Остаток сверхновой


Остаток сверхновой
DEM L316A. Источник: ESA/Hubble & NASA, Y. Chu

На этом изображении, полученном от космического телескопа «Хаббл» показаны остатки звезды, которая погибла уже очень и очень давно. Всё, что от неё осталось — нити ионизированного газа красного цвета. Этот астрономический объект носит название DEM L316A и расположен на расстоянии 160000 световых лет от Земли в пределах одной из наших галактик-соседей — Большого Магелланова Облака.

Взрыв, который сформировал DEM L316A, относят к особенно сильным и ярким явлениям во Вселенной — сверхновой типа Ia. Такие события, как сейчас принято считать, случаются, когда белый карлик начинает активно поглощать вещество своего компаньона в двойной звёздной системе. В результате звезда становится нестабильной и происходит выпуск накопившейся энергии в виде яркого, сильного взрыва, который изгоняет внешние слои звезды в окружающее пространство на огромных скоростях. Когда этот газ движется сквозь межзвёздное вещество, он разогревает его и ионизирует. Так и возникает лёгкое красноватое свечение, которое запечатлел «Хаббл» на этом изображении.


Большое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути и стоит на четвёртом месте по величине в нашей группе галактик. DEM L316A не единственный подобный объект. Ранее здесь «Хаббл» находил подобные остатки от взрывов в 2010 и 2013 годах.

Информация о снимке

Название объекта DEM L316A
Характеристика Туманность, остаток сверхновой
Прямое восхождение 5ч 47м 19.23с
Склонение -69° 41′ 42.05″
Созвездие Золотая Рыба
Расстояние 160000 световых лет
Поле зрения 2.62 x 2.47 угловых минут
B-диапазон (457 нм) оптический, Hubble Space Telescope WFC3
V-диапазон (555 нм) оптический, Hubble Space Telescope WFC3
H-alpha-диапазон (656 нм) оптический, Hubble Space Telescope WFC3
I-диапазон (814 нм) инфракрасный, Hubble Space Telescope WFC3

По информации Hubble Media Newsletter.

Перевод: http://www.theuniversetimes.ru/dem-l316a-ostatki-d…shej-zvezdy.html#axzz4FbbeHdoO

Источник: www.liveinternet.ru


Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью ок. 10 000 км/с. Это быстро летящее вещество, подобно бульдозеру, сгребает перед собой межзвездный газ, и вместе они образуют структуру, подобную туманности Сеть в Лебеде. При столкновении движущееся и неподвижное вещества нагреваются в мощной ударной волне и светятся без дополнительных источников энергии. Температура газа при этом достигает сотен тысяч градусов, и он становится источником рентгеновского излучения. Кроме того, в ударной волне усиливается межзвездное магнитное поле, а заряженные частицы – протоны и электроны – ускоряются до энергий гораздо выше энергии теплового движения. Движение этих быстрых заряженных частиц в магнитном поле вызывает излучение в радиодиапазоне, называемое нетепловым.

Самый интересный остаток сверхновой – это Крабовидная туманность. В ней выброшенный сверхновой газ еще не смешался с межзвездным веществом.

В 1054 была видна вспышка звезды в созвездии Тельца. Восстановленная по китайским летописям картина вспышки показывает, что это был взрыв сверхновой звезды, которая в максимуме достигла светимости в 100 млн. раз выше солнечной. Крабовидная туманность находится как раз на месте той вспышки. Измерив угловые размер и скорость расширения туманности и поделив одно на другое, рассчитали, когда это расширение началось, – почти точно получился 1054 год. Сомнений нет: Крабовидная туманность – остаток сверхновой.


В спектре этой туманности каждая линия раздвоена. Ясно, что один компонент линии, сдвинутый в голубую сторону, приходит от приближающейся к нам части оболочки, а другой, сдвинутый в красную сторону, – от удаляющейся. По формуле Доплера вычислили скорость расширения (1200 км/с) и, сравнив ее со скоростью углового расширения, определили расстояние до Крабовидной туманности: ок. 3300 св. лет.

Крабовидная туманность имеет сложное строение: ее внешняя волокнистая часть излучает отдельные эмиссионные линии, характерные для горячего газа; внутри этой оболочки заключено аморфное тело, излучение которого имеет непрерывный спектр и сильно поляризовано. Кроме того, оттуда исходит мощное нетепловое радиоизлучение. Это можно объяснить только тем, что внутри туманности быстрые электроны движутся в магнитном поле, испуская при этом синхротронное излучение в широком диапазоне спектра – от радио до рентгеновского. Долгие годы загадочным оставался источник быстрых электронов в Крабовидной туманности, пока в 1968 не удалось обнаружить в ее центре быстро вращающуюся нейтронную звезду – пульсар, остаток взорвавшейся примерно 950 лет назад массивной звезды. Совершая 30 оборотов в секунду и обладая огромным магнитным полем, нейтронная звезда выбрасывает в окружающую туманность потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение

Оказалось, что механизм синхротронного излучения весьма распространен среди активных астрономических объектов.


нашей Галактике можно указать немало остатков сверхновых, излучающих в результате движения электронов в магнитном поле, например, мощный радиоисточник Кассиопея А, с которым в оптическом диапазоне связана расширяющаяся волокнистая оболочка. Из ядра гигантской эллиптической галактики М 87 выбрасывается тонкая струя горячей плазмы с магнитным полем, излучающая во всех диапазонах спектра. Неясно, связаны ли активные процессы в ядрах радиогалактик и квазаров со сверхновыми, но физические процессы излучения в них весьма схожи

Источник http://www.krugosvet.ru/

Источник: www.vseocosmose.ru

Уже первое знакомство с кривыми блеска и спект­рами сверхновых поставило проблемы, многие из кото­рых не решены до сих пор. Попробуем сначала разоб­раться в чисто наблюдательной проблеме: что остает­ся на месте вспышки после того, как сверхновая уга­сает. Здесь содержится ключ к решению загадки вспы­шек Сверхновых в нашей Галактике: ведь последние столетия в Галактике никто не наблюдал вспышек, и су­дить о том, какими были наблюдавшиеся ранее Сверх­новые, можно лишь, наблюдая то, что от них осталось на месте вспышек.

Еще с прошлого века хорошо известна оптическая Туманность в созвездии Тельца, названная Крабовидной. Но лишь в 30-х годах нашего века удалось доказать, что Крабовидная туманность расположена там, где в 1054 г. наблюдалась вспышка Сверхновой. Более того, наблюдения показали, что Крабовидная туманность рас­ширяется, ее угловой диаметр ежегодно увеличивается на 0,24″. Если туманность всегда расширялась с такой скоростью, то она должна была возникнуть всего не­сколько столетий назад. Тогда стало ясно, что при вспышке Сверхновой в пространство выбрасывается ог­ромная масса, расширяющаяся с большой скоростью.


Оказалось, однако, что газовые туманности, явля­ющиеся остатками вспышек Сверхновых, значительно перспективнее исследовать в радиодиапазоне. В конце 40-х годов XX в., на заре развития радиоастрономии, были обнаружены два мощных источника радиоизлуче­ния, один из которых оказался Крабовидной туманно­стью, а второй, в созвездии Кассиопеи, Cas А, отожде­ствлен спустя несколько лет со слабенькой оптической туманностью. Раньше на эту туманность никто не обра­щал внимания, но радиоисточник Cas А оказался в 3 раза ярче радиоизлучения Крабовидной туманности. Была исследована структура источника, составлены его радиокарты (см. первую страницу обложки), получен спектр. И стало ясно, что Крабовидная туманность и (Сas A — объекты одной природы. А совпадение Cas A с оптической туманностью позволило определить, что это также остаток вспышки Сверхновой. Более того, удалось рассчитать, когда произошла эта вспышка — примерно в 1667 г. На расстоянии всего 2—3 кпс от Солнца вспыхнула Сверхновая, и никто (а ведь созвез­дие Кассиопеи никогда не заходит за горизонт на широ­тах Европы) вспышки этой Сверхновой не наблюдал. «Виновником» оказалось сильнейшее поглощение све­та в направлении на Cas A.


Открытие радиоизлучения от остатков вспышек Сверхновых заставило приступить к поискам таких же туманностей в области вспышек Сверхновых Кеплера и Тихо. Такие туманности, излучающие в радиодиапазо­не, были обнаружены.

Остатки Сверхновых, наблюдаемые в радиодиапазо­не, обладают рядом общих особенностей, которые поз­воляют методами радиоастрономии обнаруживать в Га­лактике следы вспышек, произошедших многие тысячи лет назад. Отметим две важнейшие их особенности: степенной характер спектра радиоизлучения и оболочечная структура туманности. На первой странице облож­ки изображена радиокарта остатка Сверхновой Cas А, и видно, что радиоизофоты (линии одинаковой интен­сивности радиоизлучения) сгущаются на периферии ту­манности, туманность как бы напоминает искаженное кольцо. Такая структура называется оболочечной: ин­тенсивность радиоизлучения достигает максимума в тонком сферическом слое. Конечно, нет и речи об одно­родной слоевой оболочке — структура остатка сложна и в некоторых случаях остаток не похож на тонкую обо­лочку. Например, Крабовидная туманность излучает радиоволны во всем своем объеме, но и в Крабовидной туманности, и в Cas А, и в других остатках наблюда­ются так называемые филаменты (волокна), где яр­кость радиоизлучения значительно повышена. Некото­рые остатки почти целиком состоят из волокон, напри­мер известная волокнистая туманность в созвездии Ле­бедя, также являющаяся остатком вспышки Сверхно­вой.


Но главной особенностью, по которой радиоастроно­мы делают заключение о принадлежности туманности к остаткам сверхновых, это степенной характер ее радиоспектра. Дело в том, что в радиодиапа­зоне излучают и обыч­ные газовые туманно­сти — облака ионизо­ванного водорода НИ, нагретые близкими го­рячими звездами до температуры около 10 000 К. Радиоизлу­чение областей НИ слабо, и распределе­ние энергии в их спектре подчиняется так называемому за­кону Вина — длинно­волновой части распре­деления Планка для интенсивности тепло­вого излучения. Остат­ки Сверхновых имеют в радиодиапазоне совершенно иное распределение энергии (типичный радиоспектр остатка показан на рис. 5). Интенсивность радиоизлу­чения уменьшается с увеличением частоты по простому степенному закону Fv~v-а(здесь Fv — интенсивность излучения на частоте v, a — число, называемое спект­ральным индексом).

Излучение с подобным характером спектра не мо­жет возникнуть, если остаток Сверхновой является все­го лишь нагретым газом, и его радиоизлучение создают движущиеся в магнитном поле туманности релятивист­ские электроны. Такое излучение быстрых частиц, дви­жущихся почти со скоростью света в магнитном поле, называется синхротронным. Оно должно быть поляри­зовано, и действительно, поляризация радиоизлучения была обнаружена сначала у Крабовидной туманности, а затем и у некоторых других остатков Сверхновых.


По «картам» поляризации остатков удается определить, как расположены в туманности силовые линии магнитного поля. Распределение силовых линий маг­нитного поля в Крабовидной туманности имеет очень сложную структуру, в других остатках, силовые линии магнитного поля распределены проще; они образуют дуги, связанные с расширяющейся оболочкой, или расположены по параллельным отрезкам прямых линий, пересекающих туманность. Конечно, это лишь очень приближенное описание реальной сложной структуры.

По спектру удается определить и величину магнит­ного поля в остатках Сверхновых. В молодых остатках Сверхновых, таких, как Крабовидная туманность и Cas A, магнитное поле больше 10-4 Гс, оно в сотни раз превышает среднюю напряженность межзвездного маг­нитного поля. В старых остатках, размеры которых до­стигают нескольких десятков парсек, магнитное поле около 10-5 Гс.

Откуда же в газовой расширяющейся оболочке Сверхновой появились релятивистские электроны?

Первое и естественное предположение — электроны были «впрыснуты» в туманность в момент взрыва. Од­нако исследования показали, что такая гипотеза много­го не объясняет. В частности, она не в состоянии объ­яснить оптическое и рентгеновское излучения Крабовидной туманности.


К настоящему времени в Галактике известно около 130 остатков Сверхновых, излучающих в радиодиапазо­не. Большинство из них имеют вид тонкой, очень неоднородной, оболочки. Спектры всех остатков соответ­ствуют спектру синхротронного излучения, но спектраль­ные индексы а варьируются от одного остатка к дру­гому в довольно широких пределах. Есть остатки с кру­тым спектром; например, у Cas А спектральный индекс а = 0,78. Однако есть остатки с очень небольшим накло­ном спектра: для Крабовидной туманности а = 0,26, a для радиотуманности ЗС 58 и того меньше — а = 0,1. Эта аномалия в спектрах обычно сопровождается еще одной особенностью. В большинстве своем остатки Сверхновых представляют собой тонкие оболочки, но Ость около 10 остатков, излучающих во всем объеме сферы, и именно они обладают пологим спектром.

Как уже упоминалось, в их число входит и Крабо­видная туманность, которая, кроме того, обладает еще и рядом других аномалий. Например, скорость ее рас­ширения, несмотря на молодость этого остатка, меньше (Скоростей расширения других молодых остатков (она доставляет всего 1300 км/с). Кроме того, Крабовидная Туманность ярко светит не только в радиодиапазоне, но и в оптическом, и в рентгеновском, причем, как оказалось, оптическое и рентгеновское излучения Крабовид­ной туманности своим механизмом генерации также от­личаются от излучения других остатков Сверхновых в этих диапазонах.


Другие остатки подобного типа, обладающие хотя бы некоторыми из аномалий Крабовидной туманности, можно выделить в особый класс, что и было в свое время сделано. И сейчас остатки Сверхновых, похожие по своим параметрам на Крабовидную туманность, на­зывают плерионами. В среднем же спектральные индек­сы остатков Сверхновых близки к 0,5, причем величи­на спектрального индекса практически не зависит от других свойств остатка. Были сделаны попытки найти связь между спектром остатка и скоростью его расши­рения, размерами, расстоянием от галактической плос­кости, т. е. попытки найти хоть какую-то зацепку, чтобы объяснить, почему остаток излучает именно так, а не иначе. Однако успехом эти попытки не увенчались. Исследования остатков Сверхновых показали, что

их радиоизлучение со вре­менем ослабевает, по мере того как остаток расширя­ется. Причем удалось най­ти четкую зависимость: по­верхностная яркость остат­ка 2 (поток, приходящий­ся на единицу видимой его поверхности) уменьшается как Сумма~D> , где D — раз­меры (диаметр) остатка, в — некоторое положитель­ное число (рис. 6). Различ­ные исследователи по-раз­ному определяли величи­ну в, но не будет большой ошибкой считать эту вели­чину близкой к 3,5.

Зависимость Сумма—D стро­ится по двум-трем десяткам остатков, называемым ка­либраторами. Дело в том, что для определения разме­ров остатка D нужно знать расстояние до остатка, измеренное независимым способом. Таким способом яв­ляется, например, наблюдение линии поглощения мезжзвездного водорода на длине волны 21 см. Далее пред­полагается, что зависимость Сумма — D, построенная для остатков с известными расстояниями (калибраторов), можно распространить на все остатки Сверхновых. По­верхностная яркость остатков определяется из наблю­дений, и тогда из зависимости Сумма — D легко найти ли­нейный диаметр остатка и оценить расстояние до него. Знать расстояние до остатков Сверхновых очень важ­но, ведь тогда появляется возможность выяснить, как распределены остатки в Галактике, узнать, например, связаны ли они со спиральными рукавами.

Для точного определения расстояний необходимо как можно лучше знать зависимость Сумма — D, так как остатки-калибраторы фактически служат своего рода радиомаяками, а сама зависимость Сумма — D — своеобраз­ной «линейкой», и чем точнее она градуирована, тем точнее карта, построенная с ее помощью. Не удивитель­но поэтому, что расстояния до калибраторов, как и сам вид зависимости Сумма— D. подвергаются постоянному пе­ресмотру. И все же пока расстояния до остатков Сверх­новых определяются не очень надежно, и ошибка зача­стую сравнима с самим значением расстояния…

  • ← Спектры Сверхновых
  • Оптическое излучение остатков Сверхновых →

Источник: collectedpapers.com.ua


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.