Читать онлайн «Звезды: их рождение, жизнь и смерть». Страница 66

Рис. 16.7:

Итак, расстояние до Кассиопеи А около 3000 пс. Если бы не было межзвездного поглощения света, видимая величина вспыхнувшей сверхновой (абсолютная величина которой, как можно полагать, была около -20^m; см. § 15) была бы -7^m, т. е. она должна была казаться, пожалуй, даже ярче, чем сверхновая 1054 г., так поразившая китайцев, японцев и, возможно аборигенов Северной Америки. Чтобы такое удивительное явление, случившееся в области неба, которая никогда не опускается под горизонт, было бы не замечено, следует принять, что поглощение света должно быть как минимум 7—8 величин (т. е. больше, чем в 1000 раз), и еще дополнительно предположить, что в то время над всей Европой стояла несколько недель подряд ненастная погода, которая как раз случилась тогда, когда сверхновая была в максимуме своего блеска... Конечно, в принципе это может быть. Но поглощение света в направлении Кассиопеи А хотя и велико, но не настолько: около 4,3 звездной величины. О возможной причине ненаблюдаемости этой сверхновой см. § 18.

Выше уже упоминалось, что, кроме быстро движущихся волокон, в Кассиопее А наблюдаются почти стационарные конденсации. Скорее всего, эти конденсации представляют собой сжатый ударной волной межзвездный газ. Похоже, однако, на то, что химический состав этих конденсаций не совсем обычен: азот там аномально обилен по отношению к кислороду. Если это так, то остается только считать, что ударная волна от взрыва распространялась уже не по межзвездной среде, а по оболочке, «вытекшей» из звезды, которая взорвалась как сверхновая. Таким образом, все особенности весьма своеобразного остатка сверхновой Кассиопеи А объясняются молодостью этого объекта.

В 1966 г. было обнаружено рентгеновское излучение от Кассиопеи А. В отличие от рентгеновского излучения от других, гораздо более «старых» остатков сверхновых, рентгеновское излучение от Кассиопеи А значительно жестче. Как мощность, так и спектр рентгеновского излучения Кассиопеи А естественно объясняется теорией, развитой выше. Заметим в этой связи, что в окрестностях Кассиопеи А плотность межзвездного газа повышена (N_e

10—20 см^-3), что обеспечивает необходимую мощность рентгеновского излучения, которая пропорциональна N_e²R³, где R — радиус туманности. Большая жесткость теплового рентгеновского излучения от Кассиопеи А объясняется огромной температурой ( 3 10⁷ К) плазмы за фронтом волны, что в свою очередь объясняется большой скоростью расширения этой туманности, т. е. в конечном результате — ее молодостью.

Перейдём теперь к основному вопросу о природе радиоизлучения от остатков вспышек сверхновых. В настоящее время обнаружено радиоизлучение практически от всех ионизованных газовых туманностей, как «диффузных», так и планетарных. Однако это излучение, если можно так выразиться, носит тривиальный характер. Оно является чисто тепловым, и его интенсивность и спектр определяются известным законом Кирхгофа:

(16.5)

где I

 — наблюдаемая интенсивность, B(T) = 2kT/² — интенсивность излучения абсолютно черного тела,  — коэффициент поглощения на данной частоте, l — протяженность источника в направлении луча зрения. Величина l носит название «оптической толщи». При достаточно большой оптической толще

(16.6)

т. е. вне зависимости от физических свойств источника она будет иметь некоторое совершенно определенное значение, зависящее только от частоты и температуры излучающего ионизованного газа. Если

1, то формула (16.5) примет вид

(16.7)

так как

N_e²T^-1/2. Характерно, что в этом случае интенсивность излучения не зависит от частоты. Сам элементарный акт излучения сводится к «столкновениям» между электронами и ионами, движущимися с тепловыми скоростями. Тепловое радиоизлучение от областей Н II межзвездной среды, о котором речь шла в § 2, объясняется именно таким способом.

Уже один взгляд на спектр туманностей — остатков вспышек сверхновых, например, Кассиопеи А, говорит о том, что их излучение ничего общего с тепловым не имеет. Последнее на ограниченном интервале изменения

можно также представить степенным законом F ^-, где меняется в пределах от 0 до -2, между тем как у остатков сверхновых спектральный индекс положителен ( 0,5 1,0) на большом интервале изменения частот (рис. 16.8). Далее, сама величина интенсивности радиоизлучения, особенно на низких частотах, достигает огромного значения. По формуле (16.6) мы всегда можем любой интенсивности привести в соответствие некоторую температуру. Последняя носит название «яркостной температуры» (см. § 4). Оказывается, что на метровых волнах интенсивности Кассиопеи А соответствует яркостная температура в сотни миллионов кельвинов. Между тем, как это следует из формулы (16.6), в случае теплового излучения яркостная температура просто равна температуре газа, которая, как правило, порядка десяти тысяч кельвинов. Нельзя также считать наблюдаемое радиоизлучение тепловым излучением весьма горячего газа за фронтом ударной волны, распространяющейся в остатках сверхновых (см. § 15). Вычисленная на основе наблюдаемого рентгеновского излучения (которое является тепловым) интенсивность радиоизлучения, оказывается, имеет ничтожно малую интенсивность. Кроме того, не следует забывать о полном несоответствии наблюдаемых радиоспектров остатков сверхновых спектрам источников теплового радиоизлучения.

Рис. 16.8: