Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

согласуются с многочисленными наблюдениями ослабле­

излучения молодых остатков сверхновых рассматривает­ ся как еще одно наблюдательное подтверждение синхротронного механизма радиоизлучения и сохранения вели­ чины магнитного потока в остатках.

Существует серия попыток связать остатки с наблю­ даемыми молодыми ОВ-ассоциациями (Эпик, 1953; Витриченко и др., 1965; Вестерлунд, 1966; Царевский, 1970), но в этом случае необходимо существенно увеличить воз­ раст ассоциаций до сравнимого с возрастом остатков и пульсаров.

Адиабатический вариант эволюции остатков объяс­ няет преобладание старых остатков с небольшими а их «долголетием» (Кардашев, 1962). Но были попытки пока­ зать возможность эволюции источников и с уменьшением а с их возрастом (Гаррис, 1962; Псковский, 1963; Отани, Когуре,- 1964; Софиа, О’Коннел, 1967), но отсутствие кор­

ся по объектам с известными расстояниями либо зависи­ мость выводится при различных гипотезах о характере изменения магнитного потока Н (табл. 43). Независимым контролем этой шкалы расстояний до остатков сверхновых является система расстояний, вычисляемая по лучевым

Т а б л и ц а 44

Оценки средних интервалов б между вспышками и средних модулей апликат | z | галактических сверхновых

скоростям радиолиний и модели вращения Галактики (Вилсон, 1970). Некоторые другие индивидуальные ме­ тоды оценок расстояний отмечаются в табл. 42.

Из найденной системы расстояний следует пространст­ венное распределение остатков сверхновых в Галактике. Большинство их найдено в окрестностях Солнца и пока­ зывает концентрацию к рукавам и к галактической пло­ скости (рис. 103, табл. 44). Если взрыв сверхновой замет­ но не изменяет кинематику звезды, то распределение ос­ татков соответствует существовавшему у предсверхновых.

Рис. 103. Распределение остатков сверхновых в Галактике в проек­ ции на галактическую плоскость. Указаны области спиральных рукавов, выявленных но радиоизлучению нейтрального водорода

(Милн, 1970).

Пространственное размещение остатков близко к расп­ ределениям крайнего плоского населения Галактики (Шкловский, 1960). Иловайский и Лекё (1972) отмечают, что средние модули аппликат остатков меньше, чем у це­ феид, но больше, чем у ОВ-ассоциаций. Это обстоятельст­ во фиксирует ранг сжатия популяции остатков галакти­ ческих сверхновых между рангами указанных двух попу­ ляций Галактики.

316 С В Е Р Х Н О В Ы Е З В Е З Д Ы [Гл. 7

Таким образом, распределение остатков галактиче­ ских сверхновых наиболее сходно с распределением вне­ галактических сверхновых II, но отождествлять их друг с другом еще, по-видимому, рано. Шкловский (1972а) считает, что остатки сверхновых I существенно разли­ чаются по мощности радиоизлучения из-за того, что сверхновая Кеплера, например, вспыхивала вне межзвезд­ ных газовых облаков, а сверхновая Браге — внутри них и поэтому последняя не отличается по остатку от

ряду с Кассиопеей А, считая комплекс их различий обус­ ловленным низкой скоростью расширения М 1, а сведения

окривой блеска вспышки 1054 г. неполными для зак­ лючения по ней о типе этой сверхновой (Минковский, 1971).

Вто же время в связи с высокой частотой вспышек сверхновых II, в нашей Галактике должно быть более десятка радиоисточников моложе Кассиопеи А, а между тем она уникальна по мо дности, по крайней мере среди остатков последнего тысячелетия. Это говорит о том, что Кассиопея А и ей подобные остатки принадлежат к како­ му-то редкому типу сверхновых (возможно, типу III?). Статистика остатков (табл. 44) как будто свидетельствует

овысокой частоте вспышек галактических сверхновых, но она получена на крайне неоднородном материале и с произвольными допущениями, например, об области существования сверхновых в Галактике.

По скорости расширения, измеренной у ряда остатков (см. табл. 41) получены оценки их возраста. В частности, для волокнистой туманности в Лебеде верхний предел возраста при равномерной скорости расширения 150 тыс. лет (Минковский, 1957). По закону сохранения импульса

воболочке нижний предел получается равным 50—44 тыс.

лет, а формулы сильного взрыва приводят к оценке в 70 тыс. лет (Шкловский, 1966). Для остатков, скорость расширения которых не исследована, возраст можно оце­ нить по соотношениям между характеристиками, изменяю­ щимися в остатках со временем, например, между радио-

(Остерброк, 1957). Масса аморфной компоненты на девять порядков ниже (Шкловский, 1966), поэтому полная масса туманности определяется, в сущности, массой во­ локон.

Тримбл (1971) приписывает более высокие полные

сиопеи А масса всех газовых сгустков оценивалась Шклов­ ским (1966) в 1Ж®, теперь получена оценка 0,05 3R® (Пеймберт, 1970). Полную начальную массу оболочки этой сверхновой обычно находили сравнением ее с характери­ стиками волокнистой туманности в Лебеде, считая ее аналогом Кассиопеи А. По закону сохранения импульса получалась масса 10—60 9К®, т. е. в Кассиопее А полная начальная масса определяется не видимыми волокнами, а массой оптически невидимой плазмы. По оценкам Шклов­ ского (1966) остаток образовался при взрыве звезды, имев­ шей массу 5—10 Ж® (остаток N 49 в Большом Магеллано­ вом Облаке возник, по-видимому, при взрыве еще более массивной звезды).

Недавно Шкловский (1974), проанализировав рентге­ новское излучение звездных остатков сверхновых (пуль­ саров), пришел к новому, хорошо обоснованному выводу, что начальные массы оболочек галактических сверхно­ вых, исключая Кассиопею А, порядка нескольких про­ центов массы Солнца. Следовательно, это остатки сверх­ новых I типа, а остатки сверхновых II типа, если только они существуют, пока в нашей Галактике не найдены. (Поведа (1964), используя набор формул, выведенных для нормальных звезд и характеристики сверхновой II, полу­ чил для нее массу всего 0,02 3R®. К его результату пока относились с недоверием.) Кассиопея А очевидно отно­ сится к уникальному типу сверхновых, но, поскольку волокнистую туманность в Лебеде следует отнести к I ти­ пу, оценку начальной массы Кассиопеи А необходимо ре­ визовать.

и др. (1968). Их радиоизлучение — слабые, но строго пе­ риодические всплески, интенсивность которых трудно vrantiBaTb наперед, однако суммирование сотен профилей

Рис. 104. Формы импульсов некоторых пульсаров и изменение фор­ мы импульсов пульсара NP 0532 по наблюдениям на разных часто­ тах (Хюиш, 1971).

всплесков вырисовывает устойчивую картину пульса­ ции, индивидуальную для каждого объекта, но различную по форме импульса на разных частотах (рис. 104). Многие пульсары имеют сложную структуру радиовсплесков: вторичные максимумы (интерпульсы) и до нескольких подимпульсов со вторичными периодами, дрейфующих относительно основного. Имеется подразделение пульса­ ров на классы по характеру их импульсов: S — простой, G — сложной формы, Т — тройной и D — с дрейфом подимпульсов. Некоторые свойства излучения пульсаров связаны с этими классами, например, степень поляриза­ ции радиоизлучения особенно высока в классе С и ниже —

§ 7] П У Л ЬС А РЫ — З В Е З Д Н Ы Е ОСТАТКИ С В Е Р Х Н О В Ы Х 319

в D. (Вообще линейная поляризация пульсаров высока и во время всплеска электрический вектор поворачивается на 90°.)

Длительность импульсов от 2 до 181 мсек, в среднем больше у долгопериодических, форма импульса имеет тонкую структуру порядка 0,1 мсек. Это указывает на существенно ограниченный размер пульсирующего источ­ ника: ~ 30 км. После обнаружения пульсаров в трех остатках сверхновых они квалифицированы как их звезд­ ные остатки, а по структуре — как нейтронные звезды, предсказанные еще Ландау (1932), Бааде и Цвикки (1934).

При высоком постоянстве мгновенных значений перио­ да пульсара Р, его длина со временем оказалась систе­ матически возрастающей. Длина периода пульсации соот­ ветствует периоду вращения нейтронной звезды, а его удлинение — потере ее кинетической энергии вращения. Чем больше период, тем старше пульсар. Соотношение

(Р — первая производная Р по времени) т = PIP опре­ деляет так называемый характерный возраст пульсара, истинный же возраст вдвое меньше (тер Хаар, 1971). Точность оценок ограничивается разбросом зависимости

[Р, Р] и разрывом монотонности возрастания Р, наблю­ давшихся у молодых пульсаров NP 0532 и PSR 0833Полное время жизни пульсара не превышает 100 млн. лет.

Радиоизлучение пульсаров нетепловое: оно хорошо заметно на метровых и хуже — на коротких волнах. На краях интервала (7,5 м ,— 6 см) оно резко обрывается. Встречаются пульсары с пологими радиоспектрами на длинных волнах, но короче 1 л их спектр падает быстрее, чем квадрат длины волны.

Общий метод определения расстояний до пульсаров основан на нахождении их «мер дисперсии» DM (т. е. количества свободных электронов на луче зрения в столбе сечением в см2) по запаздыванию низкочастотного импуль­ са радиоизлучения пульсара (Дрейк и др., 1968). В сред­ нем расстояние. до пульсара пропорционально мере дис­

персии: г = DM/Ne. Здесь N e — средняя электронная концентрация межзвездной среды, составляющая 0,03 см~3 (Дэвидсон, Терзян, 1969). Однако вклад Н Н-областей, экранирующих по лучу зрения некоторые пульсары, ис­ кажает оценки г. В зависимости от учета способа вклада