Файл: Явления нестационарности и звездная эволюция..pdf

В максимуме блеска спектр сверхновой I непрерывен, следовательно, ее оболочка в этой стадии изотермична. Появление абсорбционных линий свидетельствует о воз­ никновении градиента, быстро понижающего температу­ ру оболочки наружу, вследствие чего в спектрах сверх­ новых I не возникает эмиссионных линий (Мустель, 1971а, 1972а), тогда как в спектрах остальных типов условия их возникновения в протяженных оболочках имеются.

Моррисон и Сартори, а также Гордон в своих гипоте­ зах постулируют существование стратификации излучения

всверхновых. В абсорбционной версии на нее указыва­ ют некоторые наблюдательные факты. Так, в пекуляр­ ном спектре SN 1954 А слабые линии Не I, принадлежа­ щие переходам с более высокими потенциалами возбужде­ ния, имеют меньшие % и, следовательно, образуются су­ щественно глубже сильных линий Не I (Бренч, 1972). Мустель (1971а) отмечает, что линии Si II, Fe II и Na I (у Псковского — соответственно Не I, Si II и Fe II) от­ носятся к группам с различными потенциалами возбужде­ ния и должны возникать при существенно разных темпера­ турах, т. е. на разных глубинах в оболочке. Ниже мы уви­ дим, что Мустель пришел к выводу об отсутствии водоро­ да в оболочке сверхновой I; на этом основании он сделал важные выводы о ее более высокой прозрачности, вслед­ ствие чего стратификацию излучения в оболочке должно показывать и само убывание интенсивности с длиной волны

вспектре сверхновой. Оно связано с тем, что в про­ зрачной оболочке в коротковолновой части спектра выхо­ дит излучение от внешних частей, тогда как в длинновол­ новой наблюдается излучение, возникающее в более внут­ ренних слоях.

Не присутствует ли в спектре сверхновой I синхротрон-

ная компонента, доминирующая, как известно, в спектрах молодых остатков сверхновых (в Крабовидной туманности)? Убывание интенсивности спектра с длиной волны исклю­ чает это в сверхновых I. Недавно была измерена линей­ ная поляризация сверхновых I и II для стадии снижения блеска после максимума (Серковский, 1970; Шаховской, Ефимов, 1972; Волстенкрофт, Кемп, 1972). Она оказалась в пределах 0,35—0,6% и создается, вероятно, межзвездной пылью галактик.

§ 5] Р Е З У Л Ь Т А Т Ы С П ЕК ТРА Л ЬН О ГО А Н А ЛИ ЗА 29S

Наконец, впервые измерено радиоизлучение сверхно­ вой II 1970 Е в этой же послемаксимальной стадии на 3,7— 21 см (Готесман и др., 1972; Госс и др., 1973), оно возрас­ тало по интенсивности около 300 суток после максимума блеска в прекрасном соответствии с моделью синхротронного излучения молодого остатка (Гулл, 1973), а спект­ ральный индекс радиоизлучения был пологим (а = 0 ,1 ). На месте SN 1885 А спустя 8 6 лет после ее вспышки поиски радиоисточника в подобном интервале длин волн оказа­ лись бесплодными (Спенсер, Бурке, 1973). Нотни и др. (1972) пытались выявить радиоизлучение еще нескольких внегалактических сверхновых среди источников Огайского каталога. Их результаты недостаточно точны.

Проблема химического состава оболочек сверхновых на­ чала разрабатываться лишь в последнее время. Ранее име­ лись только очень предварительные сведения о химичес­ ком составе волокон и сгустков остатков сверхновых, возраст которых составлял 400—900 и более лет. Уже качес­ твенный анализ химического содержания оболочек сверх­ новых I показывает существенные отклонения от нормаль­ ного состава обычных звезд и межзвездной среды. В спект­ рах I типа отсутствуют линии водорода, хотя полгода спустя после максимума блеска в них появлялись линии кис­ лорода [О I], потенциал ионизации которого равен водород­ ному. Следовательно, отсутствие линий Н Свидетельству­ ет о его незначительном содержании либо объясняется ка­ кой-то спецификой физических условий. Например, как

низка и поэтому образуется мало возбужденных атомов Н I. Должен ли присутствовать водород в оболочке проэволюционировавшей звезды населения II типа, какой, повидимому, является перед взрывом сверхновая I, пока еще неясно и по теории звездной эволюции. В моделях эволюции звезд с перемешиванием вещества водород в обо­ лочке полностью истощается, а при эволюции звезды без перемешивания (этот случай считается более реальным) в оболочке может сохраниться и почти первоначальное содержание водорода, хотя он полностью выгорел в ядре.

294 С В Е РХ Н О В Ы Е ЗВ Е ЗД Ы [Гл. 7

Из присутствия линий N I в спектрах сверхновых I Мустель (1973) оценивает содержание водорода и кислоро­ да в их оболочках на порядок ниже, чем содержание азо­ та. Избыток последнего, по его мнению, образуется в ходе углеродно-азотного цикла и его наличие, по-видимому, подтверждается новейшими исследованиями химического состава остатков оболочек галактических сверхновых.

Отсутствие следов водорода в спектре сверхновой I су­ щественно влияет на прозрачность ее оболочки (Мустель, 1970): низкое электронное давление делает незначитель­ ным также поглощение отрицательными ионами водорода, если они имеются. Главную роль в непрерывном погло­ щении тогда играют ионы металлов в возбужденных со­ стояниях. По эквивалентным ширинам дублета натрия и двух линий Fe II в спектре SN 1960 L Мустель (1971d) оце­ нил полное число атомов этих элементов в оболочке. Ока­ залось, что масса железа (4,6-1032 г) превышает предпо­ лагаемую массу всей оболочки и даже самой звезды перед взрывом. Это противоречие указывает, по мнению Мустеля, на полное отсутствие водорода в оболочке сверхновой I. Бренч и Пэтчетт (1973) применяя формулы, выведенные для нормальных звезд, также получили нереально высо­ кую массу оболочки сверхновой I ( 8 9&®).

Оценка массы оболочки сверхновой I 1937С, принадле­ жащая Шкловскому (1966), предполагает нормальное содержание О/Н и произведена им по полному числу ато­ мов кислорода, представленных в спектре сверхновой ли­ ниями [О I]. Масса оболочки оказалась заключенной в пре­ делах 0,1 —0,5 9R®. Сходный результат получается и по электронной концентрации оболочки этой сверхновой, ко­ торую можно оценить для ее наружного слоя в момент появления запрещенных линий [О I] (Псковский, 1968Ь). По отсутствию этих линий в спектрах сверхновых II и III типов даже через 115 и 240 суток после максимума блеска соответственно, Шкловский (1966) оценил нижнюю грани­ цу массы их оболочек в 1 9R® и, соответственно, 8 3R®.

Бренч и Гринстейн (1971), наконец, нашли для сверх­ новой V, что содержание Н/Не по крайней мере в четыре раза больше, чем в туманности Ориона, тогда как содер­ жание металлов от Сг до Ni не отличается от нормального

оболочки получается меньше 0,3 СТО®, кинетическая энергия оболочки составляет — 0 , 1 излучаемой ею энергии.

Итак, пока нет надежных оценок масс оболочек внега­ лактических сверхновых. В то же время оценки началь­ ных масс расширяющихся остатков галактических сверх­ новых также очень грубы. В многочисленных теоретиче­ ских исследованиях часто принимаются произвольные оценки масс оболочек сверхновых, ограниченные пределом масс звезд населения соответствующего типа.

§ 6. Галактические сверхновые и остатки их оболочек

1. Н а б л ю д е н и я г а л а к т и ч е с к и х с в е р х н о в ы х . Выделяя класс сверхновых, Лундмарк (1920) отнес к ним и несколько ярких вспышек в нашей Галактике, наблюдавшихся в древние и средние века. По современным исследованиям, до 1700 г. насчитывалось 214 явлений, квалифицировавшихся кем-либо как вспыш­ ки звезд (Псковский, 1972), из них 116 оказались воз­ можными новыми, 9 — возможными сверхновыми (из ко­ торых надежно отождествляются по всем критериям толь­ ко 4— 6 (Минковский, 1971)).

Для вспышки сверхновой 1054 г. известны оценки блеска около максимума и длительность ее видимости невооруженным глазом (Майалл, Оорт, 1942). В ее райо­ не находится быстрорасширяющаяся Крабовидная ту­ манность (М 1 = NGC 1952), причем начало расширения приблизительно совпадает с датой вспышки. Эта туман­ ность оказалась сильным нетепловым галактическим ис­ точником радиоизлучения (Телец А).

На месте другого сильного галактического радиоис­ точника, Кассиопеи А, Бааде также обнаружил волокни­ стую туманность, а Паренаго и Шкловский (1952) истол­ ковали ее как остаток сверхновой. Это подтвердилось обнаружением высоких скоростей волокон (Минковский, 1957). Полученная по скоростям дата возникновения

Берг, Додд, 1970), однако в указанную эпоху сверхновой в Кассиопее не видели, по-видимому, из-за большого межзвездного поглощения в ее направлении.

Для вспышек, наблюдавшихся в 1572 г. Тихо Браге и в 1604 г. Кеплером, имеется много сравнений их блеска с планетами и звездами. По этому материалу Бааде (1943; 1945) построил кривые блеска, идентичные типу I (рис. 99); им был найден и газовый остаток вспышки

Рис. 99. Кривые блеска галактических сверхновых. В кривую блеска Сверхновой Кеплера внесена дополнительно оценка по не­ давно разысканным корейским наблюдениям. Восходящая ветвь кривой блеска Сверхновой Тихо Браге заново реконструирована автором с учетом ранних европейских наблюдений.

1604 г., а позже (Бааде, Минковский, 1954) и вспышки

1572 г.

В пятидесятых — шестидесятых гг. нашего века было предложено много отождествлений вспышек с теми или иными объектами и радиоисточниками, но теперь они от­ вергаются. Связь между пульсарами и сверхновыми также вызвала попытки отождествить некоторые вспышки, за­ меченные в древности, с наблюдаемыми сейчас пульсара­ ми (Шэн, 1969), но они были безуспешны.

Весьма спорно отнесение к сверхновым V типа вспышки т] Киля (Цвикки, 1964; 1965), которая обычно считается очень медленной новой (Воронцов-Вельяминов, 1948), а также яркой вспышки 1006 г., детально изучавшейся Голдстейном (1965). Радиоисточник, соседствующий с

диняются в цельную картину, другие же остатки менее богаты такими деталями или просто их не имеют и отне­ сены к этому классу объектов по нетепловому характеру их радиоизлучения (Минковский, 1968). В этих случаях существенную информацию дают их детальные радиоизо­ бражения.

Оптический образ Крабовидной туманности определен ее названием: в диффузном клочке тумана («аморфная масса») проступает сеть волокнистых прожилок, создаю­ щих рисунок, напоминающий краба. Особенно четко она видна на снимках с фильтром для области На, образуя эллипс с полуосями 158" и 120" (Бааде, 1942). Судя по наклону линий в спектре М 1 (Мэйалл, 1937), волокнистая система — сфероид, главная плоскость которого образует

скартинной плоскостью угол в 20—30° и ориентирована параллельно магнитному полю Галактики. Аморфная масса — уникальная особенность М 1, на нее приходится 80% излучения туманности; она же определяет несходный

сдругими остатками фотометрический контур туманности: неоднородное пятно с отрогами и темными «заливами», возрастание яркости к центру. Эллиптичность ее наруж­

ных изофот меньше чем у волокнистой структуры, а сред­ ний радиус достигает 220" (Волтье, 1957). Радиоизобра­ жение М 1 (рис. 100) повторяет эти профили и сердцевид­ ное распределение яркости, причем сам радиоисточник оказывается немного больше туманности, а его радио­ яркость падает к краю медленно (Брансон, 1965; Дрейк, 1970). Среди различаемых на фоне М 1 звезд в ее центре видна оптическая пара. У южной из этих звезд Бааде обнаружил изменение яркости окружающей среды, а Скэргл (1969) — перемещение жгутообразных деталей со скоростью до 0,3 с (эта звезда оказалась пульсаром).

О расширении М 1 было известно по угловым смеще­ ниям деталей и анализам микрофотометрических разре­ зов снимков М 1 (табл. 40). Теперь есть измерения до 700 лучевых скоростей и 259 угловых смещений деталей (Мюнч и др., 1972). Годичные угловые смещения деталей

Ошибки указываются в единицах последнего внака. РА — позицион­ ный угол.