В 1978 г. на периферии неправильной галактики NGC 4449 был открыт нетепловой радиоисточник, по светимости превосходящий ярчайший галактический объект Кассиопею А в 25 раз (см. Блайр и др., 1983, 1984а; Бигнел и Секвист, 1983 и ссылки там). По спектру радиоизлучения (а = —0,6) объект был классифицирован как молодой остаток сверхновой. В его оптическом спектре наблюдаются две системы линий: узкие, связанные с близлежащей областью НИ, и широкие линии [01], [ОН], [ОШ], [Nelll], [SII], ширина которых в шкале лучевых скоростей соответствует 7000 км • с"1 (Блайр и др., 1983). Широкие линии водорода не обнаружены; спектр, как видим, подобен спектру быстрых волокон Кассиопеи А. Температура в области свечения [ОШ] составляет (4-5) • 104 К, плотность в ярких волокнахпе = 10s - 106 см"3, т.е. значительно выше, чем в волокнах Кассиопеи А. Полная масса кислорода в остатке - около 0,01 М9, что в 50 раз выше, чем в быстрых волокнах Кассиопеи А (Блайр и др., 1983). Угловой размер радиоисточника не превышает 0,04 -0,06" (де Б руин, 1983), что соответствует радиусу не больше 0,7 пк. Принимая скорость расширения ~3500 км • с"1, находим предельный возраст / < 200 лет в предположении, что оболочка еще разлетается без торможения. С остатком связан мощный рентгеновский источник L 0,2-4 кэв = 8 • 1038 эрг • с"1 (Блайр и др., 1983), спектр излучения неизвестен, но считая, по аналогии с Кассиопеей А, что температура в остатке близка к 107 К, авторы дают грубую оценку массы горячей плазмы Мх * 25 М®. Содержание тяжелых элементов в выбросе в 5—50 раз выше, чем в плазме солнечного состава. Грубая оценка содержания неона и серы по. отношению к кислороду по интенсивности [Nelll] / [ОШ] и [SII] / [Oil] согласуется, в рамках модели By ел и, Уивера (1982), со взрывом массивной звезды Мнач * 15-20 Ме. Как видим, яркий объект на периферии NGC 4449 представляет раннюю стадию развития богатых кислородом остатков. Верхняя граница размера и возраста говорят о крайней молодости остатка, что объясняет его высокую радио- и рентгеновскую светимость. Корма А. Не исключено, что к этому же типу относится хорошо известный старый остаток сверхновой Корма А (см. § 6). Недавно Уинклер и Киршнер (1984) выявили в нем новые быстрые волокна сочень сильными линиями кислорода и слабыми линиями водорода. Возможно, эти волокна, разлетающиеся из центра со скоростью около 1600 км • с'1, являются аналогом быстрых волокон Кассиопеи А, в то время как яркие медленные волокна, скорость которых не превышает 300 км • с"1, - аналогом стационарных конденсаций. 0540 — 693 в БМО. Объект чрезвычайно интересный, поскольку сочетает признаки богатых кислородом остатков и плерионов (см. § 3). Принадлежность к классу богатых кислородом остатков определяется спектром оболочки, окружающей центральную синхротронную туманность. Впрочем, некоторая аномальность спектра - отсутствие линий [Nelll], [NeV] и очень сильная эмиссия [SII] — выделяет 0540 — 69,3 среди «9 обсуждаемых здесь объектов. Задача будущих детальных исследований во всем диапазоне энергий - решить, существенны ли эти различия или сочетания плерионов с богатыми кислородом оболочками является естественным завершением эволюции некоторых звезд и чем эти звезды отличаются от других. Пока, как упоминалось в § 3, именно объект 0540 — 69,3 кажется наиболее подходящим кандидатом в остатки вспышек сверхновых II типа. Резюмируя представленные наблюдательные данные, можно констатировать, что существует единый и достаточно многочисленный класс остатков сверхновых, типичным представителем которого является Кассиопея А. Этот класс, получивший название "богатые кислородом остатки", характеризуется следующими общими свойствами: 1. Основой идентификации объектов этого класса может служить спектр волокон, в котором преобладают линии кислорода, видны достаточно сильные линии неона или серы и полностью отсутствует излучение водорода и азота. (Последнее верно только при наблюдениях с высоким угловым разрешением, позволяющим разделить излучение быстрых волокон,, диффузной оболочки и гало.) 2. Молодые объекты этого класса характеризуются тороидальной структурой, особенно ярко выраженной в мягком рентгеновском диапазоне. Скорее всего тор представляет собой обогащенный кислородом выброс, нагретый возвратной ударной волной. Скорость расширения тора меняется в пределах 2000—6000 км • с"1, масса 2 — 10 Afa. Наряду с тором наблюдается более слабая сферическая оболочка примерно того же размера, т.е. при вспышке происходят и сферически-симметричный, и кольцевой выброс вещества. 3. Остатки этого класса окружены слабым протяженным гало, оптический спектр которого характеризует область НИ высокого возбуждения (наблюдается линия Hell 4686 А); гало вокруг Кассиопеи А излучает в мягком рентгеновском диапазоне. 4. Светимость богатых кислородом остатков в радио,- и рентгеновском диапазонах в несколько десятков раз превосходит светимость остатков CHI и СНП сходного возраста. Этим, разумеется, объясняется богатство внегалактических представителей этого класса. Но учитывая, что основной признак индентификации — преобладание кислородных линий — может наблюдаться лишь в начале эволюции, не долее (1-2) ■ 103 лет, пока масса сгребенного межзвездного газа не превысит существенно массу выброса, можно заключить, что вспышки этого типа происходят часто. Мы покажем в § 9, что образующиеся при вспышках СНII плерионы легко идентифицируются тоже на протяжении первых тысяч лет. Поскольку число плерионов и богатых кислородом остатков сравнимо (из 6 исторических сверхновых в Галактике 2 плериона и 1 богатый кислородом, среди 25 уверенно идентифицированных остатков в БМО 3 плериона и 2 богатых кислородом), можно думать, что вспышки этих двух типов происходят одинаково часто. 5. Богатые кислородом остатки образуются при вспышках массивных звезд. Этот вывод следует, во-первых, из оценки массы выброса по его рентгеновской светимости и, во-вторых, из сравнения обилия кислорода и неона в волокнах с современными теоретическими представлениями о нуклеосинтезе в массивных звездах. 70 6. Звездный остаток — пульсар найден лишь в одном "нетипичном" объекте 0540—69,3. В остальных богатых кислородом остатках отсутствие центрального пульсара доказывается как прямыми наблюдениями — отсутствием компактных рентгеновских источников, так и косвенными — тепловым спектром рентгеновской эмиссии, оболочечной структурой радиоизображения и крутым радиоспектром а =» —0,5. 7. Массивный предшественник сверхновой характеризуется сильным истечением вещества. Во-первых, в спектре выброса практически полностью отсутствует водород; это значит, звезда потеряла внешние водородные слои до вспышки. Во-вторых, химический состав стационарных конденсаций Кассиопеи А говорит об их звездном происхождении, а низкая скорость - о том, что этот газ выброшен не во время вспышки. В-третьих, вещество ветра, ионизованное при вспышке, по всей видимости, наблюдается как слабое гало вокруг остатков этого класса. 8. Возможно, сверхновые этого типа имеют аномально низкую светимость в максимуме, примерно на 5т слабее CHI и СНП, но этот вывод основан пока на наблюдениях объекте Кассиопеи А. Таким образом, на основе чисто наблюдательных фактов можно сделать фундаментальные вьшоды о природе вспышек этого типа. Предсверхновая должна быть массивной звездой, интенсивно теряющей вещество в процессе эволюции. Поскольку выброс полностью лишен водорода, можно предполагать, что предсверхновая была компактным гелиевым ядром массивной про эволюционировав шей звезды; наиболее подходящий кандидат - звезда Вольфа—Райе. Тороидальная структура обогащенного кислородом вещества свидетельствует об асимметричном выбросе или асимметричном истечении вещества предсверхновой. Такая асимметрия в первую очередь наводит на мысль о быстром вращении звезды. Боденхеймер и Вусли (1983) показали, что быстрое вращение массивной звезды (AfHa4 = 20 — 30 Л/ф) может объяснить взрыв сверхновой, сопровождающийся тороидальным выбросом вещества в экваториальной плоскости (см. § 5). Можно также предположить, что звезда Вольфа—Райе входила в двойную систему и была "вторичной" компонентой пары, т.е. звездой WR с компактным релятивистским спутником, такой, какие наблюдаются в центре кольцевых туманностей (см. гл. III). В этом случае тороидальная структура выброса или предшествующее вспышке истечение в экваториальной плоскости могут быть следствием вращения компактного спутника в атмосфере звезды, возможно, заканчивающегося образованием двойного ядра.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Остаток сверхновой в NGC 4449» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
