Космические ускорители: о чем могут поведать остатки сверхновых

В начале XXI в. наибольшее внимание астрофизиков привлекли такие необычные небесные объекты, как черные дыры и сверхновые. Интенсивно ведутся наблюдения остатков сверхновых звезд (ОСН) с помощью космических рентгеновских обсерваторий "Чандра" ("Chandra"), "Интеграл" ("Integral"), "ИксММ-Ньютон" ("XMM-Newton"), других внеатмосферных и наземных обсерваторий. Ученые создают теории происхождения ОСН, моделируют динамические процессы выбросов вещества и исследуют их характеристики. После многолетних поисков ответа на вопросы, связанные с ОСН, возникли новые задачи, связанные с дальнейшим их изучением, развитием теории и моделирования. 

Наблюдения остатков сверхновых звезд 

В настоящее время вспышки сверхновых звезд открывают сотнями каждый год в далеких галактиках на больших телескопах. В древности и в средние века удавалось обнаружить невооруженным глазом только ближайшие к Солнечной системе сверхновые (SuperNova, SN) в нашей Галактике. Среди них такие знаменитые и яркие события, как SN 1006 и 1054, наблюдавшаяся Тихо Браге Сверхновая 1572 (появление этой вспышки повлияло на выбор жизненного пути Тихо, он стал выдающимся астрономом своего времени). Немного спустя взорвалась SN 1604, которую изучал Иоганн Кеплер. Еще одну вспышку в созвездии Кассиопеи едва заметили в 1680 г. С тех пор сверхновых в нашей Галактике не наблюдали. Мы живем в слишком запыленной части Млечного Пути, далекие объекты сильно ослаблены в видимом диапазоне.
Вспышка сверхновой звезды в видимом свете обычно продолжается несколько месяцев. Потом вещество выброса становится слишком холодным, и его трудно наблюдать. Но скорость этого вещества остается огромной – до десятков тысяч километров в секунду. Вокруг сверхновых никогда не бывает абсолютной пустоты, всегда есть межзвездная среда. Поэтому при разлете выброшенного вещества появляются сильные ударные волны, температура снова поднимается до десятков миллионов кельвинов и даже выше, горячая плазма начинает светить. Только через несколько десятков лет после вспышки сверхновой это свечение уже можно регистрировать. В результате образуется остаток сверхновой – ОСН, или SNR (SuperNova Remnant). На месте перечисленных сверхновых теперь наблюдают остатки сверхновых 1006 г., 1054 г. (Крабовидная туманность), 1572 г. (Тихо), 1604 Г. (Кеплера), Кассиопея А. Последняя сверхновая, которая была видна невооруженным глазом, - SN 1987А, она вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, спутнике нашей Галактики (Земля и Вселенная, 1987, № 3; 1889, № 2). Взрыв произошел 160 тыс. лет назад, но излучение достигло Земли лишь в 1987 г. Уже сейчас на месте этой сверхновой у нас на глазах возникает молодой остаток. 

Остатки сверхновых можно наблюдать во всех диапазонах электромагнитного спектра (от радио – до жесткого гамма-диапазона), но первые тысячи и даже десятки тысяч лет своей жизни они излучают главным образом в рентгеновском диапазоне. 

Чем интересно изучение остатков сверхновых? Прежде всего, они дают нам информацию о самих взрывах звезд: какой была энергия взрыва, какие элементы были выброшены, образовалась нейтронная звезда или нет. Кроме того, ОСН определяют тепловую и механическую эволюцию межзвездной среды: они сметают огромные массы межзвездной плазмы (тысячи солнечных масс!) в большие "пузыри" с тонкими стенками, в которых рождаются молодые звезды. И, наконец, они ускоряют космические лучи до чудовищных энергий, недостижимых в наземных установках. 

В течение XX в. накоплено много данных об ОСН на основе наблюдений на радио- и оптических телескопах с поверхности Земли, а также в рентгеновском и других диапазонах из космоса. Были открыты различные типы остатков, одни из них имеют внутри пульсар (например, Крабовидная туманность), другие – нет (оболочечные остатки, напрмер, Тихо и Кеплер). Проводились работы по изучению строения ОСН, их химического состава, статистики и распределения в пространстве. 

В последние годы произошел грандиозный прорыв в исследованиях ОСН благодаря наблюдениям с помощью современных внеатмосферных обсерваторий, таких как Космический телескоп им. Хаббла (в видимом свете), а также рентгеновский телескоп и спектрографы, установленные на космических обсерваториях "Чандра", "Интеграл", "ИксММ-Ньютон" (Земля и Вселенная, 2003, №2; 2005, №№ 4,6). Попробуем кратко рассмотреть прогресс в изучении сверхновых и их остатков, ограничившись только малой долей современных достижений астрофизики в той части, которая касается интересов нашей группы в Институте теоретической и экспериментальной физики (ИТЭФ) им. А.И.Алиханова. 

Ударные волны в ОСН 

Остаток сверхновой – это система ударных волн, распространяющихся наружу в межзвездную среду и внутрь быстро летящего вещества выброса. Очень часто картина осложняется присутствием внутри газового остатка еще и молодого пульсара, накачивающего своей энергией плазму в ОСН (например, так обстоит дело в Крабовидной туманности – остатке SN 1054). А вот в остатке Кассиопея А (SN 1680) с трудом нашли нейтронную звезду, которая не является активным пульсаром. Ниже я остановлюсь на более простом случае оболочечного остатка без пульсара. Таких ОСН много, например все остатки сверхновых типа SNIa, порожденных термоядерным взрывом с полным разлетом звезды (в том числе ОСН 1572 Тихо и 1604 Кеплера). 

Какая температура может оказаться за фронтом ударной волны? Переведя скорость направленного движения (10 тыс. км/с) в хаотическое движение, получим миллиарды кельвинов для ионов плазмы. У электронов фактическая температура будет ниже, их масса в тысячи раз меньше массы ионов, и при той же скорости их энергия ниже. Внутри фронта происходят сложные процессы выравнивания температур ионов и электронов. Плазма очень разреженная – практически идеальный вакуум по лабораторным меркам (порядка одной частицы в кубическом сантиметре), да еще в присутствии магнитного поля. В теории такой плазмы еще очень много неизведанного, и наблюдения ОСН помогают земной физике понять эту замечательную субстанцию. 

Нет сомнений, что за фронтом ударной волны электроны достигают температуры в десятки миллионов кельвинов, то есть несколько килоэлектронвольт. Эту температуру мы "видим" в тепловом рентгеновском излучении остатков. В радиодиапазоне светят нетепловые электроны, разогнанные до гораздо более высоких энергий. Разные процессы дают и инфракрасный, и видимый свет (например, возбуждение атомов и ионов), и гамма-излучение (например, распад радиоактивных нуклидов Ti или распады пионов). Все это важно для диагностики процессов в ОСН, но основную роль в динамике и эволюции первые десятки тысяч лет играет рентгеновское излучение. 


Гидродинамическую эволюцию ОСН несколько идеализированно обычно разделяют на три стадии: свободный разлет выброса сверхновой, адиабатическая ударная волна (стадия Седова) и "снежный плуг" или "снегоочиститель". Первые две фазы называют нерадиативными, так как считается, что потери на излучение (радиацию) здесь не важны для динамики, хотя они, конечно, очень важны для наблюдений. Третья фаза следует после катастрофического охлаждения газа в остатке сверхновой, когда потери на излучение полностью преобладают. При этом вещество сгребается в очень тонкий слой, примерно так же, как происходит при сгребании снега, откуда и возникло название этой стадии. 

На разных стадиях эволюции существенными могут быть разные физические процессы. Здесь мы ограничимся молодыми ОСН, с возрастом не больше нескольких тысяч лет. Еще в 1950-е гг. член-корреспондент АН СССР И.С.Шкловский предложил использовать для остатков на адиабатической стадии решение Седова. Стадия называется адиабатической, так как за время увеличения радиуса остатка в два раза потери на излучение очень малы. Для сильных адиабатических взрывов в земной атмосфере академик Л.И.Седов нашел аналитическое решение, которое и применил И.С.Шкловский к ОСН. 

Однако такое решение применимо только к точечному взрыву в среде, когда масса сгребенного ударной волной газа уже много больше массы выброса сверхновой. В этом решении описывается только одна ударная волна, бегущая наружу. А молодые ОСН при своем расширении после взрыва сверхновой успели сгрести газ межзвездной среды массой меньше или порядка массы выброса. На этой стадии эволюции в ОСН формируются две ударные волны. Одна из них распространяется наружу в межзвездную среду, тем самым увеличивая массу сгребенного газа. Другая движется внутрь по уже остывшему из-за адиабатического расширения выбросу сверхновой, разогревая его вновь до "рентгеновских" температур, то есть до десятков миллионов кельвинов и выше. Таким образом, появляется возможность изучать вещество, выброшенное при взрыве сверхновой, определять, как распределяется в остатке плотность и химические элементы, лучше понять физику взрыва. 

Приближенные решения для этой стадии эволюции с двумя ударными волнами предложил в 1981 и 1985 гг. доктор физико-математических наук Д.К.Надёжин из ИТЭФ и в 1982 г. профессор Р.Шевалье из Вирджинского университета (США). Такие структуры с двумя ударными волнами видны на рентгеновских изображениях многих ОСН, например молодого остатка DEM L71 в Большом Магеллановом Облаке. Ясно, что вторую стадию в эволюции ОСН следует называть стадией Надёжина-Шевалье, а не стадией Седова, потому что в решении Седова присутствует всего одна ударная волна. 

Динамика и излучение молодых остатков SNIa
Сверхновые, наблюдавшиеся Тихо Браге (SN 1572) и Иоганном Кеплером (SN 1604), относят к типу SNIa (то есть к термоядерным сверхновым). Их остатки подробно изучаются на современных космических обсерваториях. Приближенные решения правильно предсказывают общую гидродинамическую структуру ОСН и формирование в нем ударных волн, но в них невозможно учесть многие физические процессы, без которых нельзя правильно предсказать особенности излучения ОСН. Например, в таких решениях не учитывается нестационарная ионизация в ОСН, зависящая от всей предыдущей эволюции, а это очень существенно для молодых остатков, ионизационное равновесие внутри которых устанавливается в течение сотен лет. Поэтому для правильного понимания деталей излучения ОСН такого малого возраста, как у остатков сверхновых Тихо и Кеплера, необходимо численное моделирование с учетом неравновесных процессов в них. 

Остаток Тихо SN 1572 привлекателен для исследований благодаря высококачественным изображениям и особенно спектрам, полученным с помощью обсерватории "ИксММ-Ньютон". Он почти сферический, поэтому его удобно моделировать, хотя клочковатость и "портит" это удобство, но не слишком. Хорошо известен возраст ОСН Тихо (435 лет), а вот радиус мы знаем не так точно. Значение радиуса зависит от принятого расстояния, которое определяют разными методами, откуда для радиуса получается примерно 2-3 пк. Мы не знаем также точных значений и характеристик межзвездной среды вокруг остатка. Подробное моделирование ОСН и сравнение моделей с наблюдениями позволяет ограничить неизвестные параметры и сказать, какой механизм взрыва сверхновой был допустим, а какой нет. 

В нашей группе в ИТЭФ совместно с ГАИШ МГУ и рядом зарубежных институтов детальные исследования молодых ОСН проводят кандидаты физико-математических наук Е.И.Сорокина и Д.И.Косенко. Они занимаются: 
- анализом наиболее важных физических процессов в ОСН с возрастом в несколько сот лет; 
- расчетом эволюции остатка для разных моделей термоядерных сверхновых (SNIa); 
- анализом спектров и диаграмм профилей рентгеновской яркости на эпоху наблюдений; 
- исследованием возможности развития катастрофического остывания (даже в столь юных ОСН). 

Уже сейчас в расчеты включены такие сложные эффекты, как неравновесная нестационарная ионизация под действием электронных ударов, перезарядки. За сотни лет в разреженной плазме тяжелые ионы не успевают прийти в равновесие процессов ионизации (когда электроны отрываются от иона) и рекомбинации (когда электроны "садятся" обратно на ион). У нас учитываются потери энергии на излучение и ионизацию (чем часто неоправданно пренебрегают в молодых остатках), принимаются во внимание различие температур электронов и ионов, теплопроводность. В некоторых моделях удается неплохо воспроизвести спектры, другие модели приходится отбросить. Это тоже важно для понимания механизма взрыва, реально осуществляющегося в природе. Но ряд деталей не удается объяснить, пока не включены дополнительные процессы. В частности, важно учесть ускорение надтепловых частиц до фантастических энергий в тысячи раз выше тераэлектронвольт (ТэВ), ведь остатки сверхновых – это мощнейшие космические ускорители. Наземные суперколлайдеры (ускорители, где пучки релятивистских частиц сталкиваются, по-английски – collide) никогда не смогут стать столь эффективными!

Нетепловые спектры и ускорение частиц в ОСН

Остатки сверхновых излучают не только рентгеновскую радиацию, но и являются важными источниками нетеплового излучения. Оно рождается частицами, ускоренными до энергий в миллионы раз выше, чем при простом тепловом нагреве плазмы в ударной волне. Первый механизм ускорения космических лучей полвека назад предложил Энрико Ферми. Он рассматривал хаотические столкновения протонов с облаками межзвездной плазмы. Облака движутся довольно медленно – их относительная скорость всего 20 км/с. Но масса облаков грандиозна, поэтому их кинетическая энергия огромна. Известно, что при упругих столкновениях частиц их энергии стремятся сравняться, точнее выравниваются температуры всех подсистем ансамбля. Вследствие этого легкие протоны стремятся ускориться до скоростей, близких к скорости света, а их энергия становится много больше массы, умноженной на скорость света в квадрате (mc2).

Для того чтобы этот механизм ускорения работал, частицы вовсе не должны быть заряженными. Например, таким путем нейтральные частицы "темной материи" набирают энергию от звезд при пролетах мимо последних за счет чисто гравитационного взаимодействия. Отсюда теоретики делают ряд интересных предсказаний о возможности наблюдений "темной материи" в окрестностях черной дыры в центре нашей Галактики (Земля и Вселенная, 2006, №6).

При "лобовых" столкновениях протон набирает энергию, а при ударе облака в "хвост" - теряет. В сумме получается действительно набор энергии в полном согласии с общими соображениями о выравнивании температур по ансамблю, но в результате эта первоначальная форма механизма Ферми не очень эффективна из-за того, что много столкновений (вдогонку облакам) приводят к потере уже набранной энергии. Прорыв в теории произошел в 1977 г. после публикации статей академика Г.Ф.Крымского из ИКФИА СО РАН, американского ученого У.Аксфорда и др. В своих работах они показали, что за счет неоднородностей магнитного поля протон может возвращаться внутрь фронта ударной волны, многократно с ним сталкиваясь. Мощный фронт ударной волны, магнитное поле, затравка из "раскаленных" протонов и других ядер – все это есть в остатках свехновых. Поэтому они действуют как мощные космические ускорители частиц. Ясно, что такой механизм работоспособен только для заряженных частиц: нейтральную частицу магнитное поле не сможет вернуть внутрь фронта ударной волны.

Доказательство ускорения частиц в ОСН мы получаем из спектров синхротронного излучения в радиодиапазоне, а также из степенных спектров в рентгене, на которых видна корреляция областей ускорения частиц с ударными волнами (то есть примерное совпадение этих областей). Практически напрямую ускорение частиц видно в очень жестких гамма-фотонах в энергиями выше тераэлектронвольт на черенковских телескопах. Например, группой HESS (High Enegy Stereoscopic System), управляющей стереоскопической системой из четырех черенковских телескопов в Намибии, под руководством доктора физико-математических наук Ф.А.Агароняна (Ереванский физический институт) получены спектры и изображения остатка сверхновой RX J1713.7-3946 с высоким разрешением, на которых области ускорения близки к ударным волнам. Жесткие фотоны (несколько тераэлектронвольт) рождаются в ОСН благодаря комптон-эффекту (то есть из-за отдачи при рассеянии) на ультрарелятивистских электронах и в распадах пионов – массивных нестабильных частиц, возникающих в космическом ускорителе ОСН так же, как и в наземных ускорителях.

Выводы и нерешенные задачи

Современная теория способна объяснить тепловое и нетепловое излучение остатков сверхновых, грубо объяснить их линейчатые спектры в рентгеновском диапазоне и увязать тип остатка с типом породившей его сверхновой. В деталях еще много неясностей.

Нужно получить подробные спектры разных частей "больших" остатков (например, ОСН SN 1006) для выяснения доли нетепловых частиц. Требуется искать корреляции с радио- и гамма-излучением (в ТэВ).

Среди остатков SNIa требуется выявить такие, которые порождены пекулярным подтипом сверхновых SN 2002 cx. Эти сверхновые характеризуются относительно небольшой энергией взрыва и хорошо описываются моделями медленного (дефлаграционного) термоядерного горения. Необходимо выявить и остатки, рожденные особо мощными взрывами сверхновых разных типов. Столь грандиозные взрывы случаются реже, чем слабые, но при сильном взрыве остаток живет дольше, так что шансы его найти не нулевые.
Даже для таких ОСН, где хорошо видны классические ударные волны (SN 1572, SN 1604, DEM L71, Петля в Лебеде), требуется коренной пересмотр теории. Даже в "тепловой" части плазмы не выполняются условия применимости уравнений гидродинамики: длины пробегов частиц в плазме сравнимы или больше размеров остатков. Это значит, что ударные волны бесстолкновительны, в их структуре решающую роль играют плазменные эффекты. Развитие теории здесь возможно только в теснейшем контакте с наблюдениями.

Моделирование наблюдаемых рентгеновских спектров ОСН и их изображений должно проводиться не в упрощенных моделях, а в полных газокинетических моделях с учетом нестационарности ионизации и надтепловых частиц. Это значит, что в расчетах не будет делаться предположение о тепловом распределении ионов и электронов по энергиям, а будут применяться все достижения современной теории ускорения космических лучей в ОСН и учитываться влияние космических лучей на динамическое состояние остатка.