Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Среди довольно протяженных, с низкой поверхностной яркостью радиоисточников,— остатков вспышек сверхновых — резко выделяется Кассиопея А. Этот компактный объект имеет огромную поверхностную яркость (в радиолучах, разумеется), а связанная с ним оптическая туманность резко отличается от тонковолокнистых туманностей, наблюдаемых в «старых» остатках сверхновых звезд. Эта туманность имеет настолько необычный вид, что первое время открывшие ее исследователи упорно не желали считать ее остатком вспышки сверхновой. Действительно, вид этой туманности и ее спектр совершенно не похожи ни на Крабовидную туманность и ее спектр, ни на изображенные на рис. 16.2 и 16.3 системы тонковолокнистых туманностей в Лебеде и Близнецах. На рис. 16.6 приведена фотография туманности Кассиопея А, полученная в красных лучах. Видно довольно вытянутое волокно (протяженность его около 3) на расстоянии 2 от центра туманности и большое количество «звездообразных» пятнышек, покрывающих всю площадь, занятую радиоисточником. Однако эти пятнышки отнюдь не звезды, а газообразные довольно плотные конденсации. Кроме пятнышек имеются также маленькие (до 20) вытянутые волокна. Некоторые из них довольно ярки, другие едва различимы. Все эти «обрывки» туманности располагаются в пределах окружности с диаметром немного больше 6. Особенно интересны спектры отдельных конденсаций волокон. Линии излучения волокон «диффузного» вида показывают огромные лучевые скорости, доходящие почти до 8000 км/с Наоборот, звездообразные пятна сколько-нибудь значительных лучевых скоростей не обнаруживают. Вся наблюдаемая картина оптической туманности Кассиопея А может быть объяснена следующим образом. Диффузные туманности представляют собой выброшенные во время взрыва звезды облака газа, движущиеся с огромной скоростью через окружающую их межзвездную среду. Важно подчеркнуть, что химический состав быстро движущихся волокон резко отличается от химического состава межзвездной среды. Такие элементы, как кислород, сера и аргон в этих волокнах в десятки раз более обильны (по отношению к водороду), чем в межзвездной среде. Это обстоятельство означает, что выброшенный во время взрыва материал до этого претерпел сложную химическую трансформацию, обусловленную ядерными реакциями. Наблюдения последних 20 лет показали, что эти волокна весьма нестабильны: они появляются как бы в «пустом» пространстве, существуют десяток лет и исчезают. Большие волокна иногда распадаются на малые, причем относительные скорости отдельных частей крупных волокон весьма велики. Вообще, многое в природе физических процессов, происходящих в волокнах Кассиопеи А, пока остается еще не ясным.

Из наблюдаемой скорости расширения систем волокон Кассиопеи А можно получить возраст этого объекта. Оказывается, что взрыв звезды, явившийся причиной образования Кассиопеи А, произошел около 1667 г. (примерно между 1659 и 1675 г.). Представляется удивительным, почему европейские астрономы, которые так успешно наблюдали почти за столетие до этого Новые Тихо и Кеплера, решительно ничего не заметили в созвездии Кассиопеи. Почему же это так получилось? Почему «прозевали» вспышку этой сверхновой в эпоху, когда в Европе уже были обсерватории? Конечно, видимая яркость звезды зависит не только от мощности ее излучения, но и от расстояния до нее. Каково же расстояние до Кассиопеи А?

Первая надежная оценка расстояния до этого источника была получена радиоастрономическим методом. Метод основывается на изучении линии поглощения в радиоспектре источника на волне 21 см. Эта линия образуется в результате поглощения радиоизлучения межзвездными атомами водорода. Так как последние концентрируются преимущественно в спиральных рукавах Галактики, которые имеют друг относительно друга разные скорости, то это отразится на «профиле» линии, которая разобьется на несколько компонент, соответствующих водородному поглощению в различных рукавах. Так как в направлении на Кассиопею А существуют три спиральных рукава, а профиль линии поглощения состоит из двух резко выраженных провалов интенсивности, то сразу же можно сделать вывод, что источник радиоизлучения расположен где-то между вторым и третьим рукавом спиральной структуры (рис. 16.7), откуда следует, что расстояние до него около трех тысяч парсек (т. е. около десяти тысяч световых лет). Такое же расстояние получается из сравнения наблюдаемой скорости «расползания» волокон туманности по небесной сфере (они, естественно, определяются в угловых единицах, например, секундах дуги в год) со скоростью волокон по лучу зрения, определяемой из измеренного доплеровского смещения спектральных линий.

Рис. 16.7: Схема, поясняющая радиоастрономический метод определения расстояния до туманности Кассиопея А.