ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ

ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ

- туманности, образованные при взаимодействии выброшенного во время вспышек сверхновыхзвёзд вещества звёзд с околозвёздной средой. Вспышка сверхновой являетсярезультатом взрыва звезды на поздних стадиях эволюции с выделением энергии10⁵⁰ - 10⁵¹ эрг. Взрыв может приводить либо к полномуразлёту звезды, либо к выбросу только её внеш. слоев с образованием звёздногоостатка вспышки сверхновой в виде нейтронной звезды или чёрной дыры. СвойстваО. в. с. и его наблюдат. проявления определяются присутствием звёздногоостатка и характером взаимодействия выброшенного газа с околозвёздным веществом.
В Галактике обнаружено ок. 140 О. в. с. <Открыты О. в. с. и в близких галактиках: в Магеллановых Облаках выделеноок. 40 объектов, в галактиках М31 и М33 найдено более чем по 20 О. в. с. <Почти все галактич. О. в. с. являются старыми объектами, возраст к-рыхсоставляет десятки тысяч лет. Кроме старых О. в. с. существуют молодыеобъекты, обнаруженные на месте "исторических" сверхновых, вспыхнувших вГалактике за последнее тысячелетие. Молодые О. в. с. сохранили непосредств. <следы взрыва звезды и поэтому представляют большой интерес для физики сверхновыхзвёзд. По наблюдаемым свойствам О. в. с. и кривым блеска (зависимостямблеска от времени) сверхновых, породивших их, молодые объекты можно разделитьна три группы. К первой группе относятся О. в. с. 1006, О. в. с. Тихо Браге(1572) и 6. в. с. Кеплера (1604). Они образовались при вспышках сверхновыхI типа, звёздные остатки в них не обнаружены. Крабовидная туманность (О. <в. с. 1054) и 3С58 (О. в. с. 1181) составляют вторую группу. Эти О. в. <с. возникли в результате вспышек сверхновых II типа, к-рые сопровождаютсяобразованием нейтронных звёзд - пульсаров. Представителем третьей группы(называемой "богатые кислородом" О. в. с.) является радиоисточник КассиопеяЛ. Вспышка сверхновой, давшей этот О. в. с., была на 5 - 6^m слабее обычных сверхновых I и II типов и поэтому не была зафиксированаастрономами; звёздный остаток не обнаружен.
Взаимодействие выброшенного при вспышкесверхновой газа с окружающей средой описывается газодинамич. структуройс двумя ударными волнами (рис. 1). Основная ударная волна бежит наружув невозмущённой межзвёздной среде, если же вспышке предшествовала стадияистечения массы в форме звёздного ветра, то сначала в потерянномпредсверхновой веществе. При прохождении через фронт ударной волны околозвёздныйгаз сжимается, нагревается и приобретает характерную для выброшенного веществаскорость. Возвратная ударная волна распространяется внутрь в выброшенномгазе, и в ней этот газ сжимается, нагревается и тормозится. Излучение горячегогаза как за фронтом осн. ударной волны, так и за фронтом возвратной ударнойволны носит тепловой характер и приходится на рентг. диапазон. В области, <ограниченной основной и возвратной ударными волнами, находится границамежду нагребённым веществом и выброшенным газом. Вблизи границы возникаетнеустойчивость Рэлея - Тейлора, к-рая приводит к образованию в этом местетурбулентного слоя. На фронте осн. ударной волны и в турбулентном слоепроисходит ускорение релятивистских электронов и усиление магн. поля.

Рис. 1. Схемы остатков сверхновых звёздбез звёздного остатка ( а) и с центральным пульсаром ( б):П - звёздный остаток в виде пульсара; ВУ - возвратная ударная волна; ТС- турбулентный слой на границе между выброшенным и нагребённым веществом;ОУ - основная ударная волна; А, Б, В - выброшенный газ (А - внутренниеслои выброшенного газа, пронизанные релятивистскими электронами, инжектируемымипульсаром; В - выброшенный газ, сжатый и нагретый возвратной ударной волной);Г - околозвёздный газ, сгребённый и нагретый основной ударной волной; Д- невозмущённая околозвёздная среда. Широкие стрелки указывают направленияраспространения ударных волн относительно вещества.

Эти области представляют собой источникинетеплового синхротронного радиоизлучения, имеющие оболочечную структуру. <При наличии пульсара внутр. слои выброшенного вещества пронизываютсярелятивистскими электронами, инжектируемыми пульсаром, и вследствие этогоявляются мощным источником синхротронного излучения не только на радиочастотах, <но и в оптич. и рентг. диапазонах. Выброшенный газ и околозвёздное веществомогут иметь неоднородную клочковатую структуру, к-рая проявляется в видеконденсаций и волокон. По мере расширения О. в. с. и увеличения его размеровосн. ударная волна обжимает находящиеся в межзвёздной среде плотные облака(рис. 2), к-рые в свою очередь образуют крупномасштабную волокнистую структуруО. в. с.

Рис. 2. Схема распространения ударных волнв среде с неоднородностями плотности - плотными конденсациями в околозвёздномгазе или плотными облаками в межзвёздной среде: А - неоднородности плотности;ОУ - основная ударная волна, бегущая по невозмущённой среде между неоднородностямиплотности; а - вторичная ударная волна, распространяющаяся внутрьнеоднородностей плотности; б - отражённая ударная волна.

Эволюция О. в. с. - процесс торможениявыброшенного газа при расширении в окружающую среду - определяется гл. <обр. энергией взрыва Е ₀, массой выброшенного газа М ₀ и плотностью околозвёздной среды .В эволюции О. в. с. можно выделить три стадии: стадия свободного разлёта, <адиабатическая и радиативная стадии. На этих стадиях (за исключением самогоначала стадии свободного разлёта и, возможно, заключит. фазы радиативнойстадии) О. в. с. имеют описанную выше структуру. На первой стадии из-занизкой плотности окружающей среды расширение выброшенного газа происходитв режиме свободного разлёта, когда радиус R_s, скорость v_s фронта осн. ударной волны и возраст О. в. с. . связаны соотношением R_s = v_st. В течение этой стадии почти всяэнергия взрыва сосредоточена в кинетич. энергии выброшенного газа. По мерерасширения торможение усиливается и, когда масса нагребённого вещества становится сравнимой с М ₀, происходит переход к адиабатич. <стадии. Для характерных значении Е₀= 3 х 10⁵⁰ эрг, М ₀ =1( - масса Солнца)и = 10^-24 г/см ³ этот момент соответствует R_s =2,5 пки t = R_s/(2E₀/M_o)^1/2460лет. На адиабатич. стадии потери энергии на излучение малы по сравнениюс энергией взрыва, поэтому энергия газа, находящегося за фронтом осн. ударнойволны, остаётся прибл. постоянной, причём примерно 70% энергии взрыва преобразуетсяв тепловую энергию нагребённого вещества. Адиабатич. расширение О. в. с. <описывается соотношениями

где T_s - темн-ра газаза фронтом осн. ударной волны. С увеличением радиуса R_s темп-paT_s уменьшается и, когда она достигает значения 6х 10⁵ К, соответствующего максимуму кривой радиац. потерь, адиабатич. <стадия заканчивается и начинается радиативная. К данному моменту излучаетсяок. 50% тепловой энергии О. в. с., радиус достигает 20 пк, возраст 37000лет. Интенсивные радиац. потери делают осн. ударную волну изотермической, <за её фронтом образуется тонкая, плотная и холодная оболочка, содержащаяпримерно 50% нагребённого вещества. Заключённый внутри оболочки горячийгаз в силу своей очень низкой плотности почти не излучает и расширяетсяадиабатически. Такое поведение О. в. с. на радиативной стадии описываетсявыражениями

Расширение О. в. с. продолжается до техпор, пока давление газа в нём не сравняется с давлением невозмущённой межзвёзднойсреды. Это происходит при R_s54 пк и t10⁶ лет. К этому времени скорость расширения О. в. с. оказывается сопоставимойсо скоростью хаотич. движений окружающего газа: О. в. с. становится кинематическинеотличимым от межзвёздной среды.

Типичные представители. ПредставителемО. в. с. I типа является О. в. с. Тихо Браге. Его радиоизображение характеризуетсяярко выраженной оболочечной структурой (рис. 3). Спектр синхротронногорадиоизлучения О. в. с. степенной, спектральный индекс = 0,53. Степень линейной поляризации радиоизлучения ок. 5 %. В оптич. диапазоненаблюдаются только бальмеровские линии водорода и , к-рыеизлучаются тонкими волокнами вблизи внеш. границ протяжённого нетепловогорадиоисточника. Рентг. излучение О. в. с. Тихо Браге имеет тепловую природуи исходит от двух пространственно разделённых горячих областей с темп-ройгаза соответственно 8 х 10⁶ К и 8 х 10⁷ К. Первая область - это выброшенный газ, сжатый и нагретыйвозвратной ударной волной, а вторая - нагребённый околозвёздный газ, нагретыйосн. ударной волной. Область с более низкой темп-рой, имеющая повыш. содержаниетяжёлых элементов, даёт яркие эмиссионные рентг. линии, в частности линииSi и S, а излучение высокотемпературной плазмы образует непрерывный рентг. <спектр. Масса выброшенного газа в О. в. с. Тихо Браге составляет 1 - 2,и он находится в фазе перехода из стадии свободного разлёта в адиабатич. <стадию.

Рис. 3. Радиоизофоты остатка вспышки сверхновойТихо Браге на частоте 2700 МГц. Внешний контур изображения близок к фронтуосновной ударной волны, интервал между изофотами соответствует разностияркостных температур 11,6 К.

Крабовидная туманность, ЗС58 и подобныеим О. в. с. II типа наз. плерионами. Плерион характеризуется увеличениемяркости радиоизлучения к центру О. в. с., пологим спектром с =0- 0,3, регулярной структурой магн. поля и высокой степенью линейной поляризации(~ 20 - 30%). Эти свойства и нетепловое синхротронное излучение в диапазонеот радио- до рентг. частот обусловлены находящимся в плерионе пульсаром. <Помимо собственно плерионов, обнаружены комбиниров. О. в. с., к-рые содержатплерион внутри оболочечной структуры.
Радиоисточник Кассиопея А, относящийсяк "богатым кислородом" О. в. с., имеет оболочечную структуру.
Связанная с ним оптич. туманность состоитиз т. н. быстрых волокон (скорость расширения 6000км/с) и стационарных конденсаций (100- 400 км/с). По собств. движениям волокон и угл. размерам О. в. с. установлено, <что вспышка сверхновой произошла в 16583.Хим. состав быстрых волокон сильно отличается от солнечного: почти полностьюотсутствует водород; обилие кислорода; аргона и серы в десятки раз большенормального. Высокие скорости и хим. состав быстрых волокон указывают нато, что они состоят из выброшенного при вспышке газа. Стационарные конденсацииимеют хим. состав, близкий к солнечному, и, по-видимому, представляют собойсгустки околозвёздного вещества, обжатые и ускоренные осн. ударной волной. <Рентг. излучение Кассиопеи А, подобно О. в. с. Тихо Браге, имеет тепловуюприроду и характеризуется двумя темп-рами. Масса выброшенного газа ок.10. КассиопеяА находится на стадии свободного разлёта.
Из старых галактич. О. в. с. наиб. детальноизучена Петля Лебедя. Эта тонковолокнистая туманность имеет линейный размер 40 пк, возраст 2х 10⁴ лет и находится на адиабатич. стадии расширения. Массанагребённого межзвёздного вещества 200.Оптич. излучение ярких волокон сосредоточено в линиях Н, О, N, S и образуетсяза фронтом ударной волны, распространяющейся в плотных облаках межзвёзднойсреды, где концентрация газа (1 - 3) х 10² см ^-3, темп-радостигает (1 - 6) х 10⁴ К. Оптич. волокна наблюдаются на фонеменее яркого диффузного свечения. Рентг. излучение носит тепловой характери возникает в горячей плазме с темп-рой (2 - 4) х 10⁶ К за фронтомосн. ударной волны, бегущей со скоростью 400 км/с по межоблачной среде с концентрацией 0,2 - 1 см ^-3.В радиодиапазоне изображение Петли Лебедя имеет оболочечную структуру. <Нетепловое радиоизлучение О. в. с. представляет собой синхротронное излучениерелятивистских электронов в межзвёздном магн. поле, усиленном за фронтомосн. ударной волны.
Гигантские размеры О. в. с. и их числов Галактике показывают, что они занимают значит. долю объёма галактич. <диска и, следовательно, играют важную роль в динамике межзвёздной среды, <в обогащении её тяжёлыми элементами, в образовании огромных областей горячегоразреженного газа. Порождаемые вспышками сверхновых ударные волны могутгенерировать космич. лучи, а при взаимодействии с плотными газопылевымиоблаками способны инициировать процесс звездообразования.

Лит.: Шкловский И. С., Сверхновыезвезды и связанные с ними проблемы, 2 изд., М., 1976; Chevalier R. А.,The interaction of supernovae with the interstellar medium, "Ann. Rev.Astron. and Astrophys.", 1977, v. 15, p. 175; Спитцер Л. мл.. Физическиепроцессы в межзвездной среде, пер. с англ., М., 1981; Raymond J. C., Observationsof supernova remnants, "Ann. Rev. Astron. and Astrophys.", 1984, v. 22,p. 75; Лозинская Т. А., Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействиес газом Галактики, М., 198G.

В. П. Утробин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.