книги из ГПНТБ / Псковский, Ю. П. Новые и сверхновые звезды

телямп плоской подсистемы звезд. Зато сферическая подсистема звезд встречается и в спиральных и в эллип­ тических галактиках. Поэтому первоначально думали, что сверхновые I типа относятся к этой подсистеме. Но, как теперь убедились, это противоречит тенденции всех сверхновых размещаться близко к галактическим плоскостям и выводу о миогочислеппости вспышек сверх­ новых в галактиках типа Sc, где паселепие сферической подсистемы пезиачптельио.

Автор дайной книги использовал новый способ оценки размещения сверхновых I и II типов по видимому характеру их подсистем. Оказалось, что сверхновые I типа в спиральных и даже сплюснутых эллиптических системах относятся к промежуточной подсистеме, назы­ ваемой диском. Присутствие звездной подсистемы диска в эллиптических галактиках сейчас установлено спект­ ральным методом, а у сплюснутых об этой подсистеме говорит и сама лиизовидиая форма галактик.

Исследования пашей Галактики показывают, что под­ система диска наиболее миогочислеппа по числу звезд и по их общей массе. Совершенно естественно, что в такой богатой населением подсистеме могут встречаться уникальпые экземпляры звезд, дающие вспышкп сверхновых I типа. Что касается сверхновых II типа, то среди звезд плоской подсистемы также имеются уникумы. Имп счи­ таются редчайшие, самые массивные горячие сверх­ гиганты — звезды класса О. Они-то и являются, видимо, па фипальиом этапе эволюции сверхновыми II н III типов.

Частота вспышек сверхновых

Наши предположения о характере звезд, вспыхивающих как сверхновые, могут существенно проясниться, если мы узнаем, часто или редко происходят вспышки сверхновых в галактиках. Ведь в зависимости от частоты вспышек под подозрением оказываются многочисленные или, на­ оборот, редкие по численности категории звезд соответ­ ствующих звездных подсистем.

цеипе 14233 лет. Это уже внушительное число, и вместе с большим числом обнаруженных сверхновых оно позво­ ляет получить весьма надежные выводы о среднем интер­ вале между вспышками сверхновых в типичной галактике. Действительно, 14 233 года: 45 = 316 лет, а элемент слу­ чайности наблюдения именно 45 сверхновых показывает, что действительная величина интервала заключена между 276 и 372 годами. Другими словами, выводы первого паломарского патрулирования теперь надежно подтверждены.

Но, к сожалению, в подсчетах приходится сваливать в одну кучу галактики разных типов и светимостей, а типы сверхновых известны тоже далеко не во всех случаях. Как только выяснилось, что сверхновые делятся на два основ­ ных типа, потребовалось выяснить, каковы средние интер­ валы между вспышками у сверхновых I и II типа* Дру­ гими словами, какие сверхновые вспыхивают чаще? Если обратиться к спискам наблюдавшихся 200 сверхновых, то лишь для третьей части известен в той или иной мере их тип. И среди классифицированных по типам сверхновых подавляющее большинство принадлежит к I типу. Но спе­ шить с заключением, что эти именно сверхновые вспы­ хивают чаще, нельзя. Вспомним, что сверхновые I типа в максимуме блеска примерно на две звездных величины ярче сверхновых II типа.

Бааде, первый заинтересовавшийся этим вопросом, обра­ тил внимание на то, что в числе 5 сверхновых, обнаружен­ ных при первом паломарском патрулировании в галакти­ ках ярче 13-й звездной величины, только одна была II типа, а остальные относились, видимо, к I типу. Учитывая абсо­ лютные величины сверхновых того и другого типа, он при­ шел к выводу, что в действительности сверхновые II типа должны вспыхивать в шесть раз чаще, чем сверхновые I типа. Другими словами, сверхновые II типа должны вспыхивать в спиральных галактиках со средним интерва­ лом в 50—100 лет.

©днако вывод, сделанный по одному случаю вспышки сверхновой II типа, был, естественно, крайне ненадежен. Исследование Барбоиа позволяет сделать новые под­ счеты. Из 45 сверхновых, найденных в патрулировавшихся участках неба, был известен тип у 16, а теперь оценен еще у трех сверхновых. Из них 15 относятся к I и к сходному

Глава VIII

СПЕКТРЫ СВЕРХНОВЫХ ВО ВРЕМЯ ИХ ВСПЫШЕК

Загадки спектров сверхновых

Спектральные наблюдения внегалактических сверхновых могут помочь разобраться в физическом процессе, идущем в ее излучающей оболочке. Почти 30 лет изучение спект­ ров сверхновых ограничивалось установлением типа звезды, описанием вида спектра и его изменений. Что же скрывается за этими изменениями, оставалось неиз­ вестным.

Самым непонятным и почти полностью не расшифро­ ванным являлся спектр сверхновых I типа, хотя именно их спектры наиболее широкЪ наблюдались — от 9 суток перед максимумом и до 338 суток после него. В самом максимуме блеска и через неделю после него в спектрах не наблюдалось резких деталей. Спектр выглядит сплош­ ным, но его ультрафиолетовая область слабее, чем у обыч­ ных звезд, а короче 3700 А интенсивность спектра сверх­ новой стремительно понижается.

Изменения со временем можно проследить по рис. 24. Через неделю после максимума становятся заметны яркие полосы и темные промежутки. Контраст между ними постепенно увеличивается. Но что является физически реальной деталью спектра, яркая полоса или темный интер­ вал? Это была одна из загадок спектра сверхновой. Ноне единственная. В течение трех недель после максимума цвет сверхновой I типа желтеет и даже краснеет, а спектр ее, сохраняя все детали, сильно слабеет в ультрафиолето­ вой части (впрочем, может быть, становится ярче красная часть спектра, в этом случае будет такой же эффект). Затем *в течение четвертой недели яркая полоса в красной области, пересеченная ранее одним темным промежутком, разделяется на три части двумя новыми темными интер­ валами и постепенно начинает идти противоположный

117

0,5 —

Под рамкой отмечены длины воли в Ангстремах, выше —элементы и их ноны (отмечены знаком +), которым принадлежат важнейшие минимумы (линии поглощения) спектра сверхновой. По вертикальным рамкам отмечены лога­ рифмы относительной интенсивности трех спектров сверхновой: а — спустя 2 суток после максимума блеска, б — то же спустя 27 суток, в —то же спустя 76 суток

Чтобы разобраться в причинах изменений спектра сверхновой, следовало попытаться расшифровать его дета­ ли, т. е. найти в нем спектральные линии, и установить, каким элементам они принадлежат. Такая расшифровка неизвестного спектра бывает очень трудной. Легко под­ даются расшифровке спектры звезд, потому что большин­ ство их линий в какой-то мере общие с линиями солнеч­ ного спектра и других звезд. Например, в спектрах многих звезд и газовых туманностей одними из сильней­ ших оказываются линии водорода. Это и неудивительно,

118

лпгши поглощения в спектре, а в разреженных оболочках

цгазовых туманностях — яркие линии излучения.

Мы уже знаем, что сверхновые I и II типов различа­ ются тем, что в спектрах сверхновых II типа имеются яркие линии водорода и сравнительно интенсивная уль­ трафиолетовая часть спектра, в то время как у сверхно­ вых I типа линий водорода ие найдено пи в виде ярких, ни в виде темных линий поглощения.

Почему же в спектрах сверхновых I типа нет линий водорода? Конечно, звезды, когда в их ядрах выгорает весь водород и гелий, могут в некоторых случаях взры­ ваться, как сверхновые. Но и тогда в наружных оболоч­ ках, выбрасываемых взрывом, водород имеется в доста­ точном количестве. В астрофизике встречался пока единственный случай, когда водород, присутствуя, ие про­ являет себя в спектре звезды: у горячих и самых высо­ ких по светимости сверхгигантов линии водорода очень слабы и даже отсутствуют. Причина этого явления — соче­ тание высокой разреженности оболочки сверхгиганта и высокой температуры, приводящее к полной ионизации водорода.

©диако Э. Р. Мустель указал недавно еще одну, противо­ положную возможность. Он обратил внимание на то, что ультрафиолетовая часть спектра сверхновой I типа очень слаба, поэтому в пей должно вырабатываться мало кван­ тов, возбуждающих линии водорода в видимой области спектра. Другими словами, если водород в оболочке сверх­ новой I типа имеется, он должен быть, наоборот, пол­ ностью нейтральным п, мало того, иевозбуждениым. Однако обнаружение Мустелем линий азота в спектре сверхновой, видимо, вообще свидетельствует о незначи­ тельном содержании водорода.

Но что же представляют собой остальные, детали спек­ тра сверхновой I типа? Еще в 1938 г. Минковский выдви­ нул гипотезу, что все образования в спектрах сверхновых I типа — сложное сочетание неизвестных запрещенных линий. В действительности в спектре сверхновой I типа па 183-и сутки после максимума блеска появлялись две узкие яркие линии, без труда опознанные Минковским как запрещенные линии нейтрального кислорода. Своим видом они резко отличались от остальных деталей спектра сверхновой, тем не менее Минковский предположил, что р остальные дркие детали в спектре образованы неизвест-

П9

иыми запрещеппыми лиииямы. Он обратил внимание на то, что яркие линии в спектрах самых горячих звезд не совпадают с яркими деталями спектра сверхновой.

Особенно убедительным выглядело обнаружение четы­ рех ярких деталей, которые немного смещались в красную сторону спектра при переходе к спектрам, полученным несколько суток спустя. Такое смещение могло быть, утверждал Минковский, только в том случае, если спектр сверхновой является скоплением запрещенных линий. В сущности, в нем видны только верхушки ярких линий, сливающиеся в широкие полосы, а сам непрерывный спектр даже в максимуме блеска в десятки раз слабее яр­ кости этих полос. Поэтому там, где запрещенных линий нет (в ультрафиолетовой части спектра короче 3700 А спектр сверхновой I типа обрывается), его не видно.

Но каким элементам и состояниям ионизации принад­ лежат эти яркие запрещенные линии, оставалось неизвест­ ным. Американские астрофизики Ф. Уиппл и Ц. ПэйнГапошкина по-другому подошли к этой загадке спектра сверхновых I типа. Они рассчитали, каким должен быть спектр, составленный из ярких разрешенных линий наибо­ лее распространенных во Вселенной химических элемен­ тов при температурах 15 000—100 000° и при скорости расширения оболочки сверхновой 6000 км/сек. У них получился спектр, отдаленно похожий на спектр сверх­ новой I типа.

Выходит, что и версия ярких запрещенных линий, защищаемая Минковским, и версия ярких разрешенных линий в равной степени возможны.

Что касается сверхновых II типа, то, несмотря па обна­ ружение в их спектрах ярких линий водорода, остальные детали спектров были похожи иа детали спектров сверх­ новых I типа и оставались загадочными.

Таким образом, складывалось впечатление, что взгляд иа спектры сверхновых как иа совокупность только ярких линий излучения является бесперспективным и от него следует отказаться. Не нужно рассматривать спектры сверхновых как аналогии спектров газовых туманностей и горячих звезд, обладающих яркими линиями. Но попытки

Р. Кристи, У. Фаулер и Ф. Хойл в своем теоретическом исследовании высказали мимоходом предположение, что

120

яркие полосы в спектрах сверхновых могут быть и моле­ кулярными полосами опять-таки неизвестного происхо­ ждения.

Линии поглощения в спектрах сверхновых

Неудачи объяснения ярких деталей спектра сверхновой укрепляют ту точку зрения на расшифровку спектра, которая исходит из того, что главными деталями спектра надо считать темные промежутки — расширенные и неглу­ бокие линии поглощения. Нетрудно догадаться, что, при­ нимая шаг за шагом выводы, следующие из гипотезы о существовании линий поглощения, мы придем к совер­ шенно иному представлению о физических свойствах оболочек сверхновых, чем в случае оболочки с линиями излучения.

В спектрах сверхновых II типа, как и в спектрах новых звезд в стадии сразу после максимума присутствуют как линии излучения, так и линии поглощения, принадлежа­ щие одному и тому же переходу между энергетическими состояниями атома.

Более сложна ситуация с выявлением линий поглоще­ ния в спектрах сверхновых I типа. В 1958 г. американ­ ский астрофизик Д. Мак-Лафлин, уже знакомый нам по исследованиям новых звезд, попытался расшифровать минимумы в спектрах одной из сверхновых как широкие линии поглощения нейтрального гелия и других элемен­ тов. Все эти линии были систематически смещены в фио­ летовую сторону спектра. Это указывало на то, что обо­ лочка, в которой они образуются, расширяется со скоростью 5700 км/сек. Работу Мак-Лафлина остро рас­ критиковал Минковский, который правильно отмечал неубедительность случайных совпадений минимумов с не­ которыми смещенными второстепенными линиями гелия, но отвергнуть целиком гипотезу присутствия линий погло­ щения в спектре сверхновой I типа ои не смог. Отметим, что Мак-Лафлин расшифровал спектр не обычной сверх­ новой I типа, а спектр, обладавший специфическими осо­ бенностями.

Десять лет спустя после исследования, проведенного Мак-Лафлином, автор данной книги предложил объясне­ ние обнаруженным в спектре сверхновой I типа линиям поглощения. Из этого объяснения следует простое правило

121

спектров сверхновых мы имеем дело с эффектом свети­ мости в спектрах, известным по обычным звездам. Но только при изучении спектров звезд, идя от карликов до сверхгигантов, мы привыкли к сравнительно неболь­ шим усилениям линий поглощения некоторых элементов, а в случае сверхновых эти эффекты светимости намного сильнее.

Какие же линии могут быть сильны в газовой оболочке сверхновой звезды, которая вследствие расширения ста­ новится все разреженней? Очевидно, те, которые усили­ ваются с понижением плотности газа, т. е. те, которые характерны для спектров звезд-сверхгигантов. В этом и заключается общий рецепт для отбора ожидаемых в спектре сверхновой линий. Согласно соотношению, выве­ денному индийским астрофизиком М. Н. Саха, с увели­ чением разреженности оболочки должны в первую очередь усиливаться линии один раз ионизованных атомов легко ионизуемых элементов и линии неионизованиых атомов трудно ионизуемых элементов. В видимой области спектра таких линий среди самых сильных не так уж много. К легко ионизуемым относятся линии кремния, магния, железа, кальция, натрия и алюминия. Но один раз иони­ зованные атомы двух последних элементов не имеют сильных линий в видимом участке спектра. К трудно ионизуемым элементам относится гелий. Что касается остальных элементов, то их роль в спектрах и нормаль­ ных и сверхновых звезд невелика, потому что невелико их содержание в газовой смеси, характерной для звезд­ ных оболочек. Об отсутствии же в спектре сверхновой водородных линий уже было сказано ранее.

Сильных линий меньше в красной части спектров звезд, поэтому в ней обычно разобраться легче. Вот и в спектре сверхновой, полученном вскоре после максимума блеска, обнаруживается минимум, соответствующий двум слив­ шимся линиям один раз ионизованного кремния. Он ока­ зался смещенным в фиолетовую часть спектра па вели­ чину (X — Хо)/%о = —0,03. Но если это действительно линия ионизованного кремния, то в фиолетовой области спектра должны быть следы и другой пары сильных линий этого иона. И действительно, там был найден небольшой минимум с точно таким относительным спект­

122