Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
167
Рис. 89. Схематические кривые блеск» сверхновых 1 н II типов в синих лучах (лоОгту, 1979)
Рис. 90. Три рсгистрограммы спектров сверхновой типа I (1971 г.) снятых в разные моменты времени (по Псковскому, 1978); / - интенсивность звездного излучения в произвольных единицах
Wi? 1000 900 800 700 600 500 400 300 "*—,Длина волны ,нм
1987. где приводится также сводка всех известных случаев). Самыми ва нымн отличиями сверхновых тина Ib от типа Ia являются меньшая а_. солютная величина в максимуме блеска, приблизительно на 1.5"', и прЕ надлежность к населению тина 1. Объекты типа Ib чаще всего встречаю-ся вблизи областей HII спиральных галактик.
Тип II. Кривая блеска имеет более медленный и более разнообразный по форме спад. Характерным является, однако, горб на спаде кривой блеска, начинающийся приблизительно через 20 суток после максимума блеска. Подъем протекает у всех типов почти одинаково, но медленнее, чем у нормальных новых. На рис. 89 даны схематические кривые блеска
168
Таблица 37
физические параметры оболочек сверхновых
Параметры
Тип I
Тип Il
Масса оболочки в массах Солнца Скорость расширения, км/с Температура оболочки в максимуме блеска, К
0,3
13500
30000
1,0 и больше
7000
25000
типов Ь и II. Спектры сверхновых тина Il имеют некоторое сходство со спектрами обычных новых. Спектральный континуум после максимума блеска простирается далеко в ультрафиолетовую сторону и соответствует цветовой температуре около 4 • 104 К. В отличие от сверхновых типа I после максимума появляются яркие линии водорода. Объекты относятся к населению I типа.
Сопоставление спектров сверхновых можно найти у Киршнера (1974), Мустеля (1974) и Псковского (1978).
Табл. 37 дает физические параметры, выведенные по данным о спектральном развитии оболочек сверхновых согласно Псковскому (1978); приведены средние значения.
Названные типы сверхновых отличаются фотографическими абсолютными величинами в максимуме.
Тип 1а: чаше всего - 18 ¦f— 21 , среднее значение-19,Im.
Тип Ib: чаще всего —16,5 ¦5--19"', среднее значение -17,6™.
Тип II: чаще всего -16,5 т- - 18™, среднее значение - 17,2'".
Вероятность открытия сверхновой типов Ib и II понижает их более слабая абсолютная величина и расположение вблизи межзвездных темных облаков, а открытия сверхновых типов Ia и Ib затрудняет, но не столь сильно, меньшая длительность явления (см. обсуждение у Бренча, 1986 и Псковского, 1978).
Большинство упомянутых исторических сверхновых относят к типу 1а. Может быть, Cas А относится к типу Ib. Для SN 1054, остаток которой четко отличается (например, присутствием пульсара) от других остатков (см. также Шевалье, 1977), принимается принадлежность к типу II.
Среди известных сверхновых есть несколько примеров, которые фотометрически и спектрально невозможно безоговорочно приписать к одному из указанных типов. Сверхновая, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке во время работы над текстом этой книги, также является пекулярной.
Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке. Внезапное появление этой сверхновой в феврале 1987 г, явилось выдающимся событием, так как она имела видимую звездную величину 2,9"1 в максимуме блеска и, без сомнения, представляла собой самое яркое подобное событие за 383 года. Фотометрически (см. кривую блеска на рис. 91) этот объект вообще невозможно включить в классификационную схему. Спектральные наблюдения указывают на родство с объектами типа II. Нетипичность фотометрического поведения состоит в невероятно быстром подъеме
169
Рис. 9/. На&люаення сверхновой 1987А (кривая составлена обществом Al-OFV)
блеска до V - 4,4'" за время менее одних суток. После коро [кого, слабого спада блеска начался медленный подъем до V = = 2,4"' за время, равное почти четверти года. Является ли это событие действительно вспышкой сверхгиганта спектрального класса ВЗ и видимой величины 12,1"' (pg), Xaндулик —69°202", как эта часто утверждают, решится после того, ка сверхновая станет зна тсльно слабее. На этом мы закончим. Об этомо&ьек-те очень много сообщается И в специальной литера' туре, и в прессе. Кром того, исследования объе' та продолжаются.
Остатки сверхновы При взрыве сверхновой окружающее пространство в форме газового облака, очевидно, выбрасывается значительная часть звездного вещества. Самым известным примером является Крабовидная туманность M 1 в Тельце, уже уломящтая при описании сверхновой 1054 г. В центре туманности расположен знаменитый пульсар, являющийся одновременно одним из самых сильных радиоисточников. На месте других исторических сверхновых также расположены, как уже указывалось, ра-диолсточники (а часто - рентгеновские источники) и расширяющиеся туманности, видимые в оптическом диапазоне. Правди, у ни>. пу.іьсар в центре отсутствует, что указывает на то. что объект 1054 г, был сверхновой другого типа и что пульсары возникают не при всякой вспышке сверхновой. Обзор 120 остатков галактических сверхновых лан в главе 4 у Кларка и Стсфинсот; (1977). Kd і ал or 135 осіагков сверхновых, известных ло 1982 г.. приведен у паи дси Ii ер.'и (|9ЙЗ). Сейчас известно уже около 150 остатков доисторических сверхноныч. Остается неясным, все ли пульсары (раздел 3.6.2) или только часть из них возникли в результате вспышек сверхновых. Среди эмиссионных туманностей есть несколько остатков сверхновых. Самым известным объектом такого рода является волокнистая гуманность в Лебеде (рис. 92). которая указывает на вспышку сверхновой примерно 50000- 100000 лет тому назад.
