4 года назад
Нету коментариев

Самое простое, что можно извлечь из наблюдений,— Это зависимость яркости сверхновой от времени — ее кривая блеска. Первые 12 вспышек, исследованные в 30-е годы, показали удивительную похожесть кривых блеска (кривые блеска Сверхновых Тихо и Кеплера то­же были подобны этим 12 внегалактическим вспыш­кам). Из этого был сделан вывод, что все сверхновые представляют собой однородную группу объектов.

Оказалось, однако, что природа феномена гораздо сложнее. В 1940 г. наблюдалась сверхновая, развитие которой во времени было совсем не похоже на кривые блеска вспышек, обнаруженных ранее. Последующие от­крытия подтвердили, что по крайней мере есть два типа сверхновых. К I типу принадлежали 12 сверхновых, об­наруженных в первые годы патрулирования. Сверхно­вая 1940 г. принадлежала ко II типу, как и многие дру­гие сверхновые, открытые впоследствии. Более того, ока­залось, что сверхновые II типа вспыхивают даже не­сколько чаще, чем сверхновые I типа. Обнаруживают, однако, вспышки II типа реже, и объясняется это тем, что сверхновые II типа в максимуме яркости в 5—6 раз слабее, чем сверхновые I типа.

Обратимся к вспышкам сверхновых I типа. В тече­ние нескольких суток яркость такой сверхновой стре­мительно нарастает — на несколько звездных величин в сутки. Как мы сейчас знаем, это взрываются звезды, яркость которых возрастает при этом в миллиарды раз. Подробности этого процесса пока неизвестны, ведь толь­ко одну сверхновую I типа удалось обнаружить за 20 сут до максимума вспышки.

Максимальный блеск сверхновой I типа сохраняет­ся недолго — 1—2 сут. Затем блеск быстро уменьша­ется, за месяц яркость сверхновой ослабевает в 5—10 раз (на 2—3т). Через месяц после максимума кривая блеска совершает поворот: блеск начинает падать не так быстро и, главное, практически по линейному зако­ну. Такое изменение продолжается несколько сотен су­ток, до тех пор, пока сверхновая не исчезнет на фоне других ярких звезд галактики. Кривые блеска всех сверхновых I типа подобны друг другу как близнецы (рис. 1 и 2). Сверхновые в максимуме блеска могут быть немного ярче или слабее (но и здесь разница невелика), после макси­мума блеск может до­стигнуть точки переги­ба не точно за время 30 сут, а чуть быстрее или медленнее. Но по­сле достижения точки перегиба блеск падает почти одинаково у всех сверхновых I типа — примерно на 0,014mежесуточно.

Кривые блеска сверхновых

Кривые блеска сверхновых

Такая общность кривых блеска сверх­новых I типа позволя­ет определять момент максимума по положе­нию точки перегиба и по тому, как быстро уменьшался блеск сверхновой непосред­ственно перед этим моментом. Ошибка в определении момента максимума получается небольшой — всего 1—2 сут.

И еще одно любопытное обстоятельство. Кривые блеска, о которых шла речь выше и сводная из которых изображена на рис. 2, получаются при фотографирова­нии. Если же следить за изменением блеска визуально, то полученные кривые (см. рис. 1) окажутся не похо­жими на ту, что изображена на рис. 2. На визуальных кривых блеска почти не видна такая важная особен­ность, как точка перегиба. Блеск на этих кривых падает все время примерно с одинаковой скоростью, что вполне объяснимо: глаз и фотопластинка чувствительны к раз­ным областям спектра.

Сводная кривая блеска для сверхновых І типа

Сводная кривая блеска для сверхновых І типа

Но это означает, что в первые месяцы после макси­мума меняется не только блеск сверхновой, но и ее цвет. Сверхновая становится более красной — она как бы «остывает». Через 1,5—2 мес после максимума ее цвет опять становится более голубым.

Самая подробная кривая блеска сверхновой I типа была получена фотографически в 1972 г., когда вспых­нула яркая сверхновая в галактике NGC 5253. Многие обсерватории мира включились в наблюдения этой сверхновой, которая в максимуме блеска светила, как целая галактика. Усилия астрономов разных стран при­вели к тому, что был получен непрерывный ряд наблю­дений в течение двух лет. Ни для какой другой сверх­новой нет таких подробных наблюдений — обычно кри­вая блеска строится в лучшем случае по одному или двум десяткам точек.

В максимуме блеска сверхновая I типа излучает более 1044 эрг/с, ее абсолютная звездная величина в это время была около —19т. Если бы такая сверхно­вая вспыхнула на расстоянии 1 пс от Солнца, то она светила бы всего в 15 раз слабее Солнца. Полная энер­гия, выделяемая при вспышке сверхновой I типа, по современным оценкам достигает 5•1050 эрг.

В отличие от сверхновых I типа вспышки II типа очень разнообразны. В среднем сверхновые II типа не­сколько слабее, их абсолютная звездная величина в максимуме блеска оценивается от —15,5 до—17,5т. Од­нако полная энергия, выделяемая при вспышке сверх­новой II типа, чуть больше и достигает 1051 эрг. Кривые блеска сверхновых II типа показаны на рис. 3.

Кривые блеска сверхновых ІІ типа

Кривые блеска сверхновых ІІ типа

В среднем (от этого «среднего» сверхновые II типа очень часто отклоняются) развитие их яркости можно описать так. Состояние максимального блеска у сверхновых II типа сохра­няется несколько су­ток, затем блеск до­вольно быстро умень­шается на 1,5т. После этого падение блес­ка приостанавливает­ся — кривая как бы выходит на «плато» (см. рис. 3). Но за­тем блеск начинает очень быстро падать, значительно быстрее, чем блеск сверхновых I типа. Наконец, объ­ект исчезает из поля зрения.

Однако все это «в среднем». На деле же есть сверхновые и без «плато» на кривых блеска, есть сверхновые с медленным па­дением блеска и с аномально быстрым. Различие быва­ет порой так существенно, что некоторые наблюдатели выделили такие аномальные сверхновые из обоих ти­пов и утверждали, что ими открыты сверхновые III, IV, или V типов. Однако такая дробная классификация не прижилась. Обычно все вспышки, которые явно не от­носятся к I типу, причисляют ко II, как бы ни велики были аномалии. А они действительно бывают велики. Например, сверхновая, вспыхнувшая в 1961 г., впослед­ствии обнаружилась на фотопластинках, снятых на 24 года раньше.

Таким образом, блеск нарастал очень медленно, а после достижения максимума также медленно падал — за этой сверхновой наблюдают и по сей день. Ошибить­ся в том, что речь идет именно о сверхновой, нельзя: ведь в максимуме блеска она светила почти как вся га­лактика NGC 1058, в которой эта аномальная сверхно­вая была обнаружена.

Наблюдения в различных цветах с помощью свето­фильтров дают представление о том, как меняется цвет (и температура излучающей поверхности) сверхновой со временем. Мы уже говорили, что она после макси­мума «краснеет», причем сверхновая I типа «краснеет» значительно быстрее. Через 40—80 сут после максимума цвет вновь становится более голубым. Интересно, что сам момент максимального блеска достигается в разных цветах в разное время. Сначала наступает мак­симум в голубых лучах, и лишь через 1—3 сут — в красных. Кривые изменения цвета, как и кривые блес­ка, сильно отличаются у сверхновых I и II типов.