Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

Г Л А В А 7

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Ю. Л . П сковский

§1 . Определение, классификация

Сверхновыми называется класс нестационарных звезд, достигающих в максимуме блеска светимости, сравни­ мой со светимостями галактик, а затем ослабляющих свой блеск более, чем на 18т . Характер изменения блеска, цвета и спектра сверхновых специфичен; после вспышки на местах сверхновых остаются, как правило, расширяю­ щиеся радиоизлучающие газовые оболочки и нейтронные звезды (пульсары). Как самостоятельный класс, сверх­ новые были выделены из наиболее сходных с ними новых звезд К. Лундмарком (1920), а само название они получи­ ли позднее (Бааде, Цвикки, 1934).

В астрофизике проблемы сверхновых находятся на оживленном перекрестке путей, ведущих к пониманию эволюции звезд и галактик. Сверхновые, по-видимому, являются финальной стадией эволюции звезд определен­ ного интервала масс. Но этим вовсе не исчерпывается их роль в эволюционном кругообороте вещества галактик. По современным гипотезам именно в процессе взрывов сверхновых должен идти синтез тяжелых элементов, играю­ щих принципиальную роль в эволюции звездных населе­ ний и космогонии планетных систем. Расширяющиеся оболочки сверхновых в сравнительно короткие космого­ нические сроки распадаются на несвязанные между собой газо-пылевые облака, пополняющие и обогащающие тяже­ лыми элементами межзвездную среду, из которой форми­ руются звезды новых поколений и планеты.

Поиски вспышек сверхновых представляют сейчас ак­ туальную наблюдательную задачу, поэтому при Комис­ сии № 28 Международного Астрономического союза

2R 2 С В ЕРХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы [Гл. 7

образован Комитет по исследованиям сверхновых, разрабо­ тавший программу и принципы кооперированных наблю­ дений сверхновых. В этих наблюдениях участвуют обсер­ ватории Аргентины, Бельгии, Венгрии, ГДР, Италии, Мексики, СССР, США, Швейцарии, Франции и ЮАР. В Советском Союзе по этой программе ведут наблюдения Абастуманская и Бюраканская астрофизические обсерва­ тории и Южная станция ГАИШ в Крыму. Число открытых с 1885 г. сверхновых уже превысило 400. Сведения о них опубликованы в систематически пополняемых списках (Карпович, Рудницкий, 1968; Ковал, Сэрджент, 1971, Кукаркин и др., 1971). По месту вспышки сверхновые подразделяются на галактические и внегалактические. Из-за редкости вспышек сверхновых в отдельных галак­ тиках мы располагаем пока существенно различным по характеру наблюдательным материалом: для более чем четырехсот внегалактических сверхновых имеются те или иные данные о блеске, спектрах, популяционных особен­ ностях, тогда как у галактических сверхновых основные сведения относятся не к вспышкам, а к их остаткам.

По аналогии с другими нестационарными звездами сверхновые можно подразделить на типы по характеру кривых блеска. Такая классификация для 23 объектов была предложена Куликовским (1944); ее критериями бы­ ли форма максимума и скорость падения блеска. Впослед­ ствии она не использовалась, уступив место появившейся несколько ранее спектральной классификации сверхно­ вых, применимой ко всем сверхновым, у которых получе­ ны спектры.

По характеру спектров сверхновые сначала подразде­ лялись на два типа (Минковский, 1941). К I типу относят­ ся сверхновые, спектры которых совершенно не похожи на спектры новых звезд и образуют однородную по опти­ ческим свойствам группу (нет эмиссионных линий водорода, вскоре после начала падения блеска появляются ши­ рокие спектральные максимумы, слабая ультрафиолето­ вая часть спектра). Ко II типу отнесены пестрые по опти­ ческим свойствам сверхновые, спектры которых сходны с новыми в связи с наличием эмиссионных линий водоро­ да, но отличаются отсутствием запрещенных линий, спектральные максимумы появляются позже, чем в спект­ рах I типа; ультрафиолетовая часть спектра — яркая.

s 2i Ф О ТО М ЕТРИ ЧЕС К И Е СВОЙСТВА 263

К этим двум типам Цвикки (1964а) присоединил еще три значительно реже встречающихся, свойства которых будут рассмотрены позже.

Для многих сверхновых спектры не получены. Тогда их условно относят к I или II типам по виду кривых блес­ ка, абсолютным величинам в максимуме блеска, по встре­ чаемости сверхновых типа I в эллиптических и непра­ вильных галактиках и т. п. (см., например, Кукаркин

идр., 1971).

§2. Фотометрические свойства внегалактических сверхновых

1.Б л е с к . Для большинства сверхновых блеск ис­ следован фотографически,— фотоэлектрические наблю­

дения немногочисленны. Обычно оценок блеска получа­ ется мало и для составления кривых блеска привлекаются данные всех исследователей, несмотря на систематические различия, связанные с несовершенством фотометрических стандартов, особенностями приемных систем и др. причи­ нами. В некоторых случаях по фрагментам наблюдавшей­ ся кривой блеска удается реконструировать ее максимум и изменение блеска на значительном интервале. Характер­ ные особенности кривых блеска сверхновых различных типов сводятся к следующему.

Сверхновые I. Кривые блеска обнаруживают удиви­ тельное сходство форм (рис. 89). Имеется всего несколько случаев, когда блеск сверхновых I удавалось оценить за 20—10 суток до максимума блеска. Поэтому представле­ ние о подъеме блеска (восходящей ветви кривой блеска) получается лишь по сводным данным для всех сверхно­ вых I. Уравнение кривой блеска до максимума для фотогра­ фических звездных величин выражается формулой (Псков­ ский, 1970, 1974)

■)+0,035 ( f - f 0). (1 )

Здесь t — время в сутках с момента начала вспышки, ну­ левыми индексами отмечены характеристики, относящиеся к максимуму блеска, t0 = 21,4 суток. Поскольку вспышка сверхновой — это расширение ее излучающей оболочки, то на возрастание блеска должно влиять увеличение

излучающей поверхности (описывается первым членом фор­ мулы) и падение плотности излучения в оболочке (второй

член).

Максимальная фаза блеска сверхновой I длится около суток и сменяется быстрым падением наЗ"1, которое у них может происходить с различной скоростью — за 25—'40

Рис. 89. Фотографические кривые блеска сверхновых I по Бааде (см. Минковский, 1964). По оси абсцисс отложены фазы — время, прошедшее после максимума блеска (в сутках), по оси ординат — видимые фотографические величины. Кривые блеска имеют на 25— 40-е сутки характерный излом; на визуальных кривых блеска он

малозаметен.

суток (Псковский, 1967а, 1974; Барбон и др., 1973); пос­ ле этого наступает медленное ослабление на 0 ’”0 1 —0 ™ 0 2 в сутки.

Наиболее изучены кривые блеска SN 1972Е и SN 19370До вспышки на месте последней не было звезды ярче 20'п, а сейчас она слабее 24'п (Бааде и др., 1956; Цвикки, 1965), следовательно, амплитуда возрастания блеска превышает 12т , а ослабления блеска — более 15т . Эти фак­ ты согласуются с оценками амплитуд галактических

сверхновых (заметим, что у новых амплитуды достигают 18т ). Наблюдения SN 1972Е в настоящее время еще про­ должаются.

Сверхновые II. Их кривые блеска изучены с 20 суток до максимума и до 360 суток после него (Чьятти и др., 1971), но с большими (до трех месяцев) пропусками. По немногим собранным оценкам скорость возрастания блес­ ка составила 0™13 в сутки, амплитуды блеска превышают

Рис. 90. Фотографические кривые блеска сверхновых II по Бааде (см. Минковский, 1964). Для них характерны разнообразие гради­ ентов падения блеска и наличие горбиков.

8 т . В максимуме сверхновые II задерживаются дольше сверхновых I, но максимумы многих были пропущены, а их экстраполяция очень неуверенна. Несмотря на сходство спектров сверхновых II, их кривые блеска очень индиви­ дуальны: от сходных с I типом и до характерно горбатых (рис. 90). Средние скорости падения блеска 0’Г08—0Т02 в сутки. У части сверхновых II блеск ослабляется скачком («горбик»). Были малоуспешные попытки построить объе­ диненную кривую блеска и искать закономерности в деле­

266 С В Е Р Х Н О В Ы Е З В Е З Д Ы [Гл. 7

нии кривой блеска на участки с разными скоростями паде­ ния блеска (Берто, 1964). Отмечен тот факт, что «горбик»

Рис. 91. Схемы кривых блеска сверхновых III и IV по Цвикки

(1964а).

II типа. Амплитуда блеска не менее 8 т . Кривая блеска известна не полностью, застигнута лишь трехмесячная мак­ симальная стадия, в течение которой блеск сверхновой

наблюдалась.

Сверхновые V. Кривая блеска прототипа —SN 1961 V —

прослежен по коллекциям старых снимков с 1937 г. В мо­ мент открытия звезда находилась на ступеньке перед мак­ симумом, которого достигла через 110 суток (рис. 92). Цвикки относит к V типу также яркую медленную галак­ тическую Новую г| Киля.

ных оценок блеска сверхновых в различных исследовани­ ях давало показатели цвета с большими систематическими ошибками и в редких случаях (Михалас, 1963) их удалось удовлетворительно редуцировать в современную систему. Только фотоэлектрические оценки позволили построить

Рис. 92. Фотографическая кривая блеска Сверхновой V 1961 V по Бертола и Арпу (1971). Отрезками отмечены участки кривой, по­ крытые многочисленными наблюдениями, точки — отдельные на­ блюдения.'Сверхновая была найдена также на снимках 1937— 1954 гг. как звезда 18т (Цвикки, 1964Ъ); 21 ноября 1960 г. она

имела блеск 15,8.

зависимости показателей цвета от фазы блеска и двуцвет­ ные диаграммы сверхновых.

Материал о цвете отдельных сверхновых I удовлетво­ рительно объединяется в средние зависимости «цвет — фаза» с одновременным исключением межзвездного по­ краснения и систематических ошибок (рис. 93). В дей­ ствительности же существует семейство зависимостей, ха­ рактерным параметром которых является скорость паде­ ния блеска сверхновой I после максимума (Псковский, 1974).

У сверхновых II подмечено, что скорость изменения цвета пропорциональна скорости изменения блеска, по­ этому данные о цвете различных сверхновых II тоже мож­ но редуцировать к зависимости «цвет — фаза» для сверх­ новой со средней скоростью падения блеска 0™08 в сутки

(рис. 94). В интервале между максимумом блеска и мак­ симумом покраснения показатель цвета сверхновой II изменяется круче, чем показатель цвета сверхновой I.

t.cym

Рис. 93. Зависимости цвет — фаза для (В — Г)о и (U — В)0 — показателей цвета сверхновых I , исправленных за эффекты покрас­ нения (Псковский, 1970). В течение первых 25—40 суток после мак­ симума блеска, т. е. в период быстрого ослабления сверхновой I, происходит сначала быстрое и затем медленное покраснение. Зави­

максимуме блеска Ms. Но блеск сверхновой ослабевается межзвездным поглощением в галактике, где она находит­ ся, и учет его затруднителен, поэтому оценка М$ содержит

неопределенность. Вследствие этого решение обратной задачи — нахождение расстояний до галактик по блеску и Ms сверхновых — ненадежно (Воронцов-Вельяминов,