Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Таким образом, теория предсказывает, что потоки радиоизлучения от остатков вспышек сверхновых должны непрерывно убывать. Допустим теперь, что расширение источника происходит с постоянной скоростью, что справедливо для молодых, еще не затормозившихся источников, к числу которых принадлежит Кассиопея А. В таком случае радиус источника пропорционален его возрасту и мы можем переписать формулу (16.14) в виде

(16.16)

так как поток F пропорционален мощности L , а расстояние r до источника за время его эволюции не меняется.

Обозначим годичное уменьшение потока от такого источника через F . Тогда не представляет труда получить выражение для относительного уменьшения потока за год:

(16.17)

где T — возраст источника, выраженный в годах. Для Кассиопеи А = 0 , 8, а T 300 лет, откуда F /F 1 , 7% в год, т. е. ожидаемое «вековое» уменьшение потока от Кассиопеи А должно несколько превышать 1,5% в год! Это очень большая, а главное — вполне измеримая величина. Таким образом, последовательное применение теории синхротронного излучения к Кассиопее А позволило предсказать, что этот самый яркий радиоисточник на небе должен как бы «таять» на глазах! Сразу же после опубликования этого предсказания в 1960 г. английские радиоастрономы повторили наблюдение Кассиопеи А на том же старом телескопе, на котором был в 1948 г. обнаружен этот замечательный источник. Использование для разновременных наблюдений одного и того же инструмента и тождественной методики значительно уменьшает неизбежные ошибки измерения. Результаты этих наблюдений невольно поразили воображение: за время с 1948 по 1960 г. поток от этого ярчайшего источника уменьшился почти на 15%! Годичное изменение потока оказалось равным 1 , 1 ± 0 , 14%. В последующие годы такие измерения неоднократно повторялись. Разные авторы дают значение F /F от 1,1 до 1,7% в год. Скорее всего, эта величина близка к 1,2% в год, что на 30% меньше теоретического значения, полученного из формулы (16.17). Следует, однако, иметь в виду, что эта формула получена при упрощающем предположении, что R t , т. е. туманность совершенно не тормозится. Между тем имеются определенные наблюдательные доказательства, что торможение волокон Кассиопеи А межзвездной средой уже началось. Так, например, положительные лучевые скорости волокон этой туманности систематически больше отрицательных, что означает, что обращенная к нам часть оболочки уже начала тормозиться. Учет этого обстоятельства уменьшает величину F /F до наблюдаемого значения 1,2% в год. Через 30 лет поток радиоизлучения от Кассиопеи А уменьшится почти в 1,5 раза, а в середине прошлого века он превосходил современное значение почти в 10 раз! Жалко, правда, что тогда не было радиоастрономии...

Обнаружение предсказанного теорией быстрого уменьшения потока радиоизлучения от Кассиопеи А есть прямое доказательство правильности синхротронной теории и всех ее выводов. У других, более «старых» радиоисточников — остатков вспышек сверхновых — вековое уменьшение потока обнаружить пока нельзя: слишком медленно меняется их радиус.

Рис. 16.11:Зависимость поверхностной яркости остатков сверхновых от радиуса.

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

(16.18)

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 ] У планетарных туманностей излучение единицы объема пропорционально N e 2 , а светимость всей туманности L N e 2 R 3 . Так как N e MR -3 (где M — масса туманности), то L M 2 R -3 , а интенсивность I M 2 R -5 . Отсюда следует, что расстояние до туманности r M 2/5 I -1/5 -1 , так как r = R/ . . 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 0в оболочке. Эти характеристики вполне аналогичны массе выброшенной оболочки у планетарных туманностей. Окончательно формула для расстояний до радиотуманностей имеет вид