ЧАСТОТА ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ В ГАЛАКТИКЕ: КРУПНОМАСШТАБНЫЕ ПЕТЛИ ГАЛАКТИЧЕСКОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ
Оценка частоты вспышек сверхновых в Галактике - фундаментальный вопрос, который может быть решен методами радиоастрономии после того, как установлен закон эволюции оболочек. Речь идет об определении среднего интервала между вспышками по подсчету числа радиоисточников - остатков сверхновых. Патруль внегалактических сверхновых зафиксировал около 500 вспышек в галактиках разного морфологического типа (см. § 1). Анализ внегалактических сверхновых позволяет с погрешностью не более 50% приписать галактике данного типа с известной массой и светимостью ожидаемую частоту сверхновых. Распространяя эти оценки на нашу звездную систему, можно ожидать интервал между вспышками г = 25 лет (см. табл. 2). В Галактике зафиксировано семь исторических сверхновых; на рис. 59 показана локализация сверхновых, вспыхнувших в нашем тысячелетии, в проекции на галактическую плоскость. Расстояния приняты по данным гл. I, Кассиопея А показана звездочкой. Как видим, все исторические сверхновые расположены в галактоцентрическом секторе раствором не более 50° и не далее 5 кпк от Солнца. Это расстояние согласуется с условием обнаружимости сверхновой невооруженным глазом mv а» \т в течение примерно двух недель - при AfMaKC = -18"' и поглощении Ау = 1т/кпк. Можно оценить, много ли необнаруженных сверхновых в секторе раствором 50° расположены в центре и на периферии Галактики за пределами 5 кпк от Солнца. Сравнение галактоцентрического расстояния исторических сверхновых с радиальным распределением сверхновых в S-галактиках (рис. 60) свидетельствует о том, что галактические вспышки наблюдались как раз в области повышенной частоты сверхновых. Учитывая распределение, показанное на рис. 60, можно ожидать, что около 20—30% сверхновых попали в область г ^5 кпк и не были зарегистрированы. Принимая их во внимание, находим, что полное число вспышек сверхновых в Галактике за 103 лет составляет около 60, т.е. средний интервал между вспышками равен т* 16 лет. Такие или сходные оценки частоты сверх- Рис. 59. Локализация исторических сверхновых последнего тесячелетия в Галактике; Кассиопея А показана звездочкой 180 новых по историческим вспышкам делались разными авторами. Учитывалось также, что могли быть пропущены те сверхновые, которые вспыхнули в "дневной" части неба и оказались достаточно далеко на небе от Солнца уже тогда, когда их блеск заметно ослабел; вводилась некоторая достаточно произвольная коррекция, учитывающая неполноту исторических записей и неполноту наблюдений в плотной области галактического центра. Тамман (1977, 1978), Кларк и Стефенсон (1977) нашли таким образом средний интервал между вспышками сверхновых в Галак- Рис. 60. Радиальное распределение сверхновых в 5-галактиках по Там- 4 ману (1982). Черным выделены об- „ ласти, соответствующие историческим сверхновым в Галактике тике т = 10-15 лет. Псковский (19786), пользуясь тем же наблюдательным материалом, но по-иному проведя коррекцию эффектов наблюдательной селекции, получил т = 50-100 лет; по оценке Шкловского (1960а) г = 60. лет. Существенные различия оценок разных авторов понятны, поскольку наблюдалась лишь десятая часть вспышек и частота их выводилась не столько по наблюдениям, сколько путем эффектов, препятствовавших наблюдениям. Более надежную оценку частоты появления галактических сверхновых дает разработанный Милном (1970) метод подсчета нетепловых радиоисточников - остатков вспышек. В основе его лежит очевидное соотношение (10.1) где N(<D) — число остатков диаметром меньше D; t(D) - возраст оболочки диаметром D. Этим методом, определяя t (D) в рамках стандартной адиабатической модели при Ео = 10s" эрг, п0 = 1 см"3, Дауне (1971) получил средний интервал между вспышками 35 лет, Иловайский и Леке (1972) — 50 лет, Кларк и Касуэлл (1976) - 150 лет; после коррекции за высоту над галактической плоскостью Касуэлл и Лерхе (1979) нашли т = 80лет. Результаты § 8 подтверждают применимость стандартного адиабатического решения к остаткам сверхновых диаметром меньше 30 пк в среде с характерной плотностью и0 = 1 см"3. Но допущение, что все радиоостатки эволюционируют в среде одинаковой плотности, делавшееся в ранних работах, или в среде с градиентом плотности, перпендикулярным галактической плоскости, как считали Милн (1979а), Касуэлл, Лерхе (1979)-, вызывают серьезные возражения. Второе необходимое допущение при оценке г методом подсчета числа радиоисточников - однородность совокупности наблюдаемых остатков сверхновых - также требует доказательства, поскольку существуют сверхновые двух типов. В 1979 г. мы рассмотрели влияние этих двух факторов - неоднородного распределения плотности газа в Галактике и неоднородной совокупности 181 остатков сверхновых - на оценку частоты вспышек (Лозинская, 1979а) и пришли к заключению о необходимости учета первого. Оценим частоту галактических сверхновых, введя грубую коррекцию эффектов селекции, связанных с крупномасштабными флуктуациями плотности газа в Галактике. Наблюдения фонового рентгеновского излучения и поглощения в линии OVI, с одной стороны, и анализ влияния сверхновых на газовую составляющую Галактики (см. § 16), с другой стороны, свидетельствуют о том, что большой объем галактического диска заполнен горячим газом низкой плотности. О том, каково происхождение этого газа, мы будем говорить в гл. IV. А пока воспользуемся данными Мак Ки, Острайкера (1977) и Майерса (1978), согласно которым температура Т, плотность и и коэффициент скважности (доля объема) / "горячего", "теплого" и "холодного" газа в галактическом диске равны соответственно: (Гг,яг, /г) = = (5 • 10* К, (3-15) • Ю-3 см"3, 0,5-0,8); (Тг, щ, Д) = ((5-8) • 103 К, 0,2-0,5 см"3, 0,2-0,5); (Г„ их, /х) = (100 К, 10-50 см"3, 0,02) и граница между ними резкая. Все яркие оптические остатки сверхновых локализованы в теплой или холодной компонентах газа Галактики. Существование значительного объема галактического диска, заполненного горячим газом низкой плотности, влияет на оценку т методом подсчета нетепловых радиоисточников из-за эффектов селекции двух типов. Первый связан с тем, что остатки сверхновых в плотной среде дольше живут, так как в рамках адиабатической модели (8.2) t(D) <* пУ2. Учитывая резкое деление газа в Галактике на плотные и разреженные области, имеем вместо (10.1) следующее соотношение между числом радиоизлучающих остатков и частотой вспышек: где fT,r - соответственно возраст остатка диаметром D в теплой и горячей компонентах диска. Остатки, локализованные в холодной компоненте, можно в первом приближении не учитывать из-за ничтожного объема холодных областей по сравнению с горячими и теплыми. Соотношение (10.2) справедливо при постоянной плотности и частоте вспышек в галактическом диске и при условии, что характерный размер горячих и теплых областей больше размера остатков. Воспользуемся каталогом Милна (1979а), содержащим 125 галактических остатков сверхновых. В области с гелиоцентрическим радиусом г < 5 кпк, составляющей 0,1 объема галактического диска, для которой каталог является полным, содержится /V(<30) = 25 источников диаметром меньше 30 пк; во всей Галактике соответственно N(<30) * 250. Полагая Ео = 4 • 1050 эрг и определяя /riT из соотношений (8.2), находим для приведенных выше плотности и объемной скважности горячего и теплого газа т = 15—20 лет, если сверхновые распределены в Галактике равномерно. Вспышки II типа генетически связаны с плотными газопылевыми комплексами, поскольку массивные предсверхновые не успевают за время жизни 106-107 лет далеко уйти из области звездообразования. Поэтому указанный эффект наблюдательной селекции относится главным образом к сверхновым I типа и оценка г является нижней границей. 182 Второй эффект, влияющий на оценку т по числу радиоисточников, заключается в том, что остатки одинакового размера в среде низкой плотности имеют меньшую радиояркость, чем в более плотных областях. Действительно, синхротронное излучение молодых остатков, связанное с пульсаром в плерионах или с усилением поля и ускорением релятивистских частиц на фронте ударной волны в обол очечных остатках, растет в течение первых I * 300 лет и быстро ослабевает при расширении остатка после t я» 103 лет (см. § 9). При этом падение яркости из-за адиабатического охлаждения зависит только от размера облака плазмы. Последующий вклад синхротронного излучения межзвездного магнитного поля с релятивистскими частицами определяется плотностью сгребаемого межзвездного газа. Легко убедиться, что синхротронное радиоизлучение сжатого межзвездного магнитного поля еще несущественно в остатках диаметром меньше 30 пк, локализованных в горячей компоненте газового диска Галактики. Поскольку масса нагребенного межзвездного газа в этих остатках не превышает 2-3 Л/®, оболочка еще не затормозилась и скорость ударной волны в межоблачной среде близка к начальной скорости выброса и0 = = (5-10) ■ 103 км с"1. Время высвечивания такой волны в плотных сгустках газа п0 * 10 см"3 составляет около 105 лет, что значительно превышает возраст остатка диаметром D < 30 пк в горячей среде: /г = R/v * * 2 • 103 лет. В оболочках того же размера, локализованных в теплой или холодной компонентах межзвездной среды, условие 'выев < 'т,х выполняется для плотности />о ^1-3 см"3 и излучение сжатого межзвездного магнитного поля за фронтом волны высвечивания в плотных облаках уже дает заметный вклад в радиоэмиссию (см. § 9). Этот второй эффект, связанный с более низкой радиояркостью остатков в горячей разреженной среде, существенно меняет частоту вспышек, найденную по подсчету числа радиоисточников, но его трудно учесть корректно. Действительно, этот эффект прежде всего завышает линейные размеры остатков в горячей среде, оцениваемые по их поверхностной радиояркости, и соответственно занижает N(<D). В предельном случае, когда радиоостатки размером D < 30 пк в горячей среде вообще оказываются ниже порога обнаружимости, находим, отбрасывая второе слагаемое в соотношении (10.2): т ^5-15 лет. Старые остатки, локализованные в горячей компоненте газа галактического диска, "пропадают" для радионаблюдений на время. На более поздней стадии расширения, когда масса нагребенного межзвездного газа достигает 102—10э Ма, становится эффективным синхротронное излучение сгребенного межзвездного магнитного поля с релятивистскими частицами сначала за фронтом волны высвечивания в облачной, а затем в межоблачной среде. Простые оценки показывают, что в среде с плотностью п0 «* 0,01 см"3 диаметр соответствующих остатков составляет 200-300 пк. Наблюдаются ли подобные объекты в Галактике? Можно думать, что таковыми являются крупномасштабные Петли галактического радиоизлучения: Петля I, II, III и IV (Лозинская, 1979а). На заре радиоастрономии, когда строились первые карты радиоизлучения Млечного Пути с низким угловым разрешением, был обнаружен Северный полярный отрог — протяженный выступ в системе радиоизофот в области / = 30°, по размеру и яркости сравнимый с изображением Галактики. 183 Дальнейшие исследования показали, что это не уникальное явление. Оказалось, что Северный полярный отрог является наиболее яркой частью малого круга на небесной сфере диаметром около 116° и толщиной около 10°, получившего название Петля I. В системе галактических изофот были выявлены еще три сходные кольцевые крупномасштабные структуры: Петля II (Арка Кита), Петля III и менее отчетливо - Петля IV, расположенная внутри Петли I (см. рис. 61). Их угловой размер составляет соответственно: 91 ± 4°, 65 ± 3° и 40 ± 2° (Берхьюзен, 1973). Радиоизлучение Петель имеет синхротронную природу, о чем свидетельствуют спектр (а = 0,5—0,7) и сильная линейная поляризация. Отождествление Петель со старыми остатками вспышек сверхновых, близкими и потому имеющими большой угловой размер, было предложено еще в 1960 г. (Хэнбери Браун и др., 1960). Альтернативные гипотезы связывают их с крупномасштабными структурами галактического магнитного поля, вызванными, например, прохождением спиральных волн плотности (Софуе и др., 1974; Софуе, 1976 и ссылки там). Одним из основных критериев, позволяющих судить о природе Петель, является их расстояние и истинный линейный размер. Первая оценка расстояния до Петли I сделана Лозинской (1964). Сравнение яркости непрерывного радиоизлучения Северного полярного отрога с яркостью галактического радиоизлучения в линии 21 см на разных лучевых скоростях позволило выяснить, что вдоль линии максимальной яркости Петли I наблюдается дефицит нейтрального водорода с малыми лучевыми скоростями. Нейтральный газ сосредоточен на периферии Петли I. Это позволило сделать вывод о физической связи Петли I с близким околосолнечным водородом на большой высоте над плоскостью Галактики, что дает расстояние, сравнимое с толщиной газового диска, т.е. около 100-200 пк. Позднее были подтверждены и обнаруженная нами связь отрога с нейтральным околосолнечным водородом и оценка расстояния. Оказалось, что Петля I окружена снаружи но расстоянии около 5° оболочкой нейтрального водорода с плотностью около 2 см"3, расширяющейся со скоростью около 3 км • с'1 (Хейлес и др., 1980). Сравнение поляризации света звезд фона в направлении Петли I с направлением вектора поляризации ее синхро- тронного радиоизлучения дает расстояние около 100 пк (Спулстра, 1972). Еще одна оценка расстояния до Петли I следует из анализа ее рентгеновского излучения. Само по себе обнаружение мягкого рентгеновского излучения является важным аргументом в пользу идентификации Петель с остатками сверхновых (см. Шкловский, Шеффер (1971)). Во внутренней области Петли I найден протяженный источник мягкого рентгеновского излучения. Спектр его соответствует температуре Те «< (3-4) • 106 К, плотность излучающей плазмы равна примерно 0,01-0,02 см"3 (Хайакава и др., 1978; Айвен, 1980; Шноппер и др., 1982). А тот факт, что рентгеновское излучение от Петли I не поглощается в плотном облаке р Oph, означает, что Петля расположена ближе облака, т.е. не далее 160-200 пк (Давелаар и др., 1980). Отметим сразу, что уярчение мягкого рентгеновского излучения наблюдается и в области Петли II. Спулстра (1972) нашел, что расстояние до Петель II, III и IV равно 175 ± 65, 200 ± 65, 210 ± 75 пк, сравнивая наблюдаемое радиальное рас- 185 пределение радиояркости с расчетным для сгребенного в оболочку межзвездного магнитного поля с релятивистскими частицами. Впрочем, его оценки неинтересны, поскольку заранее предполагают определенную "теоретическую" модель Петель. Расстояние до Петли II по наблюдениям в линии 21 см соответствует 100 пк (Джонсон, 1978); по линиям межзвездного поглощения в спектре звезд фона Бейтс и др. (1983) нашли расстояние не менее 30 пк и не более 700 пк и скорость расширения около 100 км ■ с'1. Наиболее вероятные линейные размеры Петель I, II, III и IV равны соответственно 230, 170, 200 и 210 пк с возможной погрешностью ±50%. Каковы основные аргументы против идентификации Петель с остатками сверхновых? Во-первых — аномально большой размер. "Нормальные" остатки вспышек сверхновых в нашей и других галактиках дисси- пируют в межзвездной среде, достигая размера 50-100 пк (см. § 8). Со- фуе и др. (1974) отмечают также провал в распределении радиоостатков по угловым размерам от "нормальных" объектов диаметром менее 5° до образований размером более 40°, к которым относятся и Петли. Во-вторых, отсутствие оптических туманностей, являющихся непременным атрибутом старых остатков сверхновых. Очень слабая тонковолокнистая туманность отождествлена лишь с Петлей П. Джонсон (1978) получил уникальные "глубокие" фотографии области и выявил много слабых тонких и диффузных оптических волокон (см. также ссылки в этой работе). Скорость расширения системы оптических волокон и облаков HI, связанных с Петлей II, составляет около 13 км • с'1. Возможно, очень слабая диффузная эмиссия в линии На наблюдается и в области Петли III (Эллиот, 1970). В-третьих, противоречие между низкой скоростью разлета оболочки HI в Петле I, характерной для поздней стадии эволюции остатка, и высокой температурой излучающей в рентгене плазмы, типичной для адиабатической стадии. Радиальное распределение яркости рентгеновского излучения Петли I также характеризует адиабатическую, а не радиативную стадию развития остатка (Давелаар и др., 1980). Объяснить это разногласие пытались повторным нагреванием старого (t »2 • 10* лет) медленно расширяющегося остатка новой вспышкой (Боркен, Айвен, 1977; Хейлес и др., 1980) или аномально энергичной одиночной вспышкой с характерной начальной энергией Ed = 10S2-10S4 эрг (Хайакаваи др., 1977). Все перечисленные трудности снимаются, если мы предположим, что Петли I—IV являются остатками сверхновых, вспыхнувших в горячей компоненте газового диска Галактики. Действительно, мы убедились выше, что размер старого остатка, интенсивно излучающего в радиодиапазоне в среде с плотностью около 0,01 см"3, должен быть именно таким, каков размер Петель. Более того, поскольку граница между горячей и теплой компонентами межзвездной среды резкая, наблюдаемый провал в распределении остатков по размерам между "нормальными" объектами в теплой среде и протяженными оболочками в горячей среде как раз должен существовать!
Ви переглядаєте статтю (реферат): «ЧАСТОТА ВСПЫШЕК СВЕРХНОВЫХ В ГАЛАКТИКЕ: КРУПНОМАСШТАБНЫЕ ПЕТЛИ ГАЛАКТИЧЕСКОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
