Если вспышка новой произошла в месте с повышенной плотностью межзвёздного вещества, то обнаружение торможения оболочки становится более вероятным. В связи с этим большой интерес представляет Новая Персея 1901 г., вспыхнувшая, как мы знаем, внутри пылевой туманности и осветившая её. Сравнение фотографий оболочки этой новой, полученных в 1917 и 1934 гг., показало, что за указанное время оболочка замедлила своё движение и в некоторых случаях деформировалась. Последнее можно объяснить неоднородностью пылевой туманности. Интересно, что деформированный край оболочки является весьма ярким. Согласно Оорту свечение вызывается столкновениями атомов оболочки с частицами пылевой туманности. В этом состоит дополнительное подтверждение торможения оболочки.
Как уже сказано, при изучении движения оболочки новой следует одновременно учитывать как ускорение оболочки выбрасываемым из звезды веществом, так и торможение её межзвёздной средой. Это было сделано в работе И. Н. Минина (см. [2]). Из его решения в виде частных случаев вытекают законы движения оболочки, приведённые выше.
§ 31. Сверхновые звёзды
1. Результаты наблюдений.
Как мы уже знаем, абсолютные величины новых звёзд в максимуме блеска равны в среднем -7𝑚 Однако существуют и такие вспыхивающие звёзды, которые в максимуме блеска в тысячи и десятки тысяч раз ярче новых. Эти звёзды называются сверхновыми.
Сверхновые звёзды вспыхивают гораздо реже новых. За последнее тысячелетие в нашей Галактике наблюдалось только три сверхновых. Одна из них, согласно китайским летописям, вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. Вторую сверхновую наблюдал Тихо Браге в 1572 г. в Кассиопее, а третью — Кеплер в 1604 г. в Змееносце. Однако сверхновые звёзды, вследствие их огромной яркости, могут обнаруживаться и в других галактиках. Первая из таких сверхновых была открыта в туманности Андромеды в 1885 г. (S Андромеды). В дальнейшем в других галактиках были обнаружены десятки сверхновых, причём для многих из них получены спектры и кривые блеска.
Как установлено Минковским, по характеру изменений блеска и спектра сверхновые делятся на два типа. Сверхновые I типа обладают очень похожими друг на друга кривыми блеска, причём падение блеска происходит экспоненциально. Кривые блеска сверхновых II типа отличаются большим разнообразием и некоторым сходством с кривыми блеска обычных новых. Спектры сверхновых I типа состоят из ярких полос, разделённых более тёмными промежутками. Эти полосы пока не идентифицированы. Лишь на сравнительно поздней стадии в спектрах видны две полосы, отождествляемые с запрещёнными линиями λ 6300 и λ 6364 λ нейтрального кислорода. По ширине этих полос можно сделать заключение о скорости движения выброшенной оболочки порядка 1000 км/с. Сверхновые II типа до момента максимума блеска имеют непрерывный спектр с большой интенсивностью ультрафиолетового конца (цветовая температура — около 40 000 K). После достижения максимума блеска в спектре появляются широкие яркие полосы, отождествляемые с известными линиями (𝙷, 𝙽 III и др.). Ширина этих полос говорит об огромных скоростях расширения оболочек — порядка 6000 км/с. По-видимому, сверхновые I и II типов существенно отличаются друг от друга по своей физической природе.
На месте вспышек сверхновых звёзд обнаруживаются быстро расширяющиеся газовые туманности. Трудно сомневаться в том, что они образуются в результате выбрасывания вещества при вспышках сверхновых. На месте сверхновой 1054 г. в настоящее время наблюдается Крабовидная туманность, расширяющаяся со скоростью порядка 1 100 км/с. Если скорость расширения считать постоянной, то время начала расширения приблизительно совпадёт с эпохой вспышки. Крабовидная туманность очень хорошо изучена и о ней будет подробно говориться ниже. Остатки сверхновых 1572 г. и 1604 г. представляют собой расширяющиеся волокнистые туманности. Однако яркость этих туманностей мала и их изучение встречает трудности.
Для понимания природы сверхновых звёзд большое значение имеет тот факт, что их остатки являются сильными источниками радиоизлучения. Первоначально был измерен поток радиоизлучения от Крабовидной туманности (Болтоном в 1947 г.), а затем и от остатков сверхновых 1572 г. и 1604 г. Наблюдения показывают, что интенсивность этого излучения убывает с ростом частоты, и обычно она представляется в виде
𝐼
ν
~
ν
-𝑛
(31.1)
где 𝑛>0. В частности, для Крабовидной туманности 𝑛=0,2, а для остатков двух других упомянутых сверхновых 𝑛=0,8. Как мы знаем (см. § 18), в случае теплового излучения интенсивность в радиодиапазоне постоянна для прозрачной туманности и пропорциональна ν² — для непрозрачной. Поэтому мы должны сделать вывод о нетепловом происхождении радиоизлучения остатков сверхновых. Как увидим дальше, спектр радиоизлучения, даваемый формулой (31.1), может быть объяснён при допущении о синхротронном его происхождении.
Кроме трёх указанных остатков сверхновых, в Галактике обнаружено много других дискретных источников радиоизлучения. Некоторые из них отождествлены со слабыми газовыми туманностями и по ряду признаков их также можно считать остатками сверхновых. К таким объектам относится, в частности, радиоисточник Кассиопея A, самый интенсивный на небе. Он был отождествлён с кольцеобразной туманностью, расширяющейся со скоростью порядка 7000 км/с. Из сопоставления этой скорости, определённой по спектру, и скорости расширения в угловой мере найдено, что туманность находится от нас на расстоянии 3400 парсек. По-видимому, эта туманность является остатком сверхновой, вспыхнувшей около 1700 г. Однако сверхновая не могла наблюдаться вследствие большого расстояния до неё и значительного межзвёздного поглощения. Большинство известных остатков сверхновых находится от нас на расстояниях, не превышающих 2000 парсек, и поэтому полное число их в Галактике должно быть довольно большим (порядка 1000). Так как продолжительность существования туманности, выброшенной при вспышке сверхновой, по-видимому, не превосходит 100 000 лет, то в нашей Галактике одна сверхновая должна вспыхивать приблизительно раз в 100 лет. Разумеется, эта оценка очень груба, но она соответствует результатам подсчётов вспышек сверхновых в других галактиках.
2. Синхротронное излучение.
Для объяснения происхождения радиоизлучения туманностей, образующихся при вспышках сверхновых, приходится привлекать механизм синхротронного излучения. Такое излучение возникает при движении релятивистского электрона в магнитном поле. Название этого явления связано с тем, что оно впервые наблюдалось в синхротроне, предназначенном для получения частиц высоких энергий.
Как известно, движение электрона в однородном магнитном поле складывается из поступательного движения вдоль силовой линии и вращения вокруг неё. При этом электрон излучает с частотой
ν₀
=
𝑒𝐻
2π𝑚𝑐
,
(31.2)
где 𝐻 — компонента магнитного поля, перпендикулярная к скорости. При напряжённостях поля, характерных для астрофизических объектов, частота ν₀ обычно очень мала. Например, при 𝐻≈10⁻⁵ эрстед по формуле (31.2) получаем, что ν₀≈30 с⁻¹, т.е. длина волны излучения порядка 10⁴ км.