Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

ВУЗ: Не указан

Категория: Не указан

Дисциплина: Не указана

Добавлен: 16.10.2024

Просмотров: 124

Скачиваний: 0

ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.

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-