КАССИОПЕЯ А И "БОГАТЫЕ КИСЛОРОДОМ" ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ
Кассиопея А. В 1951 г. Бааде и Минковский нашли оптическую туманность, связанную с самым ярким радиоисточником на небе - Кассиопеей А. Первые же фотографии и спектрограммы выявили сложную морфологию и кинематику туманности и аномальный химический состав волокон. Радионаблюдения показали, что это самый "динамичный" остаток в Галактике, быстро меняющий свою яркость и мелкомасштабную структуру. Кинематика Кассиопеи А сегодня исследуется не только классическими оптическими методами; в радиодиапазоне измерены собственные движения сотен радиоконденсаций, впервые лучевые скорости излучающей плазмы определены по рентгеновским линиям высокоионизованных элементов. И надо признать, что в 60-е годы, когда была выявлена двухкомпонентная структура туманности и "быстрые волокна", излучающие в кислородных 59 Рис. 22. Касбиопея А в оптическом (в), радио- (б) и рентгеновском (в) диапазонах поданным наблюдений Белла (1977) и Фабиана и др. (1980); масштаб один линиях, были отождествлены с веществом выброса, а "стационарные конденсации" — с ускоренными ударной волной конденсациями межзвездного газа, природа остатка казалась гораздо более понятной, чем сейчас. Оптическая туманность — клочковатые сгустки и волокна размером около 2—5" - расположены в пределах радио- и рентгеновской оболочки (рис. 22). В спектре быстрых волокон отсутствуют линии Н, Не, С, N и преобладают линии кислорода и продуктов его горения: наиболее интенсивны линии [01], [Oil] и [ОIII], к числу ярких принадлежат [SII] и [SIII], видны линии [АгШ], [ArlV] и [ArV], слабые следы [Fell] и, возможно, [Nill] (Шевалье, Киршнер, 1979 и ссылки там). Относительные интенсивности линий сильно меняются от волокна к волокну, есть сгустки с чисто кислородным спектром, они расположены ближе к центру, чем богатые серой волокна. В спектре стационарных конденсаций выделяются линии Н, N1, [Nil], [01], [ОН], [ОШ], сильные линии [Fell] и Hel (Шевалье, Киршнер, 1978). Химический состав быстрых волокон резко аномальный, см. табл. 7, характерные значения плотности пе = 103 — 3 • 104, температуры — Те = (2 — 8) • 104 К. Химический состав стационарных конденсаций 60 ближе к норме, но и в них повышено относительное содержание Не/Н и N/O, что свидетельствует о звездном происхождении вещества (Пеймберт, ван ден Берг, 1971; Шевалье, Киршнер, 1978). Плотность газа в стационарных конденсациях составляет (5 — 7) • 103 см"3, температура - около 7 • 103 К. Быстрые волокна и стационарные конденсации, по всей вероятности, представляют собой область высвечивания ударной волны, распространяющейся в плотные сгустки вещества (выброса и ветра соответственно) из-за высокого давления окружающего горячего газа (Бычков, 1973, 1974а; Шевалье, Киршнер, 1978). Полная масса всех видимых волокон и конденсаций - около 0,05 — 0,1 М@, что, как мы убедимся ниже, составляет лишь ничтожную часть массы остатка. Вокруг яркой оболочки Кассиопеи А обнаружено слабое свечение в линии На; радиус оптического гало—около б' (Пеймберт, 1971). Такое же слабое платообразное гало наблюдается в радиодиапазоне и в рентгеновских лучах (Стюарт и др., 1983). Кинематика туманности детально исследована и главная заслуга здесь принадлежит ван ден Бергу и Камперу (Кампер, ван ден Берг, 1976; ван ден Берг, Кампер, 1983, 1985). Они получили богатейшую коллекцию пластинок с помощью 5-метрового телескопа, перекрывающую эпоху более 35 лет, основа которой заложена Бааде в 1949 г. В общей сложности измерены собственные движения и лучевые скорости примерно двухсот волокон и конденсаций. Собственные движения быстрых волокон заключены в интервале 0,2 — 0,5"/год, лучевые скорости меняются от 4000 до 9500 км- с"1, среднее значение 5500 км • с"1. Скорости волокон пропорциональны их расстоянию от центра оболочки; это доказывает, что они выброшены из общего центра и движутся практически без торможения. В то же время наблюдаются изменения яркости и конфигурации волокон с характерным временем 10 — 20 лет, волокна появляются, становятся более Таблица 7 Химический состав быстрых волокон Кассиопеи А: содержание по массе относительно кислорода по данным Шевалье и Киршиера (1978). Для сравнения приведено относительное обилие элементов в плазме солнечного состава X Х/О Кассиопеи А Х/О Солнце Н 0,02 95 Не 0,42 32 С 0,003 0,38 N 6 • 10"6 0,12 Ne 0,03 0,16 Таблица 7 (окончание) X Х/О Кассиопеи А Х/О Солнце Mg 0,06? 0,06 S 0,13 0,05 Аг 0,01 0,02 Са 0,003 0,008 Fe 0,01? 0,21 61 яркими, иногда меняют форму и постепенно исчезают. Так же развиваются, меняя форму и яркость с характерным временем более 25 лет, стационарные конденсации; наблюдаются вариации нескольких стационарных конденсаций, расположенных за границей радиооболочки; Собственные движения стационарных конденсаций не превосходят 0,02 "/год, лучевые скорости меняются от -80 до -430 км • с"1. Кинематический возраст стационарных конденсаций, определяемый скоростью и расстоянием от центра, равен 11000 ± 2000 лет. Обнаружена корреляция между скоростью, химическим составом и морфологией быстрых волокон (ван ден Берг, Кампер, 1985). Волокна, излучающие в линии [ОIII], являются более "эфемерными" образованиями по сравнению с компактными сгустками, яркими в линии [БII]; при этом самые высокоскоростные волокна видны только в линии [SII], но не излучают в линии [О III]. Это означает, по всей вероятности.что разлетается плохо перемешанное вещество взорвавшейся звезды. Анализ скоростей быстрых волокон позволяет датировать вспышку сверхновой 1658 ± 3 года, а сопоставление лучевых скоростей и собственных движений дает расстояние до остатка 2,8 кпк (ван ден Берг, 1971). Соответственно радиус оболочки, которая отчетливо выявляется в радио- и рентгеновском диапазонах (см. рис. 22), равен 1,3 пк на юго-востоке и 1,7 пк на северо-западе. В радиодиапазоне наблюдается диффузная оболочка, в которую погружено более 400 ярких компактных конденсаций. Между оптическими волокнами и радиоконденсациями нет взаимно однозначного соответствия, хотя и те и другие лежат в пределах диффузной радиооболочки. Подобно оптическим волокнам, радиоконденсации меняют свою яркость с характерным временем несколько десятков лет. Детальное сравнение "радиофотографий", разделенных эпохой 9 лет, показало, что большинство конденсаций стали слабее в среднем на 3—4% в год, но некоторые увеличили яркость на столько же (Диккел, Грейзен, 1979; Таффс, 1983). Впечатление такое, что вековое ослабление радиопотока Кассиопеи А, о котором мы будем говорить в § 9, хотя и относится к диффузной оболочке, но связано с очень тонкой структурой, возможно, со слабыми, неразрешимыми радиоконденсациями. В 1977 г. Белл впервые определил собственные движения 30 компактных радиоконденсаций, сейчас число радиодеталей с измеренной скоростью возросло более чем на порядок. Проведены четыре большие серии наблюдений: Белл (1977) и Таффс (1983) на частоте 5 ГГц с помощью Кембриджского 5-километрового радиотелескопа, Диккел и Грейзен (1979) на 2,7 ГГц с помощью трехантенного интерферометра, Ангерхофер и Перли (см. Таффс, 1983) с помощью системы VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США. В главном эти авторы сходятся: радиоконденсации движутся хаотически, иногда наблюдаются поперечные и возвратные движения, а систематическая скорость разлета радиоволокон из центра если и есть, то во всяком случае ниже скорости разлета оптических волокон. В этом последнем пункте мнения разошлись. Белл и Таффс нашли на фоне хаотических движений расширение системы радиоконденсаций, соответствующее характерному времени разлета 950 лет, т.е. скорости около 1500 - - 2000 км ■ с'1. Две группы американских исследователей не обнаружили 42 систематического расширения. Отрицательные результаты наблюдений на трехантенном интерферометре могут быть связаны со сложностью учета аппаратной функции при наблюдениях с ограниченным числом длин баз. Наблюдения на VLA пока охватывают лишь короткую эпоху: на симпозиуме MAC № 101 обсуждались предварительные результаты наблюдений, разнесенных всего на 21 месяц. Приведенные на рис. 23 результаты Таффса пока кажутся наиболее надежными, тем более что найденное им расширение выявляется не только по компактным конденсациям, но и по нескольким протяженным образованиям. Наблюдения остатка в рентгеновском диапазоне свидетельствуют, что эмиссия в области 0,5 - 4,5 кэВ сосредоточена в двух концентрических тонких оболочках: внутренняя, более яркая характеризуется радиусом R = 120" и толщиной ДЯ = 17" (1,5 пк и 0,25 лк при расстоянии 2,8 кпк), внешняя выражена менее отчетливо и имеет радиус около 150", AR * 20" (Мюррей и др., 1979; Фабиан и др., 1980). Эта двуслойная яркая оболочка окружена слабым гало, которое постепенно ослабевает наружу и прослеживается вплоть до расстояния R = б', т.е. совпадает с оптическим гало (Стюарт и др., 1983). Светимость гало£0,$-зкэв = 5 • Ю34 эрг • с"1 составляет окло 2% светимости яркой туманности. Масса плазмы, сосредоточенной в двух ярких оболочках, найденная в предположении ионизационного равновесия, составляет 15-20 Л/в (Фабиан и др., 1980). Учет отклонения от ионизационного равновесия и повышенного содержания тяжелых элементов может уменьшить эту величину примерно вдвое, но даже самая консервативная оценка показывает, что излучение основной массы остатка сосредоточено не в оптической, а в рентгеновской области. Поэтому особенно интересны первые попытки исследования кинематики горячей плазмы по наблюдениям доплеровского смещения рентгеновских линий. Спектр рентгеновско1 ) излучения Кассиопеи А, представленный на рис. 38, подобно спектру СН Тихо Браге и Кеплера, лучше согласуется с излучением двухтемпературной плазмы: 8 • 106 - 107 К и (5-7) • 107 К, объемная мера эмиссии низкотемпературной плазмы в 7—8 раз выше, чем высокотемпературной. Химический состав плазмы низкой температуры, ответственной за излучение в линиях тяжелых элементов Fe, Mg, Al, Si, S, Ar, Ca и др., отличается от солнечного: обилие Si примерно в 1,5 раза выше нормы и относительное содержание других элементов по отношению к их содержанию кф в солнечной плазме составляет S/Si « 2 ке, Ar/Si * «*4Л0, Ca/Si <« 2 Л:в и Mg/Si **0,1&е (Холт, 1983). Тепловое излучение наблюдается вплоть до энергии 25 кэВ (см. рис. 38, с. 119). Высокая электронная температура подтверждается отождествлением двух эмиссионных деталей в области 6,5 - 7,5 кэВ и 8 - 9 кэВ с линиями Fe XXVI (Бэккер и др., 1979). Маркерт и др. (1983), наблюдая с высоким спектральным разрешением Е/АЕ> 100 самые яркие и хорошо разрешимые линии Si XIII (1,84 — - 1,86 кэВ), SXV (2,43 - 2,46 кэВ) и SXVI (2,62 кэВ), обнаружили смещение линий, излучаемых в северо-западном и юго-восточном секторах оболочки, которое не может быть интерпретировано иначе, как доплеров- ское смещение, соответствующее относительной скорости 1800 ± ± 300 км • с'1. Полная ширина линий в каждом секторе соответствует 63 Рис. 23. Собственные-движения радиоконденсаций Кассиопеи А по измерениям Таффса (1983): а - скорость и направление движения показаны стрелкой, основание которой совпадает с положением конденсации; б - радиальная проекция скорости собственного движения в зависимости от расстояния до центра оболочки ~ S000 км • с'1. Асимметрия скорости и распределение яркости во внутренний оболочке свидетельствуют, что мы наблюдаем широкое кольцо, никлоненное к картинной плоскости и расширяющееся со скоростью ~ 5500 км • с"1. Это первое прямое наблюдательное доказательство того, что основная масса горячей плазмы в остатке движется со скоростью, равной скорости разлета оптических волокон, и значение его трудно переоценить. Асимметрия скоростей оптических волокон (средняя скорость удаляющихся волокон на северо-западе оболочки 4000 - 5000 км • с"1, а приближающихся — около 2000 км ■ с"1) согласуется с такой геометрией выброса. Попытаемся теперь представить общую модель остатка, опираясь на всю совокупность изложенных наблюдательных данных. Двухслойную структуру излучающей в рентгене оболочки естественно интерпретировать так же, как в случае СН Тихо Браге, а именно: внутренняя яркая оболочка представляет собой вещество выброса, нагретое возвратной ударной волной, слабая внешняя — сгребенный околозвездный газ. Обнаруженное доплеров- ское смещение рентгеновских линий дает дополнительную аргументацию в пользу такой интерпретации. Скоростт. расширения 5500 км • с"1 и повышенное обилие тяжелых элементов группы кремния характеризуют низкотемпературную плазму внутренней оболочки, так как именно она ответственна за излучение в линиях. Температура, определяемая скоростью расширения, существенно превосходит температуру кТе < 2 кэВ, соответствующую рентгеновскому спектру, и это относится к основной массе газа остатка. Поскольку возвратная волна движется по расширяющемуся выбросу с низкой относительной скоростью, такое расхождение находит естественное объяснение:' доплеровские скорости соответствуют скорости движения выброса около 5500 км • с"1, в то время как спектр свечения определяется скоростью фронта возвратной волны. Высокотемпературная плазма представляет собой околозвездный газ, нагретый прямой ударной волной. Быстрые оптические волокна являются плотными сгустками выброшенного вещества, о чем свидетельствуют их скорости и аномальный химический состав. Появление, развитие и постепенное исчезновение быстрых волокон объясняется их "включением" в момент, когда выброшенные "осколки" попадают в область высокого давления горячего газа за фронтом ударной волны (Бычков, 1973,1974а). Тот факт, что обе компоненты выброса — и осколки, и диффузный газ — движутся со сходными скоростями, свидетельствует, что эффективное торможение оболочки еще не началось. Химический состав быстрых волокон варьирует в очень широких пределах и отличается от состава рентгеновской плазмы. Это понятно, если отдельные сгустки представляют собой "осколки" неперемешанного вещества достаточно глубоких слоев звезды. Стационарные конденсации являются сгустками внешних слоев звезды, выброшенными на ранней стадии, скорее всего в форме медленной оболочки или мощного ветра предсверхновой. Их появление и развитие, так же как локализация в-области рентгеновской оболочки, объясняются тем же процессом "включения" при пересечении фронта ударной волны и последующим расширением по мере падения давления окружающего горячего газа. Вещество, выброшенное предсверхновой, также характеризуется 5. Т.А.Лозинская 65 двухкомпонентной структурой: стационарные конденсации представляют собой возмущенные ударной волной плотные сгустки, внешняя рентгеновская оболочка — диффузную компоненту. Слабое внешнее гало, вероятно, образовано газом ветра предсверхновой, еще не возмущенным ударной волной; для выяснения механизма рентгеновского излучения гало нужны дальнейшие наблюдения. Полная масса выброса составляет не менее 1(ШО> масса плотных сгустков — около 0,1 - 0,5 М@ — учитывая и те, которые еще не "зажглись", т.е. находящиеся во внутренней области оболочки. Масса сгребенного газа, определяемая яркостью внешней рентгеновской оболочки, соответствует 1—2 Л/р при начальной плотности п0 =1—2 см"3 (Маркерт и др., 1983). Это еще один аргумент в пользу ранней стадии расширения практически без торможения, когда Л/выбр >Мсгр. Хаотические движения радиоконденсаций, вероятно, не отражают непосредственно движение вещества, а связаны с мелкомасштабными флуктуа- циями магнитного поля. Кольцевая структура рентгеновской оболочки может быть следствием асимметрии выброса или асимметрии распределения плотности окружающей среды, т.е. в конечном счете неоднородной потери вещества звездой в стадии предсверхновой (Маркерт и др., 1983). Если распределение плотности окружающего газа вследствие неоднородности ветра (например, более высокой мощности истечения с экватора) имеет тороидальную структуру, в этой плотной области возвратная волна возникнет раньше и сильнее нагреет вещество выброса, даже если последний симметричен. Более простым предположением кажется тороидальный выброс вещества при вспышке сверхновой. Такой выброс может быть следствием быстрого вращения массивной предсверхновой. Расчеты Боденхеймера и Вусли (1983) свидетельствуют, что в этом случае в экваториальной плоскости выбрасывается вещество, обогащенное кислородом и продуктами его горения (см. также Арделян и др., 1979). Вспышка сверхновой в Кассиопее не наблюдалась. (Было сообщение, что Флемстид, возможно, наблюдал сверхновую в 1680 г., но пока этот факт установлен не очень надежно.) Принимая во внимание высокий уровень европейской астрономии того времени и полное отсутствие каких- либо записей о событии в китайских хрониках, можно думать, что сверхновая была на несколько звездных величин слабее "нормальных" СН I и СН II и имела в максимуме блеск Mv «=» — 16,5m, если учесть межзвездное поглощение света. Аномально слабая вспышка может быть связана с тем, что массивная звезда лишилась внешних, богатых водородом слоев в процессе эволюции еще до вспышки и не проходила, стадии сверхгиганта с мошной истекающей атмосферой. В этом случае, согласно расчетам Имшенника, Наде- жина (1970) и Шевалье (1976), блеск сверхновой в максимуме оказывается на 5—6т слабее стандартного значения. Предположение о том, что массивная предсверхновая интенсивно теряла вещество до вспышки, согласуется с выводом о звездном происхождении газа в окрестности остатка, сделанным на основании наблюдений туманности. Таким образом весь комплекс наблюдений Кассиопеи А приводит к следующей модели остатка: двухкомпонентный выброс (компактные "осколки" и диффузная оболочка, вероятно, кольцевой формы) взаимодей- 66 ствует с веществом двухкомпонентного ветра предсверхновой (плотные сгустки и разреженный однородный газ ветра). Эффективное торможение выброшенной оболочки, и тем более плотных "осколков", еще не началось. Начальная масса предсверхновой на главной последовательности была не меньше 10Мф, скорее всего 20—25 Мв\ внешняя водородная оболочка была потеряна звездой до вспышки. Вероятным кандидатом вспыхнувшей звезды является компактное гелиевое ядро проэволюционировав- шей массивной звезды, т.е. звезда Вольфа—Райе. G 292,0 + 1,8. Этот галактический остаток сверхновой является аналогом Кассиопеи А: в его оптическом спектре преобладают линии кислорода и неона, а рентгеновское изображение свидетельствует о тороидальной структуре выброшенного вещества. Радиоостаток первоначально относили к типу комбинированных, так как он состоит из яркого центрального источника размером около 2' и более слабого плато размером около 9-10' (Локхарт и др., 1977). Но распределение спектрального индекса: а = -ОД на периферии и а = -0,4 в центре, тепловой спектр рентгеновского излучения и отсутствие центрального компактного рентгеновского источника свидетельствуют против такой интерпретации. Яркие в линиях О и Ne волокна неравномерно заполняют радиоостаток; спектральный контур линий состоит из яркого узкого пика (Аи <90км • с"1) и широкой п-образной подложки (Аи* = 2000-2S00 км • с"1) (Госс и др., 1979; Мардин и Кларк, 1979). Узкие линии, в том числе и Щ, излучаются всюду в остатке и за его пределами и скорее всего связаны с эмиссией близкой НИ области. Широкие линии О и Ne излучаются только в плотных компактных конденсациях внутри радиоисточника; широкая компонента водородных линий не обнаружена. Температура в волокнах составляет (2-3) • 104 К, плотность - около 2500 см"* (Допита и Туохи, 1984). Исследования поля скоростей показали, что волокна представляют собой часть оболочки, расширяющейся со средней скоростью около 2200 км • с'1 (Браун и др., 1983). Рентгеновские наблюдения обнаружили уникальную структуру объекта (Туохи и др., 1982). После этих наблюдений, собственно, и появилась идея кольцевого выброса в богатых кислородом остатках. Рентгеновский источник имеет структуру эллиптического диска размером 8' X 6,5', пересеченного вдоль малой оси яркой раздвоенной перемычкой. Рентгеновский диск практически совпадает с радиоплато. Перемычка тонкая, расстояние между ее компонентами около 1', длина — около б'. Такая структура может быть следствием тороидального выброса вещества (например, в экваториальной плоскости звезды), ориентированного ребром к наблюдателю. Распределение яркости и скорости быстрых оптических волокон не выявляет кольцевой структуры (Браун и др., 1983), но и в случае Кассиопеи А кольцевой выброс отчетливо наблюдается только в рентгене. Принимая в качестве скорости расширения тора ирасш = 2200 км • с"1 (это разумное предположение, поскольку размер перемычки примерно равен размеру остатка), имеем при расстоянии'5 кпк (Госс и др., 1979) линейный радиус около 4 пк и возраст выброса — около 1800 лет, если торможение еще не началось. 5* . 67 Отношение концентрации Ne/O в волокнах туманности, как и в Кассиопее А, свидетельствует, что предсверхновая была достаточно массивной звездой, Миач ^ 25М@ (Туохи и др., 1982). N 132 D в БМО. Этот внегалактический объект относится к тому же классу остатков сверхновых. Здесь, как и в Кассиопее А, наблюдается система быстрых волокон и медленных конденсаций. Первые характеризуются лучевой скоростью 1000—3000 км • с"1 и излучают только в линиях [Oil], [ОШ], [Nelllj и [АгШ] при полном отсутствии водорода: Лош]/'нл > 1000. Спектр стационарных конденсаций более нормальный, лучевые скорости не превосходят 600 км • с"1, плотность соответствует (2-8) • 103 см"3 (Ласкер, 1978, 1980). Яркие оптические волокна и конденсации заключены в сферически-симметричной области диаметром 6 пк, окруженной слабым диффузным диском диаметром 32 пк, излучающим не только линии кислорода, но также На, Щ и [Nil]. Яркий синхротронный радиоисточник совпадает с центральной волокнистой туманностью. Рентгеновский источник связан с протяженным диффузным диском размером около 30 пк, спектр излучения тепловой, двухкомпонентный: кТ = 0,5" кэВ и кТ * 4 кэВ, с яркими линиями О, Mg, Si, S; содержание тяжелых элементов повышено (Кларк и др., 1982). Распределение яркости и лучевой скорости богатых кислородом оптических волокон соответствует ориентированному под углом 45° кольцу, расширяющемуся со средней скоростью 22S0 км • с'1 (Ласкер, 1980). Возраст, определяемый размером и скоростью кольцевого выброса, равен 1300 лет в предположении свободного разлета. Если граница рентгеновского источника и диффузного оптического диска определяет положение фронта ударной волны, скорость распространения волны должна быть около 104 км • с'1. Впрочем, по аналогии с Кассиопеей А можно думать, что собственцо остаток сверхновой представлен яркой туманностью и син- хротронным радиоисточником размером 6 пк, а слабое дискообразное гало вокруг остатка образовано ветром предсверхновой. IE 0102,2 - 7219. Это ярчайший рентгеновский источник в ММО; его оптические волокна излучают в основном в линиях кислорода. Яркая туманность размером ~24" (7 пк) окружена слабым внешним гало диаметром около 3,5', спектр которого характеризует область НИ высокого возбуждения (Допита и др., 1981). Кольцевая область между яркими волокнами и гало практически лишена оптической эмиссии, но рентгеновское излучение наблюдается вплоть до расстояния ~ 20", где начинается гало. Скорости волокон меняются от -2500 до +4000 км • с"1, их распределение в картинной плоскости соответствует пространственной геометрии сильно изогнутого тора, расширяющегося со скоростью 3300 км • с"1 (Туохи и Допита, 1983). Это единственный объект среди богатых кислородом остатков, в котором тор значительно отклоняется от плоскости, что наводит на мысль о сильном возмущении в момент выброса. Возраст, определяемый размером и скоростью, соответствует 103 лет. В этом остатке впервые найдена линия Hell (4686 А) в гало, что свидетельствует об ионизации не звездой раннего спектрального класса, а сверхновой в момент вспышки или жесткой фотонной радиацией ударной волны. Спектр свечения быстрых волокон подобен спектрам G 292,0 + 1,8 и 68 N 132 D: видны только линии [01], [ОН], [ОШ] и [Nelll], [NeV]; характерные значения температуры Tt = 23 000 К и плотности ие * 100 см~3 (Допита, Туохи, 1984).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «КАССИОПЕЯ А И "БОГАТЫЕ КИСЛОРОДОМ" ОСТАТКИ ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
