16.4. СВЕРХНОВЫЕ

Когда происходит катастрофический взрыв звезды, ее абсолютная звездная величина примерно в течение недели достигает колоссальных значений — от - 15 до , т.е. она одна светит как небольшая галактика. Поэтому, хотя вероятность наблюдать сверхновую в нашей Галактике очень мала, благодаря большой яркости их можно наблюдать даже в далеких галактиках. К настоящему времени открыто около 400 сверхновых в других галактиках.

Сверхновые подразделяют на два типа, различающиеся в основном по виду их оптических спектров. Свойства всех сверхновых I типа очень похожи. Их спектры эволюционируют вполне определенным образом, причем в них нет линий водорода. Форма их кривых блеска практически одинакова: быстрое, примерно за неделю, увеличение блеска до максимального значения, затем уменьшение блеска примерно на за 25 сут и, наконец, более медленное экспоненциальное уменьшение блеска со скоростью около за 70 сут.

Картина эволюции спектра сверхновых II типа не обладает характерными особенностями. Вообще говоря, к этому типу относят все объекты, не принадлежащие к I типу. В их спектрах присутствуют сильные линии водорода, причем линия Но: видна в излучении. Вид их кривых блеска не имеет общих особенностей. Обычно их блеск после достижения максимума уменьшается не так быстро, как у сверхновых I типа, но часто в длинном экспоненциальном хвосте кривой блеска наблюдают резкий завал.

Важное различие между типами сверхновых заключается в следующем. Сверхновые I типа наблюдались в галактиках всех классов, а сверхновые II типа наблюдаются только в спиральных галактиках типа Ни в эллиптических, ни в неправильных галактиках они не наблюдались. Это означает, что сверхновые II типа связаны со звездами населения Согласно общепринятому мнению, они являются результатом коллапса массивных звезд. О том, какие звезды вспыхивают как сверхновые I типа, единая точка зрения пока отсутствует.

Оптические спектры сверхновых в целом очень похожи на спектры сверхгигантов с эффективной температурой, меняющейся от 104 К в конце фазы максимального блеска до 5000—6000 К две-три недели спустя. Многие спектральные линии имеют профиль типа Р. Лебедя. Каждая из них представляет собой линию излучения, которая со стороны коротких длин

волн переходит в линию поглощения. Такой профиль возникает, если резонансная линия формируется в расширяющейся оболочке, когда идущее от звезды непрерывное излучение поглощается более разреженными внешними слоями, движущимися к наблюдателю с наибольшей скоростью. Скорость движения внешнего края оболочки, определяемая по максимальному смещению линий поглощения, равна приблизительно для сверхновых I типа и для II типа и значительно превышает скорость звука в межзвездной среде. Таким образом, значительная доля выделившейся при взрыве энергии переходит в кинетическую энергию сброшенной оболочки.

Все сверхновые, спектральная эволюция которых была подробно прослежена в течение 1—2 лет, принадлежат к другим галактикам. В нашей же Галактике наблюдаются только сброшенные оболочки сверхновых, возраст которых достигает примерно лет. Кроме того, если при коллапсе образовалась нейтронная звезда, в месте вспышки сверхновой может еще в течение 107—108 лет наблюдаться пульсар (разд. 16.5).

Сброшенная оболочка — остаток сверхновой — может наблюдаться еще долгое время после взрыва. Эти образования делят на молодые остатки, возраст которых не превышает 1000 лет, и старые остатки, возраст которых примерно 104—105 лет. Пять молодых остатков сверхновых в нашей Галактике, по-видимому, возникли в результате взрывов, происшедших в течение последней 1000 лет. Самым молодым образованием является ярчайший галактический радиоисточник Кассиопея А. Он не наблюдался в оптическом диапазоне, поскольку находится на расстоянии около и межзвездное поглощение делает его совершенно незаметным. По измерениям собственного движения оптических волокон было показано, что взрыв сверхповой произошел около 300 лет назад. В 1604 г. Иоганн Кеплер наблюдал сверхновую, которая носит его имя. В максимуме блеска ее видимая звездная величина равнялась — т.е. она была ярче самой яркой звезды неба Сириуса, у которого Сверхновая Тихо, наблюдавшаяся им в 1577 г., была еще ярче, она достигла Визуальные наблюдения Кеплера, Тихо Браге и других астрономов были достаточно точными, чтобы определить форму кривой блеска и установить, что сверхновые 1604 и 1572 гг. принадлежали к типу В 1054 г. китайские и японские астрономы зарегистрировали появление яркой «звезды-гостьи». Согласно китайским летописям, «В день чай-джоу в пятую луну первого года периода в нескольких дюймах (чан) к юго-востоку от Тиен-Куан появилась «звезда-гостья». Более чем через год она погасла». Описание положения звезды-гостьи было достаточно точным, чтобы уверенно отождествить ее с остатком сверхновой, который сейчас называется Крабовидной туманностью (рис. 16.3). Кроме того, была еще сверхновая 1006 г.

Уже на основе этого очень небольшого числа примеров можно видеть, что эволюция остатка сверхновой зависит от того, есть в нем постоянный источник энергии или нет. Эффективный пример действия такого источника представляет Крабовидная туманность, в которой находится самый молодой из известных пульсаров. Крабовидная туманность в оптическом и

Рис. 16.3. (см. скан) Крабовидная туманность. (С любезного разрешения обсерваторий Хэйла.)

радиодиапазоне отличается по виду от других молодых остатков, которые, судя по всему, не содержат центральных источников энергии. Она представляет собой диффузное аморфное образование, пронизанное яркими волокнами неправильной формы, тогда как другие остатки обладают хорошо выраженной оболочечной структурой.

Старые галактические остатки сверхновых в оптическом диапазоне видны как оболочки с волокнистой структурой (например, Петля в Лебеде, рис. 16.4). Скорости расширения старых остатков значительно меньше, чем молодых, но их размеры гораздо больше и достигают Этим данным соответствует возраст примерно (50—100) лет.

Частоту вспышек сверхновых в Галактике оценить нелегко, поскольку мало число известных сверхновых, к тому же трудно предсказать, в какой области Галактики можно обнаружить сверхновую. Лучшие оценки с

Рис. 16.4. (см. скан) Петля в Лебеде. (С любезного разрешения обсерваторий Хэйла.)

учетом исторических сверхновых и наблюдательных эффектов селекции дают частоту одна вспышка в 30—50 лет, что согласуется с числом обнаруженных в Галактике старых остатков и с частотой вспышек в других галактиках. Эти оценки также в целом согласуются с оценками частоты образования пульсаров и «гибели» массивных звезд. Частота вспышек в галактике данного типа пропорциональна ее полной массе. В галактиках для которых имеется наилучшая статистика, происходит соответственно 0,19 и 0,57 вспышки за 100 лет на

И молодые, и старые остатки сверхновых излучают в радиодиапазоне, но интенсивность молодых остатков гораздо выше. В обоих случаях радиоизлучение имеет степенной спектр и сильно поляризовано. По аналогии с радиоизлучением Галактики считают, что это синхротронное излучение

ультрарелятивистских электронов, движущихся по винтовым траекториям в магнитном поле оболочки (разд. 18.1).

Ниже при рассмотрении происхождения космических лучей мы изучим свойства сверхновых более подробно и тогда дополнительно займемся их динамической эволюцией.