Реферати статті публікації

Пошук по сайту

Головна » Реферати та статті » Астрономія » Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики

ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ II ТИПА: КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ

Крабовидная туманность была открыта в 1731 г. английским врачом -
любителем астрономии Джоном Бэвисом; в 17S8 г. Шарль Мессье
независимо повторил открытие и этот "туманный объект" стал объектом № 1 в
его известном каталоге. А двести лет спустя, когда Хаббл впервые осознал
связь Крабовидной туманности со Сверхновой 1054 г., она надолго стала
"объектом номер один" всей современной астрофизики и до сих пор
продолжает озадачивать и теоретиков, и экспериментаторов. Крабовидной
туманности и связанным с нею проблемам были полностью посвящены
Симпозиум № 46 Международного астрономического союза и симпозиум
"Крабовидная туманность и связанные с ней остатки сверхновых" (1985);
природа остатка обсуждается в монографии Шкловского, 1976а (см. также
Тримбл, 1983).
Мы не будем останавливаться на давно известных фактах, а рассмотрим
лишь новые результаты, проясняющие место Крабовидной туманности в
ряду других остатков сверхновых.
Оптическое излучение остатка состоит из двух компонент
принципиально разной природы: ярких волокон и аморфной туманности. В волокнах
сосредоточена основная масса, они образуют толстую оболочку размером
5л7' (радиус около 2 пк при расстоянии 2 кпк) и излучают чисто реком-
бинационный спектр. Непрерывное излучение аморфной туманности обус-
Рис. 15. Крабовидная туманность: яркие волокна и аморфное свечение показаны на
фоне радиоизофот на частоте 2-3 ГГц (Райт, Форстер, 1980)
42
2
О
-Z
-4
-6
-8
-10
Кра/?овид//ая туманность
Хч 0540-69,3
X
ч
'■ 10 12 /« 16 18 20 22 lgv.ru,
Рис. 16. Сводные спектры синхротронного излучения Крабовидной туманности и
0540-69,3
ловлено синхротронной эмиссией ультрарелятивистских электронов. Эта
идея была высказана Шкловским в 1953 г., а 15 лет спустя был открыт
пульсар в Крабовидной туманности - источник релятивистских, частиц
и магнитного поля. Сейчас синхротронный механизм излучения
Крабовидной туманности твердо установлен и доказан, например, поляризационными
измерениями, во всем диапазоне от радио- до рентгеновского и 7-излуче-
ния, т.е. от 107 до 10" Гц. Спектр синхротронного излучения Крабовидной
туманности показан на рис. 16; использованы данные Марсдена и др. (1984),
Манчанда и др. (1982), Июдина и др. (1984). Перелом в области 1013 Гц
обусловлен синхротронными потерями. Зная возраст туманности, находим
по частоте перелома из соотношения (9.7)*) напряженность магнитного
поля в Крабовидной туманности Н= 3 • 10~4 Э. Интегральная мощность
синхротронной эмиссии Крабовидной туманности во всем диапазоне
энергий составляет около (2—3) • 1038 эрг • с"1. Темп потери энергии
вращения центральным пульсаром PSR 0531 + 21 может быть получен по
наблюдаемому периоду Р = 0,033 с и замедлению вращения .Р = 423 • 10"1 s с • с"1
(см. § 9): L = 4п21Р~3Р, где/ — момент инерции, определяющий э ергию
вращения L = 0,5IC11, п - угловая скорость. Для пульсара в
Крабовидной туманности имеем / » 104s г • см2, L * (3 - 5) • 1038 эрг • с"1, т.е.
потеря энергии вращения пульсара достаточна для поддержания наблюдае-
•) Здесь и в дальнейшем автор иногда пользуется соотношениями, введенными
в последующих разделах.
43
мой мощности синхротронного излучения туманности. Заметим, что
пульсар PSR 0531 +21 - третий по скорости вращения и второй по скорости
замедления вращения из трех сотен известных пульсаров, что объясняет
высокую яркость синхротронного излучения туманности.
Рентгеновское излучение Крабовидной туманности сосредоточено в
области размером 1 — 2 , существенно меньшего размера, чем радиоисточник
и аморфная туманность, и смещено в сторону "центрального жгута",
появление которого, вероятно, связано со "свежей" порцией релятивистских
частиц, выброшенных пульсаром. Такая структура согласуется с разным
временем синхротронных потерь релятивистских частиц, излучающих в
радио- и рентгеновском диапазонах. Рентгеновское излучение
поляризовано; в области 2,6-5 кэВ, р = 19-20% (Вейскопф и др., 1978), что
подтверждает его синхротронную природу. Тепловое излучение горячей плазмы
остатка также обнаружено, но его интенсивность не превышает 2%
интенсивности синхротронного излучения в области 4-50 кэВ и не более 8% в
области 0,5 кэВ (Правдо, Серлемитсос, 1981). Линии высокоионизованных
элементов в спектре не найдены, единственная мелкомасштабная деталь
в области 73 кэВ, вероятно, обусловлена циклотронным излучением
магнитосферы пульсара (Манчанда и др., 1982). Хамеури и др. (1983) не
обнаружили линии ни на 73 кэВ, ни на 400 кэВ (о ней также были сообщения в
литературе), так что, возможно, это излучение переменно.
В радиодиапазоне новые результаты получены благодаря высокому
угловому разрешению современных радиотелескопов. (И в этом Крабовид-
ная туманность оказалась уникальным объектом, поскольку покрытия
Луной позволили еще на заре радиоастрономии наблюдать этот остаток
с разрешением, далеко опережающим свое время.) Радиоизображения на
частоте 2,7, 5 и 23 ГГц с разрешением в несколько угловых секунд
обнаруживают хорошее совпадение тонких деталей с оптическими волокнами
(Свинбэнк, Пулей, 1979; Свинбэнк, 1980; Райт, Форстер, 1980; Мак Леан
и др., 1983). Но при увеличении углового разрешение сходство исчезает:
в радио диапазоне отсутствуют детали размером менее 0,1 пк, наблюдаемые
в большом количестве в линиях оптического диапазона и, возможно, в
оптическом континууме (Вилсонидр.,1985а). Различие мелкомасштабной
морфологии синхротронного оптического и радио-излучения, если оно
подтвердится, очень важно для анализа природы магнитного поля туманности,
так как позволяет судить о возможном различии поля, в которое
"впрыскиваются" старые релятивистские частицы, ответственные за
радиоизлучение, и молодые, ответственные за оптическую эмиссию.
Спектр радиоизлучения одинаков в волокнах и в межволоконной среде,
наклон а = —0,26 сохраняется вплоть до инфракрасной области (~1013 Гц),
см. рис. 16. Деполяризация в области 2,7-5 ГГц коррелирует с яркими
волокнами на приближающейся стороне оболочки, т.е. связана с плазмой
волокон (Велусами, 1985). Направление вектора поляризации в целом
совпадает с направлением ярких волокон.
Важная закономерность, хотя и была заподозрена давно, подтверждена
и может быть правильно интерпретирована лишь сейчас. На внешней
границе туманности уменьшается степень линейной поляризации радиоизлучения
и растет спектральный индекс (Матвеенко, 1966; Велусами, Сарма, 1977;
Велусами, 1985; Агафонов и др., 1985). Современные наблюдения на деци
44
метровых волнах уверенно выявляют оболочечную структуру туманности,
оболочка толщиной AR/R = 0,25 совпадает с оптической волокнистой
оболочкой (Матвеенко, 1984). Эти факты свидетельствуют, что Крабовид-
ная туманность по сути представляет собой очень молодой
комбинированный остаток сверхновой (см. § 9) : центральный плерион окружен
формирующейся оболочкой с более крутым спектром и низкой степенью
поляризации.
Вокруг пульсара наблюдается локальный минимум яркости синхротрон-
ного рентгеновского радио- и оптического излучения и уменьшение
степени линейной поляризации. Вероятно, плазма с магнитным полем выметена
из этой области пульсарным ветром (Бринкман и др., 1985). Силовые
линии магнитного поля в центре в проекции имеют вид концентрических
окружностей вокруг пульсара (Шмит, Ангел, 1979), что подтверждает идею
Кардашева (1964) об образовании поля туманности путем запутывания
силовых линий поля быстро вращающейся сколлапсировавшей
центральной звезды.
Сверхновую 1054 г. первоначально относили к типу I. Восстановив
кривую блеска по записям очевидцев и используя новые, более надежные
оценки межзвездного поглощения, Псковский (1978а) и Шевалье (1977а)
пришли к заключению, что вспышка была II типа. Однако Крабовидная
туманность отличается от других исторических остатков аномально низкой
скоростью расширения: средняя скорость разлета ярких волокон около
1400 км • с"1, в то время как скорость выброса, определяемая
спектром сверхновых в максимуме блеска, составляет (5 - 10) • 103 км • с"1.
Говорить о возможном терможении оболочки не приходится, так как
система ярких волокон движется с ускорением. Для объяснения низкой
скорости расширения Шкловский (1978) предположил, что яркие волокна
являются веществом выброшенной до вспышки внешней оболочки звезды,
типа планетарной туманности, которая была ускорена ударной волной,
вызванной последующей вспышкой. Шевалье (1977а), наоборот, считает
волокна самыми внутренними, сброшенными с низкой скоростью слоями
мантии звезды. В рамках обеих гипотез вокруг Крабовидной туманности
должна наблюдаться внешняя слабая оболочка размером около 10—15 пк,
образованная ударной волной, распространяющейся с характерной для
сверхновых II типа скоростью (5-6) • 103 км • с"1. И хотя эта внешняя
быстрая оболочка пока не найдена, появились наблюдательные
свидетельства того, что скорость движения газа в остатке СН 1054 г. и, возможно, его
реальный размер должны быть увеличены по сравнению с прежними
значениями.
В 1977—1979 гг. с помощью 4-метрового англо-австралийского
телескопа была получена серия спектрограмм, перекрывающих все поле
туманности (в общей сложности измерены скорости более 3000 волокон), что
позволило построить пространственную модель туманности на качественно
новом уровне (Кларк и др., 1983). Выяснилось, что толстая волокнистая
оболочка не равномерно или хаотически заполнена волокнами, но имеет
четко выраженную структуру, схематически представленную на рис. 17.
Оболочка состоит из яркого внутреннего слоя и слабого внешнего и
окружена протяженным гало. Толстая двухслойная оболочка ограничена двумя
концентрическими волокнистыми поверхностями: внутренняя расширяет-
45
..-■•■
Радиальные
волокна;
тя система
волокон
Рис. 17. Схема Жабовидной
туманности по данным Кларка и др. (1983).
Густой штриховкой показано яркое
синхротронное излучение внутри
волокнистой оболочки, редкой -
слабое синхротронное излучение между
внутренней и внешней системами
волокон, волнистыми штрихами —
слабое гало
ся со средней скоростью 720 км ■ с"1, внешняя - 1800 км ■ с'1; диаметр
внутренней в направлении север-юг равен 135", внешней - 340". Волокна
в оболочке имеют преимущественно тангенциальное направление, но
наблюдается несколько радиальных перемычек. Распределение лучевых скоростей
вдоль большой и малой осей симметрично, что говорит о малом наклоне
эллиптической туманности к картинной плоскости. Отчетливо выявляется
стратификация волокон в пределах оболочки не только по яркости и
скорости, но и по спектру свечения. Двойная оболочка с перемычками хорошо
видна в линиях бальмеровской серии, [ОН] и [ОШ]; в линиях Не
излучает только внутренняя часть оболочки. Наблюдаемая стратификация, по всей
вероятности, отражает структуру выброса: разные слои звезды с разным
химическим составом разлетаются с разной скоростью.
Аморфная туманность резко меняет яркость на внутренней границе
волокнистой оболочки: в центральной части сосредоточено яркое
синхротронное излучение, слабое аморфное свечение наблюдается вплоть до
расстояния 5,4' от центра, т.е. достигает границы внешней оболочки. Это
подтверждает представления, развитые Пикельнером (1961), согласно
которым сеть ярких волокон "сдерживает" магнитное поле и
релятивистские частицы, ответственные за синхротронное излучение яркой аморфной
туманности. Частицы с полем, просачивающиеся сквозь внутренние яркие
волокна, вызывают свечение более слабого синхротронного "плато" между
внутренней и внешней волокнистыми оболочками.
На высококонтрастных фотографиях в линии Ид за пределами яркой
Крабовидной туманности обнаружено слабое гало, размером около 12' X 28'
(Мардин, Кларк, 1981). Яркость гало плавно падает с увеличением
расстояния от границы туманности, средняя яркость в линии На равна
~2 • 10"7 эрг • см"2 -с"1 • ср"1 и соответствует при фотоионизационном
возбуждении ME « 10 см~6/пк и массе около 8МО. Кларк и др. (1983)
нашли слабое свечение гало в линии [ОШ].
Вообще говоря, наличие гало еще не является свидетельством
существования предсказанной быстрой внешней оболочки, движущейся с
нормальной для СН II скоростью. Гало может быть образовано газом ветра
массивной предсверхновой, ионизованным при вспышке или ультрафиолетовым
46
излучением аморфной туманности. Плавное падение яркости наружу и
приведенная выше оценка массы согласуются с такой интерпретацией.
Решающим тестом могут служить детальные исследования кинематики и
рентгеновского излучения гало: если это газ, нагретый ударной волной, его
скорость и температура должны соответствовать ожидаемой скорости фронта
около (5—6) • 103 км • с"1. И такие скорости уже обнаружены в Крабовид-
ной туманности: Генри, Мак Алпин и Киршнер (1982) наблюдали слабые
детали в крыльях кислородных линий на лучевых скоростях +5500—+6600
и -4800 7200 км • с"1 в линии [ОН] и -2300 4700 км • с"1 в линии
[ОШ] (красные крылья последней не наблюдались из-за блендирования).
Ширина этих высокоскоростных деталей соответствует ~300 - 500 км • с"1.
Газ, движущийся с высокой скоростью, наблюдался в яркой туманности, а
не за ее пределами, однако не только в волокнах, но и в среде между ними.
И еще одно подтверждение высокоскоростных движений в Крабовидной
туманности: в инфракрасном спектре одного из ярких волокон,
движущегося с лучевой скоростью —200 ± 60 км • с'1, наблюдаются слабые детали,
отождествленные с линиями Но, и [SII], смещение которых соответствует
скорости 5200 км • с"1 (Деннефельд, Пекино, 1983).
Еще раз подчеркнем' - пока речь идет о высокоскоростных движениях
в пределах яркой Крабовидной туманности. Однако тот факт, что
высокоскоростной газ наблюдается между волокнами и ширина
высокоскоростных деталей невелика, вообще говоря, может быть следствием проекции
на яркую туманность внешней быстрой слабой оболочки, предсказанной
теорией. По данным наблюдений Кларка и др. (1983), максимальные
скорости газа за пределами яркой туманности соответствуют +3600 км -с"1
или -2400 км ■ с'1 в зависимости от интерпретации спектров. Эта скорость,
вдвое превышающая скорость разлета яркой двухкомпонентной оболочки,
связывается с очень слабыми деталями изображения за границей
Крабовидной туманности.
Если предсказанная быстрая ударная волна ушла за пределы яркой
туманности, она должна нагреть окружающий газ до температуры ~ 107 К.
Поэтому определенные надежды возлагались на наблюдения орбитальной
рентгеновской обсерватории "Эйнштейн", но они не оправдались. Слабое
галоподобное свечение вокруг яркого рентгеновского источника может
наблюдаться вследствие рассеяния на межзвездной пыли и на зеркале
телескопа (Харнден, 1983).
В радиодиапазоне слабая далекая оболочка тоже не найдена.
Радиояркость на частоте v = 1,4 ГГц резко падает за границей оптических волокон
до значения < 0,6 • 10~20 Вт • м"2 • Гц"1 • ср"1, что не превышает 4 • 10~4
интегральной яркости туманности (Велусами, 1984; Матвеенко, 1984).
Систематические исследования спектра свечения волокон Крабовидной
туманности проводятся уже более 40 лет (см. Проник, 1963; Дэвидсон,
1979; Головатый, Проник, 1977; Фезен, Киршнер, 1982; Генри, Мак Алпин,
1982; Пекино, Деннефельд, 1983 и ссылки в этих работах). Самые яркие
линии в спектре г- [ОН], [ОШ], [Nil], [SII], Hell, Hel, CHI], CIV, HI,
несколько слабее линии [NelH], [АгШ], [Fell], [Felll], [FeV], [FeVII],
CI, [OI]; простое перечисление наиболее заметных спектральных линий
свидетельствует о сильной стратификации условий ионизации и
возбуждения в волокнах. И хотя анализ сильно усложняется блондированием линий
47
разных волокон на луче зрения, движущихся с разной лучевой.скоростью,
ряд выводов о физических условиях в волокнистой оболочке сделан
достаточно определенно. Температура газа в области свечения [OIII],
определяемая из отношения линий /5007+4959/^4363 по современным
фотоэлектрическим измерениям, меняется в пределах 11 000-16 000 К, в
области свечения [ОН] - в пределах 7700-16000 К, в области [SII] -
7000-13 000 К и в области [Nil] - около 9600 К. Электронная плотность
в волокнах заключена в интервале 500—3000 см"3 (найдена по
относительной интенсивности линий дублета [SII]). Отмечено систематическое
изменение отношения интенсивностей [0Ш]/[0Н] с расстоянием от центра;
отношение [OIIIJ/H^ меняется от 3 до 45 при среднем значении 15;
отношение [Nil] /На - от 0,44 до 19. Существенно меняется также отношение
интенсивноетей Hel (5876 А)/^ и Hell (4686 А)/Н„.
Химический состав волокон молодых остатков, в которых
непосредственно наблюдается выброшенное при вспышке вещество, чрезвычайно
важен для понимания природы сверхновых Поэтому детальные
фотоионизационные модели волокон Крабовидной туманности строятся многими
авторами. Основные выводы, сделанные уже более 10 лет назад, сводятся
к следующему:
1. В отличие от других остатков сверхновых, свечение волокон
Крабовидной туманности является чисто фотоионизационным, ударное
возбуждение на фронте волны может не учитываться. Источником ионизующего
излучения является синхротронное ультрафиолетовое излучение
центральной аморфной туманности.
2. Относительное содержание Не/Н значительно выше нормального.
3. Обилие тяжелых элементов близко к норме, но определяется очень
неуверенно.
Наиболее аккуратный анализ свечения волокон туманности провели
Генри, Мак Алпин (1982) и Пекино, Деннефельд (1983); в их работах
использованы современные значения сечений всех элементарных
процессов и прямые внеатмосферные измерения потока ионизующего излучения.
Вариации интенсивностей линий наиболее обильного элемента - гелия,
согласно Генри и Мак Алпину, отражают различия химического состава,
а не условий возбуждения. Наблюдаются и систематические различия -
содержание Не на внутренней поверхности яркой волокнистой оболочки
в несколько раз выше, чем на внешней, - и хаотические. Нижняя граница
относительного обилия соответствует N (Не) /N(H) > 4Q. Для этого
отношения определена масса ионизованного газа в волокнах: Миоииз = 0,52Ме и
нейтрального: Л/Нейтр = 0,65Мо. Сходное значение полной массы системы
волокон М = 0,5—2,5Ме давали и более ранние оценки, основанные на
анализе спектра свечения и яркости волокон. Напомним, что массу
туманности М « 0,l-0,5Afa Пикельнер (1956) (см. также Шкловский, 1976а)
получил из независимых соображений, приняв, что ускорение системы
волокон обусловлено давлением магнитного поля.
Обилие тяжелых элементов в волокнах туманности определяется менее
уверенно. По данным Генри и Мак Алпина, содержание С близко к плазме
солнечного состава, содержание N и О в 2 — 3 раза ниже нормы, обилие
S и Ne ближе к норме, но тоже понижено. Согласно Пекино и Деннефельду,
напротив, обилие тяжелых элементов выше нормального, по отношению
48
к кислороду содержание азота, вероятно, ниже нормы, неона - выше, а
углерода - близко к норме. Последние оценки лучше согласуются с
предположением о массивной предсверхновой. Разногласия "теоретических"
расчетов спектра волокон Крабовидной туманности велики, особенно это
относится к химическому содержанию тяжелых элементов. И хотя
анализируются разные волокна, и спектры их получены с разной апертурой, а это
существенно при сильной стратификации условий внутри волокон,
различия результатов скорее отражают несовершенство моделей.
Классический оптический диапазон спектрофотометрических
исследований туманности продолжен в ультрафиолетовую (Дэвидсон и др., 1982) и
ближнюю инфракрасную области (Деннефельд и Пекино, 1982; Генри и др.,
1984); наблюдения по крайней мере девяти волокон охватывают интервал
3700-10000 А Для определения содержания углерода в остатке
перспективны наблюдения ультрафиолетовой области спектра с сильными линиями
CIV 1549 А, СШ 1908 Аи Hell 1640 А.Строгого анализа, такого как для
видимой области, пока нет, но грубая оценка дает отношение
содержания С к О в пределах 0,5 < N©/N(O) < 1,5 и количество Не выше
нормы.
В инфракрасной области наблюдаются самые сильные линии железа
в спектре остатка: интенсивность [Fell] 8617 А составляет около 25%
интенсивности Нр. Изменения яркости линий [Fell], [SII] 6717-31 А и
[№Н] 7378 А коррелируют друг с другом; судя по потенциалу ионизации
(7,9 эВ, 10,4 эВ и 7,6 эВ соответственно) эти три линии излучаются в одной
и той же области волокон, где водород находится в нейтральном состоянии.
Отношение интенсивностей ультрафиолетовых и инфракрасных линий
[Oil] 7325 и 3727 А дает электронную температуру в волокнах Те =
= (6-10) • 103 К в согласии с оценками по линиям видимой области
спектра. Генри и др. (1984) убедительно показали, что при такой температуре
и плотности пе » 103 см"3 содержание никеля по отношению к железу
оказывается в десятки раз выше, чем в плазме солнечного состава,
JV(Ni)/N(Fe) = 43 ± 18 в среднем по спектрам 14 волокон. При этом
отношение содержания никеля к сере в 3—23 раза выше солнечного, а железа
к сере - в несколько раз ниже (обилие серы мало отличается от
нормального ее количества в Солнце). Факт аномально высокого содержания
никеля в волокнах Крабовидной туманности чрезвычайно важен,
поскольку он может отражать повышенное содержание элементов группы железа
в выбросе. Для проверки этого предположения был проведен аналогичный
анализ спектров Туманности Ориона, но оказалось, что и в этой
классической области НИ обилие Ni/Fe повышено на порядок, Fe/S ниже нормы,
Ni/S - близко к плазме солнечного состава (Генри, 1984). Видимо,
необходима ревизия условий возбуждения и слипания в пылинки № и Fe,
равно как и дальнейшие измерения этих линий в областях НИ, в которых нет
оснований ожидать обогащения продуктами нуклеосинтеза из-за вспышек
сверхновых.
Интенсивность линии [CI] 9850 А в большинстве исследованных
волокон Крабовидной туманности оказалась в несколько раз выше, чем
предсказывает чисто фотоионизационный механизм излучения. Возможно,
свечение [CI] частично обусловлено ударным возбуждением при
столкновении с нейтральными атомами водорода (Генри и др., 1984). ■
4. Т.А.Лозинская 49
Рис. 18..Выброс на севере Крабовидной туманности: фотография в линии [OIII]
получена Галлом и Фезеном (19821
Крабовидная туманность продолжает ставить новые вопросы: за
примерами не надо далеко ходить. Пытаясь найти внешнюю слабую оболочку,
Галл и Фезен (1982) получили так называемые "глубокие" фотографии
(специальные высококонтрастные фотографии с предельно большой
экспозицией через узкополосные фильтры для выявления слабых эмиссионных
деталей). Фотографии в линиях [OIII] и На + [Nil] выявили
поразительную морфологию: четкий прямолинейный выброс на севере шириной около
45" (0,4 пк), который прослеживается примерно на 80" от границы яркой
туманности. Впервые эта деталь была обнаружена ван ден Бергом еще в
1970 г., но структура выброса стала отчетливой только сейчас. Судя по
изображению в картинной плоскости (см. рис. 18), это полый цилиндр с
тонкими стенками, его прямолинейные коллинеарные границы удивительны
на фоне хаотической структуры остальных волокон. Выброс никак не
связан с волокнами туманности и его направление не проходит через
пульсар: ось выброса смещена примерно на 30-35" к востоку от пульсара
и примерно на 10-15" относительно центра разлета волокон.
Спектральные наблюдения Шулла и др. (1984) уверенно выявили
расщепление линий, соответствующее расширению цилиндра со скоростью
360 км • с"1. Собственные движения отдельных узлов стенок цилиндра,
измеренные Фезеном (1985), свидетельствуют, что выброс удлиняется
50
вдоль большой оси со скоростью около 4000 км • с"1. Обе оценки дают
кинематический возраст около 600 лет, т.е. показывают, что выброс
сформировался значительно позже вспышки сверхновой.
Спектр свечения выброса, в отличие от спектра остальной туманности,
может объясняться ударным возбуждением (или ударным плюс
фотоионизационным) . Содержание гелия ближе к нормальному, чем в среднем
по туманности: около 50% по массе (Шулл и др., 1984).
Выброс наблюдается и в радиодиапазоне, его яркость составляет около
1% яркости центральной туманности, излучение сильно поляризовано:
р = 30-50% по измерениям Велусами (1984). Детальные
поляризационные наблюдения, проведенные Вилсоном и др. (19856), свидетельствуют,
что магнитное поле в выбросе в высокой степени упорядочено,
направлено вдоль оси выброса и лишь немного слабее поля в туманности:
Н = (2-4) - 10~4 Э. Спектральный индекс радиоизлучения выброса,
возможно, отличается от среднего по туманности и соответствует а = -0,8
(Велусами, 1984),
Было высказано несколько соображений о природе выброса, но все они
пока остаются лишь предположениями. Первое, что сразу приходит в
голову, это "коридор", по которому происходит подкачка свежих
релятивистских частиц пульсаром (Галл, Фезен, 1982). Но в этом случае непонятно,
почему "коридор" не проходит через пульсар и нет никаких признаков
его связи с пульсаром ни в оптической, ни в радиоструктуре остатка. К
тому же мы знаем направление, в котором.происходит подкачка, — оно
определяется тонкими жгутами в аморфной части туманности вблизи пульсара,
которые возникают примерно на расстоянии 6-7" к западу от пульсара
и движутся на запад.

Ви переглядаєте статтю (реферат): «ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ II ТИПА: КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»