СВЕРХНОВЫЕ: НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Еще в далекой древности на небе изредка наблюдали появление ярких “новых звезд”, которые по прошествии некоторого времени угасали и полностью исчезали из поля зрения. И лишь в XX в. стало окончательно ясно, что наблюдаемый феномен совершенно не связан с зарождением звезд, а порой, наоборот, отражает собой их гибель в гигантском взрыве. Тем не менее название “Новые” за ними сохранилось, а позже среди них были выделены Сверхновые, по масштабам своего проявления намного превосходящие феномен обычных Новых. Как потом оказалось, именно феномен Сверхновых обусловлен полным разрушением звезды в сверхмощном термоядерном взрыве, тогда как Новые — это отголосок меньшего по масштабам взрывного процесса, не приводящего к разрушению звезды. В этой брошюре будут рассмотрены оба этих феномена, но начнем мы со Сверхновых.

В начале 40-х годов американский астроном Р. Мин-ковский сделал предположение о подразделении Сверхновых на два типа. В таблице представлены основные данные о Сверхновых I и II типов, полученные из оптических наблюдений. Сразу же оговоримся, что в этой брошюре не будет обсуждаться феномен Сверхновых

Основные наблюдательные данные о Сверхновых I и II типов

II типа. Наблюдательных данных о них не столь уж много, и это весьма затрудняет получение согласованной теории феномена Сверхновых II типа. Предполагают, правда, что он связан с разрушением массивных звезд (с образованием нейтронной зевзды) на поздних стадиях эволюции, однако много здесь неясного.

Итак, поговорим о Сверхновых I типа, и вначале более подробнее остановимся на их наблюдательных характеристиках. Их оптические спектры весьма схожи, и все они имеют широкие полосы, отождествить которые так и не удалось до конца. Правда, в конце 60-х годов советский астрофизик Ю. П. Псковский предположил, что они, видимо, образуются линиями поглощения, сильно расширенными вследствие эффекта Доплера за счет большого разброса в скоростях движения вещества в оболочке Сверхновой I типа. Отметим также, что Э. Р. Мустель, анализируя в свое время оптические спектры Сверхновых I типа, сделал вывод об аномально высоком содержании кислорода, углерода, азота и серы в оболочках этих Сверхновых.

Спектральные линии подобных легких элементов имеют рентгеновские спектры остатков Сверхновых I типа, полученные с помощью спутника “Эйнштейн”. Ультрафиолетовые наблюдения с использованием аппаратуры спутника “ИУЭ” показали, что по крайней мере три Сверхновые I типа обладают практически одинаковым спектром в данном диапазоне. Это указывает на то, что взрывающийся объект (предсверхновая) имеет схожие свойства для всех Сверхновых I типа. Об этом свидетельствуют и инфракрасные исследования Сверхновых I типа. Интересно, что наблюдения типичных Сверхновых I типа в радиодиапазоне дали отрицательный результат, и, по всей вероятности, у типичных Сверхновых I типа отсутствует радиоизлучение.

Важным наблюдательным фактом является то, что в эллиптических галактиках вспыхивают только Сверхновые I типа, причем они имеют тенденцию вспыхивать на периферии этих галактик. Такое пространственное распределение указывает на то, что Предсверхновые Сверхновых I типа являются старыми объектами. С другой стороны, в эллиптических галактиках, по всей вероятности, отсутствуют звезды, имеющие массу больше 3 Me, а как мы знаем, эволюция одиночных маломассивных звезд не сопровождается какими-либо взрывными явлениями. Отсюда напрашивается естественный вывод о том, что Предсверхновые, вспыхивающие как Сверхновые I типа, являются членами двойных систем, где происходит аккреция вещества на маломассивную звезду с вырожденным состоянием своих недр. Иначе говоря, эти Предсверхновые являются белыми карликами, образовавшимися в тесных двойных системах после обмена масс с другим компонентом системы. Большой возраст предсверхновых указывает, что они, скорее, являются углеродно-кислородными карликами, хотя и не исключены другие варианты белых карликов для маломассивных звезд.

Можно отметить и еще один наблюдательный факт, который еще совсем недавно рассматривался с прямо противоположных позиций. Дело в том, что рентгеновские наблюдения с очень высоким разрешением (при помощи телескопа спутника “Эйнштейн”) газовых остатков Сверхновых I типа, вспыхнувших в нашей Галактике в 1572 г. (Сверхновая Тихо Браге) и в 1604 г. (Сверхновая Кеплера), со всей определенностью указали на отсутствие там каких-либо звездоподобных остатков. Ранее же считалось как раз наоборот, что при взрыве предсверхновой образуется (как остаток) нейтронная звезда, и этим объяснялось происхождение пульсаров. В качестве примера обычно ссылались на пульсар в Крабовидной туманности, которая осталась от взрыва звезды, наблюдавшегося как Сверхновая I типа в 1054г.

Однако в настоящее время эту Сверхновую не относят к I типу, в то время как Сверхновые Тихо Браге и Кеплера являются характерными представителями I типа. Поскольку же нейтронные звезды за несколько сот лет не могли остыть настолько, чтобы их нельзя было бы обнаружить в рентгеновском диапазоне с помощью телескопа спутника “Эйнштейн”, то отсюда и сложилось мнение о полном разрушении звезд без всякого остатка (нейтронной звезды) при феномене Сверхновых I типа. Весьма вероятно, происхождение пульсаров свойствено феномену Сверхновых II типа, но, как говорилось, много здесь в теории неясного. Надо сказать также и о том, что в самом феномене, приведшем к образованию Крабовидной туманности, много еще неясного, несмотря на чрезвычайное количество собранной информации о Крабовидной туманности и ее пульсаре, как и о других подобных объектах (плерионах). Во всяком случае феномен Сверхновой, связанный с образованием Крабовидной туманности, весьма уникален по своим проявлениям, и его дальнейшее изучение может принести еще неожиданные результаты.

С другой стороны, в последние годы многое прояснилось в причинах феномена Сверхновых I типа, о чем более подробно будет сказано чуть позже. Стало понятным и развитие этого феномена во времени, характеризуемое кривой изменения его блеска (рис. 11), Оказалось, что форма кривых блеска Сверхновых I типа тесно связана с выделением энергии при ядерных реакциях, инициируемых взрывным процессом, вызывающим такой феномен. Мощный термоядерный взрыв, приводящий к полному разрушению предсверхновой, по сути, является процессом взрывного ядерного горения, в ходе которого происходят все ядерные превращения, характерные для рассмотренной ранее эволюции одиночных звезд большой массы. Так, например, взрывное ядерное горение углерода не ограничивается синтезом неона, натрия и магния, а продолжается вплоть до образования ядер никеля Ni⁵⁶. Как читатель, наверное, помнит, ядра Fe⁵⁶ не синтезируются непосредственно в термоядерных реакциях, а получаются в результате радиоактивного распада, который и ответствен за форму кривых блеска Сверхновых I типа.

Впервые радиоактивный механизм накачки энергии был предложен в 1956 г. В. Бааде и его сотрудниками на примере распада ядер калифорния Cf²⁵⁴. Превращение ядер никеля Ni⁵⁶ (конечного продукта термоядерного синтеза в звездах) в ядра железа Fe⁵⁶ осуществляется в двух последовательных циклах ядерного превращения. Вначале совершается захват электрона ядром Ni⁵⁶ с образованием ядра кобальта Со⁵⁶ при испускании гамма-квантов, затем происходит, еще одна реакция ядерного превращения в результате beta⁺-распада, который обусловливает образование ядра железа Fe⁵⁶ из ядра Со⁵⁶. Характерная особенность последнего превращения — это образование ядер Fe⁵⁶ в возбужденном состоянии, которые переходят затем в основное состояние при испускании гамма-квантов. Оценки показывают, что потоки позитронов и гамма-квантов, возникающие в этих реакциях, вполне способны поставлять необходимое количество энергии в оболочку, оставшуюся при взрыве предсверхновой, чтобы объяснить длинный экспоненциальный “хвост” кривых блеска Сверхновых I типа.

Проведенные расчеты свидетельствуют о том, что для энергетического обеспечения кривых блеска Сверхновых I типа за счет рассмотренной цепочки радиоактивного распада требуется, чтобы при взрыве предсверхновой синтезировалось никеля в количестве от 0,6 до 1,2 Mc. Характерное время захвата электронов ядрами Ni⁵⁶ составляет всего около 6 сут, и поэтому сопоставить полученную оценку с результатами наблюдений практически невозможно. Однако в спектрах Сверхновых и их остатков должны быть линии излучения железа, по которым можно оценить содержание этого элемента в оболочках, оставшихся после взрыва предсверхновой. Так, например, Р. Киршнер и Дж. Оук, анализируя оптический спектр Сверхновой I типа, вспыхнувшей в 1972 г. (естественно, в другой галактике), показали, что ряд особенностей спектра, видимо, вызваны наложением различных линий излучения ионизованного железа.

Правда, надо отметить, что проведенные тогда оценки общего количества железа в оболочке этой Сверхновой дали удручающий результат — всего около 0,01 Me. Такое количество железа было намного ниже требуемого и поэтому вызывало различные кривотолки, однако выход из создавшейся кризисной ситуации нашел И. С. Шкловский. Он показал, что физические условия, существующие в остатке Сверхиовой, способствуют пребыванию там железа преимущественно в состоянии двукратной ирнизации (Fe III), а линии излучения Fe III за метны лишь в других диапазонах спектра. Действительно, с помощью аппаратуры спутника “ИУЭ” впоследствии были обнаружены сильные линии ионизованного железа в ультрафиолетовом спектре остатка Сверхновой I типа, вспыхнувшей в нашей Галактике в 1006 г. Оценки количества железа, проведенные на основании этих данных, дали порядка 1 Mc, что вполне согласуется с выводами теории.

Наконец, сравнительно недавно был получен результат, прямо свидетельствующий в пользу радиоактивного механизма накачки энергии в оболочках Сверхновых I типа. Анализируя спектр все той же Сверхновой 1972г., американский астрофизик Т. Аксельрод в 1980 г. выявил в нем две линии излучения двукратно ионизованного кобальта (Со III). Примечательно, что эти линии были хорошо заметны в спектре Сверхновой на 133-е и 264-е сутки, но уже отсутствовали на 376-е сутки (т. е. спустя 114 сут) после максимума блеска. Все это естественно объясняется радиоактивным распадом ядер Co⁵⁶, причем характерное время захвата электрона и испускания позитрона ядром Co⁵⁶ составляет как раз 114 сут.

В заключение этого раздела остановимся на некоторой разновидности Сверхновых I типа, получивших название пекулярных. Форма их кривых блеска напоминает обычные, но в максимуме блеска светимость пекулярных Сверхновых I типа в 4 раза ниже. Оптический спектр спустя 2 мес после максимума блеска также ничем не отличается, но в максимуме блеска отсутствует характерная особенность, приписываемая линии поглощения ионизованного кремния. Имеется также неотождествленный дублет линий с длинами волн 630 и 650 нм. Все пекулярные Сверхновые I типа вспыхивали только в спиральных галактиках, причем впервые именно от этой разновидности Сверхновых I типа было зарегистрировано радиоизлучение.

Недавно был получен инфракрасный спектр одной из таких пекулярных Сверхновых I типа, где обнаружена сильная линия ионизованного железа (Fe II). Кроме того, имеются свидетельства о том, что скорости расширения железной составляющей в оболочке сравнительно небольшие (около 2000 км/с). На основании полученных спектральных данных общее количество железа в оболочке оценивается примерно в 0,3 Mc-