4 года назад
Нету коментариев

Наиболее заметно различие в типах сверхновых про­является в их спектрах. Вообще, информация, извлекае­мая из спектральных наблюдений, богаче и более, так сказать, физична: она позволяет судить даже о состоя­нии звезды перед вспышкой, о протекании вспышки. В совокупности с кривой блеска информация о спектрах дает материал для построения моделей вспышек.

Однако получить надежный спектральный материал значительно труднее, чем построить кривую блеска. Для получения спектров нужны крупные телескопы, длитель­ные экспозиции, ведь хотя блеск сверхновой и сравним с блеском целой галактики, но сама галактика является объектом далеким и слабым: через неделю-другую после максимума сверхновые обычно бывают не ярче 17—19т. Получить спектр такого слабого объекта очень трудно, а ведь нужно еще учесть фон галактики.

Впервые отличие друг от друга вспышек сверхно­вых I и II типов было отмечено еще в. 40-е годы, одна­ко и в наши дни лишь для 10% всех исследуемых сверхновых удается получить надежные спектры. Всего сейчас известны спектры около 40 сверхновых, причем для сверхновых I типа наиболее надежный материал дала все та же сверхновая 1972 г., вспыхнувшая в кар­ликовой галактике NGC 5253. Блеск этой сверхновой в максимуме достигал 8т, и поэтому удалось проследить эволюцию спектра в течение длительного времени. Сверхновым II типа «повезло» меньше, но и в этом случае, комбинируя сведения о разных вспышках, мож­но проследить, как меняются спектры со временем, хо­тя, например, совершенно пока неизвестно развитие спектра в промежутке от 35 до 250 сут после макси­мума.

Описать спектры сверхновых II типа значительно проще, чем спектры сверхновых I типа. Во многом они похожи на спектры обычных новых. В момент максиму­ма в спектре практически нет линий — наблюдается непрерывное излучение, по распределению энергии похо­жее на излучение непрозрачного тела, нагретого до тем­пературы более 10 000 К. Через неделю после максиму­ма появляются слабые полосы излучения в красной ча­сти спектра. Со временем непрерывный спектр слабеет, температура, с помощью которой описывается распре­деление энергии, уменьшается до 6000—7000 К. Одно­временно все более заметными становятся широкие ли­нии и полосы излучения и поглощения, которые со вре­менем и начинают определять форму спектра.

Каков спектр сверхновой II типа через 2—3 мес пос­ле максимума? Это неизвестно — нет наблюдений. Но есть данные о значительно более позднем периоде, че­рез 250 сут после максимума. В это время непрерыв­ный спектр уже почти не просматривается.

Интенсивнее всего в спектрах сверхновых II типа из­лучают линии водорода. Появляются они через не­сколько суток после максимума и преобладают все по­следующее время. Линии имеют характерную структу­ру: к линиям излучения определенного химического эле­мента с фиолетовой стороны спектра примыкают линии поглощения того же элемента. Такие спектральные про­фили астрофизики называют профилями типа Р Лебедя (в спектре голубой звезды Р Лебедя впервые наблюда­лись эти характерные линии). Эти линии очень широ­кие, и, следовательно, мы видим обширную и быстро расширяющуюся газовую оболочку. Линейчатое излу­чение возникает в глубине оболочки, затем, проходя сквозь расширяющееся вещество, оно рассеивается и частично поглощается. Огромная ширина линий являет­ся следствием эффекта Доплера: линии, возникающие в приближающейся к нам части оболочки, смещены в фиолетовую сторону, а линии, возникающие на удаляю­щемся крае,— в красную. В результате наблюдается одна широкая линия с размытыми очертаниями. По ши­рине линии можно измерить скорость расширения обо­лочки, она достигает 10 000—15 000 км/с.

Кроме водородных линий, в спектрах сверхновых II типа наблюдаются яркие линии излучения ионизован­ных кальция (CaII) и натрия (NaII), а позднее появ­ляются линии нейтрального кислорода. В спектрах обычных звезд наблюдается множество линий погло­щения, более слабых по сравнению с водородными, но в спектрах сверхновых таких линий обнаружить нельзя — большая скорость расширения оболочки приводит к тому, что линии «размываются» и становятся неглу­бокими. Их практически невозможно выделить на фо­не непрерывного спектра.

Линий гелия — второго после водорода по распро­страненности элемента во Вселенной — в спектрах сверхновых II типа нет. Это важное обстоятельство поз­воляет сделать некоторые выводы. Гелий возникает из водорода в процессе эволюции звезды, его много в ста­рых, т. е. проэволюционировавшихся, звездах и мало в молодых. Значит, возможно, что именно молодые звез­ды и вспыхивают как сверхновые II типа? Позднее мы вернемся к этому предположению, а сейчас попробуем оценить некоторые физические параметры оболочек сверхновых II типа.

Во-первых, можно достаточно просто определить раз­меры оболочки в момент достижения сверхновой макси­мума блеска. Спектр ее в это время близок к спектру излучения черного тела, светимость близка к 1044 эрг/с, температура — к 10 000 К. Отсюда можно оценить раз­меры излучающей сферы, которые составляют около 1014 см (намного больше размеров орбиты Земли). Та­кими размерами обладают лишь самые большие и мас­сивные звезды — сверхгиганты. Впоследствии, когда га­зовая оболочка расширится в 10—20 раз, она становит­ся прозрачной для излучения, возникающего в ее глу­бине, и оно способно уйти в пространство без поглоще­ния в ней. В это время и появляются в спектре линии излучения, а непрерывный спектр (континуум) как бы «притухает».

Наблюдения спектральных линий позволяют оце­нить и массу выброшенного в пространство вещества. По интенсивности излучения в линии можно опреде­лить, например, какой должна быть плотность водоро­да, чтобы такая линия могла возникнуть. Зная разме­ры оболочки и плотность вещества в ней, легко найти и массу. Так, для оболочки сверхновой II типа, вспых­нувшей в 1970 г. в галактике М 101, масса оболочки оказалась около 0,2 Mс (Mс — масса Солнца). На са­мом деле масса оболочки может быть и меньше, пото­му что вещество распределено в оболочке далеко не равномерно.

По спектрам сверхновых можно решить и еще одну задачу — определить расстояние до галактики, в которой произошла вспышка. Это можно сделать, если наб­людать спектры в течение некоторого времени, скажем, в течение месяца. Расширение линий дает скорость дви­жения газа, а умножив скорость на время наблюдений, можно найти действительное увеличение размера обо­лочки. Зная же размер оболочки и температуру излу­чения, определяем светимость, а по оцененной светимо­сти сверхновой и ее наблюдаемой яркости находим рас­стояние. Таким методом были оценены расстояния до галактик М 101 и NGC 1058. Результаты оказались в хорошем согласии с теми значениями расстояний, кото­рые были найдены раньше другими способами.

Если природа спектров сверхновых II типа более или менее понятна, то спектры сверхновых I типа до сих пор остаются загадочными, несмотря на то что наблю­дений этих спектров значительно больше. Долгое вре­мя спектры сверхновых I типа вообще не поддавались расшифровке. В первые сутки после максимума здесь тоже преобладает непрерывный спектр (континуум), но вскоре непрерывное излучение ослабевает и появляют­ся широкие полосы. Сначала астрофизики полагали, что это полосы излучения, очень широкие из-за большой скорости расширения оболочки. Но отождествить поло­сы с излучением какого-либо элемента или их группы не удавалось. Тогда была поставлена обратная зада­ча — наблюдаются не полосы излучения на темном фо­не, а очень широкие полосы поглощения на фоне ярко­го непрерывного спектра. Прошло несколько лет, и на­конец удалось подобрать элементы, способные давать такие полосы поглощения: ими оказались ионизованные кремний и кальций. Оценили и скорость расширения оболочки, она оказалась равной 6000—10 000 км/с. Но отождествлены были только несколько полос, приро­да остальных осталась неизвестной (рис. 4).

Спектры сверхновой І типа

Спектры сверхновой І типа

Самое странное — никакая из полос не может быть связана с излучением или поглощением атомами водо­рода. Самый распространенный элемент во Вселенной в спектрах сверхновых I типа не наблюдается. Впро­чем, нужно отметить, что при некоторых условиях водо­род в газовой оболочке может и не проявлять себя. На­пример, если он полностью ионизован (оболочка разре­жена, а ее температура очень высока) или если он, на­против, полностью нейтрален (нет ультрафиолетового излучения, способного поддерживать ионизацию).

Когда непрерывное излучение ослабевает, в спектре сверхновой I типа остаются четыре яркие широкие эмиссионные полосы неизвестной природы. Была выска­зана гипотеза, что это наложение линий излучения ионизованного железа. Наложение друг на друга 216 (!) линий железа способно в общих чертах объяс­нить три из четырех основных полос. Если это предпо­ложение правильно, то железа в оболочке сверхновой I типа должно быть в 20 раз больше, чем на Солнце.

Эмиссионные линии в спектрах сверхновых I типа видны очень долго — даже через два года после вспыш­ки. Между тем если бы речь шла о газе, один раз на­гретом, а затем постепенно остывающем, то спектраль­ные линии исчезли бы значительно раньше. Процессы рекомбинации, делающие атомы нейтральными, приве­ли бы к прекращению излучения. Следовательно, необ­ходим некий источник энергий, который еще долго пос­ле вспышки должен нагревать газ, ионизовывать атомы, заставляя их излучать свет.

И еще одно нужно отметить: как и в кривых блес­ка, в спектрах сверхновых I типа наблюдается удиви­тельное единообразие. Отдельные детали в спектрах разных сверхновых появляются и исчезают практиче­ски в одни и те же сутки после максимума. Это уда­лось проследить в ходе многосуточных наблюдений вспышек в галактиках NGC 5253 и 1С 4182; было по­хоже, что вспыхнула одна сверхновая, а не две. Так еще большее подкрепление получил вывод о том, что в отличие от сверхновых II типа сверхновые I типа яв­ляются очень однородной группой объектов.