. Его отсутствие объясняют сильным межзвезд ным поглощением в направлении Кассиопеи А или удар ными волнами в ней. Другой класс деталей — быстрые диффузные конденсации — либо аномальны по химическо му составу, либо имеют горячие и холодные зоны (50 000°
306 |
С В ЕРХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы |
[Гл. 7 |
Средние относительные интенсивности эмиссионных линий в приняты за 100, в скобках указано число измеренных точек
Идентификация линий X
7330—20 [О II] 7136 [A III] 6731 [S II] 6716 [S II] 6583 IN II] 6548 [N il] 6563 На
6364 [OI]
6300 [ 0 I]
5876 Не I
5200 [NI]
5007 [0 III]
4959 [ОШ ]
4861 H3
4686 Не II
4472 Не I
4368 [О III]
4343 HY
4102 Н8 4076—68 [S II] 3968 [Ne III] 3869 [Ne III] 3889 He I 3729 [O il] 3726 [O il]
Планетарная
туманность
NGG 6572
22
) 4 J
93
32
380
8
19
1
360
100
0,4
5
7
42
22
2
65
36
Кассиопея A |
Ml |
Пеймберт, ван ден Берг Г197П
|
|
Волтье |
|||
|
флоккул |
(1957, |
1972) |
||
волокно |
|
|
|
||
а) |
(i) |
|
(47) |
||
420 |
< 28 |
|
|
|
|
80 |
|
|
|
|
|
214 |
< 25 |
} |
45 |
||
108 |
|||||
450 |
|
|
|
||
< 2 |
} |
137 |
|||
|
150 |
||||
|
|
|
|
||
< 2 |
100 |
|
34 |
||
17 |
23 |
|
|
|
|
49 |
} |
18 |
|||
|
|||||
< 1 |
|
|
|
|
|
< 1 |
< 45 |
|
|
|
|
1120 |
} |
200 |
|||
< 45 |
|||||
100 |
|||||
|
|
10,3 |
|||
< 1 |
|
|
|||
|
|
7,5 |
|||
< 1 |
|
|
|||
|
|
2 |
|
||
|
|
|
|
||
1,6 |
|
|
2: |
||
|
|
6: |
|||
|
|
|
|||
|
|
|
2: |
||
4,6 |
|
|
4,8 |
||
|
|
|
6 |
|
|
} < * |
|
|
15,5 |
||
|
|
5: |
|||
|
|
|
|||
j 6,3 |
|
|
100 |
||
§ 6] |
ГА Л А К Т И Ч Е С К И Е С В ЕРХ Н О В Ы Е |
30? |
|||||
|
|
|
|
|
|
Т а б л и ц а 42 |
|
спектрах волокон остатков сверхновых (линии сравнения |
|||||||
волокон) |
|
|
|
|
|
|
|
Парус X |
1C 443 |
| Cyg Loop | |
S 147 |
S 22 |
Sh 224 |
||
Милн (1968), |
|
Паркер (1964), |
|
Лозинская |
Есипов и др. |
||
Остерброк, |
Лозинская (1972) |
(1969) |
(1972) |
||||
Костеро (1973) |
|
|
|
|
|
|
|
(1) |
( 2 0 ) |
(19) |
(3) |
(5) |
(7) |
||
|
|
|
|
|
|
1 |
|
170 |
55 |
48 |
51 |
) |
90 |
26 |
|
210 |
85 |
65 |
73 |
35 |
|||
J |
|
||||||
235 |
60 |
70 |
56 |
| |
500 |
29 |
|
71 |
21 |
30 |
< |
11 |
|||
I |
100 |
||||||
320 |
100 |
100 |
100 |
|
100 |
||
83 |
|
|
|
j |
40 |
|
|
|
|
|
J |
|
|
||
7 |
|
|
|
|
|
|
|
11 |
|
100 |
100 |
|
50 |
155 |
|
61 |
100 |
) |
380 |
||||
20 |
<33 |
33 |
41 |
|
56 |
||
|
|
||||||
100 |
>125 |
23 |
80 |
|
100 |
100 |
|
7 |
|
|
|
|
|
|
|
44 |
|
|
|
|
|
|
|
5 |
|
|
|
|
|
|
|
14 |
|
|
|
|
|
|
|
|
<33 |
<24 |
<17 |
|
|
|
|
|
120 |
130 |
132 |
• |
|
|
|
620 |
|
|
|
||||
100 |
100 |
100 |
|
|
|
||