Термин "сверхновая" ввели в обращение Бааде и Цвикки, чтобы отличить от обычных новых аномально яркие вспышки звезд, блеск которых в максимуме зачастую превышает интегральную звездную величину материнской галактики. В обзоре Тримбл (1982) названы точные даты: слово "сверхновая" впервые прозвучало на лекциях в 1931 г. и стало известно астрономической общественности в декабре 1933 г. на собрании Американского физического общества. Поразительно, что уже в 1934 г. Бааде и Цвикки высказали гениальную догадку о том, что вспышкой сверхновой сопровождается превращение "нормальной" звезды в нейтронную, и их представления об энергетике явления были близки к современным. Однако и три десятилетия спустя в предисловии к фундаментальной монографии "Сверхновые звезды" И.С. Шкловский подчеркивает, что "с достоверностью неизвестно, по какой причине взрываются некоторые звезды и чем эти звезды отличаются от других", и повторяет это еще через десять лет, ознаменовавшихся колоссальными успехами во всех аспектах изучения сверхновых. Исчерпывающего ответа на этот вопрос нет до сих пор! То, что мы знаем сегодня о вспышках сверхновых, почерпнуто из двух главных источников: наблюдений внегалактических сверхновых и исследования молодых, так называемых "исторических" остатков сверхновых в Галактике. В летописях и исторических хрониках зафиксированы вспышки сверхновых в. 185, возможно в 393, в 1006, 10S4, 1181,1572 и 1604 годах; к ним можно присовокупить вспышку в Кассиопее, достаточно надежно датируемую 1658 ± Зг. С каждой из них отождествлен молодой остаток сверхновой: оптическая туманность, протяженный источник радио- и рентгеновского излучения, иногда компактный звездный остаток — нейтронная звезда. Эти объекты исследуются очень пристально, накоплен большой наблюдательный материал, ибо только в этих нескольких случаях мы можем изучать близкие остатки в ранней фазе развития, когда непосредственно наблюдается выброшенное при вспышке вещество. Комплекс явлений, сопровождающих вспышку сверхновой, столь многообразен, что анализ наблюдений невозможен без задания модели того, что мы наблюдаем. Поэтому мы предварим изложение краткой схемой явления, которая опирается на всю совокупность современных наблюдательных и теоретических данных. Вспышка сверхновой знаменует полный взрыв звезды или сброс внешних слоев при коллапсе ядра из-за потери теплово* или механической устойчивости в конце эволюции звезды. Вещество выброса разлетается в газ, истекающий с поверхности предсверхновой в предыдущих фазах развития, сгребая его и передавая энергию взрыва окружающей среде. Это сопровождается возникновением двух ударных волн: одна распространяется "о окружающему газу наружу, другая, "возвратная", движется по расширяющемуся выбросу внутрь. На контактной поверхности, разделяющей сгребенный и выброшенный газ, из-за неустойчивости Рэлея — Тейлора формируется конвективный слой. Высвечивание энергии, выделяющейся в реакции распада 56Ni -»• s6Co -* -*56Fe и при охлаждении сорванной ударной волной оболочки, наблюдается как вспышка сверхновой. Газ выброса и сгребаемый газ ветра (или межзвездный газ), нагретые возвратной и прямой ударными волнами, излучают в ультрафиолетовом к рентгеновском диапазонах; это излучение наблюдается сразу после вспышки и через сотни лет, т.е. в молодых остатках сверхновых. Усиление магнитного поля и ускорение релятивистских частиц в конвективном слое на границе выброса ответственно за радиоизлучение сверхновых и молодых оболочечных остатков. Плотные сгустки выброса, газа ветра или межзвездного газа, возмущенного ударной волной, наблюдаются как яркие оптические волокна молодых остатков. Если при вспышке образуется "звездный остаток" - пульсар, скнхротронное излучение инжектируемых им релятивистских электронов, возможно, наблюдается как радиовспышка сверхновой и безусловно наблюдается как радио-, рентгеновское и оптическое излучение молодого остатка - плериона. Обеспечиваемая пульсаром медленная подкачка энергии определяет кривую блеска сверхновых. Взаимодействие пульсарного ветра с выброшенным при вспышке веществом, возможно, меняет динамику оболочки в самый начальный период расширения и полностью определяет изменение со временем синхротронного радио- и рентгеновского излучения молодого остатка. Имея в виду эту схему взаимодействия компактного звездного остатка, разлетающейся оболочки сверхновой, ветра предсверхновой и межзвездного газа, мы обратимся к анализу наблюдений вспышек сверхновых ( § 1) и молодых остатков (§ 2, 3, 4). Сумма наших сегодняшних знаний предмета такова. Вспышки СН 1604*) (Кеплера) СН 1572 (Тихо Браге) и СН 1006 можно с полной уверенностью отнести к сверхновым I типа. Кра- бовидную туманность (СН 1054) и ЗС 58 (СН 1181) можно лишь с большой натяжкой уложить в рамки современных представлений о сверхновых II типа. Кассиопея А и сходные объекты, получившие название "богатые кислородом" остатки, не принадлежат ни к типу I, ни к типу II, но образуют отдельную, уверенно идентифицируемую группу. Попытка дать связную картину того, как кончают жизнь звезды разной массы, на базе наблюдений сверхновых и их остатков, сделана в § 5. Но четкое и однозначное сопоставление результатов наблюдений сверхновых и молодых остатков с теорией внутреннего строения и эволюции звезд, включая завершающий коллапс или полный разлет ядра, - дело будущего. Уже закончив книгу, мы сделали очередную попытку решить эту задачу (см. Блинников и др., 1986; новый вариант будет опубликован в УФН). Но и в этой работе сопоставление наблюдений сверхновых и их остатков с механизмами взрыва делается с большими оговорками и не всегда однозначно.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «СВЕРХНОВЫЕ И МОЛОДЫЕ ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
