Только две сверхновые в Галактике - СН 1572 и СН 1604 - наблюдались астрономами-профессионалами. Сверхновая Кеплера к тому же вспыхнула в той области неба, где в это время наблюдались Марс и Юпитер в соединении. Поэтому оба события были описаны подробно, с привязками блеска к соседним звездам, и их кривые блеска, построенные Бааде (1943) по наблюдениям очевидцев, мало отличаются от современных кривых блеска внегалактических сверхновых. Мы начнем анализ остатков исторических сверхновых именно с этих двух объектов, поскольку они достаточно надежно классифицированы по кривым блеска и описанию цвета как СН I. Остаток СН Тихо Браге (1572 г.). Когда нужно привести пример типичного остатка СН I типа, речь прежде всего заходит о вспышке 1572 г. Блеск'сверхновой в максимуме достигал mv = -4,0m при расстоянии около 3 кпк согласно Кларку и Стефенсону (1982); Псковский (1978а) приводит mv =-4,5 ±0,2т, Е(В- V) =0,64т, Av =2,llm и расстояние г = 5,1 кпк. Первые оценки кинематического расстояния по поглощению в линии 21 см давали значение г = 5—6 кпк. Современные наблюдения (Шварц и др., 1980) показали, что абсорбционные детали линии наблюдаются на скорости +8 <uLSR < —50 км • с"1, -л на меньшей они значительно слабее и могут быть связаны с локальным возмущением межзвездного газа в окрестности остатка*) (см. также Хенбест, 1980). Это дает кинематическое расстояние около 4—4,5 кпк, но в направлении Персеева рукава кинематическое расстояние ненадежно из-за возможных отклонений от чисто круговой модели вращения Галактики. Наблюдения Албинсона и Галла (1982) дают кинематическое расстояние 2—2,5 кпк. По эмпирической зависимости поверхностной радиояркости от линейного размера остатков сверхновых (так называемой 2 (D)-зависимости, см. § 9) расстояние до СН Тихо Браге соответствует 5 кпк (Милн, 1979а). Но если подтвердится подозрение Туохи и др. (19836), что остатки сверх- *) Здесь и всюду далее uLSR - скорость, приведенная к Местному стандарту покоя. 26 новых этого типа имеют систематически более низкую радиояркость, то 2(Z)) -зависимость дает завышенное значение. Еще одна оценка — по угловому размеру и возрасту, если принять в качестве верхнего предела скорости расширения скорость на уровне фотосферы СН I Ко = 10* км • с"1, дает расстояние г <4 кпк. Это верхняя граница расстояния, поскольку оценка не учитывает возможное торможение оболочки. Приведенные цифры характеризуют точность оценки расстояния до хорошо изученного остатка сверхновой, вспышка которой была зарегистрирована. Мы примем расстояние до СН Тихо Браге г = 3 кпк и вот на каком основании. В том же рукаве Персея находится остаток сверхновой Кассиопея А, расстояние до которого г = 2,8 кпк найдено единственным действительно точным методом - из сопоставления лучевых скоростей и собственных движений двух сотен волокон (см. § 4). В направлении Кассиопеи А наблюдается большое число линий поглощения HI, CO, формальдегида, высоковозбужденного углерода и др. (сводка данных приведена Лозинской и др. (1986)). Абсорбционные детали видны на тех же скоростях 2 <uLSR <-48 км • с"1, что и в остатке СН Тихо Браге. Угловое расстояние между двумя остатками около 8е, самые глубокие детали профиля линий в них повторяют друг друга, и можно думать, что поглощение обусловлено одними и теми же крупномасштабными молекулярными облаками, т.е. расстояния до двух объектов примерно одинаковы. В 1949 г. Бааде с помощью 5-метрового телескопа обсерватории Маунт Паломар получил высококачественные фотографии в красной области спектра той части неба, где была зафиксирована вспышка СН 1572. На фотографиях была обнаружена туманность: протяженные, тонкие, довольно яркие волокна, образующие неполную оболочку размером около 8'. В спектре свечения туманности видны только бальмеровские линии водорода На и Ир, все попытки найти обычные для остатков сверхновых линии [Oil], [ОШ], [Nil], [SII] и др. до сих пор не увенчались успехом (Кирш- нер, Шевалье, 1978). В линиях На и Щ можно выделить две компоненты: узкую, сравнимую с инструментальным профилем и широкую, ширина которой по уровню 1/2 максимальной интенсивности соответствует Av = 1800 ± 200 км • с"1. Полные интенсивности широкой и узкой компонент примерно равны, /(На) & а> 7 • 10~s эрг • см"2 • с"' • ср"1, центр тяжести линии смещен относительно нулевой лучевой скорости не более чем на 100 км-с"1 (Шевалье и др., 1980). Тонкие оптические волокна расположены на внешней границе протяженного нетеплового радиоисточника, характеризующегося ярко выраженной оболочечной структурой (см. рис. 9). Радионаблюдения с высоким угловым разрешением (Хенбест, 1980; Клейн и др., 1979; Диккел, Джонес, 1985 и ссылки в этих работах) дали следующие параметры радиоостатка: внешний радиус оболочки 218 ± 7" в юго-западном и 257 ± 7" в северо-восточном секторах, толщина AR/R * =*0,25, оболочка довольно однородна и окружена тонким римом. Спектр радиоизлучения нетешювой: а = -О,53 и не меняется ни в оболочке, ни в центральной области более чем на Да = 0,1. (Встречавшиеся в литературе указания на различия спектра центральных и периферийных областей не 27 *Я50 56' Л' 52' 63°50' «6" 1 -о о 0 . о 0 о -л 0 * 1 - ■ О . 1 .г а 0 а ml с • Шт к$3? /* с» 7^^ ' ' ' гч 7Ч\Тс® ;^Жо - 00s 45s SO3 f5* 00* b Рис. 9. Радиоизофоты остатка СН Тихо Браге на частоте v = 2,7 ГГц по данным Хен- беста (1980) подтвердились.) Оптические волокна сконцентрированы в трех ярких районах на периферии радиоостатка, здесь же наблюдаются усиление деполяризации радиоизлучения на S ГГц и некоторое искажение правильной сферической формы оболочки — "запаздывание" ее внешней границы. Такая картина понятна, если предположить, что оболочка расширяется в среде, плотность которой несколько различается: и0 ^0,2 см"3 на юго- западе ияо« 0,1 см"3 на северо-востоке, и сталкивается с тремя плотными облаками л0 обп ^> 1 см"3 в области усиления оптической яркости и деполяризации. Сравнение фотографий туманности, полученных в главном фокусе S-метрового телескопа в период 1949—1974 гг., позволило выявить разлет системы волокон из центра со средней угловой скоростью ц = 0,20 ± 0,3"/год (Кампер, ван ден Берг, 1978). Прецизионные наблюдения ярких радио- конденсаций, проведенные на Вестерборкском радиотелескопе и относящиеся к эпохам 1971 и 1979 гг., дали среднюю скорость собственных движений М = 0,256 ± 0,02б"/год (Стром и др., 1982). Как видим, результаты полностью согласуются, причем точность радионаблюдений на порядок выше. (Автор прекрасно помнит, с каким энтузиазмом воспринимались первые радионаблюдения с угловым разрешением около 10°!) 28 При расстоянии 3 кпк линейная скорость расширения равна 3600 км • с"1. Средняя скорость, определяемая угловым размером и возрастом остатка, соответствует <^> = /?/г =0,55"/год. Различия средней и наблюдаемой "мгновенной" скорости расширения, вообще говоря, могут быть объяснены двояко. Во-первых, различия могут быть связаны с тем, что остаток уже затормозился и вступил в адиабатическую фазу расширения (см. § 8). В этой стадии R = ц = 0,4(Л/г) = 0,4</х> и ожидаемое отношение /х/(р) = 0,4 согласуется с наблюдаемым цЦц) = 0,47 ±0,05. Во-вторых, различия <ju> и ц могут быть связаны с влиянием возвратной ударной волны, замедляющей видимое расширение остатка. Последняя возникает в начальный момент торможения, когда масса сгребенного межзвездного газа достигает массы выброса, и распространяется по расширяющемуся выбросу к центру. Если остаток еще не вступил в адиабатическую стадию и излучает в основном выброшенный, а не сгребенный газ, наблюдаемая скорость расширения может быть ближе к скорости возвратной ударной волны, чем к скорости быстрой ударной волны, распространяющейся по межзвездному газу. В сверхновой Тихо Браге излучение выброса и сгребенного межзвездного газа надежно разделяется по наблюдениям в рентгеновском диапазоне. Рентгеновское излучение остатка было открыто в 1967 г. и с тех пор детально исследуется (Фаббиано и др., 1980; Бэккер и др., 19806; Рейд и др., 1982; СьюарД и др., 1983а и более ранние работы). Спектр в диапазоне энергий 0,15—25 кэВ плохо представляется излучением оптически тонкого слоя плазмы единой температуры, это общее свойство молодых остатков. Лучше всего согласуется с наблюдениями модель двухтемпера- турной плазмы с характерными значениями температуры (7—8) • 10* К и (7-8) • 107 К (Правда и др., 1980). Завал в области низких энергий объясняется межзвездным поглощением. С. учетом поглощения при полном числе атомов водорода на луче зрения Л^ = 3 • 1021 см"2 светимость остатка составляет Ь^к _4,sкэВ = (6-7) • 10" эрг • с"1 (Рейд и др., 1982). В спектре наблюдается большое число линий тяжелых элементов в высокой стадии ионизации; наиболее яркие — гелиевоподобные линии Si и S, а также линии Аг (см. рис. 38). Мы увидим в § 7, что количественная интерпретация рентгеновских спектров молодых остатков неоднозначна, несмотря на высокую информативность рентгеновского диапазона. За фронтом быстрой ударной волны в молодом остатке ионизационная температура "отстает" от электронной температуры, которая в свою очередь отстает от кинетической температуры ионов. В результате создается впечатление двухтемпературного спектра с недостатком высокотемпературных линий и низкотемпературного континуума. Это может привести к завышенной оценке содержания тяжелых элементов, определяемого по интенсивности линий рентгеновского спектра. Но и с учетом этого в остатке сверхновой Тихо Браге наблюдается повышенное обилие элементов группы кремния (Si, S, Аг) относительно Mg, Fe, Ne и других с Z < 10 (Бэккер и др., 19806; Правда и др., 1980). Обилие тяжелых элементов по крайней мере в шесть раз выше, чем в равновесной плазме солнечного состава, и в несколько раз выше при отсутствии ионизационного
Ви переглядаєте статтю (реферат): «ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ 1 ТИПА» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
