Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

308 С В Е РХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы [Гл. 7

и 10 000°). Здесь опять существенную роль играет вели­ чина межзвездного поглощения: при Ау — Зт аномалии химического состава в конденсациях не будет, но тогда нужно другое истолкование отсутствия дублета [О II] в спектрах «флоккул» и принятия идентификации Кассио­ пеи А с вспышкой 1592 г. Если же Ay ~ 7т , то для кон­ денсаций подходит двухтемпературная модель, а в хими­ ческом составе получается 10-кратный дефицит Н и N. Прямые фотоэлектрические исследования межзвездного поглощения в направлении Кассиопеи А дают, однако,

в том числе и остатков сверхновых, был предложен Шклов­ ским (1953). В таких источниках магнитное поле запирает космические лучи (т. е. газ релятивистких частиц, состоя­ щий на 99% из ядер атомов и лишь на 1% из электронов и позитронов; последние фракции, собственно, и прояв­ ляют себя в излучении радиоисточника). Заряженная релятивистская частица в магнитном поле движется по спирали поперек поля и излучает в практически не­

рого тем уже, чем выше скорость. Если концентрация

тронного излучения от частоты аналогична той, которая наблюдается у нетепловых радиоисточников:

/„ ~

где R — протяженность однородного радиоисточника по лучу зрения, Н и Н ± — напряженность магнитного поля и его компоненты, ортогональной скорости частицы

в изотропном поле Н \ = 2Я2/3), а = —^ ---- спектраль­

ный индекс. Последний в остатках сверхновых постоянен для всего интервала радиочастот, но в далекой инфра­ красной области теория предусматривает его изменение на — 0,5 в случае инжекции релятивистских электронов, спектр которых круче с возрастом источника t вследствие потерь на излучение. Между Н±, t и частотой перелома

I 6] ГА Л А К ТИ Ч ЕС К И Е СВ ЕРХ Н О В Ы Е 309

спектра vx имеется соотношение (Пикельнер, 1956), даю­

щее оценку: Н ± ^ ЮО/у^у^э. Эту оценку можно также получить из условия равновесия плотностей энер­ гий релятивистских частиц и магнитного поля в радио­ источнике. Оба способа для М 1 дают Н ± — 7,5-10~4 э.

Решающим подтверждением синхротронного меха­ низма излучения остатков сверхновых было объяснение Шкловским оптического непрерывного спектра М 1 (а = = — 0 ,8 ) как продолжения нетеплового радиоспектра (а = — 0,28) с предсказанным теорией синхротронного излучения изменением а на 0,5 в миллиметровом диапа­ зоне. Единство механизма излучения подтверждалось и приблизительным равенством плотностей энергий ультрарелятивистских электронов оптического спектра и элек­ тронов, создающих радиоизлучение. И, наконец, теория синхротронного излучения допускает возможность линей­ ной поляризации излучения источника. Поляризация была обнаружена у M l Домбровским (1954) и Вашакидзе (1954) и детально исследована Бааде (1956), Оортом и Вальравеном (1956) и др. В среднем поляризация состав­ ляет 8 —9%, но довольно неравномерна (до 35%), при этом около 2,4% приходится на межзвездную поляризацию света. Оптическая поляризация найдена и в волокнах старых остатков сверхновых.

В радиодиапазоне поляризация М 1 оказывается ниже 1 % и лишь на сантиметровых волнах она достигает 7—11 % в центральном пятне диаметром 2(2± 0,2 (Соболева и др., 1963). Длинноволновое радиоизлучение M l, рождающееся на ее периферии, по-видимому, неполяризовано (Слыш, 1965). У Кассиопеи А поляризация радиоизлучения не

обнаружена.

В центре M l Хюиш и Окойе(1964) обнаружили ком­ пактный радиоисточник диаметром 0 ",1 , природа которого пока неясна, так как синхротронный механизм радиоиз­

ная туманностью радиация пульсара (Дрейк, 1970). Наблюдения в оптической и радиообластях электро­

магнитного спектра остатков дополняются исследованиями рентгеновского (800—0,025 А) и гамма-излучений (короче 0,025 А). В этих диапазонах удобна энергетическая шка­ ла вместо X, вводимая соотношением Е-Х — 12,396 кэв-А.

Спектр его теперь изучен до 150 Мэе (Петерсен, Джекобсен, 1970; Кинзер и др., 1971) и представляется функцией £ ' 2>3. Выше 150 Мэе есть оценки верхних пределов гамма-потоков и наблюдения пульсирующей компоненты гамма-излучения приемниками черенковского излучения около 1000 Бэв (Гриндлей, 1971).

В Кассиопее А и остатке сверхновой Браге обнаруже­ но рентгеновское излучение в области 1—10 кэв (Горенстейн и др., 1970) и мягкое, соответствующее плазме с тем­ пературой 6 млн. градусов — в волокнистой туманности в Лебеде (Градер и др., 1970), Парусе X и Корме А (Сиуард и др., 1971), 1C 443 (Джаккони и др., 1972). Для ряда прочих остатков есть верхние пределы рентгеновских потоков по ракетным экспериментам.

По расчетам Шкловского (1966) в остатках, возраст которых превышает три тысячи лет, температура плазмы снижается до уровня, при котором она начинает излучать в резонансных линиях водородоподобных ионов. Это излучение обнаружено Горенстейном идр. (1971) в спектре рентгеновского излучения волокнистой туманности в Ле­ беде (линия О VIII 18,97 А).

В целом исследования всего электромагнитного спект­ ра ряда остатков (рис. 1 0 2 ) подтверждают синхротронный механизм излучения этих объектов. Электромагнитный спектр М 1 хорошо объясняется сосуществованием в ту­ манности двух магнитных полей: сильного (1 0 3 гс), связанного с нитями волокон и удерживающего старые мощные релятивистские электроны, и слабого (1 0 ~ 4 гс), продолжающего пополняться частицами из пульсара (Быч­ ков, 1973).

новой, расширяясь в межзвездной среде, увлекает с собой ее вещество, вследствие чего масса оболочки возрастает с увеличением радиуса, а расширение тормозится. Волтье (1972) подразделяет гидродинамическую эволюцию остат­ ков на четыре фазы. Фаза I длится около ста лет, пока масса оболочки не возрастет на порядок, взаимодействие

оболочки со средой описывается законом сохранения импульса и его интегралом (Оорт, 1946). При газодинами­ ческом подходе к исследованию этой фазы выявилось существование конвективной неустойчивости и большой энергии турбуленции, обеспечивающей синхротронное ра­ диоизлучение, которое достигает максимума к моменту

Ъду(ец)

Рис. 102. Схемы электромагнитных спектров трех остатков сверх­ новых. По оси абсцисс — логарифмы частот спектра, по оси ор­ динат — логарифмы плотности потока излучения (Горенстейн и др., 1970).

удвоения начальной массы оболочки (Гулл, 1973). Фаза II наступает тогда, когда оболочка «нагребла» массу, намного превосходящую начальную, и приходится учиты­ вать, что перед тормозящейся оболочкой в межзвездной среде распространяется ударная волна. Скорость волны большая, а горячая плазма, заполняющая оболочку за фронтом ударной волны, остывает очень медленно, поэ­ тому процесс расширения оболочки в фазе II носит адиаба­ тический характер с постоянной теплоемкостью. На язы­ ке газодинамики этот процесс называется сильным взры­ вом и может быть описан автомодельным решением (Се­ дов, 1967). Это решение характеризует остаток сверхновой в данной фазе как оболочку толщиной в 0 , 1 радиуса, внут­ ренняя полость которой заполнена разреженной горячей