Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

вновь исследованы Бренчем (1972), который исключил идентификацию линий N II, но подтвердил остальные выводы Мак Лафлина.

Решение проблемы идентификации спектра сверхновой I было тесно связано с интерпретацией абсорбционных ми­ нимумов. Она была предложена Псковским (1968а). По его мнению, вследствие расширения линий и уменьшения их глубины из-за эффекта разлета оболочки (Герасимович, Мельников, 1935) в спектре можно заметить только силь­ нейшие линии из числа чувствительных к эффекту свети­ мости, т. е. усиливающиеся при низкой плотности линии ионов легко ионизуемых элементов (Fe II, Si II, Mg II, Са II) и наиболее трудно ионизуемых нейтральных ато­ мов (Не I). Из этого истолкования минимумов спектра од­ нозначно следовала идентификация с перечисленными ли­ ниями. После отождествления минимумов красной части спектра с блендой дублета Si II и В3-линией Не I, был вы­ числен доплеровский сдвиг х для остальных минимумов, и обнаружилось, что они действительно совпадают с силь­ нейшими линиями, чувствительными к эффекту светимо­ сти, имеющими сходные с Si II потенциалы ионизации (см. табл. 39). Совпали с минимумами все ожидаемые ли­ нии без исключений.

Идентификация минимумов в спектрах сверхновых I с этими же линиями проведена Мустелем (1970, 1971а, 1972а) путем сравнения со спектром новой DQ Her в мо­ мент максимума блеска. Он заметил, что долго наблюдае­ мые линии Fe II и др. ионов возникают при переходах с метастабильных уровней, линии же, не связанные с пос­ ледними (Si II), исчезают через несколько недель после максимума блеска. У разных сверхновых I х колеблется от — 0,022 до — 0,046 при одинаковом отождествлении минимумов; это указывает на различие скоростей расши­ рения оболочек сверхновых и на правильность предложен­ ного принципа отождествления.

Предложенная Псковским и Мустелем идентификация минимумов в спектрах сверхновых I полностью подтверж­ дается расчетами синтетических спектров сверхновых I, выполненными Бренчем и Пэтчеттом (1973). В другой ра­ боте Пэтчетт и Бренч (1972) успешно рассчитали также синтетический спектр сверхновых II, главная роль в ко­ тором принадлежит линиям H I и Fe II, наблюдаемым

в эмиссии и поглощении, а несколько ранее Бренч и Гринстейн (1971) развили этот метод в применении к спектрам сверхновой I.

Имеется еще несколько попыток идентификации аб­ сорбций спектров I типа. Седдон (1969) полагает, напри­ мер, что минимумы являются межзвездными полосами, которые наблюдаются и в спектрах горячих далеких звезд. Хафман (1970) полагает, что эти полосы образуются гранатовой пылью, но в ультрафиолете соответствие со спектром этого минерала не получается. Гипотеза не объ­ ясняет изменения интенсивности минимумов с фазой и по­ добия деталей спектров большинства сверхновых I.

Ш. Гордон (1972) предполагает, что в спектрах сверх­ новых I присутствуют и линии поглощения, и эмиссии. Последние принадлежат главным образом высокоионизованным элементам, включая запрещенные (корональные) линии. В каждой фазе спектр сверхновой представляется своим набором линий, не повторяющимся в другой фазе. Компоненты бленд рассчитываются по эмпирической мо­ дели плотности оболочки и стратификации излучения в ней. Хотя внутренние противоречия этой гипотезы могут сниматься подгонкой модели, она не вызывает доверия, так как предполагает очень высокий расход энергии на излучение. Наблюдательные проверки не предложены.

§ 5. Результаты спектрального анализа оболочек сверхновых

1. С к о р о с т ь р а с ш и р е н и я о б о л о ч к Темп изменения физических параметров оболочки сверх­ новой с фазой зависит от скорости ее расширения г>. По­

вой стороны у них появляются абсорбционные компоненты и на 60-е сутки последние показывают скорость расшире­ ния абсорбционной зоны 5000 к — 4000 к км/сек (по На и Di,2-линиям). У III типа эмиссии более широки. После максимума блеска фиолетовый конец абсорбции Нр пока­