Глава VI. Что скрывается за вспышками новых звезд? | Оглавление | Глава VIII. Спектры сверхновых во время их вспышек

---

Глава VII. СВЕРХНОВЫЕ В ДАЛЕКИХ ГАЛАКТИКАХ

Самые яркие вспышки звезд

За пять тысяч лет в человеческой истории сохранились сведения о более чем двухстах ярких вспышках звезд, если ограничиться такими, которые превышали по блеску 3-ю звездную величину. Самые яркие и долго наблюдавшиеся из них были как оказалось, сверхновыми - самым ярким по светимости и редким классом взрывных звезд.

Но до начала нашего столетия астрономы еще не различали новые и сверхновые звезды. На существование звезд, светимость которых в десятки и сотни раз превышает светимость новых звезд, впервые указал шведский астроном К. Лундмарк в 1919 г. Его заключение было основано на изучении спиральных туманностей, в которых к тому времени уже наблюдались вспышки звезд.

Впервые это случилось в 1885 г., когда на обсерватории в Дерпте (теперь-Тарту, Эстонской ССР), Э. Хартвиг обнаружил возле центра большой туманности Андромеды новую звезду, которая в максимуме блеска достигала 5-й величины. В этот момент она была намного ярче деталей окружающей ее туманности, хотя суммарный блеск всей туманности, занимающей на небе эллипс размерами 3^o х 2^o, на одну звездную величину превосходил блеск новой звезды 1885 г.

В то время природа спиральных туманностей, к которым относится туманность Андромеды, еще не была разгадана. С середины прошлого века конкурировали две гипотезы. Одна, ведущая начало от создателя звездной астрономии В. Гершеля, считала спиральные туманности звездными системами, "островными вселенными", как выражался немецкий естествоиспытатель А. Гумбольдт. Другая предполагала, что все туманности состоят из газа.

Некоторые астрономы думали, что спиральная туманность - это молодая звезда, окруженная газовыми рукавами, в которых зарождаются планеты. Спор о природе спиральных туманностей продолжался до конца первой четверти нашего столетия, пока гипотеза об их газовой природе не была отвергнута наблюдениями с большими телескопами.

Уже с телескопом диаметром 1.5 м в туманности Андромеды стали "открывать" новые, звезды, которые имели обычно 16-ю звездную величину в максимуме, а К. Лундмарк на фотографиях, полученных с этим телескопом, установил, что спиральные ветви туманности содержат множество слабых, находящихся на грани различения звезд. Только в 1925 г., применив телескоп с диаметром зеркала 2.5 м, американский астроном Э. Хаббл полностью подтвердил работу Лундмарка. Эти исследования, как уже ранее говорилось, положили начало внегалактической астрономии.

Но если туманность Андромеды - большая звездная система, то новая звезда, имевшая в максимуме почти такую же светимость, как сама туманность, должна быть колоссальным излучателем энергии, заключил в 1919 г. Лундмарк. К тому времени такие яркие вспышки были уже известны в десяти спиральных и одной неправильной туманности, а советский астроном И.А. Балановский в 1919 г. наблюдал такую вспышку в эллиптической туманности NGC 4486.

Оказалось, что мощные вспышки - не случайность, а распространенное явление. Такие мощные вспышки происходили, очевидно, и в нашей Галактике и наблюдались в древности. Лундмарк обратился к записям о вспышках новых звезд, сделанным со II в. до н. э. китайскими, японскими, европейскими и арабскими летописцами. Такие записи изучали А. Гумбольдт, Ж.Б. Био и Е. Циннер. Но Лундмарк пошел значительно дальше: он отметил, где это было возможно, сколько времени наблюдалась та или иная вспышка, насколько она была яркой и какова достоверность сведений о ней. Он был уверен, что среди отмеченных есть вспышки, аналогичные вспышке в туманности Андромеды. Но какие именно, установить тогда было еще очень трудно. Эту задачу решали еще долгое время и до конца пока не решили.

В 1934 г. В. Бааде и Ф. Цвикки назвали вспышки, подобные случившейся в туманности Андромеды, сверхновыми звездами, а Лундмарк в 1939 г. сформулировал такой определяющий их признак: сверхновыми звездами называются вспышки звезд, которые в максимуме блеска достигают светимостей нормальных галактик (т. е. -21 $\div$ -17 абсолютных звездных величин).

Если сопоставить сверхновые звезды с новыми звездами, то обнаружится целый ряд различий между ними: и по светимостям, и по характеру изменения блеска и спектра, и по свойствам выбрасываемых ими газовых оболочек и центральных звездных остатков, Таким образом, это действительно особая разновидность взрывных звезд, и первоначально, до открытия остатков сверхновых, круг исследований их был практически ограничен вопросами, обычными для переменных звезд: кривыми блеска, амплитудами и абсолютными величинами, спектральными характеристиками и положением сверхновых в галактиках.

Рис. 16. Галактика NGC 4723 за 9 лет до вспышки (слева) и во время вспышки сверхновой (справа).

Правда, Бааде и Цвикки, давая им звучное имя "сверхновых", уже тогда, в поисках причин взрыва такого масштаба, указывали на вероятность гравитационного коллапса и образования нейтронных звезд, предсказанных теоретически советским физиком Л. Д. Ландау в 1932 г. Таким образом, этому классу взрывных звезд предстояло сыграть важную роль в фундаментальных исследованиях астрофизики.

В настоящее время основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки получают по наблюдениям за ними во внегалактических туманностях (рис. 16). Число их уже превысило 500. Но что происходит с ними позже, когда они исчезают из поля зрения сильнейшего телескопа, стало известно только тогда, когда в нашей Галактике нашли остатки сверхновых.

К сожалению, вспышки сверхновых в Галактике наблюдаются удивительно редко. Последний раз такую вспышку видели перед самым началом телескопической эпохи в 1604 г. Ее наблюдал И. Кеплер, который спустя несколько лет и сконструировал один из первых телескопов. В силу того, в сущности, случайного обстоятельства, что с тех пор мы еще не наблюдали вспышек сверхновых в Галактике, сложилось своеобразное разделение проблем. По внегалактическим сверхновым астрономы изучают оптическую картину вспышки, а по остаткам галактических сверхновых, возрасты которых достигают многих тысяч лет, изучаются поздние стадии развития этого явления. Соответственно этому разграничению, мы сначала познакомимся с оптическим аспектом по интересным представителям внегалактических сверхновых, а далее - с галактическими сверхновыми и их остатками, играющими важную роль в эволюции Галактики и ее межзвездной среды.

Классификация внегалактических сверхновых

Систематическое изучение каждого нового явления обычно начинается с его классификации. Какой же признак - информация о блеске или информация о спектре сверхновой - проще и более пригоден для классификации? Казалось бы, первый. Ведь для оценок блеска звезды и составления по ним кривой блеска годятся обычные телескопы с фотометрическими приборами. При этом оценки блеска возможны, практически, до предельной звездной величины, которая улавливается используемым телескопом. Предельная же величина для спектрографа, установленного на этом же телескопе, в самых лучших случаях на четыре звездных величины хуже, и для получения спектров слабых звезд нужно прибегать к особым техническим ухищрениям.

В действительности же из-за ряда наблюдательных трудностей достаточно представительную кривую блеска сверхновой удается получить редко, а несколько спектров, пока звезда еще яркая - сравнительно часто. И все же кривые блеска были бы единственным выходом, если бы не обнаружилось важных различий в спектрах сверхновых. Это открытие было сделано американским астрономом Р. Минковским в 1940 г. и оказалось эффективной основой подразделения сверхновых на типы. Попытку разделить сверхновые на четыре класса по характеру их кривых блеска сделал в 1944 г. советский астроном П.Г. Куликовский. Он располагал кривыми блеска 23 сверхновых из числа 45 объектов, известных к тому времени. Эта классификация применения не получила. Однако в самые последние годы сложились условия для разработки универсальной классификации сверхновых звезд, сочетающей и спектральные и фотометрические признаки сверхновых. С этой современной классификационной системой мы познакомимся несколькими страницами далее, а сейчас рассмотрим спектральные классы сверхновых.

Изучая спектры сверхновых, Минковский показал, что их можно разделить на две группы и, более того, даже определить по спектру, сколько суток прошло после достижения сверхновой максимума блеска. Таким образом, получение спектрограмм решало сразу две задачи: и классификационную, и задачу определения даты максимума, а последнее немаловажно, так как сверхновая часто открывается уже после того, как она имела максимум блеска.

В чем же заключалась спектральная классификация сверхновых, установленная Минковским? Он обнаружил, что значительная часть сверхновых имеет очень сходные спектры, отличающиеся широкими полосами и отсутствием ярких линий водорода. Их он отнес к I типу. А ко II типу отнесены сверхновые, в спектрах которых отмечались яркие, линии водорода, но в отличие от новых звезд не было запрещенных линий. Минковский упоминал еще о "третьем типе" - нескольких малоизученных сверхновых, но в основном его классификация была, можно сказать, "двоичной": ее составляли "тип первый" и "тип не первый". Казалось бы, сильное упрощение, но двоичная операция весьма универсальна, она в отличие от других не имеет исключений. На ее принципе, как известно, работают логические системы.

Кривые блеска сверхновых I и II типов оказались существенно различными (рис. 17). Сверхновые I типа во многих отношениях проявляют себя более идеальными объектами: у них очень сходны не только спектры, но и формы кривых блеска, тогда как у кривой блеска сверхновой II типа, сверхновых II типа наблюдается значительная пестрота и в спектрах и в формах кривых блеска.

Рис. 17. Кривые блеска сверхновых I (вверху) и II (внизу) типа.
По горизонтали отложены фазы в сутках, по вертикали - звездные величины; m - звездная величина максимума блеска, ж - кривая блеска в желтых лучах (визуальная), с - в синих лучах (фотографическая); цифрами обозначены фотометрические классы сверхновых, М - максимум блеска, К - фаза замедления падения блеска сверхновой, L - "плечо" кривой блеска сверхновой II типа.

Рассмотрим кривые блеска сверхновых I типа в синем и желтом свете. Они характерны быстрым подъемом к максимуму и острой формой пика последнего. Затем синяя кривая блеска показывает резкое ослабление на три звездные величины, которое у разных сверхновых длится от трех до шести недель, после чего в точке К происходит "поворот": темп ослабления уменьшается и оно продолжается уже с медленной скоростью, по меньшей мере свыше двух лет. А у желтых кривых блеска заметного излома у точки К нет: ослабление после максимума происходит плавно. Отметим, кстати, что ослабление блеска сверхновой в желтых лучах приблизительно на одну звездную величину меньше, чем в синих, поэтому желтая кривая блеска на рис. 17 проходит выше.

В тех случаях, когда та же сверхновая наблюдалась и в желтых и в синих лучах, можно проследить за изменением ее показателя цвета по мере эволюции сверхновой. Оказывается, что до максимума сверхновая I типа имеет отрицательный показатель цвета, т. е. звезда становится голубой, а затем белой, после максимума она желтеет, и в момент, когда синяя кривая блеска испытывает "поворот" в точке К, сверхновая достигает наибольшего покраснения и снова начинает менять цвет, но уже в обратном направлении, становясь желтой и белой (рис. 18).

Рис. 18. Изменение показателей цвета сверхновых с фазой.
По горизонтали - фаза в сутках, по вертикали - показатель цвета в звездных величинах. Указаны типы сверхновых. К - фаза максимального покраснения, она совпадает с моментом начала замедления падения блеска, отмеченным той же буквой на рис. 17, L - фаза "плеча" у сверхновой II типа.

Синие кривые блеска сверхновых II типа сложнее, чем I типа (рис. 17). Прежде всего, после максимума блеск многих из них медленно уменьшается в течение примерно 70 суток на 2-3 и реже на 4-6 звездных величин, а затем в течение месяца резко падает на 2 величины. Эта смена темпа падения на кривой блеска вырисовывается как "плечо". Весь участок кривой блеска от главного пика до "плеча" является, в сущности, широким несимметричным максимумом кривой блеска. В конце быстрого ската на кривой блеска видна точка (К), после которой падение блеска сверхновой II типа происходит, как и у звезд I типа, медленнее и ровнее. К сожалению, сверхновые II. типа наблюдались реже и лишь в одном случае немногим более года.

Желтые кривые блеска сверхновых II типа, в отличие от I типа, похожи на синие, но характеризуются еще более медленным ослаблением блеска. Показатели цвета у них изменяются с течением времени точно так же, как и у сверхновых I типа, если не считать того обстоятельства, что "плечо" вызывает некоторую заминку в росте покраснения перед достижением его максимума, соответствующего точке К.

Спектральная классификация, являясь всеохватывающей, делит сверхновые только на две группы и не может объяснить, например, разнообразие кривых блеска сверхновых II типа. Явно ощущается потребность надстроить еще один этаж в классификации: сделать ее более детальной с легко определяемым ведущим классификационным признаком, чутким к главным физическим свойствам этих объектов.

Таким критерием может служить скорость падения блеска в синих лучах в течение первых недель после максимума, рассчитанная на 100-суточный интервал (это делается для удобства выражения этой характеристики целыми числами). Эту характеристику мы назовем "фотометрическим классом" сверхновой и будем указывать ее после типа, разделяя их точкой. Например, самая яркая по блеску сверхновая 1885а в туманности Андромеды имеет фотометрический класс I.14, а самая яркая сверхновая II типа в галактике NGC 1313 относится к классу II.4. Для сверхновых I типа фотометрические классы заключены в пределах от 5 до 17, т. е. падение блеска от максимума до точки К у них происходит на 0.05-0.17 звездной величины в сутки, а для II типа выявлены классы от 1 до 10, т. е. ослабление блеска от максимума до конца "плеча" составляет 0.01-0.10 звездной величины в сутки.

Классы с небольшими темпами ослабления блеска удобно называть "младшими", а с большими - "старшими", избегая употребления выражений "быстрый" и "медленный", которые могут создать некоторую путаницу, как мы увидим в следующей главе при выяснении физической сущности фотометрической классификации. Обратим также внимание на то, что введенное нами понятие "фотометрического класса" оказалось пригодным для сверхновых обоих типов и сохранило поэтому универсальность классификации, На рис. 19 изображена схема классификации сверхновых по типам и фотометрическим классам с указанием характерных представителей и числа сверхновых, классифицированных к настоящему времени.

Рис. 19. Схема фотометрической классификации сверхновых. Указаны типичные представители сверхновых и число обнаруженных сверхновых данного класса.

В случае сверхновых I типа знание фотометрического класса, т. е. темпа ослабления блеска после максимума позволяет, кстати, восстановить форму кривой блеска сверхновой по небольшому наблюдавшемуся ее участку после максимума блеска, захватывающего точку К. В частности, если сверхновая была открыта после максимума, можно установить момент и звездную величину максимума.

В табл. 10 приводятся сведения о самых ярких сверхновых, а также материнских галактиках, как называют звездные системы, где произошли данные вспышки. Для вычисления абсолютной величины сверхновой, приведенной в одном из столбцов, достаточно знать видимый блеск ее в максимуме и расстояние до материнской галактики, которое устанавливается приемами, изложенными в главе II. Как видно из таблицы, абсолютные величины сверхновых I типа в среднем на две величины выше, чем у сверхновых II типа, хотя и среди последних встречаются равные сверхновым I типа по абсолютной величине. И те и другие в максимуме блеска в десятки тысяч раз превосходят по светимости обычные ярчайшие звезды и новые звезды в период вспышки. Несколько сверхновых в максимуме блеска превосходили даже блеск своих материнских галактик.

Таблица 10. Ярчайшие внегалактические сверхновые
Сверхновая						Материнская галактика
Обозначение	Тип и класс	Время подъема блеска, сутки	Время начального падения, сутки	Блеск в максимуме, m		Обозначение, NGC	Тип	Видимая звездная величина, m
				видимая величина	абсолютная величина
1885a	I. 16	23	21	5	-19	224	Sb	4
1895b	I. 7	18	38	8	-21	5253	S0	11
1972e	I. 9	19	36	8	-21	5253	S0	11
1937c	I. 11	21	29	8	-20	IC 4182	I	14
1954a	I. 12	21	21	9	-21	4214	I	10
1920a	I. 5	16	42	11	-19	2608	SBc	13
1921c	I. 6	17	40	11	-20	3184	Sc	10
1961h	I. 8	19	35	11	-20	4564	E	12
1962m	II. 4	20	70	11	-18	1313	SBc	11
1966j	I. 5	16	45	11	-19	3198	Sc	11
1939b	I.17	24	19	12	-19	4621	E	11
1960f	I. 8	19	40	11	-21	4496	Sc</