книги из ГПНТБ / Явления нестационарности и звездная эволюция

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

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