4 года назад
Нету коментариев

При взрыве звезды от нее должна распространять­ся ударная волна, фронт которой практически и опре­деляет внешнюю границу остатка Сверхновой. Увеличи­вающийся со временем радиус фронта ударной волны зависит от энергии взрыва и от плотности вещества в межзвездной среде, где распространяется ударная волна. Зная размеры остатков Сверхновых и плотность межзвездной среды, можно оценить энергию, выделен­ную при вспышке Сверхновой. Расчеты показывают, что эта величина мало отличается для вспышек Сверхно­вых I и II типов и близка к 5•1050 эрг.

Важную роль в эволюции остатка Сверхновой игра­ет температура плазмы за фронтом ударной волны. Ес­ли размеры остатка со временем растут, то эта темпе­ратура уменьшается, причем температура плазмы за ударной волной зависит от энергии взрыва и плотности вещества в межзвездной среде. Через 1000 лет после взрыва эта температура еще высока — 108К. Когда же остаток Сверхновой увеличится в размерах до 30— 40 пс (что произойдет примерно через 40—50 тыс. лет), температура за фронтом ударной волны уменьшится до (1—3)•106 К.

Плазменная оболочка с такой температурой долж­на светиться в мягком рентгеновском диапазоне (в об­ласти энергий 0,1—0,3 кэВ) и быть прозрачной для этого излучения. Можно теоретически рассчитать пол­ную светимость остатка Сверхновой в рентгеновском диапазоне в зависимости от возраста остатка. Правда, для таких оценок необходимо знать всю массу излу­чающего вещества, а мы имеем весьма неопределен­ные сведения об этой величине. Тем не менее при раз­личных предположениях о величине излучающей массы рентгеновская светимость остатка Сверхновой оцени­вается в пределах 1033—1035 эрг/с.

Эта оценка согласуется с измеренными рентгенов­скими светимостями 25 остатков Сверхновых, отожде­ствленных с протяженными источниками мягкого рент­геновского излучения. Кроме того, результаты наблю­дений подтверждают вывод теории о том, что более мо­лодые остатки должны иметь более жесткое рентгенов­ское излучение. Так, например, рентгеновский источник Cas А довольно мощный и в относительно жестком рентгеновском диапазоне (вплоть до энергий 10 кэВ).

Все эти оценки и теоретические расчеты касаются лишь адиабатической стадии эволюции остатков Сверх­новых, т. е. той, когда потери энергии на излучение не­велики по сравнению с общей тепловой энергией. Усло­вие адиабатичности выполняется для большинства ис­следуемых остатков Сверхновых. По мере эволюции остатка высвечиваемая им энергия со временем становится близкой по величине к полной тепловой энергии остатка, и, следовательно, условие адиабатичности пе­рестает выполняться. Как оказалось, расширение остат­ка Сверхновой становится неадиабатическим в среднем через сотни тысяч лет после взрыва звезды.

Хотя большинство остатков Сверхновых обладает меньшими возрастами, в Галактике есть и несколько очень старых остатков. Например, так называемый Се­верный полярный шпур, волокна которого занимают на небе огромную площадь и являются источником не только радиоизлучения, но и очень слабого мягкого рентгеновского излучения. Этот остаток, по-видимому, уже миновал стадию адиабатического расширения и находится на последней стадии эволюции, почти «раст­ворившись» в межзвездной среде.

Для полного описания моделей расширяющихся остатков Сверхновых необходимо решать сложные уравнения гидродинамики и учитывать неоднородный характер межзвездной среды, которой свойственны большие перепады температур и плотностей. Так, на­пример, на расстояниях в несколько парсек плотность межзвездной среды может меняться в несколько сотен раз. Расчет таких моделей проводится с помощью элек­тронных вычислительных машин.

Нельзя корректно описать расширение остатка Сверхновой, если не учитывать и роль магнитного по­ля. Его величина в остатках, Сверхновых в несколько десятков и сотен раз превышает среднюю величину маг­нитного поля межзвездной среды (3 • 10-6 Гс). В маг­нитном поле остатка движущиеся там релятивистские электроны генерируют синхротронное излучение. При­чем распределение энергии в спектре этого излучения определяется энергетическим распределением релятиви­стских электронов. Как мы знаем, спектр синхротронного излучения является степенным Fv~v. Аналогич­ное энергетическое распределение свойственно и реля­тивистским электронам: количество электронов с энер­гиями больше некоторого значения Е определяется со­отношением N~Ey. Спектральный индекс а однознач­но связан с величиной y посредством соотношения а = (y-1)/2 .

Если в туманность-остаток постоянно не впрыски­ваются новые релятивистские электроны взамен тех, что уже растеряли на излучение свою энергию, то, как показывает теория, излучение со временем должно ослабевать. Любопытно, что все электроны теряют свою энергию в одинаковом отношении, и поэтому если в са­мом начале расширения остатка энергетический спектр электронов имел индекс у, то он таким же и останет­ся. Но если величина у не меняется, то не должен ме­няться и спектральный индекс а синхротронного излу­чения остатка.

На практике этот вывод проверить трудно, ведь у нас нет возможности проследить за каким-либо остат­ком в течение тысячелетий. Однако для молодого остатка Cas А оказалось, что спектр его радиоизлуче­ния со временем становится более плоским — спект­ральный индекс за время наблюдений (несколько лет) чуть уменьшается. Это явное свидетельство появления новых релятивистских частиц в этом остатке.

Из теории расширения остатка следует и то, что по­ток радиоизлучения Fу на данной частоте v должен со временем уменьшаться тем быстрее, чем круче спектр, т. е. чем больше величина а. Этот вывод также был проверен на молодых остатках Cas А и Крабовидной туманности. Эффект уменьшения радиопотока у Кра­бовидной туманности составляет 0,53 ±0,40% в год (теория требует значений около 0,3% в год). Наблю­дения, как видим, не противоречат теории. Уменьшение же потока у Cas А составляет 1,1 —1,3% в год, что не­сколько меньше, чем предсказывает теория,— 1,7— 1,8% в год.

Для остальных остатков, расстояния до которых из­вестны, была получена, как мы уже говорили, эмпири­ческая зависимость между размерами туманности D и ее поверхностной яркостью в радиодиапазоне Сумма~D-3. Согласно адиабатической теории расширения остатков сверхновых величина в должна зависеть от спектрального индекса а. В среднем для большинства остатков а ~ 0,5, и тогда должно быть в~6. Наблюде­ния, однако, дают для в величину, близкую к 3,5, при­чем почти не зависящую от спектрального индекса.

Поскольку остатки угасают медленнее, чем это следует из адиабатической теории, то, следовательно, в них должен действовать механизм ускорения частиц. Такой механизм вспрыскивания релятивистских частиц в туманность может быть обеспечен нейтронной звез­дой-пульсаром. Другая возможность связана с тем, что частицы могут ускоряться на фронте ударной волны. Возможно, что действуют оба эти механизма одновре­менно.