книги из ГПНТБ / Воронцов-Вельяминов Б.А. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной

звезды, и, какал их них является бывшей сверхновой, неизвестно. Среди тех слабых звезд, которые в этих областях удалось изучить по спектру, шт одна не обнару­ живает каких-либо необычайных свойств, чтобы ее мож­ но было принять за остаток после катастрофы.

Давно уже обсуждается вопрос, есть ли граница в светимостях и в других признаках между новыми и сверх­ новыми звездами, и с уверенностью на него ответить нель­ зя, хотя некоторые сверхновые звезды по спектру резко отличаются от обычных новых звезд. С расширением наших знаний о звездах граница между теми и другими, как мы увидим, все больше стирается. 'Установление гро­ мадной светимости г) Кормы окончательно стирает гра­ ницу светимостей, но ц Кормы по кривой блеска отлична

иот новых, и от сверхновых звезд,

Амежду тем, тогда как в больших галактиках новые звезды ежегодно вспыхивают десятками, сверхновая звез­

да, по статистике Цвикки (США), вспыхивает в одной галактике в среднем один раз за 300—400 лет. Отсутст­ вие наблюдавшихся сверхновых звезд в нашей Галакти­ ке за последние три с половиной века подтвержда­ ет это.

Цвикки первым начал систематически следить за га­ лактиками с целью открытия и изучения сверхновых звезд и из сопоставления числа открытых им сверхновых со временем, потраченным на наблюдения, и с числом наблюдавшихся галактик сделал вывод о частоте их появления. По его предложению с 1961 г. началась меж­ дународная «служба сверхновых», в которой принима­ ют участие и некоторые обсерватории СССР. Результаты стали быстро сказываться. До этого было зарегистриро­ вано 86 сверхновых, а за истекшие 5 лет их открыто еще столько же.

too

Кривые их блеска лучше прослежены, а часто удает­ ся проследить и за изменением их спектров, так как об открытиях сразу рассылаются телеграммы. - К сожале­ нию, для открытия сверхновых звезд, а тем более для изучения их спектров необходимы мощные телескопы. Все наблюдения ведутся, конечно, фотографически.

До последнего времени считалось, что существуют сверхновые звезды двух типов — I и II. Спектры сверх­ новых II типа сходны со спектрами новых звезд, только яркие их полосы после максимума гораздо шире и гово­ рят о выбросе из звезды газов со скоростями, доходя­ щими до 6000 км/сек. Из-за этого многие полосы слива­ ются друг с другом, и детально разобраться в них труд­ но (см. Приложение, рис. 22).

Сверхновые звезды I типа имеют спектры, до сих пор не расшифрованные. Вблизи максимума они непрерыв­ ные, а затем в них появляются крайне широкие и поло­ гие максимумы, из которых некоторые постепенно сме­ щаются в спектре. Никаких явных полос излучения или тонких линий поглощения в них нет. Эти спектры — пол­ ная загадка.

Кривые блеска этих двух типов сверхновых звезд несколько различаются. У звезд I типа блеск после мак­ симума на первые 2—3 звездные величины падает более быстро (20—30 суток), после этого начинается более мед­ ленное падение блеска примерно по экспоненциальному закону (рис. 7). Кривые блеска сверхновых II типа более индивидуальны и более быстро спадают.

Сверхновые I типа имеют большую светимость: М= —19 против М= —17,5 у сверхновых II типа. Послед­ ние наблюдаются только в спиральных галактиках и свя­ заны, очевидно, со звездным «населением» I типа, харак­ терным для плоских систем, для спиральных ветвей.

101

Рис. 7. Кривая изменения блеска сверхновой звезды I типа.

Сверхновые звезды I типа связаны скорее с «населе­ нием» II типа, так как встречаются и в эллиптических галактиках. Частота вспышек тех и других сверхновых, по-видимому, сходна и больше в гигантских галактиках, где, очевидно, больше потенциальных сверхновых.

К 1965 г. Цвикки пришел к выводу о существовании уже пяти (!) видов сверхновых звезд. Сверхновые III типа характерны длительным нахождением вблизи мак­ симума, а их спектры сходны со спектрами звезд II типа. Сверхновая IV типа имела и кривую блеска, и спектр, отличный от остальных. Полосы ее спектра не расшиф­ рованы. Сверхновые V типа имеют наименьшую свети­ мость и спектры из более узких ярких полос водорода, гелия и других элементов и, может быть, родственны 1] Киля.

Впрочем, возможно, что мы имеем дело с индивиду­ альными различиями в двух типах сверхновых, а не пя-. тью разными типами. Было бы странно, если бы много различных причин вызывали очень сходные и притом необычайно грандиозные катастрофы. Ведь при вспышке

102

сверхновой звезды выделяется энергия свыше 1048 эрг (наше Солнце излучает за год около Ю41 эрг).

Хотя звезды, вспыхивающие как сверхновые, нельзя пока увидеть ни до вспышки, ни после нее (если звезда не распыляется нацело), некоторые из них оставляют после себя заметный след.

В созвездии Тельца издавна была известна Крабовид­ ная туманность Ml. Внешне она походила на планетар­ ные туманности. Однако спектр ее оказался весьма свое­ образным. Общая ее аморфная масса излучает непре­ рывный спектр, и-свет ее определенным образом поляри­ зован. На фоне непрерывного спектра видна сетка ярких волокон, дающих газовый спектр. В общем их спектре яркие линии водорода и небулия расщеплены, как в пла­ нетарных туманностях, свидетельствуя о радиальном расширении туманности (см. Приложение, рис. 23). Но скорость ее расширения составляет 1000 км/сек. Еще в 20-х годах, сравнивая снимки разных лет, обнаружили, что она расширяется со скоростью 0", 21 в год (см. При­ ложение, рис. 24). Сопоставление радиальной и угловой скорости расширения дает значение расстояния до Кра­ бовидной туманности около 1000 парсеков. Экстраполи­ руя размеры туманности во времени назад с известной угловой скоростью расширения (считая ее постоянной), находим, что нулевой размер она имела около 1150 г. В 1054 г. как раз в этом районе неба наблюдали появ­ ление яркой звезды, признанной в наше время за сверх­ новую. Получился поразительный вывод: девять веков назад вспышка сверхновой звезды породила быстро рас­ ширяющуюся туманность особой структуры, хорошо ви­ димую и сейчас.

Неточное совпадение дат обусловлено как неточно­ стью измеренного расширения, так и возможностью от­

103

клонения скорости расширения от постоянной. Абсолют­ ная величина сверхновой звезды 1054 г. получается —-18, как и полагается сверхновым.

Позднее выяснилось еще новое замечательное свой­ ство Крабовидной туманности. Она оказалась одним из самых мощных источников космического радиоизлуче­ ния. Большие диффузные газовые туманности тоже дают заметное радиоизлучение, но оно слабое и тепловой при­ роды — его излучает ионизированный водород в процес­ се торможения электронов протонами при сближениях. Мощное излучение Крабовидной туманности не тепловое. На длине волны 3 м оно равно 1,8-1024 эрг/сек-гц и в 426 раз больше, чем в таком же интервале частот оптическо­ го спектра.

Нетепловое радиоизлучение Крабовидной туманно­ сти, как показал И. С. Шкловский, является синхротронным. Это излучение релятивистских электронов (движу­ щихся со скоростью, близкой к световой) при торможении их магнитным полем (рис. 8).

Электрон, движущийся в магнитном поле, имеет по­ ступательное движение вдоль магнитной силовой линии и в то же время вращается вокруг нее. При этом он из­ лучает электромагнитную энергию в области радиодиа­ пазона космического излучения. Это излучение образует непрерывный спектр, а распределение энергии в нем за­ висит от кинетической энергии электронов. Интенсив­ ность излучения зависит от числа электронов в 1 см3 и от напряженности магнитного поля.

По расчетам, наблюдаемая интенсивность радиоизлу­ чения говорит о наличии в Крабовидной туманности маг­ нитного поля напряженностью около 10~5 э.

Свечение аморфной массы туманности в непрерывном спектре, как показывает расчет, также должно быть

104

i Магнитное ноне

синхротронным. Его поляризация подтверждает это. Уда­ лось изучить распределение в туманности направлений преимущественных колебаний электрического вектора в разных ее местах по направлению поляризации. Отсюда

105

выяснилось, что магнитное поле в туманности не одно­ родно, но упорядочено и на ее периферии замкнуто (см. Приложение, рис. 25). Поляризация света радиальна относительно волокон, т. е. они огибаются силовыми ли­ ниями поля. Эти линии «вморожены» в ионизированный газ и расширяются вместе с ним. Поле удерживает во­ локна от рассеяния из них газа.

Радиоизлучение туманности поляризовано заметно только в самом коротковолновом диапазоне (1420 Мгц). Для меньших частот сказывается эффект Фарадея — по­ ворот плоскости поляризации магнитными полями, име­ ющимися на луче зрения. Между прочим, обнаружение этого эффекта в 1964 г. при изучении поляризации света звезд при их прохождении через пылевую межзвездную среду в нашей Галактике явилось окончательным под­ тверждением существования в ней магнитного поля тоже с напряженностью около 10~5 э.

Аморфная масса Крабовидной туманности в делом составляет около 0,05 масс Солнца и в основном прихо­ дится на разреженный газ, светящийся ярко лишь в во­ локнах, имеющих плотность около 10~21 г/см3 (см. При­ ложение, рис. 27). На релятивистские электроны прихо­ дится масса всего лишь в 10~6 масс Солнца, но из них электроны, обусловливающие радиоизлучение, имеют энергию более чем 1045 эрг, а обусловливающие оптиче­ ское излучение — более 1046 эрг. Мощность даваемого ими излучения 5- 1036 эрг/сек в тысячу раз больше, чем излучение Солнца, имеющего массу, в 200 раз большую, чем масса туманности.

Для обеспечения оптического синхротронного излу­ чения нужны электроны с энергией более 1011 эв. Для создания таких электронов энергии ядерных процессов недостаточно. Они могут породить электроны с энергией

1РФ

It)6 эв, которые должны потом ускоряться механизмом, пока еще неизвестным. Теперь, когда туманность сильно расширилась (до 1 парсека диаметром), электроны уже не ускоряются, а тормозятся. Энергия их после вспышки уменьшилась, по-видимому, уже в десять — сто раз. Со временем туманность высветится — перестанет быть вид­

рые движения и колебания яркости сгустков света, отра­ жающие, вероятно, перемещения сгустков электронов со скоростями в десятки тысяч километров в секунду.

Есть доводы в пользу того, что и непрерывный спектр самих сверхновых звезд, особенно I типа, при вспышке обусловлен синхротронным свечением. Причина вспышек их для нас еще более загадочна, чем в случае новых звезд, но эти вспышки должны порождать существенные изменения в структуре звезды. Допускают, что вспышку порождают ядерные процессы, связанные с образова­ нием тяжелых элементов, в частности калифорния Cf-254, так как сверхновые звезды I типа ослабевают вдвое при­ мерно за 55 суток, что равно периоду полураспада этого элемента. При его распаде выделяется 200 Мэе энергии и 1029 г Cf-254 хватило бы для энергии, выделяемой сверх­ новой звездой.

Если гипотеза образования тяжелых элементов в нед­ рах сверхновых звезд верна, то выброс ими в простран­ ство газов, обогащенных тяжелыми элементами, способ­ ствует тому, чтобы молодые звезды, возникающие из этого газа позднее, были богаче тяжелыми элементами, чем старые звезды, возникшие ранее.

Цвикки предполагает, что вспышка сверхновой звез­ ды может быть результатом коллапса (резкого спада) чрезмерно массивной звезды или газового облака с пре­

107

вращением ее в нейтронную звезду с плотностью в 1013 г/см3. Тогда ее диаметр давлением должен быть сжат до нескольких километров. Камерон (в США), Амбарцумян и Саакян ( в СССР) разрабатывают моде­ ли даже гипероновых1 звезд с плотностью 1019 г/см3.

Летом 1964 г. при покрытии Луной Крабовидной ту­ манности в центре туманности был обнаружен источник рентгеновского излучения заметного углового размера. Он не может быть нейтронной звездой, которая имела бы для нас неизмеримо малый угловой диаметр. Это рент­ геновское излучение, вероятно, тоже тормозного проис­ хождения. В центре Крабовидной туманности видна двойная звезда с компонентами 16-й звездной величины. Одна из них обычная холодная звезда, другая горячая. Может быть, она-то и является звездным остатком сверх­ новой 1054 г., но она не может быть нейтронной. К то­ му же, по расчетам, нейтронные звездные модели могут переходить в сверхтекучее состояние, что приводит к их быстрому остыванию. Ее рентгеновское излучение наблю­ далось бы лишь месяцы. Если звездочка в центре Кра­ бовидной туманности — остаток сверхновой, то амплиту­ да изменения ее блеска — 20 звездных величин, а если нет, то еще больше. Поэтому звездные остатки других сверхновых обнаруживать можно будет еще не скоро.

Можно было бы ожидать, что в нашей Галактике позднее вспыхнувшие сверхновые звезды оставили после себя еще более яркие туманности, чем Крабовидная ту­ манность. На месте сверхновой звезды 1604 г. сразу же была найдена туманность, но очень слабая, а на месте­

1 Г и п е р о н ы — неустойчивые элементарные частицы с массой большей, чем у нейтрона, но меньшей, чем у дейтрона. Они распа­ даются на я-мезоны и нуклоны (протоны или нейтроны). Гипероны рассматриваются как возбужденные нуклоны.

103