Остатки вспышек сверхновых

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

ОСТА́ТКИ ВСПЫ́ШЕК СВЕРХНО́ВЫХ – туманности, возникающие после взрывов сверхновых звёзд. Остатки вспышек сверхновых состоят из выброшенного взрывом вещества звезды и поглощённого («сгребённого») ударной волной межзвёздного вещества.

Возможны два сценария вспышек сверхновых звёзд.

1. Белый карлик, накапливая падающее на него вещество звезды-спутника, достигает критической массы, после чего начинается его стремительное сжатие и происходит термоядерный взрыв, полностью разрушающий звезду (так называемые термоядерные сверхновые).
2. Массивная звезда, исчерпав термоядерное топливо, коллапсирует под действием сил собственной гравитации; при этом ядро сжимается и превращается в нейтронную звезду или чёрную дыру, а внешние слои сбрасываются (так называемые коллапсирующие сверхновые).

В обоих случаях взрыв выбрасывает в окружающую среду всё вещество звезды или бóльшую его часть со скоростью, достигающей 10% от скорости света. Средняя скорость расширения оболочек у термоядерных сверхновых составляет 8–12 тыс. км/с, у коллапсирующих – 3–8 тыс. км/с. При столкновении выброшенного вещества с околозвёздным или межзвёздным газом возникает ударная волна, нагревающая газ до температуры порядка 10 млн. К.

Эволюция остатков вспышек сверхновых определяется взаимодействием выброшенного при взрыве сверхновой вещества с окружающей межзвёздной средой. Остатки вспышек сверхновых в процессе своего развития проходят через следующие стадии.

1. Свободное расширение выброшенного вещества продолжается до тех пор, пока масса выметенного ударной волной межзвёздного вещества не превысит массу выброшенного звёздного вещества. Продолжительность этой стадии составляет от нескольких десятков до нескольких сотен лет, в зависимости от плотности окружающей газовой среды.
2. Ударная волна существенно замедляется, возникает возвратная ударная волна, движущаяся к центру адиабатически остывающего остатка вспышки сверхновой. Столкновения ударных волн горячего газа сопровождаются мощным рентгеновским излучением.
3. Внешняя оболочка остатка вспышки сверхновой охлаждается и формируется тонкая (толщиной менее 1 пк) и плотная (с концентрацией 1–100 млн. атомов в 1 м³) оболочка вокруг очень горячей (с температурой несколько млн. К) внутренней полости. Наступает фаза радиативного охлаждения. Оболочка остатка вспышки сверхновой становится доступной для наблюдения в видимом диапазоне спектра благодаря рекомбинации ионизованных атомов водорода и кислорода.
4. Внутренняя полость остатка вспышки сверхновой охлаждается; плотная оболочка продолжает расширяться под влиянием собственной инерции. На этой стадии остаток вспышки сверхновой лучше всего наблюдать в радиолиниях атомов нейтрального водорода.
5. Примерно через несколько сотен тысяч лет скорость расширения оболочки замедляется до среднестатистических скоростей газовых облаков в окружающем пространстве (около 10 км/с). Размер остатка вспышки сверхновой при этом может достичь нескольких десятков парсек.

Туманность SNR 0509-67.5 в Большом Магеллановом Облаке, типичный оболочечный остаток вспышки сверхновой. Рентгеновское изображение обсерватории «Чандра» (показано зелёным и голубым цветом) наложено на оптическое фото космического телескопа «Хаббл».

Остатки вспышек сверхновых подразделяются на 3 основных типа: оболочечные, плерионы и комбинированные. Оболочечные остатки вспышек сверхновых характеризуются плотной горячей оболочкой, которая наблюдается как кольцеобразная структура с резкой внешней границей (см. рис.). Плерионы (от греч. πλήρης – заполненный) имеют аморфную структуру, излучение концентрируется к центру остатка вспышки сверхновой. Комбинированные остатки вспышек сверхновых могут выглядеть как оболочечные или как плерионы в зависимости от диапазона излучения, в котором проводятся наблюдения. Различают термальные комбинированные остатки вспышек сверхновых, они выглядят как оболочечные в радиодиапазоне и как плерионы в рентгеновских лучах, и плерионные комбинированные остатки вспышек сверхновых, которые наблюдаются как плерионы и в радио-, и в рентгеновском диапазонах, однако также имеют оболочку.

Остатки вспышек сверхновых можно наблюдать в нашей Галактике и соседних галактиках Местной группы. В Галактике известно около 300 остатков вспышек сверхновых, в Магеллановых Облаках – около 60. Многочисленные популяции остатков вспышек сверхновых обнаружены в галактиках M31, M33, M81, M101, NGC 6946 и др.

Наиболее известные и хорошо изученные остатков вспышек сверхновых в Галактике – Крабовидная туманность, Кассиопея A, остатки вспышек сверхновых Тихо Браге и Кеплера. В Большом Магеллановом Облаке можно наблюдать раннюю стадию формирования остатка вспышки сверхновой после вспышки сверхновой SN 1987A. Крабовидная туманность – остаток взрыва коллапсирующей сверхновой, яркую вспышку которой наблюдали в 1054. Это плерион, в центре которого находится пульсар – нейтронная звезда, остаток сколлапсировавшего ядра звезды. Энергия, выделяющаяся при замедлении вращения пульсара, обеспечивает свечение туманности. Кассиопея A – самый яркий радиоисточник на земном небе, однако в оптическом диапазоне туманность очень тусклая. Это оболочечный остаток вспышки сверхновой, остаток взрыва коллапсирующей сверхновой, который, вероятно, произошёл около 1680, однако на Земле вспышка не наблюдалась. Остатки вспышек сверхновых Тихо Браге и Кеплера – оболочечные, образовавшиеся после вспышек термоядерных сверхновых, наблюдавшихся соответственно в 1572 и 1604.

Остатки вспышек сверхновых играют важную роль в эволюции межзвёздной среды: они нагревают её, перемешивают и обогащают тяжёлыми химическими элементами. На фронте ударной волны происходит ускорение заряженных частиц – возникают космические лучи сверхвысоких энергий. Столкновение расширяющихся остатков вспышек сверхновых с плотными газово-пылевыми облаками может инициировать процесс звездообразования.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Лозинская Т. А. Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом Галактики. М., 1986.
• Vink J. Supernova remnants: the X-ray perspective // Astronomy and Astrophysics Reviews. 2012. Vol. 20. № 1.