Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

lg v

Рис. 96. Запись спектра сверхновой 1972 Е (Киршнер и др., 19J3) для серии фаз. По верхней рамке отмечены длины волн, по нижней— логарифмы частот, черточки над горизонтальными шкалами — разметка главных линий солнечного спектра. Слева оцифрованные де­ ления обозначают логарифмы потоков в соответствующих длинах

волн, справа указаны фазы цосле максимума блеска в сутках,

в интервале 0 — 240 суток после максимума. Минковский (1941) отмечал следующие особенности типа: разнообразие длительности развития спектральных стадий, бесструктур­ ный континуум сохраняется до недели (у III типа — не­ сколько недель) после максимума блеска и в ультрафиоле­ товой области ярче, чем в I типе, в спектре всегда видны эмиссионные линии серии Бальмера и Не I (рис. 97), в III типе они шире. Гринстейн и Минковский дополнитель­ но отмечают, что линии имеют профили типа PCyg (эмис­ сия + абсорбция) и ряд отличий длин волн минимумов от минимумов в I типе: характерная тройка минимумов 4850, 5100, 5020 А и другие длины волн минимумов в ульт­ рафиолете: 3850, 3900 А. Запрещенные линии в спектрах не обнаружены (линии [ОН] в спектре SN1959 D принад­ лежат НИ-области галактики NGC 7331). К концу вось­ мого месяца, ослабев на 8 т , сверхновая III типа SN 1961 I показала стационарный спектр (Цвикки, 1964).

Спектр сверхновой IV — SN 1961 F — сходен с I ти­ пом, но имеет яркий ультрафиолетовый континуум, ряд специфичных деталей, две переменные по яркости поло­ сы в синей части спектра (Цвикки, 1964).

Спектр сверхновой V — SN 1961 V — медленный ва­ риант сверхновой II — также не имел запрещенных ли­ ний, чем отличается от новых. В максимуме спектр соответ­ ствовал континууму звезды класса О (Цвикки, 1965); последняя спектрограмма получена через 464 суток после максимума (Гринстейн, Минковский, 1973).

лишь потому, что в прошлом были преодолены трудности первичных идентификаций, обычно тесно связанных с ис­ толкованием происхождения спектра. Только в немногих случаях сейчас приходится начинать с первичных иден­ тификаций спектров (солнечной короны, квазаров, сверхновых). Присутствие в спектрах сверхновых силь­ ного максимума 4650 А, аналогичного максимума в спект­ рах звезд Вольфа — Райе и новых, позволило отождест­ вить главные эмиссионные детали спектров II, III и V ти­ пов. Однако подобная попытка со спектром I типа была

§ 4] С П Е К Т РЫ С В Е РХ Н О В Ы Х 285

безуспешна. Единственная надежно идентифицированная пара эмиссионных линий в нем — это дублет запрещенных линий [01] 6300—6360 А, открытый Минковским (1939) в спектре SN 1937 С на 183 сутки после максимума и пока не найденный у других сверхновых.

В спектрах II и V типа отождествляются линии водо­ рода (Хьюмасон, 1936), а недавно предложены возможные расшифровки остальных деталей (табл. 38, Я,в — эмисси­ онные детали, А,а — абсорбционные). Фиолетовые края эмиссионных линий заканчиваются линиями поглощения (профиль типа Р Cyg).

Моррисон и Сартори (1969) считают наблюдаемое све­ чение сверхновых флуоресценцией диффузной чисто гелие­ вой среды под влиянием первичного ультрафиолетового излучения вспышки. Вторичное излучение намного дли­ тельнее первичного, поэтому авторы образно назвали свою гипотезу оптической реверберацией. Яркие полосы спект­ ра I типа они отождествили с линиями Не II серий Пашена и Бреккета, расширенными доплеровским эффектом раз­ лета среды, окружающей звезду, начавшегося со значи­ тельной скоростью еще до вспышки. Трудностью гипотезы являются большие энергетические расходы на вторич­ ное излучение (па 2—3 порядка превышающие энергию прямого излучения, оцениваемую по кривым блеска). Шкловский (1966) показал, что ультрафиолетовое излуче­ ние должно мгновенно ионизовать среду без флуоресцен­ ции, поэтому авторы пытались спасти модель ее усложне­ нием. В качестве тестов гипотезы предлагались проверка закона изменения диаметра флуоресцирующей среды у близкой сверхновой и поиски сильных эмиссионных ли­ ний Не I I 10128 и 3205 А. Последние не обнаружены (Бааде,

ном спектре SN 1954 А были расшифрованы Мак Лафли­ ном (1963) как линии поглощения Не I и других элементов (табл. 39), типичные для ранних В-звезд. Линии оказа­ лись смещенными в фиолетовую сторону и деформирова­ ны влиянием расширения оболочки, причем доплеровский