Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью: как правило, порядка 10 000 км/с. Большая скорость расширения есть главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличаются от других туманностей, например, планетарных. Последние расширяются с довольно умеренной скоростью, порядка немногих десятков км/с, т. е. примерно с той же скоростью, которую следует ожидать при расширении горячего газа в пустоте (см. § 13). Иное дело остатки сверхновых: здесь все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды в разные стороны и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости. Потом, спустя много сотен и тысяч лет, выброшенные при взрыве облака газа начнут тормозиться окружающей средой, с которой они взаимодействуют, их скорости начнут падать и снизятся до сотен и даже десятков километров в секунду. Еще задолго до этого не останется никаких видимых (т. е. наблюдаемых в оптическом диапазоне) следов взорвавшейся звезды. Но еще долгие тысячелетия и десятки тысяч лет будет существовать весьма своеобразная туманность, образовавшаяся при гигантской космической катастрофе — взрыве звезды. Пройдет, однако, сотня тысяч лет, и следы такой катастрофы в межзвездной среде почти сотрутся: остатки сверхновой полностью растворятся в этой среде. И только во многом еще загадочные пульсары , в которые превращается существенная часть взорвавшихся звезд (см. следующую часть), еще многие миллионы лет будут излучать радиоволны.

Мы можем рассматривать вспышку сверхновой звезды как сильнейшее локальное возмущение окружающей ее межзвездной среды. Для этого совершенно необязательно знать, каковы были причины взрыва звезды и каковы конкретные особенности взрыва. Надо только знать полное количество энергии, выделившееся во время взрыва в форме кинетической энергии выброшенной газовой оболочки. Кроме того, необходимо знать плотность окружающей межзвездной среды. Аналогичную задачу для сильных взрывов в земной атмосфере (ныне, к счастью, запрещенных большинством стран) решил академик Л. И. Седов еще в 1945 г. Автор этой книги применил в 1960 г. решение Седова к задаче вспышки сверхновой звезды. Будем считать окружающую межзвездную среду однородной с постоянной плотностью газа n 1атомов в 1 см 3. Теория Седова предполагает, что взрыв является адиабатическим , т. е. энергия не покидает область взрыва через посредство излучения. Вспышку сверхновой можно рассматривать как мгновенное выделение тепловой энергии E в точке, которую мы примем за начало координат в момент времени t = 0. В некоторый момент времени t возмущением от взрыва будет охвачена межзвездная среда, находящаяся внутри сферы радиуса R 2. Внутри этой сферы температура межзвездного газа, по которому распространяется вызванная взрывом ударная волна, будет очень велика. За пределами среды она скачком падает до нормального (т. е. «невозмущенного») значения. На самой границе сферы, т. е. при R = R 2, плотность межзвездного газа в четыре раза превышает невозмущенную плотность. Само применение теории Седова к нашей проблеме предполагает, что межзвездную среду можно считать сплошным сжимаемым континуумом. Такое предположение вполне законно, так как длина свободного пробега атомов и ионов в межзвездной среде, несмотря на огромную разреженность, все-таки гораздо меньше, чем R 2. Согласно теории Седова будут выполняться следующие основные соотношения:

(16.1)

где E 0= 7 , 5 10 50эрг, k — постоянная Больцмана, а плотность межзвездной среды 1= m H n 1. Второе из этих уравнений имеет простой смысл: вся выделившаяся при взрыве энергия E распределяется между частицами газа, находящегося внутри сферы радиуса R 2, нагревая его до температуры T 2. Более детальные расчеты позволяют получить распределение плотности и температуры внутри сферы, охваченной возмущением от взорвавшейся звезды. Это распределение приведено на рис. 16.1. Из этого рисунка видно, что в центральной области сферы плотность газа очень мала. Газ образует как бы слой с толщиною около 1 / 10 R 2, Температура этого газа растет по направлению к центру сферы.