Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу

Глава VII. Сверхновые в далеких галактиках | Оглавление | Глава IX. Вспышки сверхновых в нашей Галактике


Глава VIII. СПЕКТРЫ СВЕРХНОВЫХ ВО ВРЕМЯ ИХ ВСПЫШЕК

Загадки спектров сверхновых

Спектральные наблюдения внегалактических сверхновых могут помочь разобраться в физических процессах, идущих в их излучающих оболочках. Первые наблюдения спектров сверхновых были проведены еще в 1885 г., а в 1895 г. были уже получены первые спектрограммы. Однако вплоть до 1970 г. изучение спектров сверхновых ограничивалось установлением их типа, описанием спектра и его изменений. Что же скрывается за этими изменениями, оставалось неизвестным.

Самым непонятным и почти полностью нерасшифрованным являлся спектр сверхновых I типа, хотя именно их спектры уже наиболее широко наблюдались от 10 суток перед максимумом и до двух лет после него. В самом максимуме блеска и через неделю после него в спектрах этих сверхновых не наблюдалось резких деталей. Спектр выглядит сплошным, но его ультрафиолетовая область слабее, чем у обычных звезд, а на участке короче 3700 \AA интенсивность спектра сверхновой стремительно снижается.

Изменения спектра со временем можно проследить по рис. 20. Через неделю после максимума становятся заметными яркие полосы и темные промежутки. Контраст между ними постепенно увеличивается. Но было неясно, что является физически реальной деталью спектра - яркая полоса или темный интервал? Это была одна из загадок спектра сверхновых. Но не единственная. В течение трех недель после максимума сверхновая желтеет и даже краснеет, а спектр ее, сохраняя все детали, слабеет в ультрафиолетовой части. Затем в течение четвертой недели яркая полоса в красной области, пересеченная ранее одним темным промежутком, разделяется на три части двумя новыми темными интервалами и постепенно начинает идти противоположный процесс - красная часть спектра слабеет по сравнению с ультрафиолетовой и соответственно цвет сверхновой снова из красного становится желтым и белым.

"Еженедельное" расписание изменений в цвете и спектре, приведенное выше, оказалось характерным для сверхновых фотометрического класса I.12. Для младших классов оно соответственно длиннее, а для старших - короче. Спектры сверхновых II типа изменяются аналогичным образом, но в первые недели у них ярче ультрафиолетовая часть спектра. Чтобы разобраться в причинах изменений спектра сверхновой, следовало попытаться расшифровать его детали, т. е. найти в нем спектральные линии, установить, каким элементам они принадлежат. Первичная расшифровка совершенно неизвестного спектра, с чем в данном случае приходится иметь дело, задача очень трудная и редкая в астрофизической практике. Спектры обыкновенных звезд потому легко поддаются расшифровке, что большинство их линий в какой-то мере повторяет линии спектра Солнца и других звезд. Трудности же первичных отождествлений спектра Солнца и звезд были преодолены в прошлом веке. С тех пор астрофизика столкнулась с несколькими сложными проблемами полной расшифровки спектра. Одной из них было опознание ярких линий солнечной короны. На преодоление этой проблемы ушло около 70 лет. Другой сложной задачей явилось отождествление деталей спектров сверхновых. Для ее решения понадобилось более 80 лет, если, как и в предыдущем случае, начать отсчет от первых наблюдавшихся спектров сверхновых.

Рис. 20. Изменения со временем в 
спектре сверхновой 1971i, принадлежащей к I типу.
Рис. 20. Изменения со временем в спектре сверхновой 1971i, принадлежащей к I типу.
Под рамкой отмечены длины волн в ангстремах, выше - элементы и их ионы (отмечены знаком +), которым принадлежат важнейшие минимумы линий поглощения спектра сверхновой. По вертикальным рамкам отмечены логарифмы относительной интенсивности трех спектров сверхновой: а - спустя 2 суток после максимума блеска, б - то же спустя 27 суток, в - то же спустя 76 суток.

Не представляло трудностей лишь отождествление ярких линий водорода в спектрах сверхновых II типа, но и здесь было непонятно, почему в спектрах сверхновых I типа этих линий нет. Конечно, звезды, когда в их ядрах выгорает весь водород и гелий, могут в некоторых случаях взрываться. Но и тогда в их наружных оболочках, выбрасываемых взрывом, водород имеется в достаточном количестве. В астрофизике встречался пока единственный случай, когда водород, присутствуя, не проявлял себя в спектре звезды: у горячих и самых высоких по светимости сверхгигантов линии водорода очень слабы и даже отсутствуют. Причина этого явления - сочетание высокой разреженности и высокой температуры в оболочке сверхгиганта, приводящее к полной ионизации водорода.

Э.Р. Мустель указал недавно еще одну, противоположную возможность реализующуюся, по-видимому, в спектрах сверхновых I типа. Он обратил внимание на то, что ультрафиолетовая часть спектра сверхновой слаба, поэтому в оболочке должно вырабатываться мало квантов, возбуждающих линии водорода в видимой области спектра. Другими словами, если водород в оболочке сверхновой I типа имеется, он должен быть полностью нейтральным и, мало того, невозбужденным. В таком случае физические условия в сверхновых I и II типов должны существенно различаться. В чем состоит это различие, пока тоже загадка сверхновых.

Но что же представляют собой детали спектра сверхновой I типа? Еще в 1938 г. Р. Минковский выдвинул гипотезу, что все они - сложное сочетание неизвестных запрещенных линий. Действительно, в спектре сверхновой 1937с на 183-й сутки после максимума блеска появлялись две узкие яркие линии, без труда отождествленные Р. Минковским с запрещенными линиями нейтрального кислорода.

Своим видом они, однако, резко отличались от остальных деталей спектра. Тем не менее он предположил, что и остальные яркие детали в спектре образованы неизвестными запрещенными линиями. Вместе с тем Минковский обратил внимание на то, что яркие линии, встречающиеся в спектрах самых горячих звезд, не совпадают с яркими деталями спектра сверхновой.

Особенно убедительным выглядело обнаружение Минковским четырех ярких деталей, которые немного перемещались в красную сторону у спектров, полученных несколько суток спустя. Такое смещение могло быть, утверждал Минковский, только в том случае, если спектр образован запрещенными линиями; в сущности, в нем видны только верхушки ярких линий, сливающихся в широкие полосы, а сам непрерывный спектр даже в максимуме блеска был, по-видимому, в десятки раз менее ярок, чем эти полосы.

Но каким элементам и состояниям ионизации принадлежат эти запрещенные линии, оставалось неизвестным. Американские астрофизики Ф. Уиппл и Ц. Пэйн-Гапошкина по-другому подошли к этой загадке спектров сверхновых. Они рассчитали, каким должен быть спектр, составленный из ярких разрешенных линий наиболее распространенных во Вселенной химических элементов при температуре 15000-100000 К и при скорости расширения оболочки 6 000 км/с. Получился спектр, похожий на спектр сверхновой. Выходит, что и версия ярких запрещенных линий, защищаемая Минковским, и версия ярких разрешенных линий в равной степени возможны.

Что касается сверхновых II типа, то несмотря на обнаружение в их спектрах ярких линий водорода, остальные детали спектров были похожи на детали спектров сверхновых I типа и оставались загадочными.

Таким образом, складывалось впечатление, что взгляд на спектры сверхновых как на совокупность только ярких линий излучения является бесперспективным и от него следует отказаться. Не нужно рассматривать, по-видимому, спектры сверхновых как аналоги спектров газовых туманностей и горячих звезд, обладающих яркими линиями.

Линии поглощения в спектрах сверхновых

Неудачи объяснения ярких деталей спектра сверхновой укрепляют точку зрения, которая исходит из того, что главными деталями его надо считать темные интервалы - расширенные и неглубокие линии поглощения. Нетрудно догадаться, что, принимая шаг за шагом выводы, следующие из гипотезы о существовании линий поглощения, мы придем к совершенно иному представлению о физических свойствах оболочек сверхновых, чем в случае оболочек с линиями излучения.

В спектрах сверхновых II типа, как и в спектрах новых звезд, в стадии после максимума присутствуют как линии излучения, так и линии поглощения, принадлежащие одному и тому же переходу между энергетическими состояниями атома водорода. Это, собственно, свидетельствовало о существовании линий поглощения в спектрах сверхновых, но, к сожалению, на этот факт не обращалось должного внимания.

Ситуация с выявлением линий поглощения в спектрах сверхновых I типа более сложна. В 1958 г. американский астрофизик Д. Мак-Лофлин, уже знакомый нам по исследованиям новых звезд, попытался расшифровать минимумы в спектрах одной из сверхновых как широкие линии поглощения нейтрального гелия и других элементов. Все эти линии оказались систематически смещенными в фиолетовую сторону спектра. Это указывало на то, что оболочка, в которой они образуются, расширяется. Работу Мак-Лофлина остро раскритиковал Минковский, который правильно отмечал неубедительность случайных совпадений минимумов с некоторыми второстепенными линиями гелия, ко отвергнуть целиком гипотезу присутствия линий поглощения в спектре сверхновой I типа он не смог.

Десять лет спустя после исследования, проведенного Мак-Лофлином, автор данной книги предложил объяснение обнаруженным в спектре сверхновой I типа линиям поглощения. Из этого объяснения следует простое правило отыскания линий, которые должны присутствовать в спектрах сверхновых. Было показано, что в случае спектров сверхновых мы имеем дело со значительным усилением линий поглощения некоторых элементов, эффектом светимости, известным по обычным звездам. Но только при изучении спектров звезд, переходе от карликов к сверхгигантам, мы сталкиваемся со сравнительно небольшим усилением линий поглощения, а в случае сверхновых эти эффекты светимости намного сильнее.

Какие же линии могут быть интенсивными в газовой оболочке сверхновой звезды, которая вследствие расширения становится все разреженней? Очевидно, те, которые усиливаются с понижением плотности газа, т. е. те, которые характерны для спектров звезд сверхгигантов. В этом и заключается общий рецепт для отбора ожидаемых в спектре сверхновой линий. Согласно соотношению, выведенному индийским астрофизиком М.Н. Саха, с увеличением разреженности оболочки в первую очередь должны усиливаться линии один раз ионизованных атомов легко ионизуемых элементов. В видимой области спектра таких линий среди самых интенсивных не так уж много. К легко ионизуемым относятся атомы кремния, магния, железа, серы, кальция, натрия и алюминия. Но один раз ионизованные атомы двух последних элементов не имеют интенсивных линий в видимом участке спектра.

В спектрах сверхновых, по-видимому, имеются также линии неионизованного гелия. Он относится к трудно ионизуемым элементам, и поэтому, а также благодаря высокому обилию гелия в звездах, эффект светимости не ослабляет существенно его линий. Что касается остальных элементов, то их роль в спектрах нормальных и сверхновых звезд невелика, потому что невелико их содержание в газовой смеси, характерной для звездных оболочек. Интенсивных линий меньше в красной части спектров звезд, поэтому в ней обычно разобраться легче. Вот и в спектре сверхновой, полученном вскоре после максимума блеска, обнаруживается минимум, соответствующий двум слившимся линиям один раз ионизованного кремния. Он оказался смещенным в фиолетовую часть спектра на величину $(\lambda-\lambda_0)/\lambda_0=0.03$ Но если это действительно линия ионизованного кремния, то в фиолетовой области спектра должны быть следы и другой пары интенсивных линий этого иона. И действительно, там был найден небольшой минимум с точно таким относительным спектральным смещением. Примерно на третьей неделе после максимума блеска оба минимума в спектре одновременно исчезают

Такие же относительные спектральные смещения имели и другие линии ионов наиболее распространенных элементов. Не нашлось случаев, когда бы интенсивная линия иона железа, магния или кальция отсутствовала в спектре сверхновой. К сожалению, линии некоторых элементов располагаются в спектре близко друг от друга или просто налагаются, и в некоторых случаях трудно выяснить без специального анализа, какая из них вносит главный вклад в образующийся минимум в спектре. Но такие трудности встречаются при исследованиях почти каждого спектра звезды.

Здесь следует отметить, что вид линий поглощения в спектрах сверхновых не совсем обычен. Интенсивная линия в спектре нормальной звезды обычно резко контрастна, ее центр почти темен. В спектрах сверхновых минимумы менее контрастны, неглубоки. В чем же дело? Оказывается, в том, что мы наблюдаем расширяющуюся оболочку. Когда мы знакомились со спектрами новых звезд, то видели, что линия поглощения в спектре расширяющейся оболочки смещается в фиолетовую сторону пропорционально скорости расширения оболочки. Это не единственное следствие расширения оболочки. Уменьшается и контрастность линии, а сама она расширяется. Эти изменения формы линии поглощения заметны уже в спектрах новых звезд, но они еще не так велики, какими оказываются в спектрах сверхновых звезд. Смещение, расширение и уменьшение контраста линии преображают ее в спектре сверхновой до неузнаваемости. Кстати, поскольку скорость расширения оболочек сверхновых достигает десятка тысяч километров в секунду, то слабые спектральные линии в их спектрах бесследно расплываются и можно заметить минимумы только самых интенсивных линий. Разыскивать второстепенные линии оказывается делом бесполезным.

В 1970 г. спектры сверхновых I типа исследовал Э.Р. Мустель. Он обратил внимание на сходство положения минимумов в спектрах сверхновых с положением главных линий (кроме водородных) в спектрах Солнца и новых звезд. Были отождествлены линии ионов железа, кальция и кремния, а впоследствии серы и неионизованного гелия, - т. е. те же, которые были выявлены на основании эффекта светимости. Кроме того, Э.Р. Мустель указал на возможное присутствие линии ионов остальных элементов группы железа: скандия, титана, ванадия, хрома и никеля. Роль этих ионов по сравнению с ионами железа второстепенна, так как их относительное содержание в газовой смеси невелико.

Многочисленные наблюдения спектров яркой сверхновой 1972е, проведенные американскими астрофизиками Дж. Оуком, Р. Киршнером, Л. Серлом и английским ученым М. Пенстоном, принесли новые подтверждения правильности предложенного в 1968 г. отождествления спектров сверхновых. В инфракрасной части спектра сверхновых ими был найден минимум, соответствующий трем слившимся линиям ионов кальция, присутствие которых вытекало из наличия в фиолетовой части спектров сверхновых Другой, пары его линий.

Так была решена задача первичной расшифровки основных деталей спектра сверхновой I типа.

Этот успех вывел из тупика и вопрос о деталях спектров сверхновых II типа. В них были обнаружены те же линии поглощения, что и в спектрах сверхновых I типа, однако там, где располагаются линии водорода, остальные детали ими подавлены. Кроме того, если в спектрах сверхновых I типа характерными являются именно линии поглощения, то в спектрах сверхновых II типа с красной стороны к линиям поглощения примыкают яркие компоненты, подобно тому, что наблюдается в спектрах новых звезд после максимума блеска.

Имеются еще и некоторые другие отличия в поведении линий в спектрах сверхновых I и II типов, о чем мы узнаем несколько дальше.

Температура излучающей поверхности сверхновой

Пока не были расшифрованы спектры сверхновых, не существовало правильно обоснованных методов определения их температур. После того, как было установлено присутствие в спектрах сверхновых линий поглощения, а роль ярких линий оказалась несущественной, ситуация в корне изменилась: стало ясно, что излучение сверхновой целиком создается, ее непрерывным спектром теплового происхождения, т. е. фотосферой. Следовательно, для определения температуры могли быть пригодны способы, применяемые к обычным звездам.

Линии поглощения в спектрах сверхновых свидетельствовали о температурах порядка 10000 К, но никак не о температурах, на порядок-два более высоких, характерных для корональных условий. Об этом же говорила оценка температуры сверхновой по ходу изменения интенсивности спектра с длиной волны для фазы 20 суток после максимума, полученная французскими астрономами Д. Шалонжем и М. Бурнишон: 5300 К.

Очень простой и эффективный метод оценки температур сверхновых применил в 1971 г. Э.Р. Мустель: поскольку между температурами звездных фотосфер и показателями цвета имеется следующее соотношение:

T = 7900K / пок. цв. - 0.72

то по зависимости изменений цвета сверхновых мы можем определять их температуры. В частности, для фазы 20 суток после максимума получается 6000 К, а для более ранних 10-15 тыс. кельвинов.

И все же некоторое время применение этой формулы казалось рискованным, так как нам был известен только характер спектра в видимой части - от 3000 до 7000 \AA, причем в фиолетовой части он был слабее, чем предписано законом Планка. Когда в 1973 г. исследовали инфракрасную область спектров сверхновых, сомнения рассеялись: на всем интервале от 24 000 до 3000 \AA закон Планка соблюдался, а фиолетовый конец спектра был, по-видимому, ослаблен многочисленными слившимися линиями поглощения.

Прямое сравнение хода интенсивности по спектру сверхновой с требуемым по закону Планка при различных температурах позволяет определить, какой температуре лучше всего соответствует ее спектр в данной фазе. Не вдаваясь в подробности, укажем, что результаты подтвердили, применимость приведенной выше формулы.

Рис. 21. Кривые блеска сверхновых 
1 и II типов с отметками температур, найденными по цвету или спектру объектов.
Рис. 21. Кривые блеска сверхновых 1 и II типов с отметками температур, найденными по цвету или спектру объектов.

На рис. 21 изображены кривые блеска сверхновых обоих типов с отмеченными на них температурами.

В обоих случаях температуры изменяются с фазами и снижаются, пока сверхновая не достигает фазы К, после чего они снова, начинают расти. Следовательно, в фазе К фотосфера достигает наименьшей температуры. Что это значит? Разберемся, что представляет собой фотосфера сверхновой. Напомним, что фотосферу можно считать граничной поверхностью между прозрачной и непрозрачной для ее излучения зонами оболочки звезды. В сверхновой оболочка расширяется, и эта граница перемещается внутри последней. Сначала она тоже участвует в расширении, но с меньший скоростью, близкой к скорости поглощающего слоя. При расширении оболочки ее наружные слои становятся все разреженней, холоднее и прозрачнее на все большую глубину. Вследствие этого фотосфера отстает в расширении и останавливается, а затем начинает погружаться в глубь оболочки и вскоре попадает в более горячие медленно расширяющиеся слои, вследствие чего температура фотосферы снова возрастает.

Нетрудно установить, что формы кривых блеска сверхновых объясняются поведением фотосфер. Поскольку излучение сверхновых имеет тепловой характер, к ним применимо соотношение между радиусом, температурой и абсолютной величиной, приведенное в главе IV для случая обычных и новых звезд. Мы можем его записать также следующим образом, выражая на этот раз радиус фотосферы в километрах:

М = 29.15 - 2.5 lg R2 + 28400/T

Из этой формулы следует, что если радиус фотосферы растет, то увеличивается и блеск звезды, так как излучающая поверхность (фотосфера) растет пропорционально квадрату радиуса. Уменьшение же температуры, характеризуемое последним членом формулы, понижает блеск. Если вклад в блеск сверхновой, вносимый увеличением радиуса фотосферы, превосходит уменьшение блеска в результате ее охлаждения, то блеск звезды будет возрастать. Он достигнет максимума в тот момент, когда оба влияния уравняются. Затем снижение блеска вследствие охлаждения начинает преобладать над ростом блеска, вызванным увеличением радиуса фотосферы, и, несмотря на продолжающийся рост поверхности фотосферы, будет происходить падение блеска сверхновой.

Если мы располагаем кривой блеска, оценками температур в соответствующих фазах по спектрам или показателям цвета и оценкой расстояния до сверхновой, мы можем по вышеуказанной формуле вычислять радиус фотосферы. Расчеты показывают, что он продолжает еще расти и после максимума блеска и становится наибольшим для сверхновых I типа в фазе K, а для сверхновых II типа - в фазе "плеча". Таким образом, если для сверхновых I типа фаза К отмечает сразу и момент наибольшего радиуса, и момент наименьшей ее температуры, то для сверхновых II типа фаза К соответствует только наименьшей температуре, а наибольший радиус фотосферы достигается несколько ранее - в фазе L. Между этими фазами блеск сверхновой II типа резко убывает, потому что уменьшаются и поверхность фотосферы и ее температура.

Обратим внимание на то, что без существенного пополнения энергии блеск сверхновой после фазы К быстро уменьшился бы, а не стал бы ослабевать в три раза медленнее, чем до этой фазы. Существует ряд гипотез, объясняющих так называемую "накачку" энергии в оболочку сверхновой. Одни из них предполагают передачу энергии из центрального тела сверхновой в форме релятивистских частиц, либо рентгеновского излучения. Предполагается также медленное двухфазное выделение энергии при взрыве. В этом случае конкретным источником энергии может служить радиоактивный распад некоторых изотопов, образующихся при взрыве сверхновой.

Еще в 1950 г. было замечено, что радиоактивный бериллий-7, превращаясь с периодом полураспада около 55 суток в литий-7, мог бы выделить энергию, вполне соответствующую по форме наблюдаемой кривой блеска сверхновой I типа. Но для обеспечения требуемой светимости понадобилось бы столько бериллия, что в оболочке сверхновой и в межзвездном газе, в котором она потом рассеивается, лития-7 было бы в 100 раз больше, чем его обнаруживают спектральные наблюдения. То же получалось и при подборе других изотопов с аналогичным периодом полураспада, например, при превращении стронция-89 в иттрий-89, или деления калифорния-254 на два ядра.

В последние годы, однако, удалось преодолеть указанную трудность и обнаружить ряд наблюдательных фактов, говорящих в пользу радиоактивного механизма "накачки" энергии. По новым вариантам гипотезы источником энергии, поддерживающим свечение сверхновой I типа, является превращение никеля-56 в кобальт-56, а последнего - в стабильный изотоп железо-56.

Скорости расширения оболочек сверхновых

Температуры и плотность газа оболочек сверхновых - не единственные физические факторы, определяющие явление сверхновой. Кроме них существует не менее важная характеристика, которая регулирует изменение с течением времени остальных характеристик оболочки - мы говорим о скорости расширения оболочки. Чем выше скорость расширения, тем быстрее падает плотность и наступает фаза максимального блеска. Скорость разлета сказывается и на всем развитии явления, т. е. на изменении температуры и форме кривой блеска.

В 1972 г. Э.Р. Мустель обнаружил, что относительные смещения линий поглощения в спектрах различных сверхновых I типа не одинаковы, а заключены в пределах значений от -0.02 до -0.046. Это свидетельствует о том, что сверхновые I типа имеют различные скорости расширения оболочек.

Относительное смещение спектральных линий, умноженное на скорость света, дает нам скорость расширения плотной части поглощающего слоя оболочки, а скорость расширения наружной границы оболочки на треть больше скорости плотного слоя. Таким образом, скорости расширения наружных границ оболочек сверхновых I типа могут составлять 8 - 18 тыс. км/с.

Следует отметить важное отличие в поведении смещения линий поглощения в спектрах сверхновых I и II типов. У спектральных линий сверхновых I типа оно почти неизменно на протяжении сотен суток, тогда как у спектральных линий сверхновых II типа оно систематически уменьшается по мере развитии явления сверхновой. Тем не менее и у сверхновых II типа установлено различие скоростей расширения границ оболочек от 4 до 12 тыс. км/с.

Различие в поведении линий поглощения связано, по всей видимости, с существованием различий в строении оболочек сверхновых I и II типов. Полную ясность в эту проблему вносит решение выдающимся советским, ученым Л.И. Седовым автомодельной задачи о точечном взрыве в газе, в котором плотность возрастает к центру по степенному закону (иными словами, в звезде). Расширяющаяся после взрыва оболочка имеет слой максимальной плотности. У сверхновых I типа, судя по формам их линий поглощения, этот слои расположен на четверть радиуса оболочки глубже ее наружной границы. В оболочке же сверхновой II типа, которая во много раз массивнее оболочки сверхновой I типа, максимум плотности находится. значительно глубже. Поэтому наибольшее поглощение в каждый момент создает слой, прилегающий к фотосфере, и по мере перемещения последней в медленнее расширяющиеся слои скорость поглощающего слоя оболочки сверхновой II типа быстро понижается.

Несколько иную точку зрения высказывали Э.Р. Мустель и Н.Н. Чугай. Они полагали, что плотной является центральная область оболочки ("центральный остаток"), а линии поглощения в спектре сверхновой образуются в слоях, расположенных над ним. Эти слои прозрачны для излучения фотосферы, но в то же время имеют облачно-клочковатую структуру, способную поглощать часть излучения в спектральных линиях.

В 1975 г. при разработке фотометрической классификации сверхновых автор этой книги обнаружил, что между скоростями расширения оболочек и классами сверхновых имеется тесная связь. Ее характер показывает рис. 22. На первый взгляд, закономерность кажется парадоксальной: у медленно слабеющих сверхновых более высокие скорости разлета. Именно по этой причине мы говорим не о медленных и быстрых, а о старших и младших классах, используя индифферентные к понятию скорости эпитеты.

Рис. 22. Фотометрические классы 
сверхновых (они отложены по горизонтали) оказываются обусловленными величинами 
скоростей расширения их оболочек (они отложены по вертикали).
Рис. 22. Фотометрические классы сверхновых (они отложены по горизонтали) оказываются обусловленными величинами скоростей расширения их оболочек (они отложены по вертикали).
Чем выше скорость расширения оболочки, тем младше фотометрический класс сверхновой. Скорости оболочек сверхновых I типа выше, чем у сверхновых II типа.

Как показывает приведенная ранее формула, медленно слабеющая после максимума сверхновая и должна иметь высокую скорость расширения. Ведь у быстро расширяющейся оболочки быстрее растет поверхность фотосферы, поэтому такая сверхновая должна более стремительно подниматься к максимуму, но зато после него продолжающая расширение фотосфера будет сильнее сдерживать ослабление блеска, вызываемое только снижением температуры оболочки. А у сверхновой старшего класса картина будет обратная: обладая медленно расширяющейся оболочкой, звезда будет медленно увеличивать свой блеск и быстрее слабеть после максимума. То, что подъем блеска у сверхновых старших классов медленный, можно видеть на рис. 17.

По существу, различие в скоростях разлета оболочек сверхновых и составляет физическое содержание фотометрической классификации. Класс указывает нам по характеру кривой блеска скорость разлета и изменение температурного режима оболочки сверхновой в зависимости от фазы развития явления. Между скоростью разлета оболочки и массой последней должна существовать взаимосвязь, что, по-видимому, позволит судить и об этой мало доступной прямым определениям характеристике оболочки.

Разделив радиус фотосферы на скорость его возрастания, либо изучив форму кривой блеска на подъеме к максимуму, мы можем найти время расширения оболочки. С его помощью можно уже вычислять и полные радиусы оболочек в различные моменты их эволюции. Такие характеристики вместе с упоминавшимися выше приведены в табл. 12.

Мы можем теперь кратко подытожить, что дало нам отождествление спектров сверхновых. Прежде всего, удалось выявить тепловой характер их излучения и найти физические характеристики фотосферы (ее температуру и движение затем установить факт расширения оболочек сверхновых в целом, и, наконец, объяснить изменение блеска и смысл фотометрической классификации сверхновых. Отождествление линий важнейших элементов позволяет также получить определенное представление о химическом составе газа оболочек сверхновых.

Однако возникает вопрос, насколько достоверны все эти выводы, имеется ли решающее доказательство, которое позволило бы расшифровку спектров сверхновых превратить из гипотезы в фундаментальный факт? Такое доказательство было найдено еще в 1973 г. английскими астрономами Д. Бренчем и Б. Пэтчеттом по идее американского астронома Л. Серла.

Таблица 12. Характеристики фотосфер сверхновых звезд
ХарактеристикаФотометрический класс
I. 6I. 14II. 2
Стадия: максимум блеска сверхновой
Длительность подъема к максимуму, сутки 14 17 8
Абсолютная звездная величина сверхновой, M -21 -20 -18
Скорость разлета поглощающего слоя, км/с -14 000 -8 000 -9 000
Скорость разлета наружной оболочки, км/с -20 000 -10 000 -12 000
Радиус фотосферы, млрд. км 17 11 6
Радиус оболочки, млрд. км 24 15 8
Температура фотосферы, К 30 000 30 000 30 000
Стадия: максимальный радиус фотосферы
Фаза после максимума, сутки 44 25 70
Абсолютная звездная величина сверхновой, M -19 -17 -17
Скорость разлета поглощающего слоя, км/с -14 000 -8 000 -4 500
Радиус фотосферы, млрд. км 60 30 47
Радиус оболочки, млрд. км 100 40 80
Температура фотосферы, К 5 000 5 000 5 000
Фаза минимума температуры фотосферы, сутки Та же Та же 100
Минимальная температура фотосферы, К 5 000 5 000 4 000
Стадия: через полгода после максимума
Фаза после максимума, сутки 200 200 200
Абсолютная звездная величина сверхновой, M -17 -14 -13
Скорость разлета поглощающего слоя, км/с -14 000 -8 000 ?
Радиус фотосферы, млрд. км 4 1 5
Радиус оболочки, млрд. км 370 157 216
Температура фотосферы, К 15 000 15 000 5 000

Если вычислить радиус фотосферы сверхновой по спектральным измерениям скорости его изменения (определяя эту скорость по смещению линий поглощающего слоя, непосредственно прилегающего к фотосфере), то, пользуясь также оценками температуры и формулой, приведенной на с. 115, можно вычислить абсолютную величину сверхновой по чисто спектральным характеристикам. С другой стороны ее можно найти по кривой блеска и расстоянию до материнской галактики. Результаты получились совпадающими. Таким путем теперь надежно решается и важная обратная задача: вычисляется коэффициент H0 в законе Хабла.

Остановимся, в заключение, на определении плотности газа и масс оболочек сверхновых и их химического состава. По запрещенным линиям кислорода в спектре сверхновой 1937с, которые появились через полгода после максимума блеска, установлено, что в этот момент плотность газа наружной оболочки была ниже 10-17 г/см3 По этой величине и по другим данным массы оболочек сверхновых I типа оцениваются в пределах от 0.1 до 0.5 солнечных масс, но об оценках масс оболочек каждой исследованной сверхновой пока не может быть и речи. Для оболочек сверхновой II типа тем же путем получены массы порядка одной массы Солнца. Как мы убедимся, сходные оценки получаются и для масс остатков оболочек сверхновых, наблюдаемых в нашей Галактике хотя способы их оценок несколько иные.

Что касается химического состава оболочек сверхновых, то, по-видимому, установлено, что в сверхновых I типа значительно ниже содержание водорода и, возможно, на первое место по обилию претендует гелии. В оболочках же сверхновых II типа обилие водорода, по-видимому, нормальное. Э.Р. Мустель нашел в спектре сверхновой I типа линии поглощения азота, а на поздних стадиях развития явления - также углерода и кислорода. Он полагает, что азот в оболочках сверхновых имеется в избытке. Излишек азота обнаружен некоторыми исследователями и в старых остатках оболочек сверхновых звезд. Почему так много именно азота? При термоядерных реакциях превращения водорода в гелий азот образуется как побочный продукт. В изобилии азота, кислорода и углерода исследователи пытаются найти причину взрыва сверхновой, как мы увидим это в последней главе.

Найденные Э.Р. Мустелем слабые линии азота и других элементов порождают новую проблему. Для возбуждения атомов гелия и азота нужны кванты высоких энергий, которых нет в холодной оболочке где возникают линии поглощения. По мнению Э.Р. Мустеля, эти атомы возбуждаются излучением из горячих слоев, лежащих ниже фотосферы сверхновой. Кроме того, позднее появление линий углерода и кислорода, по его мнению, свидетельствует о том что последними элементами богаты более глубокие слои оболочки сверхновой. Иными словами, оболочка по-видимому, имеет "слоистый" химический состав.

Мы уже упоминали о том, что в спектрах сверхновых в силу физических условий присутствуют интенсивные линии ионизованного железа, хотя содержание этого элемента в оболочках может быть обычным. Однако исключительный интерес представляет спектр сверхновой 1972е, полученный Р. Киршнером и Дж. Оуком в 1973 г., через 24 месяца после вспышки. В этот момент сверхновая, в полном соответствии со своей кривой блеска, имела уже 21-ю звездную величину, а в спектре ее была видна только узкая область 4600-5200 \AA, целиком состоящая из ярких линий, принадлежащих, главным образом, запрещенным линиям ионизованного железа. Оболочка сверхновой на этой поздней фазе стала, по существу, туманностью, в которой атомы железа имеются в избытке. Этот факт, требующий еще всестороннего анализа, рассматривается сейчас как одно из подтверждений гипотезы о радиоактивном распаде, никель - кобальт - железо, поддерживающем свечение сверхновой I типа.


Глава VII. Сверхновые в далеких галактиках | Оглавление | Глава IX. Вспышки сверхновых в нашей Галактике

Публикации с ключевыми словами: новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар
Публикации со словами: новые звезды - Сверхновые - остаток Сверхновой - Пульсар
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.4 [голосов: 151]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования