ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 16.10.2024
Просмотров: 124
Скачиваний: 0
270 |
С В Е Р Х Н О В Ы Е ЗВ Е ЗД Ы |
[Гл. 7 |
Хотя обычно считается, что в среднем максимальный |
||
блеск сверхновых |
сравним с интегральным блеском со |
|
держащих их галактик, определения по 25 |
сверхновым с |
известными максимумами блеска показывают, что в сред нем блеск сверхновых в максимуме слабее на 2т, чем блеск галактик (Барбон, 1968).
Ряд определений функций светимости сверхновых I и II типов (Ms и_ее дисперсия о) приводятся в табл. 31. Там же даются Ms сверхновых III, IV, Л^типов, найден ных пока в единственных экземплярах. М s вычислялись
при |
постоянной Хаббла Н0 = 100 км1сек на Мпс. |
§ 3. |
Статистические характеристики |
сверхновых основных типов
Сверхновые являются существенным источником по полнения межзвездной среды газом и тяжелыми элемен тами и благодаря этому играют важную роль в эволюции галактических популяций. Это стимулирует изучение распределения сверхновых по морфологическим типам галактик и пространственному положению в них, а также частот вспышек. Эти статистические аспекты помогают выяснить характер и численность популяций, образуе мых сверхновыми соответствующих типов.
1. Т и п ы г а л а к т и к и с в е р х н о в ы е . Изучение встречаемости сверхновых в галактиках (Ривс, 1953) показало, что сверхновые II встречаются только в Sb- и Sc-галактиках, а сверхновые I — в галактиках всех типов и, по мнению ван ден Берга (1959) и большинства исследователей, одинаково часто. Однако последний вы вод теперь отвергнут Бертола и Сусси (1965), нашедшими
в распределении сверхновых I по типам галактик два
максимума (табл. 32). Если же рассматривать все сверх новые без подразделения на типы, то распределение оста ется «двугорбым», что отмечалось Куликовским (1944) и недавно Барбоном (1968).
Пока остается непонятным, почему происходит срав нительно много вспышек в неправильных галактиках, со ставляющих малую часть выборки. Кроме попытки объяс нить этот парадокс (Псковский, 1961), есть подозрение в его ложности: часть неправильных галактик в используе мых выборках оказываются карликовыми спиралями и
§ 3] |
С ТА ТИ С ТИ Ч ЕС К И Е Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И |
271 |
|
Т а б л и ц а |
32 |
Встречаемость сверхновых в галактиках основных типов (Бертола, Сусси, 1965)
Типы
галактик
Е
S0
Sa и SBa Sb и SBb Sc и SBc Ir
|
|
SN I |
их %% в выборке |
ЧИСЛО SN |
%% NS |
|
|
i |
13 |
и |
25 |
2 2 |
4 |
9 |
10 |
3 |
7 |
21 |
4 |
9 |
30 |
21 |
48 |
4 |
1 |
2 |
%% SN взвешен.
34
7
13
8
28
1 0
|
SN II |
%%SN взвешен. |
|
Все SN |
%%SN взвешен. |
ЧИСЛО SN |
%%NS |
ЧИСЛО SN |
6 s |
||
|
|
|
|
CO |
|
|
|
|
|
4 ® |
|
|
|
|
|
e4 |
|
|
|
|
|
\® |
|
|
|
|
17 |
1 0 |
15 |
— |
— |
— |
13 |
8 |
7 |
— |
— |
— |
9 |
6 |
12 |
8 |
44 |
53 |
33 |
2 0 |
18 |
1 0 |
56 |
47 |
86 |
53 |
34 |
--" |
— |
— |
5 |
3 |
14 |
объектами типа Магеллановых Облаков (Im), а остальные настолько несходны между собой, что их правильнее считать отдельными редкими типами, чем объединять
водин.
Вподсчетах встречаемости сверхновых и их распреде лениявнутри галактик значительно влияние наблюда тельной селекции. В центральных частях спиральных га
лактик из-за их передержек теряется от 67 до 20—30%% сверхновых (Катгерт и Оорт, 1967; Цвикки, 1965, 1968).
Несколько |
лучше условия обнаружения сверхновых в |
|
Sc-галактиках, имеющих небольшое ядро. |
р а с п р е д е л е - |
|
2. |
П р о с т р а н с т в е н н о е |
|
н и е. При |
одной — трех вспышках на |
галактику речь |
может идти, естественно, лишь о среднем сводном распре делении сверхновых в галактиках соответствующего типа и светимости. Качественный подход — определение поло жений сверхновых (без подразделения на типы) относи тельно деталей спиральных галактик — ядер рукавов и периферии — показал, что они тяготеют к спиральным рукавам и избегают области центра (Куликовский, 1944; Ривс, 1953; Печерникова, 1964). Количественные подсче ты распределения сверхновых по радиальной координате выполнили Джонсон и Мак-Леод (1963). Вследствие ма лого числа сверхновых вне и на границах изображений галактик они отвергли сферическое распределение и
272 |
С В ЕРХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы |
Распределение сверхновых по апликате
К л а с с ы |
О б ъ е к т ы |
О ц е н к а с р е д н е г о м о |
г а л а к т и к |
д у л я а п л и к а т ы , кпс |
Sc + |
Sb |
SN |
I |
2 ,0 > |1 |> 0 ,8 + 0 ,3 |
||
S0 + |
E5 |
SN |
I |
1 ,7 > |* 1 > 0 ,2 + 0 ,4 |
||
Sc + |
Sb |
SN |
II |
1 , 3 > |* |> 0 , 4+ 0,1 |
||
Sc + |
Sb |
Неклассифн- |
2,4 > |
|г| > |
0 ,9 + 0 ,2 |
|
цир. SN |
|
|
|
|
||
Sc + |
Sb |
Неклассифиц. |
1,9 > |
R > 0 ,9 + 0 ,1 |
||
|
|
SN и SN I |
|
|
|
|
M31 |
Новые |
|
1 , 4 > | z|> 0 ,2 ± 0 ,3 |
|||
(Sb) |
Шаровые скоп |
3,4 > |
|z| > |
0,6+ 0,1 |
||
|
|
|||||
|
|
ления |
|
|
|
|
Наша Га |
Остатки SN |
|
FI ~ o |
, i |
||
лактика (Sb) |
Пульсары |
|
|z |~ 0 , l l |
|||
|
|
|
[Гл. 7
Т а б л и ц а 33
|
GJ О |
Ч и с л о о б ъ е к т о в |
Н а и б о л ы ш р а с с т о я н и е о т ц е н т р а i л а к т и к и , ю |
! |
|
10 |
10,7 |
9 |
6,4 |
8 |
5,9 |
18 |
12,1 |
28 |
10,8 |
175 |
|
251 |
16,2 |
нашли аргументы в пользу крайне плоского распределения сверхновых. Миронов (1967) на материале о 114 сверхно вых в спиральных системах также получил крайне плос кое распределение; он нашел следующую зависимость по верхностной плотности сверхновых от расстояния R до центра галактики: — ехр (— 2R2). Последнее исследова ние распределения сверхновых было сделано Мак-Карти
(1973) .
Пространственные распределения сверхновых I, II типов и неклассифицированных в спиральных галактиках и галактиках типов Е5 — SO рассмотрены Псковским (1974) : он получил граничные оценки средних апликат (табл. 33) и распределения поверхностных плотностей сверхновых (рис. 95). Дефицит в распределении поверх ностных плотностей вблизи ядер галактик оказался за метным лишь у группы сверхновых, которые не удалось классифицировать из-за бедности наблюдательных дан-
§ 3] |
С ТА ТИ СТИ ЧЕС КИ Е Х А РА К ТЕ РИ С ТИ К И |
273 |
ных и, в частности, из-за открытий их на поздних стадиях. Любопытно, что сверхновые II не встречаются далее 0,4 радиуса галактики от ее центра, следовательно, в окрест ностях Солнца должны преобладать сверхновые I, а
б
SN
Рис. 95. Распределение вспышек сверхновых по радиусу средней спиральной галактики (Псковский, 1974). По оси абсцисс отложено расстояние от центра галактики, по осям ординат — поверхностные плотности (число сверхновых на кпе2 галактической плоскости). (а) — сверхновые I в спиральных галактиках Sb + Sc; (б) — сверх новые I в галактиках типов Е5 — S0, (в) — сверхновые II в галак тиках типов Sb + Sc; (г) — неклассифицированные по типам сверх
новые в галактиках типов Sb + Sc.
тип II — встречаться в направлении внутренних рука вов. Как следует из табл. 33, плоским оказалось и распре деление сверхновых в Е5 — SO-галактиках.
Если принадлежность сверхновых II к плоскому насе лению была очевидна с самого начала (они вспыхивали только в галактиках, имеющих мощное население этого типа), то тип населения сверхновых I являлся предметом длительных дискуссий. Простое отнесение их к сферичес кому населению на основании их появлений в Е- и SO-га лактиках не согласовывалось с их преобладанием в га лактиках Sc (Минковский, 1964) и плоским характером их распределения в спиральных галактиках. Бертола и Сусси (1965) и Далапорта (1973) предполагают существова ние двух видов сверхновых I, соответственно двум видам
274 |
С В Е РХ Н О В Ы Е З В Е З Д Ы |
[Гл. 7 |
звездного |
населения, а Катгерт и Оорт (1967) |
относят |
сверхновые I к промежуточному типу населения, |
возмож |
ному и в спиральных, и эллиптических системах, затруд няясь в выборе между промежуточным населением II типа и населением диска. Судя по табл. 33, они относятся к тому же типу населения, что и новые, т. е. к диску. Действительно, присутствие старого звездного населения I типа (диска) в эллиптических галактиках теперь надежно установлено (Спинрад, 1966), поэтому принадлежность сверхновых I к населению диска не противоречит их по
явлению |
в эллиптических системах. |
в с п ы ш е к . |
Ес |
|
3. |
С р е д н я я |
ч а с т о т а |
пространственное распределение сверхновых указывает их место среди звездных населений, то частота их вспышек дает представление о роли сверхновых в эволюции звезд ных систем. Обычно средняя частота сверхновых рассчиты вается на среднюю галактику из числа всех контролируе мых в площадках неба, или но выборке близких галактик и серии скоплений галактик разной удаленности, если в них велось специальное патрулирование сверхновых. Однако такая оценка не связана с интегральными харак теристиками галактик (светимостью, массой и диаметром), хотя факты теперь говорят о связи частоты с ними.
Первое патрулирование сверхновых было осуществле но Цвикки (1938, 1942) на 18-дюймовом Паломарском реф лекторе (получено 1625 фотографий с получасовыми экс позициями, предел обнаружения сверхновых на снимках был 16™5). Под контролем находились галактики ярче 15т . Было найдено полное контрольное время непрерывного слежения за каждой галактикой, в течение которого ин тервалы между снимками не превышали максимальной длительности видимости сверхновых в ней на пластинках патруля. Полное контрольное время всех галактик, на ходившихся под контролем, эквивалентно такой длитель ности слежения за одной «средней галактикой». Деля его на число сверхновых, обнаруженных патрулем, получаем средний интервал между вспышками сверхновых в «сред ней галактике» 0 s; обратная же величина /s является средней частотой вспышек.
Результаты этого и последующих патрулирований при ведены в табл. 34. Поскольку для малых п велики флук
туации, равные по порядку У п, реальные 0 s заключе-