Glava VI. Chto skryvaetsya za vspyshkami novyh zvezd? | Oglavlenie | Glava VIII. Spektry sverhnovyh vo vremya ih vspyshek
Glava VII. SVERHNOVYE V DALEKIH GALAKTIKAH
Samye yarkie vspyshki zvezd
Za pyat' tysyach let v chelovecheskoi istorii sohranilis' svedeniya o bolee chem dvuhstah yarkih vspyshkah zvezd, esli ogranichit'sya takimi, kotorye prevyshali po blesku 3-yu zvezdnuyu velichinu. Samye yarkie i dolgo nablyudavshiesya iz nih byli kak okazalos', sverhnovymi - samym yarkim po svetimosti i redkim klassom vzryvnyh zvezd.
No do nachala nashego stoletiya astronomy eshe ne razlichali novye i sverhnovye zvezdy. Na sushestvovanie zvezd, svetimost' kotoryh v desyatki i sotni raz prevyshaet svetimost' novyh zvezd, vpervye ukazal shvedskii astronom K. Lundmark v 1919 g. Ego zaklyuchenie bylo osnovano na izuchenii spiral'nyh tumannostei, v kotoryh k tomu vremeni uzhe nablyudalis' vspyshki zvezd.
Vpervye eto sluchilos' v 1885 g., kogda na observatorii v Derpte (teper'-Tartu, Estonskoi SSR), E. Hartvig obnaruzhil vozle centra bol'shoi tumannosti Andromedy novuyu zvezdu, kotoraya v maksimume bleska dostigala 5-i velichiny. V etot moment ona byla namnogo yarche detalei okruzhayushei ee tumannosti, hotya summarnyi blesk vsei tumannosti, zanimayushei na nebe ellips razmerami 3o h 2o, na odnu zvezdnuyu velichinu prevoshodil blesk novoi zvezdy 1885 g.
V to vremya priroda spiral'nyh tumannostei, k kotorym otnositsya tumannost' Andromedy, eshe ne byla razgadana. S serediny proshlogo veka konkurirovali dve gipotezy. Odna, vedushaya nachalo ot sozdatelya zvezdnoi astronomii V. Gershelya, schitala spiral'nye tumannosti zvezdnymi sistemami, "ostrovnymi vselennymi", kak vyrazhalsya nemeckii estestvoispytatel' A. Gumbol'dt. Drugaya predpolagala, chto vse tumannosti sostoyat iz gaza.
Nekotorye astronomy dumali, chto spiral'naya tumannost' - eto molodaya zvezda, okruzhennaya gazovymi rukavami, v kotoryh zarozhdayutsya planety. Spor o prirode spiral'nyh tumannostei prodolzhalsya do konca pervoi chetverti nashego stoletiya, poka gipoteza ob ih gazovoi prirode ne byla otvergnuta nablyudeniyami s bol'shimi teleskopami.
Uzhe s teleskopom diametrom 1.5 m v tumannosti Andromedy stali "otkryvat'" novye, zvezdy, kotorye imeli obychno 16-yu zvezdnuyu velichinu v maksimume, a K. Lundmark na fotografiyah, poluchennyh s etim teleskopom, ustanovil, chto spiral'nye vetvi tumannosti soderzhat mnozhestvo slabyh, nahodyashihsya na grani razlicheniya zvezd. Tol'ko v 1925 g., primeniv teleskop s diametrom zerkala 2.5 m, amerikanskii astronom E. Habbl polnost'yu podtverdil rabotu Lundmarka. Eti issledovaniya, kak uzhe ranee govorilos', polozhili nachalo vnegalakticheskoi astronomii.
No esli tumannost' Andromedy - bol'shaya zvezdnaya sistema, to novaya zvezda, imevshaya v maksimume pochti takuyu zhe svetimost', kak sama tumannost', dolzhna byt' kolossal'nym izluchatelem energii, zaklyuchil v 1919 g. Lundmark. K tomu vremeni takie yarkie vspyshki byli uzhe izvestny v desyati spiral'nyh i odnoi nepravil'noi tumannosti, a sovetskii astronom I.A. Balanovskii v 1919 g. nablyudal takuyu vspyshku v ellipticheskoi tumannosti NGC 4486.
Okazalos', chto moshnye vspyshki - ne sluchainost', a rasprostranennoe yavlenie. Takie moshnye vspyshki proishodili, ochevidno, i v nashei Galaktike i nablyudalis' v drevnosti. Lundmark obratilsya k zapisyam o vspyshkah novyh zvezd, sdelannym so II v. do n. e. kitaiskimi, yaponskimi, evropeiskimi i arabskimi letopiscami. Takie zapisi izuchali A. Gumbol'dt, Zh.B. Bio i E. Cinner. No Lundmark poshel znachitel'no dal'she: on otmetil, gde eto bylo vozmozhno, skol'ko vremeni nablyudalas' ta ili inaya vspyshka, naskol'ko ona byla yarkoi i kakova dostovernost' svedenii o nei. On byl uveren, chto sredi otmechennyh est' vspyshki, analogichnye vspyshke v tumannosti Andromedy. No kakie imenno, ustanovit' togda bylo eshe ochen' trudno. Etu zadachu reshali eshe dolgoe vremya i do konca poka ne reshili.
V 1934 g. V. Baade i F. Cvikki nazvali vspyshki, podobnye sluchivsheisya v tumannosti Andromedy, sverhnovymi zvezdami, a Lundmark v 1939 g. sformuliroval takoi opredelyayushii ih priznak: sverhnovymi zvezdami nazyvayutsya vspyshki zvezd, kotorye v maksimume bleska dostigayut svetimostei normal'nyh galaktik (t. e. -21 $\div$ -17 absolyutnyh zvezdnyh velichin).
Esli sopostavit' sverhnovye zvezdy s novymi zvezdami, to obnaruzhitsya celyi ryad razlichii mezhdu nimi: i po svetimostyam, i po harakteru izmeneniya bleska i spektra, i po svoistvam vybrasyvaemyh imi gazovyh obolochek i central'nyh zvezdnyh ostatkov, Takim obrazom, eto deistvitel'no osobaya raznovidnost' vzryvnyh zvezd, i pervonachal'no, do otkrytiya ostatkov sverhnovyh, krug issledovanii ih byl prakticheski ogranichen voprosami, obychnymi dlya peremennyh zvezd: krivymi bleska, amplitudami i absolyutnymi velichinami, spektral'nymi harakteristikami i polozheniem sverhnovyh v galaktikah.
Ris. 16. Galaktika NGC 4723 za 9 let do vspyshki
(sleva) i vo vremya vspyshki sverhnovoi (sprava).
Pravda, Baade i Cvikki, davaya im zvuchnoe imya "sverhnovyh", uzhe togda, v poiskah prichin vzryva takogo masshtaba, ukazyvali na veroyatnost' gravitacionnogo kollapsa i obrazovaniya neitronnyh zvezd, predskazannyh teoreticheski sovetskim fizikom L. D. Landau v 1932 g. Takim obrazom, etomu klassu vzryvnyh zvezd predstoyalo sygrat' vazhnuyu rol' v fundamental'nyh issledovaniyah astrofiziki.
V nastoyashee vremya osnovnye svedeniya o sverhnovyh v stadii opticheskoi vspyshki poluchayut po nablyudeniyam za nimi vo vnegalakticheskih tumannostyah (ris. 16). Chislo ih uzhe prevysilo 500. No chto proishodit s nimi pozzhe, kogda oni ischezayut iz polya zreniya sil'neishego teleskopa, stalo izvestno tol'ko togda, kogda v nashei Galaktike nashli ostatki sverhnovyh.
K sozhaleniyu, vspyshki sverhnovyh v Galaktike nablyudayutsya udivitel'no redko. Poslednii raz takuyu vspyshku videli pered samym nachalom teleskopicheskoi epohi v 1604 g. Ee nablyudal I. Kepler, kotoryi spustya neskol'ko let i skonstruiroval odin iz pervyh teleskopov. V silu togo, v sushnosti, sluchainogo obstoyatel'stva, chto s teh por my eshe ne nablyudali vspyshek sverhnovyh v Galaktike, slozhilos' svoeobraznoe razdelenie problem. Po vnegalakticheskim sverhnovym astronomy izuchayut opticheskuyu kartinu vspyshki, a po ostatkam galakticheskih sverhnovyh, vozrasty kotoryh dostigayut mnogih tysyach let, izuchayutsya pozdnie stadii razvitiya etogo yavleniya. Sootvetstvenno etomu razgranicheniyu, my snachala poznakomimsya s opticheskim aspektom po interesnym predstavitelyam vnegalakticheskih sverhnovyh, a dalee - s galakticheskimi sverhnovymi i ih ostatkami, igrayushimi vazhnuyu rol' v evolyucii Galaktiki i ee mezhzvezdnoi sredy.
Klassifikaciya vnegalakticheskih sverhnovyh
Sistematicheskoe izuchenie kazhdogo novogo yavleniya obychno nachinaetsya s ego klassifikacii. Kakoi zhe priznak - informaciya o bleske ili informaciya o spektre sverhnovoi - proshe i bolee prigoden dlya klassifikacii? Kazalos' by, pervyi. Ved' dlya ocenok bleska zvezdy i sostavleniya po nim krivoi bleska godyatsya obychnye teleskopy s fotometricheskimi priborami. Pri etom ocenki bleska vozmozhny, prakticheski, do predel'noi zvezdnoi velichiny, kotoraya ulavlivaetsya ispol'zuemym teleskopom. Predel'naya zhe velichina dlya spektrografa, ustanovlennogo na etom zhe teleskope, v samyh luchshih sluchayah na chetyre zvezdnyh velichiny huzhe, i dlya polucheniya spektrov slabyh zvezd nuzhno pribegat' k osobym tehnicheskim uhishreniyam.
V deistvitel'nosti zhe iz-za ryada nablyudatel'nyh trudnostei dostatochno predstavitel'nuyu krivuyu bleska sverhnovoi udaetsya poluchit' redko, a neskol'ko spektrov, poka zvezda eshe yarkaya - sravnitel'no chasto. I vse zhe krivye bleska byli by edinstvennym vyhodom, esli by ne obnaruzhilos' vazhnyh razlichii v spektrah sverhnovyh. Eto otkrytie bylo sdelano amerikanskim astronomom R. Minkovskim v 1940 g. i okazalos' effektivnoi osnovoi podrazdeleniya sverhnovyh na tipy. Popytku razdelit' sverhnovye na chetyre klassa po harakteru ih krivyh bleska sdelal v 1944 g. sovetskii astronom P.G. Kulikovskii. On raspolagal krivymi bleska 23 sverhnovyh iz chisla 45 ob'ektov, izvestnyh k tomu vremeni. Eta klassifikaciya primeneniya ne poluchila. Odnako v samye poslednie gody slozhilis' usloviya dlya razrabotki universal'noi klassifikacii sverhnovyh zvezd, sochetayushei i spektral'nye i fotometricheskie priznaki sverhnovyh. S etoi sovremennoi klassifikacionnoi sistemoi my poznakomimsya neskol'kimi stranicami dalee, a seichas rassmotrim spektral'nye klassy sverhnovyh.
Izuchaya spektry sverhnovyh, Minkovskii pokazal, chto ih mozhno razdelit' na dve gruppy i, bolee togo, dazhe opredelit' po spektru, skol'ko sutok proshlo posle dostizheniya sverhnovoi maksimuma bleska. Takim obrazom, poluchenie spektrogramm reshalo srazu dve zadachi: i klassifikacionnuyu, i zadachu opredeleniya daty maksimuma, a poslednee nemalovazhno, tak kak sverhnovaya chasto otkryvaetsya uzhe posle togo, kak ona imela maksimum bleska.
V chem zhe zaklyuchalas' spektral'naya klassifikaciya sverhnovyh, ustanovlennaya Minkovskim? On obnaruzhil, chto znachitel'naya chast' sverhnovyh imeet ochen' shodnye spektry, otlichayushiesya shirokimi polosami i otsutstviem yarkih linii vodoroda. Ih on otnes k I tipu. A ko II tipu otneseny sverhnovye, v spektrah kotoryh otmechalis' yarkie, linii vodoroda, no v otlichie ot novyh zvezd ne bylo zapreshennyh linii. Minkovskii upominal eshe o "tret'em tipe" - neskol'kih maloizuchennyh sverhnovyh, no v osnovnom ego klassifikaciya byla, mozhno skazat', "dvoichnoi": ee sostavlyali "tip pervyi" i "tip ne pervyi". Kazalos' by, sil'noe uproshenie, no dvoichnaya operaciya ves'ma universal'na, ona v otlichie ot drugih ne imeet isklyuchenii. Na ee principe, kak izvestno, rabotayut logicheskie sistemy.
Krivye bleska sverhnovyh I i II tipov okazalis' sushestvenno razlichnymi (ris. 17). Sverhnovye I tipa vo mnogih otnosheniyah proyavlyayut sebya bolee ideal'nymi ob'ektami: u nih ochen' shodny ne tol'ko spektry, no i formy krivyh bleska, togda kak u krivoi bleska sverhnovoi II tipa, sverhnovyh II tipa nablyudaetsya znachitel'naya pestrota i v spektrah i v formah krivyh bleska.
Ris. 17. Krivye
bleska sverhnovyh I (vverhu) i II (vnizu) tipa.
Po gorizontali otlozheny fazy
v sutkah, po vertikali - zvezdnye velichiny; m - zvezdnaya velichina maksimuma
bleska, zh - krivaya bleska v zheltyh luchah (vizual'naya), s - v sinih luchah
(fotograficheskaya); ciframi oboznacheny fotometricheskie klassy sverhnovyh, M -
maksimum bleska, K - faza zamedleniya padeniya bleska sverhnovoi, L - "plecho"
krivoi bleska sverhnovoi II tipa.
Rassmotrim krivye bleska sverhnovyh I tipa v sinem i zheltom svete. Oni harakterny bystrym pod'emom k maksimumu i ostroi formoi pika poslednego. Zatem sinyaya krivaya bleska pokazyvaet rezkoe oslablenie na tri zvezdnye velichiny, kotoroe u raznyh sverhnovyh dlitsya ot treh do shesti nedel', posle chego v tochke K proishodit "povorot": temp oslableniya umen'shaetsya i ono prodolzhaetsya uzhe s medlennoi skorost'yu, po men'shei mere svyshe dvuh let. A u zheltyh krivyh bleska zametnogo izloma u tochki K net: oslablenie posle maksimuma proishodit plavno. Otmetim, kstati, chto oslablenie bleska sverhnovoi v zheltyh luchah priblizitel'no na odnu zvezdnuyu velichinu men'she, chem v sinih, poetomu zheltaya krivaya bleska na ris. 17 prohodit vyshe.
V teh sluchayah, kogda ta zhe sverhnovaya nablyudalas' i v zheltyh i v sinih luchah, mozhno prosledit' za izmeneniem ee pokazatelya cveta po mere evolyucii sverhnovoi. Okazyvaetsya, chto do maksimuma sverhnovaya I tipa imeet otricatel'nyi pokazatel' cveta, t. e. zvezda stanovitsya goluboi, a zatem beloi, posle maksimuma ona zhelteet, i v moment, kogda sinyaya krivaya bleska ispytyvaet "povorot" v tochke K, sverhnovaya dostigaet naibol'shego pokrasneniya i snova nachinaet menyat' cvet, no uzhe v obratnom napravlenii, stanovyas' zheltoi i beloi (ris. 18).
Ris. 18. Izmenenie
pokazatelei cveta sverhnovyh s fazoi.
Po gorizontali - faza v sutkah, po
vertikali - pokazatel' cveta v zvezdnyh velichinah. Ukazany tipy sverhnovyh. K -
faza maksimal'nogo pokrasneniya, ona sovpadaet s momentom nachala zamedleniya
padeniya bleska, otmechennym toi zhe bukvoi na ris. 17, L - faza "plecha" u
sverhnovoi II tipa.
Sinie krivye bleska sverhnovyh II tipa slozhnee, chem I tipa (ris. 17). Prezhde vsego, posle maksimuma blesk mnogih iz nih medlenno umen'shaetsya v techenie primerno 70 sutok na 2-3 i rezhe na 4-6 zvezdnyh velichin, a zatem v techenie mesyaca rezko padaet na 2 velichiny. Eta smena tempa padeniya na krivoi bleska vyrisovyvaetsya kak "plecho". Ves' uchastok krivoi bleska ot glavnogo pika do "plecha" yavlyaetsya, v sushnosti, shirokim nesimmetrichnym maksimumom krivoi bleska. V konce bystrogo skata na krivoi bleska vidna tochka (K), posle kotoroi padenie bleska sverhnovoi II tipa proishodit, kak i u zvezd I tipa, medlennee i rovnee. K sozhaleniyu, sverhnovye II. tipa nablyudalis' rezhe i lish' v odnom sluchae nemnogim bolee goda.
Zheltye krivye bleska sverhnovyh II tipa, v otlichie ot I tipa, pohozhi na sinie, no harakterizuyutsya eshe bolee medlennym oslableniem bleska. Pokazateli cveta u nih izmenyayutsya s techeniem vremeni tochno tak zhe, kak i u sverhnovyh I tipa, esli ne schitat' togo obstoyatel'stva, chto "plecho" vyzyvaet nekotoruyu zaminku v roste pokrasneniya pered dostizheniem ego maksimuma, sootvetstvuyushego tochke K.
Spektral'naya klassifikaciya, yavlyayas' vseohvatyvayushei, delit sverhnovye tol'ko na dve gruppy i ne mozhet ob'yasnit', naprimer, raznoobrazie krivyh bleska sverhnovyh II tipa. Yavno oshushaetsya potrebnost' nadstroit' eshe odin etazh v klassifikacii: sdelat' ee bolee detal'noi s legko opredelyaemym vedushim klassifikacionnym priznakom, chutkim k glavnym fizicheskim svoistvam etih ob'ektov.
Takim kriteriem mozhet sluzhit' skorost' padeniya bleska v sinih luchah v techenie pervyh nedel' posle maksimuma, rasschitannaya na 100-sutochnyi interval (eto delaetsya dlya udobstva vyrazheniya etoi harakteristiki celymi chislami). Etu harakteristiku my nazovem "fotometricheskim klassom" sverhnovoi i budem ukazyvat' ee posle tipa, razdelyaya ih tochkoi. Naprimer, samaya yarkaya po blesku sverhnovaya 1885a v tumannosti Andromedy imeet fotometricheskii klass I.14, a samaya yarkaya sverhnovaya II tipa v galaktike NGC 1313 otnositsya k klassu II.4. Dlya sverhnovyh I tipa fotometricheskie klassy zaklyucheny v predelah ot 5 do 17, t. e. padenie bleska ot maksimuma do tochki K u nih proishodit na 0.05-0.17 zvezdnoi velichiny v sutki, a dlya II tipa vyyavleny klassy ot 1 do 10, t. e. oslablenie bleska ot maksimuma do konca "plecha" sostavlyaet 0.01-0.10 zvezdnoi velichiny v sutki.
Klassy s nebol'shimi tempami oslableniya bleska udobno nazyvat' "mladshimi", a s bol'shimi - "starshimi", izbegaya upotrebleniya vyrazhenii "bystryi" i "medlennyi", kotorye mogut sozdat' nekotoruyu putanicu, kak my uvidim v sleduyushei glave pri vyyasnenii fizicheskoi sushnosti fotometricheskoi klassifikacii. Obratim takzhe vnimanie na to, chto vvedennoe nami ponyatie "fotometricheskogo klassa" okazalos' prigodnym dlya sverhnovyh oboih tipov i sohranilo poetomu universal'nost' klassifikacii, Na ris. 19 izobrazhena shema klassifikacii sverhnovyh po tipam i fotometricheskim klassam s ukazaniem harakternyh predstavitelei i chisla sverhnovyh, klassificirovannyh k nastoyashemu vremeni.
Ris. 19.
Shema fotometricheskoi klassifikacii sverhnovyh. Ukazany tipichnye predstaviteli
sverhnovyh i chislo obnaruzhennyh sverhnovyh dannogo klassa.
V sluchae sverhnovyh I tipa znanie fotometricheskogo klassa, t. e. tempa oslableniya bleska posle maksimuma pozvolyaet, kstati, vosstanovit' formu krivoi bleska sverhnovoi po nebol'shomu nablyudavshemusya ee uchastku posle maksimuma bleska, zahvatyvayushego tochku K. V chastnosti, esli sverhnovaya byla otkryta posle maksimuma, mozhno ustanovit' moment i zvezdnuyu velichinu maksimuma.
V tabl. 10 privodyatsya svedeniya o samyh yarkih sverhnovyh, a takzhe materinskih galaktikah, kak nazyvayut zvezdnye sistemy, gde proizoshli dannye vspyshki. Dlya vychisleniya absolyutnoi velichiny sverhnovoi, privedennoi v odnom iz stolbcov, dostatochno znat' vidimyi blesk ee v maksimume i rasstoyanie do materinskoi galaktiki, kotoroe ustanavlivaetsya priemami, izlozhennymi v glave II. Kak vidno iz tablicy, absolyutnye velichiny sverhnovyh I tipa v srednem na dve velichiny vyshe, chem u sverhnovyh II tipa, hotya i sredi poslednih vstrechayutsya ravnye sverhnovym I tipa po absolyutnoi velichine. I te i drugie v maksimume bleska v desyatki tysyach raz prevoshodyat po svetimosti obychnye yarchaishie zvezdy i novye zvezdy v period vspyshki. Neskol'ko sverhnovyh v maksimume bleska prevoshodili dazhe blesk svoih materinskih galaktik.
| Tablica 10. Yarchaishie vnegalakticheskie sverhnovye | ||||||||
| Sverhnovaya | Materinskaya galaktika | |||||||
| Oboznachenie | Tip i klass | Vremya pod'ema bleska, sutki | Vremya nachal'nogo padeniya, sutki | Blesk v maksimume, m | Oboznachenie, NGC | Tip | Vidimaya zvezdnaya velichina, m | |
| vidimaya velichina | absolyutnaya velichina | |||||||
| 1885a | I. 16 | 23 | 21 | 5 | -19 | 224 | Sb | 4 |
| 1895b | I. 7 | 18 | 38 | 8 | -21 | 5253 | S0 | 11 |
| 1972e | I. 9 | 19 | 36 | 8 | -21 | 5253 | S0 | 11 |
| 1937c | I. 11 | 21 | 29 | 8 | -20 | IC 4182 | I | 14 |
| 1954a | I. 12 | 21 | 21 | 9 | -21 | 4214 | I | 10 |
| 1920a | I. 5 | 16 | 42 | 11 | -19 | 2608 | SBc | 13 |
| 1921c | I. 6 | 17 | 40 | 11 | -20 | 3184 | Sc | 10 |
| 1961h | I. 8 | 19 | 35 | 11 | -20 | 4564 | E | 12 |
| 1962m | II. 4 | 20 | 70 | 11 | -18 | 1313 | SBc | 11 |
| 1966j | I. 5 | 16 | 45 | 11 | -19 | 3198 | Sc | 11 |
| 1939b | I.17 | 24 | 19 | 12 | -19 | 4621 | E | 11 |
| 1960f | I. 8 | 19 | 40 | 11 | -21 | 4496 | Sc | 13 |
| 1960r | I. 8 | 19 | 40 | 12 | -20 | 4382 | S0 | 10 |
| 1961v | II. 10 | 110 | 70 | 12 | -18 | 1058 | Sb | 12 |
| 1963i | I. 14 | 22 | 21 | 12 | -19 | 4178 | Sc | 13 |
| 1971i | I. 12 | 21 | 22 | 12 | -19 | 5055 | Sb | 9 |
| 1974g | I. 8 | 19 | 29 | 12 | -19 | 4414 | Sc | 11 |
| 1909a | II. 2 | 8 | 70 | 12 | -18 | 5457 | Sc | 9 |
| 1979c | II. 5 | 25 | 70 | 12 | -20 | 4321 | Sc | 11 |
| 1980k | II. 5 | 25 | 70 | 12 | -20 | 6946 | Sc | 10 |
| 1980n | I. 10 | 20 | 31 | 12 | -20 | 1316 | E | 10 |
| 1981b | I. 9 | 19 | 34 | 12 | -20 | 4536 | Sb | 11 |
Gde i kak chasto vspyhivayut sverhnovye v galaktikah
V konechnom schete nas interesuet priroda sverhnovyh, t. e. my hotim znat', chto za zvezdy vzryvayutsya, kak proishodit etot vzryv, kak razvivaetsya posle vzryva process svecheniya, vo chto, nakonec, prevrashaetsya vzorvavshayasya zvezda, i kakoe znachenie imeet eto yavlenie dlya evolyucii zvezdnyh sistem.
Dlya vypolneniya takoi programmy nuzhno provesti vsestoronnee issledovanie sverhnovyh. V odnih sluchayah nuzhny spektral'nye nablyudeniya, v drugih izuchenie krivyh bleska, svetimosti, a chasto i teoreticheskie raboty. Poka astronomy, v sushnosti, nahodyatsya tol'ko v samom nachale issledovaniya.
Odnoi iz zagadok poka ostaetsya vopros o tom, kakie zvezdy vzryvayutsya. Pozzhe my poznakomimsya s ryadom faktov, kotorye, po-vidimomu, govoryat o veroyatnyh kandidatah v sverhnovye, no poka eto lish' predpolozheniya. Vazhno imet' bol'she nablyudatel'nyh dannyh. Mozhno nadeyat'sya, v chastnosti, chto koe-chto proyasnitsya, kogda my uznaem, gde i kak chasto vspyhivayut sverhnovye. V zavisimosti ot etogo pod podozreniem okazhutsya te ili inye kategorii zvezd, a ostal'nye budut isklyucheny iz rassmotreniya. Postepenno suzhaya krug vozmozhnyh ob'ektov, mozhno takim putem priiti k zvezdam, kotorye yavlyayutsya "predkami" sverhnovyh.
V kakih zhe mestah galaktik chashe vspyhivayut sverhnovye, chto oni bol'she "predpochitayut": rukava ili oblasti vne ih, central'nuyu chast' galaktiki ili ee periferiyu? Vpervye eto bylo issledovano v 1944 g. P.G. Kulikovskim. On ustanovil po 31 ob'ektu v spiral'nyh sistemah, chto sverhnovye preobladayut v rukavah i, po-vidimomu, izbegayut central'nye oblasti. Eti vyvody byli polnost'yu podtverzhdeny posleduyushimi issledovaniyami, sredi kotoryh vydelyaetsya nedavnyaya rabota X. Maza (Meksika) i S. van den Berga (Kanada). Oni raspolagali uzhe materialom o 84 sverhnovyh.
V 27 ellipticheskih galaktikah, issledovannyh temi zhe avtorami, takzhe obnaruzhilas' interesnaya osobennost': vspyshki sverhnovyh preobladali na periferii galaktik. Vozmozhno, chto v perederzhannyh na snimkah central'nyh oblastyah galaktik sverhnovye ne mogut byt' zamecheny, esli oni uzhe znachitel'no oslabli, a predydushie snimki to raznym prichinam byli polucheny bolee mesyaca nazad. No ne isklyuchaetsya i drugoe, chto sverhnovye v ellipticheskih galaktikah kakim-to obrazom svyazany so zvezdnym naseleniem, tyagoteyushim k periferii etih zvezdnyh sistem. Takim naseleniem yavlyayutsya zvezdy, v spektrah kotoryh imeyutsya osobennosti, svidetel'stvuyushie o bednosti metallami ih obolochek. Eto, kak my znaem, govorit o "starosti" dannyh zvezd, osobenno mnogochislennyh v ellipticheskih zvezdnyh sistemah.
Izuchenie razmesheniya sverhnovyh v galaktike oslozhnyaetsya tem, chto vidya sverhnovuyu na izobrazhenii galaktiki, my ne mozhem pryamo ustanovit', kak blizka ona v deistvitel'nosti k ee glavnoi ploskosti. Prihoditsya deistvovat' v obhod. Obychno sobirayut dannye o raspolozhenii sverhnovyh otnositel'no vidimoi bol'shoi osi izobrazhenii galaktik odnogo i togo zhe tipa i po nim stroitsya sinteticheskaya kartina. Takim putem veli analiz amerikanskii issledovatel' X. Dzhonson s kanadcem Dzh. Mak-Leodom, a zatem nash molodoi astronom A.V. Mironov. Oni prikinuli, kak dolzhna vyglyadet' kartina razmesheniya sverhnovyh na izobrazhenii spiral'noi galaktiki, esli oni raspolagayutsya tesno k glavnoi ploskosti, i kak - esli oni obrazuyut sfericheskii roi ili kakoe-nibud' telo promezhutochnoi formy. Okazalos', chto blizhe k deistvitel'nosti pervyi variant.
Zdes' nuzhno otmetit', chto sverhnovye I i II tipov vedut sebya razlichno po otnosheniyu k galaktikam raznyh klassov. Esli sverhnovye I tipa vstrechayutsya v ellipticheskih, spiral'nyh i nepravil'nyh galaktikah, to sverhnovye II tipa naideny tol'ko v spiral'nyh galaktikah tipov Sb i Sc. Chem zhe vyzvana takaya "razborchivost'" sverhnovyh?
Samoe prostoe predpolozhenie - oni otnosyatsya k raznym zvezdnym podsistemam. Spiral'nye galaktiki, my znaem, imeyut bogatoe zvezdnoe naselenie ploskoi podsistemy: goryachie zvezdy i mezhzvezdnyi gaz, obrazuyushie spiral'nuyu strukturu, a ellipticheskie galaktiki etoi sistemoi voobshe ne obladayut. Poetomu sverhnovye II tipa, bezuslovno, yavlyayutsya predstavitelyami ploskoi podsistemy zvezd. Zato sfericheskaya podsistema vstrechaetsya i v spiral'nyh i v ellipticheskih galaktikah. Poetomu dumali, chto sverhnovye I tipa otnosyatsya libo k nei, libo k promezhutochnoi podsisteme. No eto protivorechit tendencii sverhnovyh v spiral'nyh sistemah razmeshat'sya vblizi galakticheskih ploskostei. A ne prinadlezhat li sverhnovye I tipa v ellipticheskih sistemah i nekotoraya chast' ih v spiral'nyh k sfericheskim podsistemam, togda kak bol'shinstvo sverhnovyh I tipa v spiral'nyh galaktikah vmeste so sverhnovymi II tipa otnosyatsya k podsistemam ploskim? Takuyu dogadku vyskazal v 1973 g. ital'yanskii astronom N. Dallaporta. No podtverzhdeniya ee mozhno bylo, estestvenno, ozhidat' tol'ko so storony teorii. I deistvitel'no, analiz putei evolyucii zvezd, vspyhivayushih kak sverhnovye, privel v 1978 g. I.S. Shklovskogo k zaklyucheniyu, chto kak sverhnovye I tipa dolzhny vspyhivat' zvezdy dvuh sovershenno raznyh vozrastov i, sledovatel'no, zvezdnyh naselenii.
Zaimemsya teper' ustanovleniem chastoty vspyshek sverhnovyh. Ochevidno, chto v zavisimosti ot chastoty pod podozreniem v prichastnosti k katastrofam sverhnovyh okazhutsya mnogochislennye ili, naoborot, redkie po chislennosti kategorii zvezd. Odnako zadacha opredeleniya chastoty vspyshek sverhnovyh, ili znacheniya, obratnogo chastote, - srednego intervala mezhdu vspyshkami - okazalas' ves'ma slozhnoi.
Pervonachal'nyi put' opredeleniya chastoty vspyshek sverhnovyh byl namechen rabotami F. Cvikki, kotoryi predlozhil "patrulirovat'" oblasti neba, bogatye yarkimi galaktikami, chtoby regulyarno proveryat' neskol'ko tysyach galaktik, soderzhashihsya v etih oblastyah, i obnaruzhivat' v nih sverhnovye. Takoe patrulirovanie bylo im provedeno v 1937-1940 gg., a s 1955 g. ono vedetsya postoyanno s uchastiem observatorii ryada stran, v tom chisle i sovetskih. Vot lyubopytnye chisla 10-letnego patrulirovaniya 24 uchastkov neba, opublikovannye R. Barbonom: prosmotreno 2144 galaktiki yarche 15.7 velichiny, naideno 5 sverhnovyh. Podschety pokazyvayut, chto ves' prosmotr snimkov ravnosilen nepreryvnomu nablyudeniyu za odnoi galaktikoi v techenie 14 233 let. Delya eto chislo na chislo obnaruzhennyh sverhnovyh, poluchim 316 let - interval mezhdu vspyshkami v "srednei" galaktike.
Odnako raschet intervala na "srednyuyu" galaktiku neveren. Nel'zya svalivat' v odnu kuchu galaktiki raznyh tipov i svetimostei. My, v sushnosti, ne znaem ni tip, ni absolyutnuyu velichinu "srednei" galaktiki. Chtoby metod "patrulirovaniya" dal pravil'nye i vysokokachestvennye rezul'taty, nuzhna ochen' bol'shaya rabota po issledovaniyu tipov i absolyutnyh velichin "patruliruemyh" galaktik.
S 1960 g. ryad issledovatelei - S. van den Berg (Kanada), Yu.P. Pskovskii (SSSR), F. Cvikki i A. Tammann (Shveicariya) - otmechali, chto sverhnovye chashe vspyhivayut v bolee moshnyh po svetimosti i massam galaktikah. Sledovatel'no, srednie intervaly mezhdu vspyshkami sverhnovyh dolzhny vychislyat'sya s uchetom mass ili svetimostei galaktik i ih tipov. Tammann v obstoyatel'nom issledovanii 1974 g. nashel, chto interval mezhdu vspyshkami sverhnovyh v galaktikah tipa Sc raven 1.75 trilliona let, delennyh na massu galaktiki, vyrazhennuyu v massah Solnca. Dlya Sb -galaktik teh zhe mass etot interval pochti vtroe bol'she: 5.3 trilliona let, a dlya ellipticheskih galaktik on sostavlyaet 143 trilliona let, delennyh na massu galaktiki. Tammann provel podschety ozhidaemyh srednih intervalov mezhdu vspyshkami sverhnovyh dlya ryada galaktik Mestnoi gruppy (tabl. 11) i pokazal, chto v tumannosti Andromedy dolzhno nablyudat'sya mnogo vspyshek, hotya iz-za sil'nogo poglosheniya v nei ne vse sverhnovye obnaruzhatsya. Zato v nebol'shoi spirali v Treugol'nike vspyshki sverhnovyh redki i sovsem redkost' - vspyshki v galaktikah malyh mass.
| Tablica 11. Raschet srednei chastoty vspyshek sverhnovyh v galaktikah Mestnoi gruppy | ||
| Galaktika | Tip | Srednii interval v godah mezhdu vspyshkami |
| Tumannost' Andromedy | Sb | 20 |
| Tumannost' Treugol'nika | Sc | 167 |
| Maloe Magellanovo Oblako | I | 1 460 |
| Ellipticheskaya galaktika M 32 | E | 20 000 |
| Karlikovaya galaktika Lev-II | E | 3 000 000 |
| Nasha Galaktika | Sb | 110 |
Voznikaet takzhe vopros, kakie sverhnovye vspyhivayut chashe: I ili II tipa? My znaem, chto iz pochti pyatisot sverhnovyh tol'ko okolo sta klassificirovano po tipam i bol'shinstvo otneseno k I tipu. V to zhe vremya, po absolyutnoi velichine sverhnovye I tipa na dve velichiny yarche sverhnovyh II tipa. V. Baade. pervyi zainteresovavshiisya etim voprosom, obratil vnimanie na to, chto v chisle 5 sverhnovyh, obnaruzhennyh pri pervom opyte patrulirovaniya v galaktikah yarche 13-i zvezdnoi velichiny, byla tol'ko odna II tipa, a ostal'nye, vidimo, prinadlezhali I tipu. Uchityvaya absolyutnye velichiny sverhnovyh togo i drugogo tipov, on prishel k vyvodu, chto v deistvitel'nosti sverhnovye II tipa dolzhny vspyhivat' v shest' raz chashe chem sverhnovye I tipa. Dlya spiral'nyh galaktik eto dalo by interval v 50-100 let.
V 1973 g. A. Tammannu udalos' sdelat' neposredstvennyi akkuratnyi podschet chisla vspyshek sverhnovyh I i II tipa v ob'eme, soderzhashem bolee 400 galaktik. On poluchil pochti ravnoe sootnoshenie vspyshek I i II tipa v spiral'nyh sistemah Sc i Sb.
Prodolzhayushiesya patrul'nye nablyudeniya vmeste s ser'eznym sovershenstvovaniem metoda ih ispol'zovaniya dadut v dal'neishem bolee nadezhnye svedeniya chastote vspyshek sverhnovyh. Krome togo, imeetsya eshe odin vazhnyi put' izucheniya chastoty vspyshek - eto izuchenie sverhnovyh v nashei Galaktike. Zdes' imeetsya neskol'ko interesnyh vozmozhnostei, s kotorymi my poznakomimsya v posleduyushih glavah.
Glava VI. Chto skryvaetsya za vspyshkami novyh zvezd? | Oglavlenie | Glava VIII. Spektry sverhnovyh vo vremya ih vspyshek
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar
Publikacii so slovami: novye zvezdy - Sverhnovye - ostatok Sverhnovoi - Pul'sar | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
