"Звезды: их рождение, жизнь и смерть" - читать интересную книгу автора (Шкловский Иосиф Самуилович)

Глава 17 Крабовидная туманность

Не будет преувеличением сказать, что ни один космический объект не дал астрономии столько ценнейшей, принципиально новой информации, как Крабовидная туманность. В самом деле, Крабовидная туманность была первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. (Это произошло в 1949 г.) Она же была первым галактическим объектом, отождествленным с источником рентгеновского излучения (1963 г.). В Крабовидной туманности впервые был обнаружен совершенно новый тип оптического излучения, дотоле неизвестный астрономам (см. ниже). До этого единственным известным астрономам видом оптического излучения было тепловое излучение звезд и туманностей. Новая интерпретация оптического и радиоизлучения в сочетании с анализом рентгеновского, гамма- и радиоизлучения впервые выявила огромное значение заряженных частиц сверхвысоких энергий и магнитного поля в динамике и эволюции многих космических объектов, главным образом метагалактических. Выяснение природы этой замечательной туманности помогло развитию современных астрофизических представлений, согласно которым в масштабе галактик, скоплений галактик и Метагалактики космические лучи играют не менее важную роль, чем «классические» компоненты материи — звезды и межзвездная среда. В самом конце 1968 г. Крабовидная туманность преподнесла астрономам очередной сюрприз: в ее центре находится самый замечательный из всех известных пульсаров. О нем будет много сказано в следующей части этой книги. Здесь мы только подчеркнем, что и в этом случае Крабовидная туманность оказалась первым известным космическим объектом, генетически связанным с пульсарами—этим совершенно новым типом населения Галактики. Автор книги ждет новых «сюрпризов» от этой так много уже «поработавшей» для астрономии туманности. В частности, он не будет удивлен, если пульсар в Крабовидной туманности окажется первым объектом, от которого будет обнаружено гравитационное излучение (см. § 24).

В последнее время считают, что Крабовидная туманность представляет собой остаток вспышки сверхновой II типа. В пользу этого вывода говорит ее сравнительно большая масса (1—2 M) и аномально богатый гелием химический состав ее газовых волокон (см. ниже). Последнее обстоятельство указывает на то, что перед взрывом звезда, «породившая» Крабовидную туманность, прошла существенную часть своего эволюционного пути. Современные оценки первоначальной массы звезды, вспыхнувшей в 1054 г. как сверхновая, дают значение около 10 солнечных масс.

Еще в XIX веке Крабовидная туманность была объектом исследования ряда выдающихся астрономов. Однако большинство этих наблюдений были визуальными. Знаменитый английский астроном-наблюдатель лорд Росс был, пожалуй, первым, кто обратил внимание на волокнистую структуру Крабовидной туманности. Он же был «крестным отцом» этой туманности, назвав ее из-за характерной формы «Крабом». На рис. 17.1 приведена зарисовка этой туманности, сделанная Россом в 1844 г., где она действительно похожа на краба. При всей своей наивности этот рисунок вполне соответствует современным фотографиям (рис. 17.2). В частности, знаменитый «залив» этой туманности, хорошо видный на фотографии, и определяет две «клешни» «краба».

Рис. 17.1: Зарисовка Крабовидной туманности, сделанная лордом Россом.

Рис. 17.2: Фотография Крабовидной туманности.

Рис. 17.3: Раздвоение линий излучения в спектре Крабовидной туманности.Раздвоение линий излучения в спектре Крабовидной туманности.

Первая фотография Крабовидной туманности была получена в 1892 г. Спектр Крабовидной туманности начал исследоваться уже в XX столетии известным американским астрономом Слайфером (1913—1915 гг.). В частности, он первым обратил внимание на раздвоение ее спектральных линий излучения (рис. 17.3), ошибочно объяснив его... эффектом Штарка, который незадолго до его наблюдения был открыт в лаборатории. Конечно, сейчас такая «интерпретация» может вызвать улыбку. Не будем, однако, слишком строги к замечательному астроному, сделавшему немалое число важных открытий[ 39 ]: ведь в то время астрофизика была в эмбриональном состоянии. Слайфер же первым обратил внимание на яркий непрерывный спектр Крабовидной туманности, на который накладываются линии излучения. В дальнейшем ряд астрономов занимался спектроскопическими исследованиями этой туманности. Мы теперь кратко опишем ее спектр. В первом приближении он похож на спектры планетарных туманностей. Наиболее яркими линиями излучения являются характерные «запрещенные» линии ионизованных кислорода, азота и серы. Наблюдаются также более слабые линии водорода. Однако, в отличие от всех известных газовых туманностей, в том числе и планетарных, Крабовидная туманность имеет очень яркий непрерывный спектр. Конечно, и в газовых туманностях наблюдается сравнительно слабый непрерывный спектр, в частности, образующийся при одновременном излучении двух квантов (так называемый «двухфотонный процесс», на котором останавливаться здесь мы не можем). Однако в Крабовидной туманности только несколько процентов полного излучения сосредоточено в линиях, между тем как в планетарных туманностях картина совершенно обратная.

Знаменитый американский астроном-наблюдатель Бааде еще в конце тридцатых годов получил исключительно интересные фотографии Крабовидной туманности через светофильтры. На рис. 17.4 приведена фотография, полученная на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт Вилсон через фильтр, пропускающий известную красную линию водорода H и близко расположенные к ней линии ионизованного азота. Эта фотография сильно отличается от фотографий, снятых в белом свете (см. рис. 17.2). Видна изумительной красоты ажурная сеть тонких волокон, охватывающих всю туманность по ее периферии. Из этой фотографии следует, что спектральные линии излучаются не всем объемом туманности, а только сетью волокон, в то время как непрерывный спектр излучается всем объемом туманности. Структура областей, излучающих только непрерывный спектр, была получена на фотографии, снятой через специальный фильтр, в пределах «полосы пропускания» которого нет сколько-нибудь интенсивных линий излучения (рис. 17.5). Эта фотография разительно отличается от приведенной на рис. 17.4. Неспециалисту может показаться, что речь идет о двух совершенно различных объектах! Структура туманности на этой фотографии выглядит гораздо более «диффузной» или «аморфной», чем на рис. 17.4. По-разному распределены и яркие детали. Таким образом, эти фотографии доказывают, что Крабовидная туманность состоит из двух отдельных частей: «ажурной» сетки тонких газовых волокон, расположенных в виде оболочки по периферии туманности, и занимающей практически весь объем «аморфной», излучающей непрерывный спектр субстанции, природа которой многие годы оставалась загадочной.

Рис. 17.4: Фотография. Крабовидной туманности через светофильтр, пропускающий линию H.

Туманность имеет форму довольно правильного эллипса, угловые размеры которого приблизительно равны 4 6. Обратим внимание, что вблизи центра этого эллипса находятся две слабые звездочки 16-й величины, расположенные на расстоянии около 5 друг от друга. Южная (на фотографии — нижняя) из этих звездочек сыграла выдающуюся роль в истории астрономии (см. § 19). Сама туманность имеет видимую звездную величину около 8^m,5, т. е. она излучает в тысячу раз больше каждой из описанных выше звездочек.

В 1921 г. французский астроном Лампланд из сравнений фотографий туманности, снятых через 8 лет, нашел, что в ней наблюдаются изменения. Отдельные яркие детали аморфной массы вполне заметно переместились, но распределение яркости не остается постоянным, а как бы «дышит». В течение более 30 лет эти удивительные изменения не могли быть объяснены. Это явление изменчивости деталей — уникальное свойство Крабовидной туманности. Ни у планетарных, ни у диффузных туманностей ничего подобного не наблюдается. Из известного расстояния до «Краба» (см, дальше) и углового смещения деталей за 8 лет можно было сделать вывод, что отдельные части туманности движутся со скоростью, близкой к 0,1 скорости света — величина фантастически большая! Ввиду полной, как казалось, иррациональности этого явления астрономы просто не занимались им. Природа этих вариаций стала ясной, когда был наконец понят механизм оптического излучения Крабовидной туманности, о чем речь будет идти дальше.

Рис. 17.5: Фотография Крабовидной туманности через светофильтр, не пропускающий ярких линий излучения.

Значительно медленнее меняется расположение газовых волокон туманности. Наблюдения, разделенные промежутком времени в 30 лет, позволили установить, что вся система волокон расширяется. Она как бы «расползается» по небу с угловой скоростью около 0,23 в год. С другой стороны, угловой радиус туманности составляет около 180. Отсюда непосредственно следует, что возраст туманности, полученный в предположении, что скорость ее расширения все время оставалась постоянной, почти в точности равен 800 годам. Это, конечно, близко к возрасту, отсчитываемому от момента вспышки сверхновой (930 лет), но все же меньше его. Отсюда следует важный вывод, что движение волокон Крабовидной туманности происходит ускоренно. Только выяснение природы излучения «аморфной» массы Крабовидной туманности позволило объяснить причину ускорения ее волокон (см. ниже).

Перейдем теперь к анализу спектральных наблюдений «Краба». Найденное еще Слайфером раздвоение линий излучения в спектре Крабовидной туманности было подтверждено дальнейшими исследованиями. На рис. 17.3 приведен спектр при ориентации щели спектрографа вдоль большой оси туманности. Хорошо видно, что яркие линии излучения в центре туманности раздвоены, в то время как на краях туманности раздвоения линий нет. Линии имеют как бы «клочковатый» вид, что объясняется волокнистой структурой излучающих эти линии областей туманности. Своеобразная «дуговая» форма раздвоенных линий со всей наглядностью доказывает, что причиной раздвоения является расширение системы излучающих эти линии газовых волокон. В центральной области диска туманности волокна при своем расширении движутся на нас и от нас. Первые, из-за эффекта Доплера, будут излучать линии, смещенные к фиолетовому краю спектра, вторые — к красному. Напротив, на краях туманности направление движения волокон почти перпендикулярно к лучу зрения. Поэтому значительного смещения длин волн наблюдаться не будет. Из измерения расстояния между компонентами раздвоенных линий можно получить скорость расширения системы волокон, которая в среднем около 1200 км/с. Зная угловую скорость «расплывания» волокон в плоскости, перпендикулярной к лучу зрения (0,23 в год) и линейную скорость расширения, можно определить расстояние до Крабовидной туманности, которое, с учетом ее эллипсоидальной формы, оказывается близким к 1700 пс. Это значение хорошо согласуется с оценкой видимой величины «звезды-гостьи» 1054 г. С учетом поглощения света получается, что абсолютная величина этой звезды в максимуме была около -18^m, что близко к абсолютной величине сверхновых.

По измеренным лучевым скоростям волокон и их «собственным движениям» на небесной сфере можно построить грубую пространственную модель Крабовидной туманности, приведенную на рис. 17.6. Причудливо переплетающаяся сеть газовых волокон этой туманности как бы «окаймляет» аморфную массу, находясь на ее периферии. Анализ относительных интенсивностей спектральных линий излучения и их ширин позволяет понять картину физических условий в газовых волокнах. Оказывается, что для отдельных волокон электронная концентрация меняется в пределах от нескольких сотен до нескольких тысяч на кубический сантиметр, в то время как температура газа близка к 20 000 К. Химический состав волокон, насколько это можно судить по их спектрам, отличается от состава других газовых туманностей довольно значительно. Имеются все основания полагать, что в «Крабе» относительное обилие гелия выше приблизительно в пять раз, причем для разных волокон оно меняется. Полная масса газа, находящегося в волокнах Крабовидной туманности, близка к массе Солнца.

Рис. 17.6: Пространственная модель волокон Крабовидной туманности.

Прежде чем перейти к анализу основной компоненты оптического излучения Крабовидной туманности с непрерывным спектром, мы должны остановиться на ее радиоизлучении. Радиоизлучение Крабовидной туманности было обнаружено в Австралии в 1949 г. Болтоном. Несомненно, что это открытие было важной вехой на пути понимания природы Крабовидной туманности. Уже первые наблюдения позволили установить существенное различие между радиоспектрами Крабовидной туманности и других известных тогда радиоисточников. Первый оказался гораздо более «пологим», чем вторые. Спектральный индекс радиоизлучения Крабовидной туманности оказался аномально малым, всего лишь 0,28. Это означает, что уменьшение потока радиоизлучения при повышении частоты происходит гораздо медленнее, чем у других источников. Так например, если на волне 3 м поток от Кассиопеи А в десять раз больше, чем от Крабовидной туманности, то на сантиметровом диапазоне ситуация уже становится обратной. Угловые размеры Крабовидной туманности в радиодиапазоне практически такие же, как и в оптическом. Следует еще подчеркнуть одно важное обстоятельство. Как мы видели в предыдущем параграфе, радиоисточники, связанные со «старыми» остатками вспышек сверхновых, имеют «оболочечную» структуру, т. е. у них радиоизлучающие области расположены на периферии. Ничего подобного в распределении радиоизлучения Крабовидной туманности не наблюдается. Источники радиоизлучения в этом случае заполняют весь объем туманности, концентрируясь к ее центру.

Большой интерес всегда представляли радиоастрономические наблюдения Крабовидной туманности во время ее покрытия Луной. Дело в том, что Крабовидная туманность, из-за ее близкого расположения к эклиптике, изредка «затмевается» движущейся по небесному своду Луной. Это открывает богатые возможности изучения распределения яркости радиоизлучения, что весьма важно, так как разрешающая способность радиотелескопов до недавнего времени была недостаточна. Находящий на туманность край Луны как бы «выключает» те или иные яркие детали, тем самым давая возможность определить их координаты с большой точностью. Покрытия Крабовидной туманности Луной происходят примерно раз в 10 лет. Во время радионаблюдений покрытия «Краба» Луной в 1964 г. было сделано одно очень важное открытие. Оказалось, что в самом центре туманности, неподалеку от «южной» звездочки, о которой речь шла выше, наблюдается источник радиоизлучения очень малых угловых размеров, во всяком случае не больше 0,1 секунды дуги. Этот источник особенно интенсивен на низких частотах. Так, например, на частоте около 25 МГц (длина волны около 12 м) он дает от 30 до 50 процентов всего потока радиоизлучения от Крабовидной туманности. На существование такого радиоисточника указывали также и более ранние наблюдения «мерцания» радиоизлучения Крабовидной туманности при ее прохождении через плазму внешней короны Солнца, что бывает ежегодно 15 июня, когда Солнце в своем видимом годичном движении по эклиптике очень близко подходит к «Крабу». Только спустя почти пять лет после этих наблюдений стало ясно, что этим малым радиоисточником является знаменитый пульсар, открытый в центре Крабовидной туманности в конце 1968 г.!

Радиоизлучение Крабовидной туманности на частотах сантиметрового диапазона обнаруживает значительную линейную поляризацию. Сам по себе этот факт является сильным аргументом в пользу вывода, что радиоизлучение Крабовидной туманности имеет «синхротронную» природу. Еще до открытия поляризации радиоизлучения в 1953 г. автор настоящей книги предложил эту теорию для объяснения радиоизлучения Крабовидной туманности. Расчет типа описанного в § 16 позволяет сделать вывод, что для объяснения наблюдаемого радиоизлучения необходимо принять, что в Крабовидной туманности имеется магнитное поле, напряженность которого около 10^-3 Э. Радиоволны излучают находящиеся в Крабовидной туманности релятивистские электроны, энергия которых порядка нескольких сот миллионов электронвольт. Полная энергия магнитного поля, заключенного в Крабовидной туманности, очень велика, порядка 3 10⁴⁸ эрг. Полезно сравнить эту энергию с кинетической энергией газовых волокон Крабовидной туманности, разлетающихся, как мы видели, со скоростью 1500 км/с. При массе волокон 1 массы Солнца, или 2 10³² г, получим, что их кинетическая энергия 1,5 10⁴⁹ эрг, т. е. почти такая же, как энергия магнитного поля. Отсюда следует важный вывод, что магнитное поле Крабовидной туманности должно играть заметную роль в динамике расширения ее волокон — обстоятельство, к которому мы вернемся ниже.

В том же 1953 г. автор этой книги объяснил «аморфное» оптическое излучение Крабовидной туманности тем же синхротронным механизмом, который ответствен за ее радиоизлучение. Предыдущие попытки объяснения этого давно известного излучения наталкивались на большие, в сущности говоря, непреодолимые, трудности. Согласно «классической» трактовке непрерывного оптического спектра Крабовидной туманности, основанной на единственно известном тогда механизме теплового излучения горячего, ионизованного газа, следовало предположить, что в Крабовидной туманности имеется огромное количество этого газа, порядка 20—30 солнечных масс. При этом необходимо было считать, что температура такого газа исчисляется сотнями тысяч градусов, что совершенно необычно для газовых туманностей, температура которых в десятки раз ниже. Наконец, в газовых волокнах наблюдается значительно более низкая температура — порядка 10—20 тысяч кельвинов. Очень трудно себе представить, как могут такие сравнительно холодные волокна существовать, будучи окружены со всех сторон значительно более горячей плазмой той же плотности. Ведь давление «внешнего» горячего газа должно будет неограниченно их сжимать!

Представление о том, что у Крабовидной туманности оптическое излучение с непрерывным спектром, так же как и ее радиоизлучение, объясняется синхротронным механизмом, радикально снимает все эти трудности и противоречия. Ведь если в этой туманности существуют релятивистские электроны с энергиями, лежащими в интервале 10⁸—10⁹ эВ, то должны быть, конечно, в значительно меньшем количестве, релятивистские электроны с большими энергиями, например, в интервале 10¹¹—10¹² эВ. Так как частоты, на которых излучают синхротронным механизмом релятивистские электроны, пропорциональны квадрату их энергий (см. формулу (16.13)), то если электроны с энергией 10⁸—10⁹ эВ в магнитном поле H 10^-3 Э излучают на частотах дециметрового и сантиметрового диапазона, электроны с энергией 10¹¹ эВ будут излучать как раз на оптических частотах, которые в сотни тысяч раз выше. Идея, как видим, довольно простая.

Спектральная плотность потока в непрерывном оптическом спектре Крабовидной туманности почти в 400 раз меньше, чем в области радиочастот. С другой стороны, спектральная плотность потока радиоизлучения хотя и медленно, но убывает с ростом частоты. Логично было сделать вывод, что и дальше, в сторону миллиметровых и инфракрасных волн, может быть продолжено синхротронное излучение Крабовидной туманности. И, наконец, почему бы ему не тянуться еще дальше, до оптических и даже более высоких частот? Другими словами, следует ожидать единого синхротронного спектра у этой туманности, который должен тянуться от радио- до оптических и более высоких частот.

Расчеты показывают, что в Крабовидной туманности имеется единый энергетический спектр релятивистских электронов, включающий в себя как гораздо более многочисленные электроны с энергией 10⁸ — 10⁹ эВ, являющиеся причиной ее радиоизлучения, так и в десятки тысяч раз меньшее количество значительно более энергичных электронов с энергией порядка 10¹¹—10¹² эВ, излучающих оптические и ультрафиолетовые кванты. Концентрация последних совершенно ничтожна: один электрон на сотни кубических метров пространства! Полная же масса всех релятивистских частиц в Крабовидной туманности, если считать, что на один релятивистский электрон приходится один релятивистский протон, около 10²⁷ г, что близко к массе земного шара! Для того чтобы попытаться количественно объяснить оптическое излучение Крабовидной туманности тепловым механизмом, нужно было предположить, что там содержится 10³⁵ г горячего газа, т. е. в сотню миллионов раз больше вещества, чем в случае релятивистских частиц. Мы видим, как эффективен механизм синхротронного излучения: ничтожное количество релятивистских частиц обеспечивает мощное излучение туманностей в течение довольно длительного времени.

Таким образом, новая концепция превратила «аморфную» массу Крабовидной туманности в «пузырь», содержащий совершенно ничтожное (по космическим масштабам, конечно) количество вещества в форме релятивистских частиц. Помимо большого количества трудностей старой, «тепловой» теории, синхротронная теория сняла еще одну трудность, известную со времен Лампланда. Она непосредственно объяснила наблюдавшиеся этим астрономом быстрые изменения в распределении яркости «Краба» (см. выше). Ведь отдельные облака релятивистских электронов могут двигаться в пределах туманности со скоростью, составляющей заметную часть скорости света!

Рис. 17.7: Фотографии Крабовидной туманности через различно ориентированные поляроиды.

Снятие затруднений старой теории само по себе, конечно, очень важно. Не менее привлекательна логическая стройность и изящество новой теории. Однако все это, конечно, еще не означает, что новая теория — правильная. Чтобы теоретическое построение стало твердо установленной истиной, необходимо, основываясь на новых представлениях, предсказать такие эффекты, которые либо были до этого совершенно неизвестны, либо казались абсолютно непонятными. Мы можем считать, что последними были наблюдаемые изменения в Крабовидной туманности. Что касается совершенно новых эффектов, то и за этим дело не стало. На основании новой теории И. М. Гордон и В. Л. Гинзбург предсказали, что оптическое излучение Крабовидной туманности, если оно имеет синхротронную природу, должно быть линейно поляризовано. Этот предсказанный на основе теории эффект впервые был обнаружен советскими астрономами М. А. Вашакидзе и В. А. Домбровским в 1954 г., которые наблюдали независимо друг от друга и разными методами. Они использовали телескопы весьма скромных размеров и смогли получить только среднюю поляризацию от туманности. Поляризацию отдельных деталей «Краба» они исследовать не могли. Тем не менее их результаты оказались весьма впечатляющими. Усредненная степень поляризации оказалась близкой к 10%. Это очень большая величина. Для сравнения скажем, что поляризация света удаленных звезд, вызванная его прохождением через пылевые облака, редко превышает 1—2% и измеряется при этом вполне надежно.

Через 2 года после советских авторов поляризационные наблюдения Крабовидной туманности были проведены в США на величайшем тогда в мире 5-метровом телескопе. Уже неоднократно упоминавшийся нами американский астроном Бааде получил серию превосходных фотографий «аморфной» массы туманности (для чего был использован специальный светофильтр) через поляроиды, ориентированные по-разному. Эти фотографии, приведенные на рис. 17.7, невольно поражают воображение. Отдельные яркие детали то появляются на одной фотографии, то исчезают на другой, полученной через «перпендикулярно» ориентированный поляроид. Это означает, что свет этих деталей почти на 100% линейно поляризован. Некоторые области туманности при повороте поляроида на 90° изменяются до неузнаваемости. Создается впечатление, как будто это сняты разные туманности... Измерение негативов этих фотографий позволило для каждой точки туманности получить величину и направление поляризации света (рис. 17.8).

Согласно теории синхротронного излучения, направление поляризации должно быть перпендикулярно к направлению магнитного поля в области излучения. Сравнительно регулярный характер поляризации света Крабовидной туманности позволяет построить систему силовых линий находящегося там магнитного поля (рис. 17.9). Обращает на себя внимание то, что направление вытянутости отдельных деталей аморфной массы совпадает с направлением магнитного поля. Отсюда с наглядностью следует вывод, что отдельные сгустки релятивистских частиц как бы «растекаются» вдоль силовых линий. Магнитные силовые линии являются как бы «направляющими» для такого движения, препятствуя «расплыванию» этих частиц в перпендикулярном к полю направлении. Такая картина может наблюдаться только тогда, когда плотность энергии магнитного поля сравнима или превосходит плотность энергии релятивистских частиц. Таким образом, сам характер магнитного поля и его взаимосвязь с «аморфной» массой с предельной наглядностью демонстрирует синхротронный характер оптического излучения Крабовидной туманности.

Рис. 17.8: Поляризация Крабовидной туманности.Поляризация Крабовидной туманности.

Рис. 17.9: Структура магнитного поля Крабовидной туманности.

Особого внимания заслуживает структура самой центральной части Крабовидной туманности. Эту область еще в 1942—1943 гг. тщательно исследовал Бааде, который обнаружил там удивительные изменения. Время от времени в самой центральной части туманности возникают маленькие, довольно яркие конденсации, обычно вытянутой формы, которые очень быстро движутся от места своего зарождения в направлении от центра туманности. Схема структуры самой центральной части «Краба» приведена на рис. 17.10. Два маленьких кружка означают центральные звездочки. Штриховые фигуры b и a символизируют яркие детали туманности. Деталь b почти не изменяется, чего нельзя сказать о детали a, которая меняет свое положение (по отношению к центральным звездочкам), форму и яркость. Она довольно внезапно появляется в пространстве между «нижней» из двух звездочек (которая, как это будет видно в следующей главе, оказалась пульсаром) и деталью b. Далее она движется по направлению к детали b и иногда сливается с нею. Весь описанный выше цикл длится 3—4 месяца. Если знать угловое перемещение детали a и время, в течение которого это перемещение произошло, не представляет труда получить скорость детали a, вернее, ее проекцию на плоскость, перпендикулярную к лучу зрения. Эта скорость превышает 40 000 км/с! Очень похоже, что через центральную намагниченную область Крабовидной туманности с огромной скоростью проходит волна сжатия магнитных силовых линий. Это следует из анализа поляризации детали a, приводящего к установлению направления магнитного поля вдоль направления вытянутости этой детали. Следовательно, направление движения детали a перпендикулярно к направлению магнитного поля. Все эти удивительные явления означают, что в центральной части Крабовидной туманности наблюдается продолжающаяся до нашего времени «активность». Это было исторически первое указание на то, что остаток вспышки Сверхновой 1054 г. не «мертв», что в нем происходят какие-то огромной мощности физические процессы, приводящие к наблюдаемой очень быстрой изменчивости в центральной части Крабовидной туманности.

Рис. 17.10: Структура центральной области Крабовидной туманности (схема).

1963 год открыл новую страницу в истории исследования Крабовидной туманности. Весной этого года группа исследователей Морской лаборатории США, возглавляемая выдающимся американским ученым, основоположником внеатмосферной астрономии Фридманом, обнаружила рентгеновское излучение от «Краба». Эксперимент был выполнен на маленькой ракете типа «Айроби». Детектором рентгеновского излучения была «батарея» пропорциональных счетчиков фотонов общей площадью всего лишь в 65 см². Детектор регистрировал кванты в диапазоне 1,5—8 Å. Поток оказался довольно значительным: 1,5 10^-8 эрг/см² с. Это всего лишь на порядок меньше, чем поток от самого яркого рентгеновского источника в созвездии Скорпиона, который был незадолго до этого открыт. Сейчас, спустя 20 лет, техника рентгеновской астрономии позволяет регистрировать потоки в несколько десятков тысяч раз меньшие, чем от Крабовидной туманности. Всего на небе пока обнаружено около 1000 рентгеновских источников. Одним из самых ярких является источник, отождествляемый с Крабовидной туманностью.

Сразу же после открытия этого рентгеновского источника возникла проблема: а что представляет собой этот источник? Можно было ожидать, что излучает сама Крабовидная туманность, т. е. объект, имеющий хотя и небольшие, но вполне определенные угловые размеры порядка 5 минут дуги. Но, с другой стороны, нельзя было исключить и возможность того, что источником рентгеновского излучения является звезда, некогда взорвавшаяся как сверхновая. В таком случае угловые размеры рентгеновского источника были бы ничтожно малы, т. е. он оказался бы «точечным». Разрешающая способность рентгеновской астрономии, в данном случае — способность отличить «точечный» источник от малого, но протяженного объекта, 10 лет назад была весьма низка. Счастливое обстоятельство помогло, однако, астрономам быстро решить эту проблему. Мы уже говорили выше о том, что при исследовании распределения радиояркости Крабовидной туманности весьма эффективным оказался метод анализа радиоизлучения во время ее покрытия Луной. Аналогичный метод вполне приложим к анализу рентгеновского излучения Крабовидной туманностью. Нужно в подходящий момент во время покрытия Луной туманности запустить ракету, на которой должен находиться детектор, ориентированный на Краб. При этом должен непрерывно регистрироваться уровень рентгеновского излучения от туманности. Если источник рентгеновского излучения точечный, то в момент его покрытия краем Луны поток резко упадет до нуля. Если источник протяженный, то поток рентгеновского излучения по мере нахождения края Луны на источник будет постепенно уменьшаться.

Рис. 17.11: Результаты рентгеновских наблюдений во время покрытий Луной Крабовидной туманности. Вверху — зависимость скорости счета рентгеновских квантов от времени.

Такой опыт по нашему предложению был осуществлен Фридманом 7 июля 1964 г. Луна закрывала туманность со скоростью около 0,5 за минуту времени. Максимальные угловые размеры Крабовидной туманности 6, следовательно, полная длительность покрытия около 12 минут. Ракета могла находиться на высоте свыше 100 км (где только и можно принимать космическое рентгеновское излучение) всего лишь около 5 минут. По этой причине программа наблюдений была построена так, чтобы можно было наблюдать только центральную часть Крабовидной туманности размером в 2. Результаты этих наблюдений представлены на рис. 17.11, где приведена зависимость показаний детектора от времени при покрытии Крабовидной туманности Луной. Из приведенной на этом рисунке кривой сразу же видно, что источник рентгеновского излучения является протяженным, так как показания детектора убывают по мере закрытия туманности Луной постепенно. На рис. 17.11 (внизу) восстановлено полученное из показаний детектора распределение яркости источника рентгеновского излучения в Крабовидной туманности. Угловые размеры его порядка 1, т. е. значительно меньше размеров туманности в оптических лучах.

В дальнейшем было выполнено много наблюдений рентгеновского излучения Крабовидной туманности в разных спектральных диапазонах. При помощи аппаратуры, установленной на баллонах (воздушных шарах), удалось проследить жесткий спектр Крабовидной туманности вплоть до гамма-диапазона, т. е. вплоть до энергий квантов в сотни миллионов электронвольт[ 40 ]. Напомним, что энергия квантов оптического диапазона составляет 2—3 эВ, а кванты радиодиапазона имеют энергию еще в сотни тысяч и миллионы раз меньшую. Таким образом, отношение энергий квантов крайних областей всего диапазона электромагнитных волн, принимаемого от Крабовидной туманности, составляет 10¹⁴, или сотни тысяч миллиардов. Ни один другой космический объект (включая чрезвычайно близкое к нам и потому очень яркое Солнце) не исследован в таком широком диапазоне спектра. На примере этой туманности мы можем увидеть всеволновой характер современной астрономии. Пока в спектре Крабовидной туманности остаются два «белых пятна»: а) далекая инфракрасная область, б) ультрафиолетовая область. Эти спектральные участки чрезвычайно трудны для наблюдений. Ультрафиолетовое излучение, например, сильно поглощается межзвездной средой. Тем не менее электромагнитный спектр туманности вырисовывается со всей определенностью. Он представлен на рис. 17.12, где по оси абсцисс нанесены частоты излучения (пропорциональные энергиям квантов), а по оси ординат — спектральная плотность потока.

Рис. 17.12: Синхротронный спектр Крабовидной туманности.Синхротронный спектр Крабовидной туманности.

Рис. 17.13: Схема планковского спектра.

Прежде всего видно, что спектр этот совершенно не похож на спектр теплового источника излучения любой, в частности, сколь угодно высокой температуры. Последний описывается известной формулой Планка. Качественно такой спектр представлен на рис. 17.13. Спектр Крабовидной туманности хорошо описывается степенным законом F ^-. Вплоть до далекой инфракрасной области спектральный индекс 0,3, т. е. очень мал. Где-то у частот 10¹³—10¹⁴ Гц (длины волн 10—30 мкм) происходит «перелом» спектра. Начиная с частоты 10¹⁴ Гц и вплоть до огромных частот гамма-диапазона 10²⁴ Гц, спектральный индекс имеет постоянное значение, близкое к 1. Такой спектр однозначно доказывает синхротронную природу всего электромагнитного излучения «Краба». Прямым доказательством этого утверждения является измеренная в 1975 г. поляризация рентгеновского излучения Крабовидной туманности. Если ответственными за метровое радиоизлучение Крабовидной туманности являются релятивистские электроны с энергиями порядка сотен миллионов электронвольт, а за оптическое излучение — с энергиями 10¹¹ эВ, то гамма-излучение вызывается движениями электронов с энергией до 10¹⁵ эВ. Все эти релятивистские электроны движутся в довольно регулярном магнитном поле этой туманности, структура которого изображена на рис. 17.9, а среднее значение напряженности близко к 10^-3 Э. Мощность синхротронного излучения релятивистских электронов пропорциональна квадрату их энергии. С другой стороны, это излучение генерируется за счет энергии релятивистских электронов. По этой причине «время жизни» таких электронов (определяемых как время, в течение которого они потеряют из-за синхротронного излучения существенную часть своей первоначальной энергии) обратно пропорционально их энергии:

(17.1)

где H — напряженность магнитного поля, E — энергия, выраженная в миллиардах электронвольт, a t выражается в годах. Из этой формулы следует один очень важный вывод: время жизни электронов с энергией, большей чем 10¹¹ эВ, меньше 1000 лет, т. е. возраста Крабовидной туманности. Это означает, что если бы там не было непрерывного «возобновления запаса» релятивистских электронов высокой энергии, оптическое излучение «затухло» бы через сто лет. Но это заведомо не так! Со времен Мессье, наблюдавшего эту туманность в XVIII веке, яркость «Краба» почти не изменилась. Следовательно,. в этой туманности непрерывно действует некоторый механизм «накачки» «свежих» релятивистских электронов очень высоких энергий. Что же это за механизм, какова его природа? Эта проблема встала перед астрофизикой свыше 30 лет назад. Решение ее было получено в 1968 г., когда в центре Крабовидной туманности был обнаружен пульсар (см. § 19).

Характерный излом спектра Крабовидной туманности у ₁ 10¹³ Гц объясняется как раз потерями энергии релятивистскими электронами из-за синхротронного излучения. Частота ₁ определяется тем, что релятивистские электроны, излучающие на более низких частотах, «живут» в Крабовидной туманности без заметных потерь энергии больше времени, чем существует сама туманность, в то время как более высокие частоты излучаются более энергичными электронами, время жизни которых сравнительно невелико. Если бы не существовало непрерывной «накачки» таких электронов в туманность, их бы там не было совсем. На основании теории, зная частоту перелома синхротронного спектра ₁ и время жизни туманности t₁, можно поэтому найти напряженность существующего там магнитного поля, которое как бы непрерывно «перерабатывает» этот спектр. Формула для величины поля имеет простой вид:

(17.2)

где t₁ 1000 лет — возраст туманности. Из этой формулы следует, что при ₁ 10¹³ с^-1 H 5 10^-4 Э, т. е. очень близко к принятому выше значению. Заметим, что величина H очень слабо зависит от частоты перелома синхротронного спектра «Краба», которая определяется неуверенно, путем экстраполяции. Ведь прямых измерений потока излучения от туманности в далекой инфракрасной части спектра пока нет. Релятивистские электроны очень высоких энергий ( 10^-14 эВ), ответственные за рентгеновское излучение Краба, будут из-за очень больших потерь на излучение «жить» совсем мало — всего лишь несколько месяцев. Этим, по-видимому, объясняется сравнительно малая протяженность рентгеновского источника центральной части туманности. Поступающие в Крабовидную туманность такие электроны просто не успевают попасть на периферию, так как для этого нужно несколько лет.

Релятивистские частицы, движущиеся вдоль сложных, замкнутых петель магнитного поля Крабовидной туманности, как бы «заперты» в ней. Если их будет достаточно много, они будут «распирать», деформировать петли магнитного поля, стремясь их раздвинуть. Но магнитное поле и само по себе стремится «расползтись» на возможно больший объем. Этой тенденции мешает то обстоятельство, что силовые линии поля как бы «привязаны» к газовым волокнам туманности, которые поэтому удерживают поле и движущиеся в нем релятивистские частицы от неограниченного и притом довольно быстрого расширения. Но тем самым мы с неизбежностью приходим к выводу, что на систему газовых волокон должна непрерывно действовать сила давления магнитного поля и находящихся там релятивистских частиц. Эта сила и должна привести к ускоренному движению волокон туманности, что и наблюдается (см. выше). Величину этого ускорения можно получить из несовпадения возраста Крабовидной туманности (930 лет) и полученного из расширения волокон момента времени, когда вся туманность была как бы в точке, что должно было быть (считая скорость расширений постоянной) около 800 лет назад. Отсюда величина ускорения получается равной g = 0,0016 см/с². Зная величину силы давления магнитного поля и релятивистских частиц и сообщаемой этой силой ускорение, можно по простой формуле механики найти массу волокон Крабовидной туманности M:

(17.3)

где R — характерный линейный размер туманности (около одного парсека), а давление космических лучей P_p близко к H²/8, причем H следует брать на периферии туманности. Можно оценить, что там H 3 10^-4 Э. Отсюда следует, что масса волокон M 5 10³² г или 0,25 массы Солнца. Эта оценка включает в себя и массу слабых волокон, которые не наблюдаются. Полученная оценка массы достаточно близка к «лобовой» оценке, основанной на плотности газовых волокон в туманности и их суммарном объеме[ 41 ].

Как подчеркивалось выше, для обеспечения оптического, а тем более рентгеновского излучения Крабовидной туманности в течение столетий необходимо непрерывное «впрыскивание» новых порций релятивистских электронов. Естественно было предположить, что, кроме таких электронов, в туманность должны «впрыскиваться» и релятивистские тяжелые ядра — протоны, альфа-частицы и пр., короче говоря, космические лучи. В отличие от электронов, тяжелые релятивистские частицы не будут терять энергию на синхротронное излучение. Если бы их поступало в туманность не меньше, чем релятивистских электронов, их бы накопилось там столько, что давление на газовые волокна было бы весьма значительным, и, следовательно, ускорение этих волокон должно было быть гораздо больше наблюдаемого. Отсюда можно сделать вывод, что источник пополнения Крабовидной туманности релятивистскими частицами поставляет в нее преимущественно электроны и позитроны. Как впоследствии выяснилось, это связано с наличием в центре Краба весьма активного пульсара (см. ниже).

Другие остатки исторических сверхновых, вспыхнувших в Галактике в 1006, 1181, 1572 и 1604 гг., не дают такое количество информации, как Крабовидная туманность. Это нельзя объяснить только тем, что они более удалены от нас. Просто Крабовидная туманность оказалась гораздо более «богатым» и более интересным объектом. Все же мы кратко остановимся на описании остатков вспышек этих сверхновых.

Нет определенных указаний на существование оптически наблюдаемых остатков вспышки Сверхновой 1006 г. Однако на месте вспышки, в южном созвездии Волка, обнаружен довольно слабый протяженный радиоисточник[ 42 ]. Угловые размеры этого источника довольно велики: 25, или в пять раз больше, чем у Крабовидной туманности. Если принять, что Сверхновая 1006 г. имела видимую звездную величину -7,5 (на что указывают старинные арабские и китайские хроники), то, с учетом межзвездного поглощения света, расстояние до вспыхнувшей звезды было около 1000 пс. При таком расстоянии линейный радиус остатка должен быть около 3,5 пс. Зная возраст остатка ( 1000 лет), можно определить среднюю скорость расширяющейся оболочки, которая близка к 4000 км/с. Это гораздо больше, чем у Крабовидной туманности, и соответствует скорости выброса газов у сверхновых I типа, получаемых из ширин линий излучения в их спектрах (см. § 15). Следует иметь в виду, что Сверхновая 1006 г. вспыхнула довольно «высоко» над галактической плоскостью, где плотность межзвездного газа должна быть совершенно незначительна. Недавно с помощью «ультрафиолетового» спутника IUE (см. «Введение») в спектре горячей звезды, на которую проектируется остаток сверхновой 1006 г., были обнаружены широкие насыщенные линии поглощения ионизованного железа. Отсюда следует, что количество железа в этом остатке очень велико. Этот результат имеет исключительное значение для понимания природы сверхновых I типа (см. ниже). Этими скудными сведениями пока исчерпываются наши знания об остатках вспышки Сверхновой 1006 г. На месте Сверхновой 1181 г., наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами в созвездии Кассиопеи, находится довольно яркий (следовательно, молодой) радиоисточник 3C 58. Он, так же как и Краб, лишен оболочечной структуры. В оптическом спектре этого источника наблюдаются слабые линии излучения. Из анализа этих линий следует, что радиоисточник 3С 58 расширяется со скоростью 1000 км/с, а расстояние до него 2500 пс.

Гораздо больше мы знаем об остатках вспышки «звезды Тихо» — Сверхновой 1572 г. На месте вспышки этой Сверхновой наблюдаются очень слабые тонковолокнистые «кусочки» туманности. Наблюдения, разделенные промежутком времени порядка 10 лет, показывают некоторые изменения в относительной яркости волокон. Вместе с тем спектральные наблюдения не обнаружили значительных лучевых скоростей. Еще в 1952 г. на месте вспышки был найден источник радиоизлучения. Дальнейшие наблюдения позволили найти его структуру, которая весьма примечательна. В радиолучах этот источник представляет собой яркое, очень тонкое кольцо, диаметр которого 7, а толщина меньше одной сотой радиуса. Расстояние до Сверхновой 1572 г. оценивается (довольно неуверенно) в 5000 пс. Это расстояние, с учетом межзвездного поглощения света, дает для абсолютной звездной величины Сверхновой 1572 г. значение около -18^m, что близко к абсолютной величине сверхновой I типа. На месте Сверхновой 1572 г. обнаружен рентгеновский источник, о котором речь будет идти в § 20.

На месте Сверхновой Кеплера, вспыхнувшей в 1604 г., наблюдается своеобразная, похожая на веер оптическая туманность с яркими конденсациями. Наблюдения, разделенные промежутком времени в 20 лет, указывают на медленное движение ярких деталей этой туманности со скоростью 0,03 секунды дуги в год. Так как расстояние до туманности, полученное таким же образом, как и для Кассиопеи А и Сверхновой 1572 г., около 10 000 пс, то линейная скорость в плоскости, перпендикулярной к лучу зрения, составляет около 1400 км/с, в то время как полученная из спектральных наблюдений лучевая скорость составляет 230 км/с.

На месте Сверхновой 1604 г. уже давно обнаружен довольно яркий источник радиоизлучения с угловым диаметром, около 3, что при расстоянии в 10 000 пс соответствует радиусу около 5 пс. При таком радиусе средняя скорость оболочки составляет около 12 000 км/с — величина примерно такая же, как у Сверхновой 1572 г.

Примечательно, что эта сверхновая вспыхнула на очень большом (около 1500 пс) расстоянии от галактической плоскости, где плотность межзвездного газа весьма мала. Как же тогда объяснить сравнительно низкую скорость разлета волокон газа в этой туманности? Ведь межзвездная среда их затормозить не может. Решение этой трудной проблемы, возможно, связано с предположением, что вокруг взорвавшейся звезды уже была туманность, образовавшаяся из вещества, вытекающего из звезды. Вряд ли, однако, масса этой туманности могла быть слишком большой — ведь взорвалась старая звезда с массой, лишь немного превосходящей солнечную.

В заключение нужно подчеркнуть, что мы слишком мало еще знаем о природе остатков Сверхновых 1006, 1181, 1572, 1604 гг. Похоже, однако, на то, что Сверхновая 1054 г. резко отличалась от них малой скоростью выброшенной оболочки и сравнительно большой ее массой. Это и определило в конечном итоге все своеобразие явлений, которые наблюдаются в Крабовидной туманности. Спецификой Сверхновых 1006, 1572 и 1604 гг. является то, что плотность межзвездной среды вокруг них очень мала. Поэтому их оболочки, почти не испытывая торможения, расширились до значений радиуса 5 пс, что привело к быстрому уменьшению радиосветимости. Через несколько тысяч лет они расширятся настолько, что их поверхностная радиояркость упадет до ненаблюдаемого значения. Наоборот, объекты, о которых речь шла в § 16 (например, IС 443), вспыхнули в сравнительно плотной межзвездной среде, которая, «предохранив» остатки взрыва от слишком быстрого расширения, как бы «законсервировала» их и обеспечила продолжительность жизни в несколько десятков тысяч лет.