Реферати статті публікації

Пошук по сайту

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

ВСПЫШКИ ЗВЕЗД РАЗНОЙ МАССЫ И ОБРАЗОВАНИЕ КОМПАКТНОГО ЗВЕЗДНОГО ОСТАТКА

Вспышка сверхновой сопровождается выделением энергии —
механической и в форме излучения - в количестве не менее 10sl эрг; эта оценка
следует как из наблюдений сверхновых, так и из наблюдений старых
затормозившихся оболочек. Такая энергетика в масштабе звезды может быть
связана с гравитационным коллапсом ядра (при сжатии до размера
нейтронной звезды Л = 10 км выделяется энергия связи GMJR2 * 1053 эрг) или
с термоядерным взрывом ядра достаточно массивной звезды
(термоядерная энергия синтеза составляет ~2 • 10s1 эрг на 1 М@ углеродного ядра).
71
Исчерпывающей теории, описывающей конечные стадии эволюции звезд:
образование белых карликов, коллапс нейтронных звезд и черных дыр
или полный разлет звезды в результате термоядерного взрыва — пока нет.
До конца не ясен и механизм вспышки сверхновой, завершающий
некоторые из путей звездной эволюции. С одной стороны, имеется большое число
теоретических исследований эволюции звезд; модели внутреннего строения
и эволюции просчитаны практически для звезд любой начальной массы.
С другой стороны, развита теория вспышек сверхновых I и II типов,
хорошо объясняющая наблюдаемые спектры и кривые блеска сверхновых.
"Сшивание" этих двух направлений теоретических исследований является
слабым местом: нет четкого взаимно однозначного перехода от
равновесных стадий эволюции* описываемых эволюционным треком звезды на
диаграмме Герцшпрунга—Рессела, к завершающему термоядерному взрыву
или коллапсу ядра с передачей энергии связи срываемым внешним слоям.
Однако отдельные звенья сложной цепи явлений, приводящих к вспышке
сверхновой, уже обозначились достаточно определенно.
Рассмотрим сначала чисто наблюдательные факты, ибо в конечном
счете наблюдения, а не теория должны дать ответ на фундаментальные
вопросы: какова начальная масса звезд, дающих вспышку сверхновой?
взрываются или коллапсируют звезды? остаются ли звездные остатки
в форме нейтронной звезды или черной дыры?
Начальная масса предсверхновых I и II типов может быть оценена на
основе распространенности сверхновых в галактиках разного
морфологического типа и внутри галактики. Концентрация СНII к спиральным
рукавам и отсутствие связи с рукавами у СН I — один из наиболее надежных
методов оценки времени жизни, т.е. начальной массы предсверхновых.
Но количественное определение времени, которое звезда данной массы
проводит в рукаве, может быть сделано очень грубо, так как зависит от
траектории газового комплекса и звезды в рукаве и от скорости
спирального узора. А в оценку массы, разумеется, входит неопределенность чисто
теоретического параметра - времени жизни звезды данной массы.
Мы убедились в § 1, что сверхновые II типа вспыхивают только в
спиральных галактиках и никогда не вспыхивают в эллиптических. Частота
вспышек СНН коррелирует с цветом галактики, определяемым
интенсивностью звездообразования. Внутри спиральных галактик СН II
распределены неизотропно, выявлена их сильная концентрация к спиральным
рукавам. На этом основании Шкловский (1960а) и Тинсли (1975, 1977)
сделали вывод, что звезды, дающие вспышку СН II, должны быть
молодыми массивными звездами спектральных классов О — ранних В на главной
последовательности, Мнач > 6 — 8Л/в, время жизни которых не
превышает ~3 • 107 лет.
Обнаружена линейная зависимость частоты СН II от потока На-излучения
S-галактик, который определяется числом звезд ОВ и их ультрафиолетовой
светимостью, проинтегрированной по времени жизни звезды данной массы
(Кенникутт, 1984). Это позволяет определить нижнюю границу начальной
массы звезд, дающих вспышку СН II. Учитывая ошибки, связанные с
возможной недооценкой частоты СНН, с неопределенностью начальной
функции масс, грубым подсчетом ионизующей радиации звезд, основанном на
моделях звездных атмосфер и эволюционных треках звезд разной массы,
72
с ошибками оценки расстояния до галактик и т.д., Кенникутт (1984) дает
нижнюю границу М^ (СНII) в пределах от 5 -6 до 12 Ма, причем наиболее
вероятно значение Л/Нач (СН II) > 8 Мв.
С оценками, вытекающими из статистики внегалактических сверхновых,
согласуется начальная масса предсверхновой II типа, вспыхнувшей в 1054 г.:
масса Крабовидной туманности - около 2 М& плюс масса звездного остатка
(нейтронной звезды) — около 1 М@ плюс масса газа в гало, по всей
вероятности выброшенного в форме звездного ветра, - около 7—8М@ (см. § 3).
Верхняя граница начальной массы звезд, кончающих жизнь вспышкой
сверхновой, определяется менее уверенно, хотя и здесь наметился
определенный прогресс. Во-первых, появились прямые оценки массы
выброшенного вещества по его рентгеновской светимости, и, как показали
наблюдения молодых галактических остатков, масса выброса составляет несколько
Мо, в Кассиопее А — до 10 Мс Начальная масса, учитывая медленную
потерю вещества до вспышки, была, соответственно, еще больше. Во-вторых,
наблюдаемое в волокнах Кассиопеи А и сходных с ней объектах содержание
тяжелых элементов может быть объяснено лишь нуклеосинтезом в
массивных звездах (ЛГнач » (20 — 30) Л/©) и при условии, что выбрасывается
значительная масса вещества, до 10Ме.
В то же время появились наблюдения, которые, возможно,
свидетельствуют о том, что массивные звезды, Маач > 15 - 25 Д/о, коллапсируют, не
давая вспышку сверхновой. Наблюдения галактических рассеянных
звездных скоплений в линии СО, проведенные Башем и др. (1977), показали,
что эмиссия наблюдается в молодых скоплениях, содержащих звезды более
ранние чем ВО, и не наблюдается в скоплениях, таковых не содержащих.
Статистика достаточно уверенная: излучение СО найдено в 24 из 28
скоплений с молодыми звездами класса О и не найдено в 35 из 38 скоплений,
в которых самыми ранними являются звезды класса В1. Объяснение этому
факту дали У ил ер и Баш (1977), предположив, что массивные звезды
класса О с Мнт = 15-25 М® не взрываются и выметание газа из
скоплений происходит лишь после того, как с главной последовательности
начинают уходить менее массивные звезды, кончающие жизнь вспышкой
сверхновой. Поскольку это пока единственный наблюдательный факт,
ограничивающий массу предсверхновой сверху, аргументация, безусловно, должна
быть обоснована дальнейшими наблюдениями и анализом возможной
селекции наблюдений.
Сверхновые типа I вспыхивают в эллиптических галактиках, причем
наблюдаются на периферии Е-галактик (ван ден Берг, Маза, 1976). Отсюда
следует, что вспыхивают старые звезды гало, возраст которых составляет
1010 лет, масса - около 1 М®. Только такие звезды имеют время жизни,
равное возрасту эллиптических галактик, а звездообразование на
современном этапе там если и происходит, то темп его низок из-за отсутствия
холодного газа.
С другой стороны, согласно табл. 1, CHI чаще встречаются (на единицу
массы) в спиральных, чем в эллиптических галактиках, что свидетельствует
против идентификации СН I в S-галактиках со вспышками звезд старого
населения гало. Об этом же говорит отмеченное Цветковым (19866)
отсутствие значимых различий в частоте,' радиальном распределении и z
-координате CHI и СНН в спиральных галактиках. Еще один наблюдательный
73
аргумент в пользу более молодого населения предсверхновых I типа, чем
это следует из их встречаемости в Е-галактиках, — повышенная частота
СН I в галактиках с аномальной активностью звездообразования. Высокую
частоту вспышек в этих звездных системах естественно связать с большим
числом массивных звезд, а не с долгоживущими звездами малой массы.
Это галактики типа 10; морфологически они ближе к ранним
эллиптическим системам, но выявляют признаки звездообразования на современном
этапе. Отсюда Тинсли (1979); Эмлер, Тинсли (1979) делают вывод, что
начальная масса предсверхновых 1 типа составляет около 4-6 М@,
во всяком случае не менее 2М@. (С массивными звездами связаны
CHI6, см. с. 280.)
Верхний предел массы предшественников СН I получается из тех
соображений, что вспышки этого типа не концентрируются к спиральным
рукавам. Следовательно, начальная масса предсверхновых не превышает 6—8М@,
а время жизни — не менее 3 • 107 лет. (Такое время жизни объясняет,
почему CHI не видны вблизи областей звездообразования: они успевают
уйти на несколько килопарсек при характерных пекулярных скоростях
этого типа населения около 100 км • с"1. (Это относится к CHla, см. с. 280.)
Приведенные оценки массы предсверхновых I типа, сделанные на основе
чисто эмпирических данных, свидетельствуют в пользу двойственности
происхождения CHI (см. Шкловский, 1984). Но в любом случае это
должны быть сильно проэволюционировавшие звезды, практически полностью
потерявшие внешние водородные слои, такие как белые карлики, гелиевые
ядра звезд WR, компоненты тесных двойных систем после перетекания
массы. (Разделение на два класса: CHla и CHI6 уже сделано, см. с. 280.)
Не исключено, впрочем, что в некоторых Е-, SO-галактиках
продолжается звездообразование из газа, теряемого звездами. Во всяком случае
именно так Колдуэлл и Эмлер (1981) интерпретируют обнаруженную
корреляцию частоты сверхновых с положением этих галактик в скоплениях, т.е.
с темпом выметания газа динамическим давлением горячей
межгалактической среды. Гусейнов и др. (1980) также отмечают, что более половины
Е- и SO-галактик, в которых наблюдались СН I, обнаруживают аномалии,
вероятно, свидетельствующие о продолжающемся звездообразовании.
Недавно произошло знаменательное событие: в рентгеновском диапазоне
непосредственно обнаружено излучение горячего газа в эллиптических
галактиках, причем количество его оказалось практически таким же, как
в спиральных системах (Фибиан, 1985). Насколько серьезно повлияет этот
факт на наши представления о звездообразовании в Е-галактиках, а
следовательно и о начальной массе предсверхновых I типа, пока говорить
преждевременно. Судя по всему, звездообразование в этих звездных системах
продолжается и на современном этапе, но образуются маломассивные звезды.
В заключение остановимся на ограничении снизу начальной массы звезд,
дающих в конце эволюции вспышку сверхновой. Какова масса звезд,
которые кончают жизнь "спокойно", превращаясь в белые карлики после
сброса планетарной туманности и медленно остывая? Такие оценки
делаются по наблюдениям рассеянных звездных скоплений (Уилер, 1978; Тинсли.
1977). Число белых карликов в Гиадах свидетельствует, что начальная
масса этих звезд не превышала 2—6 М®, с наиболее правдоподобным
значением Мнач <3 - 4 Me (ван ден Хойвел, 1975). Наблюдения других скопле-
74
ний дают Л/до, <5 — 6 Мф. Впрочем, появилась тенденция к увеличению
массы предшественников планетарных туманностей, в частности, Мнт
ядра NGC7027, определяемая с учетом массы гало по наблюдениям в
линии СО составляет ~6Af© (Кнапп и др., 1982). "Перекрытие" диапазонов
начальной массы планетарных туманностей и СНI не страшно, поскольку
лишь незначительная часть белых карликов может дать впоследствии
вспышку CHI. Это следует из простой оценки: в Галактике ежегодно
образуются 1—3 планетарные туманности, а вспышки CHI происходят
не чаще, чем раз в 50 лет.
Перечисленные наблюдательные факты дают следующую грубую
классификацию для одиночных звезд в спиральных галактиках (см. также Уилер
(1978), Тинсли (1979), Шкловский (1978, 1983)): белые карлики
образуются в результате эволюции звезд с начальной массой менее 4—6 Ма и
временем жизни ~108 лет; часть звезд с массой от 4 до 6—7 Ма дают
вспышки сверхновых I типа после (3—9) • 107 лет эволюции;
сверхновые II типа образуются из звезд с начальной массой от 6 до 15—20 М®,
время жизни которых составляет (2-3) • 107 лет; более массивные звезды
не дают вспышек сверхновых, вероятно, образуя черные дыры. Предсверх-
новые I типа скорее всего неоднородны: это либо сильно про
эволюционировавшие объекты типа белых карликов с массой, слегка превышающей
чандрасекаровский предел, либо гелиевые звезды, сбросившие водородную
оболочку, возможно, компоненты тесных пар. (Оговорка об одиночных
звездах сделана потому, что приведенные оценки начальной массы по
времени жизни звезды не учитывают перетекание массы в тесных двойных
системах, существенно меняющее темп эволюции.)
Рассмотрим теперь чисто наблюдательные данные о том, что происходит
с ядром звезды при вспышке сверхновой, а именно, какие вспышки
образуют нейтронную звезду или черную дыру и когда ядро разлетается
полностью. Открытие пульсаров в Крабовидной туманности и в Парусах XYZ
явилось блистательным подтверждением идеи Бааде и Цвикки о том, что
сверхновые связаны с превращением обычной звезды в нейтронную. В
семидесятые годы считалось, что вспышка сверхновой всегда
сопровождается образованием нейтронной звезды, а отсутствие пульсаров в других
остатках объяснялось "неудачной" ориентацией, т.е. тем, что земной
наблюдатель не попал в узкую диаграмму направленности излучения пульсара.
Ситуация коренным образом изменилась после запуска обсерватории
"Эйнштейн", одной из важнейших задач которой были поиски нейтронных
звезд в молодых остатках сверхновых. Прежде чем перейти к изложению
результатов поисков и выводов, которые из них следуют, перечислим
наблюдательные методы, позволяющие обнаружить сколлапсировавшее
ядро вспыхнувшей звезды — нейтронную звезду или черную дыру.
1. Единственное безусловное свидетельство - пульсар в центральной
области остатка, наблюдаемый в радио-, рентгеновском, оптическом и
7-диапазонах. Учитывая большую скорость, приобретаемую звездным
остатком при вспышке в двойной системе или вследствие асимметричного
взрыва (100-300 км-с"1, судя' по наблюдениям пульсаров), пульсар
может быть не в центре и даже за пределами очень старого остатка
сверхновой. Генетическая связь пульсара с протяженным остатком должна
быть доказана.
75
2. Излучение горячей поверхности нейтронной звезды может быть
зафиксировано как компактный рентгеновский источник с тепловым
спектром излучения. В отличие от пульсара, это излучение может наблюдаться
при любой ориентации, и именно с этим обстоятельством были связаны
большие надежды, возлагаемые на обсерваторию "Эйнштейн".
Температура поверхности нейтронной звезды может быть различной, у магнитных
полюсов и на экваторе, т.е. тепловое излучение тоже может быть
модулировано с периодом вращения нейтронной звезды.
3. Нейтронная звезда или черная дыра в тесной двойной системе может
наблюдаться как рентгеновская двойная: рентгеновское излучение связано
с аккрецией вещества, перетекающего со спутника, а периодическая
переменность - с орбитальным движением системы и прецессией.
Кроме этих прямых указаний, существование звездного остатка,
инжектирующего свежие релятивистские частицы, доказывается следующими
косвенными признаками:
4. Протяженный источник синхротронного рентгеновского излучения,
яркость которого растет к центру (меньшего размера и с более жестким
спектром, чем тепловое излучение плазмы за фронтом ударной волны).
5. Принадлежность радиоостатка к классу плерионов или
комбинированных (плерион с оболочкой), см. § 9.
Разумеется, в идеальном случае должны наблюдаться все перечисленные
признаки.

Ви переглядаєте статтю (реферат): «ВСПЫШКИ ЗВЕЗД РАЗНОЙ МАССЫ И ОБРАЗОВАНИЕ КОМПАКТНОГО ЗВЕЗДНОГО ОСТАТКА» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»