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.

Глава 18 Почему взрываются звезды?

До сих пор мы рассматривали только последствия вспышек сверхновых звезд. Взрывы звезд приводят к образованию в высшей степени интересных, отличающихся большим своеобразием туманностей. Эти туманности буквально «начинены» релятивистскими частицами, т. е., проще говоря,— первичными космическими лучами. Последние должны образовываться каким-то образом на самых сравнительно ранних этапах возникновения туманностей — остатков взрыва. Кроме того, как это было показано на примере Крабовидной туманности, «звездный остаток» взрыва продолжает в некоторых случаях мощную генерацию космических лучей, непрерывно «питая» образовавшуюся после взрыва туманность. Пока еще не совсем ясно, в какой степени это явление оказывается универсальным свойством «звездных остатков», хотя имеются достаточно серьезные основания связать его только со сверхновыми II типа.

Взрывы звезд имеют важное значение для физики и динамики межзвездной среды. Это огромное возмущение распространяется вначале с очень большой скоростью, которая постепенно уменьшается. Зона взрыва за несколько десятков тысяч лет распространяется на гигантскую область межзвездной среды, размеры которой исчисляются десятками парсек. В этой зоне физические условия резко отличаются от «невозмущенных». В ней существует весьма горячая плазма, нагретая до температуры в несколько миллионов кельвинов. Плотность космических лучей и напряженность магнитного поля в области, охваченной таким большим возмущением, значительно больше среднего значения, рассеиваясь в окружающей межзвездной среде, такое возмущение «обогащает» ее космическими лучами и вносит изменение в химический состав межзвездного газа.

Мы уже видели в § 16, что химический состав быстро движущихся волокон Кассиопеи А резко отличается от «обычного». Уже один этот наблюдательный факт говорит о том, что взрыв звезды является как бы «плавильным тиглем», в котором осуществляется «варка» сложных ядер. Следовательно, взрывы сверхновых звезд, выражаясь языком металлургов, осуществляют процесс «флотации» (обогащения) межзвездной среды тяжелыми ядрами.

Излишне подчеркивать, к каким необозримой важности последствиям приводит этот неуклонно действующий процесс. Ведь в «юности», еще до того как образовались галактики и звезды, Вселенная представляла собой довольно простую водородно-гелиевую плазму, возможно, с небольшой примесью дейтерия. Тяжелых ядер тогда еще не было. Это нашло свое отражение в химическом составе старейшего поколения звезд — субкарликов (см. § 12). В этой связи следует заметить, что основное обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами произошло на самых ранних стадиях образования галактик. Тогда образовалось одновременно с нынешними субкарликами большое количество массивных и сверхмассивных звезд первого поколения, которые после десятка миллионов лет эволюции взрывались как сверхновые. Частота вспышек последних была в десятки раз больше, чем сейчас. По этой причине процесс обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами в основном закончился довольно быстро, за «какие-нибудь» несколько сотен миллионов лет самой ранней истории нашей Галактики (а также, конечно, и других галактик)[ 43 ].

Естественно спросить, а откуда известны эти важные детали «химической истории» нашей звездной системы? Оказывается, что эта летопись записана в метеоритах и земной коре. Тонкий химический анализ позволяет найти отношение концентраций радиоактивных изотопов ²³⁸U (уран-238), ²⁴⁴Рl (плутоний-244), ²³⁵Th (торий-235), а также двух изотопов йода — ¹²⁷I и ¹²⁹I. Так как периоды полураспада у ядер этих изотопов достаточно хорошо известны, то по измеренной относительной концентрации можно получить возрасты ядер. В частности, из измеренного отношения концентрации [Pl]/[U] в образцах метеоритов следует, что эти сверхтяжелые ядра образовались 8,5—10 миллиардов лет назад, причем они образовались за сравнительно короткое время.