Несколько лет назад американские радиоастрономы подтвердили наблюдения горьковских радиоастрономов Станкевича и Цейтлина, установивших, что по мере расширения Кассиопеи А меняется не только ее поток, но и спектр. Последний становится все более «плоским». При таком изменении за время
1000 лет спектральный индекс Кассиопеи А уменьшится почти вдвое и станет близким к спектральному индексу «старых» остатков. Причина этого интересного явления пока неясна. Скорее всего она связана с молодостью источника Кассиопея А, вследствие чего в нем еще продолжается процесс ускорения релятивистских частиц (см. ниже). На рис. 16.11 приведена зависимость поверхностных яркостей остатков от их радиусов для всех объектов с хорошо известными расстояниями. Хорошо видно, что эта зависимость может быть представлена степенным законом, хотя и более пологим, чем при
= 0
,8. Эмпирически получена зависимость
Нас не должно смущать, что эмпирический закон убывания радиосветимости по мере роста радиуса более пологий, чем теоретический, описываемый формулой (16.15). Во-первых, не все туманности находятся на адиабатической стадии расширения, во-вторых, спектральные индексы большинства туманностей сравнительно невелики.
Полученной эмпирической зависимостью (16.18) мы воспользуемся для того, чтобы развить новый метод определения расстояний до остатков вспышек сверхновых, которые другими методами определить либо невозможно, либо весьма затруднительно. Этот метод носит статистический характер и по идее вполне аналогичен нашему методу определения расстояний до планетарных туманностей, который был предложен в 1956 г. и вскоре стал общепризнанным. В обоих случаях светимость объектов довольно быстро уменьшается с ростом их линейных размеров по мере расширения [ 38 ]. Поэтому разница в размерах разных объектов относительно невелика и в первом приближении расстояние будет обратно пропорционально угловым размерам
. Так же, как и в случае планетарных туманностей, различие в линейных размерах радиотуманности учитывается множителем, зависящим от измеренной их интенсивности (или поверхностной яркости). Кроме того, в окончательную формулу войдут такие характеристики взрыва сверхновой, как выделившаяся полная энергия
E и первоначальное магнитное поле
H в оболочке. Эти характеристики вполне аналогичны массе выброшенной оболочки у планетарных туманностей. Окончательно формула для расстояний до радиотуманностей имеет вид
где показатель
зависимости
L R- принят равным трем. В настоящее время эта формула (или ее видоизменения) является основной при определении расстояний до радиотуманностей — остатков вспышек сверхновых, известное число которых уже перевалило за сотню.
Зная расстояния до остатков сверхновых, можно оценить полное количество таких объектов в Галактике. Это количество оказывается порядка 500, причем свыше 100 непосредственно наблюдаются и занесены в каталоги. Так как средний возраст таких остатков близок к 20 000 годам (см. начало этого параграфа), то отсюда можно оценить среднюю частоту вспышек сверхновых в Галактике: примерно одна вспышка за сорок лет.
Из всех остатков сверхновых выделяется один замечательный объект, природа которого, правда, еще окончательно не установлена. Речь идет о знаменитом галактическом «шпуре». Это смешной «перевод» на русский язык английского слова «spur», что попросту означает ... «шпора».
Уже первые радионаблюдения Галактики, выполненные на заре радиоастрономии, выявили в распределении радиояркости по небу одну очень крупную деталь. Известно, что интенсивность космического радиоизлучения имеет значительную концентрацию к галактическому экватору и центру. Однако в 30° от центра из области галактического экватора почти перпендикулярно к нему отходит довольно яркая, сравнительно узкая полоса радиоизлучения, которая тянется на огромное расстояние почти до северного галактического полюса и, описав гигантскую петлю, возвращается обратно к галактическому экватору. В целом «шпур» представляет собой на небесной сфере малый круг диаметром около 110°. Спектр «шпура» указывает на то, что его излучение имеет синхротронную природу. Никаких протяженных, даже очень слабых оптических объектов в области «шпура» не обнаружено.
В разное время предлагалось несколько гипотез, в которых содержались попытки объяснения природы этой весьма значительной детали радиоизлучения Галактики. Наиболее интригующей является гипотеза, согласно которой «шпур» — это не что иное, как остаток вспышки сверхновой, имевшей место несколько десятков тысяч лет назад. Так как поверхностная яркость радиоизлучения «шпура» примерно такая же, как .у радиотуманности, связанной с волокнистыми туманностями в Лебеде, линейный диаметр «шпура» при такой интерпретации должен быть около 35—40 пс. Следовательно, вспышка сверхновой произошла очень близко от Солнца — всего лишь на расстоянии около 25 пс. Это могло случиться примерно 20 000 лет назад — на памяти кроманьонского человека...
Серьезным доводом в пользу гипотезы о «сверхновой» природе «шпура» явилось уверенно обнаруженное мягкое рентгеновское излучение во всей его полосе. Мы уже знаем, что такое рентгеновское излучение является важнейшим атрибутом старых остатков вспышки сверхновых. Отсутствие оптических тонковолокнистых туманностей в области «шпура» не должно рассматриваться как серьезный аргумент против обсуждаемого объяснения его природы. Оптические остатки сверхновых отличаются большим разнообразием. В сущности, мы пока еще плохо представляем, как образуются удивительно тонкие газовые волокна в ударной волне, распространяющейся в межзвездной среде после вспышки сверхновой. Имеется, однако, один важный аргумент против такой интерпретации: никакого повышения интенсивности жесткого гамма-излучения в области «шпура» не обнаружено. Это означает, что релятивистских протонов там мало. И все же представляется весьма вероятным, что около 20 000 лет назад в окрестностях Солнца произошла вспышка сверхновой. Это очень маловероятное событие, так как в среднем такое событие должно происходить один раз в несколько миллионов лет. Как же выглядело это явление с точки зрения «кроманьонского наблюдателя»? Прежде всего он видел необыкновенно яркую звезду, видимая величина которой около -17. Освещенность, создаваемая на Земле этой звездой, в сто раз превосходила освещенность от полной Луны, хотя все же была в десять тысяч раз меньше, чем от Солнца. Так как во время максимума блеска цветовая температура сверхновой II типа около 40 000 К, то основное ее излучение было сосредоточено в ультрафиолетовой части спектра. Поток этого излучения, способного ионизовать верхние слои атмосферы Земли, был
1000 эрг/см
2 с, что в тысячу раз больше, чем поток такого излучения от Солнца. Из-за этого ионизация верхних слоев атмосферы увеличилась в десятки раз. Однако это губительное для всего живого излучение до поверхности Земли не доходило. Слишком толста «броня» атмосферы нашей планеты.
