Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 72

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 66 67 68 69 70 71 < 72 > 73 74 75 76 77 78 .. 164 >> Следующая


В 1572 т. в созвездии Кассиопеи вспыхнула сверхновая (В Cas), ее максимальный блеск составлял —4"'. Эту звезду чаше всего связывают с именем Тихо Браге, который ее регулярно наблюдал. Но это делали и многие другие астрономы. В результате В Cas является первым объектом с уверенной кривой блеска {рис. 86а). Звезда для невооруженного 164

Рис. Я7. Радиоснимок (4995 МГц) остатка сверхновой Тихо 1S72 г. (см. Кларк и Стефеисон, 1977)

глаза вновь исчезла весной IS74 г. Амплитуда составляла не менее 22 звездных величин. На месте згой сверхновой в качестве остатков наблюдаются кольцеообразный. сильно поляризованный радиоисточник (SC 10, рис. 87). оптические волокна и рентгеновский источник (Сер X-I).

Б 1604 г. появилась сверхновая в Змееносце. Сейчас ее обозначают V 843 OpIi. ее максимальный блеск составлял -3™. амплитуда - более 21"'. Наблюдения звезды обработал Ииганн Кеіьгер. ее кривая блеска хороши известна (рис. 866). На месте этой сверхновой тоже имеется оста-IHK в пиле гуманности и радиоостаток (ЗС 358). но рентгеновского источника не обнаружено.

Объект Cas А является сильным радиоисточником, который необходимо считать остатком сверхновой на основе его морфологических к спектральных свойств. На месте радиоисточника расположена туманность диаметром 4. пк. Она расширяется со скоростью 7400 км/с. что указывает на вспышку сверхновой образовавшей эту туманность, в 1658 г. (±3 года, см. ван ден Берг и Кампер. 1983). Вспышка блеска не наблюдалась, это немного странно. Определенную роль может играть сильное межзвездное поглощение в этой области неба. Может быть, кроме того, во время максимального блеска объект в ночное время находился так низко над горизонтом, что избежал открытия? Далее, вполне допустимо, что Cas А была сверхновой малой светимости. Аналогично сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, она. быть может, "сумела" достичь только М? ' - I5,6m.

1*5

[¦сть указания о существовании исторических сверхновых, имевших HLiiiiiniKH в 185. 386. 393. 1181 и 1408 гг.. но эти данные не являются полностью надежными.

Для подробного знакомства с историческими сверхновыми рекомендуем книгу "The Historical Supernovae" Кларка и Стефенсона (1977) .

Сверхновые в друі*их галактиках. Переменные звезды во внегалактических системах будут обсуждаться позднее, в разделе 5.2.2. Но уже здесь мы хотим остановиться на внегалактических сверхновых. Так как в нашей собственной Галактике со времени изобретения телескопа не было возмож-HOCiIi наблюдать ни одной сверхновой, для классификации этих интересных объектов и статистического исследования частоты вспышек нам приходится обращаться к систематическим и непрерывным наблюдениям сверхновых в других звездных системах. Огромная светимость, превышающая в некоторых случаях общую светимость соответствующей галактики (рис. 88). позволяет наблюдать сверхновые на очень больших расстояниях. Число сверхновых велико, так как велико количество галактик, а сверхновые встречаются в галактиках всех типов (см.. например. Orr. 1979). в том числе и эллиптических и неправильных. К 1979 г. было уже открыто около 380 сверхновых, из них около 100 - известным исследователем сверхновых Цвикки. Каталог Барбона и др. (1984) содержит основные данные о 568 сверхновых, открытых до 1983 г.

В 1980 г. вспыхнула "межгалактическая сверхновая" внутри группы ярких галактик (Смит. 1981).

Следует указать на открытие Кемпбеллом и др. (1985) сверхновой в волокнистой оболочке одною из квазаров.

Классификация. На основе фотомеїрических и спектральных исследований сверхновых в других звездных системах Минковский в 1ч41 г. сделал заключение о существовании нескольких типов, отличающихся друг от друга формой кривой блеска, абсолютной величиной и спектром. В настоящее время различают следующие типы.

Тип 1а. Кривая блеска (рис. 89) напоминает по форме кривые блеска быстрых новых. Спуск происходит довольно круто, вначале приблизительно на 3"' за 25 40 суток, потом примерно на 1"' за 60-70 суток. Спектр в максимуме - почти чисто непрерывный, без явно выраженных деталей. После максимума появляются очень широкие детали в форме светлых и темных полос слабой интенсивности. Долго не могли решить, шиерпретировать ли такой спектр как континуум с яркими эмиссионными полосами или как континуум с очень широкими абсорбциями. На рис. 90 показан спектр сверхновой тина Ia за двое суток до максимума (и), через 27 суток (б) и через 76 суток (а) после максимума. Спектр характеризуется наличием очень широких абсорбционных линий, указывающих па очень высокую скоросіь расширения оболочки, превышающую 10J км/с. Линии водорода отсутствуют полностью. Объекты относятся к звездному населению Il типа.

Тип Ib. Кривая блеска практически идентична кривой блеска типа Ia. Спектр также лишен водородных линий и выглядит в течение нескольких месяцев после максимума блеска как спектр типа Ia. но линии поглощении Si H V 615 нм отсутствуют. Зато появляются запрещенные эмиссионные лилии некошрыч элементе (см.. например. Партер и Филиппенко,
Предыдущая << 1 .. 66 67 68 69 70 71 < 72 > 73 74 75 76 77 78 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed