Glava VII. Sverhnovye v dalekih galaktikah | Oglavlenie | Glava IX. Vspyshki sverhnovyh v nashei Galaktike
Glava VIII. SPEKTRY SVERHNOVYH VO VREMYa IH VSPYShEK
Zagadki spektrov sverhnovyh
Spektral'nye nablyudeniya vnegalakticheskih sverhnovyh mogut pomoch' razobrat'sya v fizicheskih processah, idushih v ih izluchayushih obolochkah. Pervye nablyudeniya spektrov sverhnovyh byli provedeny eshe v 1885 g., a v 1895 g. byli uzhe polucheny pervye spektrogrammy. Odnako vplot' do 1970 g. izuchenie spektrov sverhnovyh ogranichivalos' ustanovleniem ih tipa, opisaniem spektra i ego izmenenii. Chto zhe skryvaetsya za etimi izmeneniyami, ostavalos' neizvestnym.
Samym neponyatnym i pochti polnost'yu nerasshifrovannym yavlyalsya spektr
sverhnovyh I tipa, hotya imenno ih spektry uzhe naibolee shiroko nablyudalis' ot 10
sutok pered maksimumom i do dvuh let posle nego. V samom maksimume bleska i
cherez nedelyu posle nego v spektrah etih sverhnovyh ne nablyudalos' rezkih
detalei. Spektr vyglyadit sploshnym, no ego ul'trafioletovaya oblast' slabee, chem
u obychnyh zvezd, a na uchastke koroche 3700 
intensivnost' spektra
sverhnovoi stremitel'no snizhaetsya.
Izmeneniya spektra so vremenem mozhno prosledit' po ris. 20. Cherez nedelyu posle maksimuma stanovyatsya zametnymi yarkie polosy i temnye promezhutki. Kontrast mezhdu nimi postepenno uvelichivaetsya. No bylo neyasno, chto yavlyaetsya fizicheski real'noi detal'yu spektra - yarkaya polosa ili temnyi interval? Eto byla odna iz zagadok spektra sverhnovyh. No ne edinstvennaya. V techenie treh nedel' posle maksimuma sverhnovaya zhelteet i dazhe krasneet, a spektr ee, sohranyaya vse detali, slabeet v ul'trafioletovoi chasti. Zatem v techenie chetvertoi nedeli yarkaya polosa v krasnoi oblasti, peresechennaya ranee odnim temnym promezhutkom, razdelyaetsya na tri chasti dvumya novymi temnymi intervalami i postepenno nachinaet idti protivopolozhnyi process - krasnaya chast' spektra slabeet po sravneniyu s ul'trafioletovoi i sootvetstvenno cvet sverhnovoi snova iz krasnogo stanovitsya zheltym i belym.
"Ezhenedel'noe" raspisanie izmenenii v cvete i spektre, privedennoe vyshe, okazalos' harakternym dlya sverhnovyh fotometricheskogo klassa I.12. Dlya mladshih klassov ono sootvetstvenno dlinnee, a dlya starshih - koroche. Spektry sverhnovyh II tipa izmenyayutsya analogichnym obrazom, no v pervye nedeli u nih yarche ul'trafioletovaya chast' spektra. Chtoby razobrat'sya v prichinah izmenenii spektra sverhnovoi, sledovalo popytat'sya rasshifrovat' ego detali, t. e. naiti v nem spektral'nye linii, ustanovit', kakim elementam oni prinadlezhat. Pervichnaya rasshifrovka sovershenno neizvestnogo spektra, s chem v dannom sluchae prihoditsya imet' delo, zadacha ochen' trudnaya i redkaya v astrofizicheskoi praktike. Spektry obyknovennyh zvezd potomu legko poddayutsya rasshifrovke, chto bol'shinstvo ih linii v kakoi-to mere povtoryaet linii spektra Solnca i drugih zvezd. Trudnosti zhe pervichnyh otozhdestvlenii spektra Solnca i zvezd byli preodoleny v proshlom veke. S teh por astrofizika stolknulas' s neskol'kimi slozhnymi problemami polnoi rasshifrovki spektra. Odnoi iz nih bylo opoznanie yarkih linii solnechnoi korony. Na preodolenie etoi problemy ushlo okolo 70 let. Drugoi slozhnoi zadachei yavilos' otozhdestvlenie detalei spektrov sverhnovyh. Dlya ee resheniya ponadobilos' bolee 80 let, esli, kak i v predydushem sluchae, nachat' otschet ot pervyh nablyudavshihsya spektrov sverhnovyh.
Ris. 20. Izmeneniya so vremenem v spektre
sverhnovoi 1971i, prinadlezhashei k I tipu.
Pod ramkoi otmecheny dliny voln v
angstremah, vyshe - elementy i ih iony (otmecheny znakom +), kotorym prinadlezhat
vazhneishie minimumy linii poglosheniya spektra sverhnovoi. Po vertikal'nym ramkam
otmecheny logarifmy otnositel'noi intensivnosti treh spektrov sverhnovoi: a -
spustya 2 sutok posle maksimuma bleska, b - to zhe spustya 27 sutok, v - to zhe
spustya 76 sutok.
Ne predstavlyalo trudnostei lish' otozhdestvlenie yarkih linii vodoroda v spektrah sverhnovyh II tipa, no i zdes' bylo neponyatno, pochemu v spektrah sverhnovyh I tipa etih linii net. Konechno, zvezdy, kogda v ih yadrah vygoraet ves' vodorod i gelii, mogut v nekotoryh sluchayah vzryvat'sya. No i togda v ih naruzhnyh obolochkah, vybrasyvaemyh vzryvom, vodorod imeetsya v dostatochnom kolichestve. V astrofizike vstrechalsya poka edinstvennyi sluchai, kogda vodorod, prisutstvuya, ne proyavlyal sebya v spektre zvezdy: u goryachih i samyh vysokih po svetimosti sverhgigantov linii vodoroda ochen' slaby i dazhe otsutstvuyut. Prichina etogo yavleniya - sochetanie vysokoi razrezhennosti i vysokoi temperatury v obolochke sverhgiganta, privodyashee k polnoi ionizacii vodoroda.
E.R. Mustel' ukazal nedavno eshe odnu, protivopolozhnuyu vozmozhnost' realizuyushuyusya, po-vidimomu, v spektrah sverhnovyh I tipa. On obratil vnimanie na to, chto ul'trafioletovaya chast' spektra sverhnovoi slaba, poetomu v obolochke dolzhno vyrabatyvat'sya malo kvantov, vozbuzhdayushih linii vodoroda v vidimoi oblasti spektra. Drugimi slovami, esli vodorod v obolochke sverhnovoi I tipa imeetsya, on dolzhen byt' polnost'yu neitral'nym i, malo togo, nevozbuzhdennym. V takom sluchae fizicheskie usloviya v sverhnovyh I i II tipov dolzhny sushestvenno razlichat'sya. V chem sostoit eto razlichie, poka tozhe zagadka sverhnovyh.
No chto zhe predstavlyayut soboi detali spektra sverhnovoi I tipa? Eshe v 1938 g. R. Minkovskii vydvinul gipotezu, chto vse oni - slozhnoe sochetanie neizvestnyh zapreshennyh linii. Deistvitel'no, v spektre sverhnovoi 1937s na 183-i sutki posle maksimuma bleska poyavlyalis' dve uzkie yarkie linii, bez truda otozhdestvlennye R. Minkovskim s zapreshennymi liniyami neitral'nogo kisloroda.
Svoim vidom oni, odnako, rezko otlichalis' ot ostal'nyh detalei spektra. Tem ne menee on predpolozhil, chto i ostal'nye yarkie detali v spektre obrazovany neizvestnymi zapreshennymi liniyami. Vmeste s tem Minkovskii obratil vnimanie na to, chto yarkie linii, vstrechayushiesya v spektrah samyh goryachih zvezd, ne sovpadayut s yarkimi detalyami spektra sverhnovoi.
Osobenno ubeditel'nym vyglyadelo obnaruzhenie Minkovskim chetyreh yarkih detalei, kotorye nemnogo peremeshalis' v krasnuyu storonu u spektrov, poluchennyh neskol'ko sutok spustya. Takoe smeshenie moglo byt', utverzhdal Minkovskii, tol'ko v tom sluchae, esli spektr obrazovan zapreshennymi liniyami; v sushnosti, v nem vidny tol'ko verhushki yarkih linii, slivayushihsya v shirokie polosy, a sam nepreryvnyi spektr dazhe v maksimume bleska byl, po-vidimomu, v desyatki raz menee yarok, chem eti polosy.
No kakim elementam i sostoyaniyam ionizacii prinadlezhat eti zapreshennye linii, ostavalos' neizvestnym. Amerikanskie astrofiziki F. Uippl i C. Pein-Gaposhkina po-drugomu podoshli k etoi zagadke spektrov sverhnovyh. Oni rasschitali, kakim dolzhen byt' spektr, sostavlennyi iz yarkih razreshennyh linii naibolee rasprostranennyh vo Vselennoi himicheskih elementov pri temperature 15000-100000 K i pri skorosti rasshireniya obolochki 6 000 km/s. Poluchilsya spektr, pohozhii na spektr sverhnovoi. Vyhodit, chto i versiya yarkih zapreshennyh linii, zashishaemaya Minkovskim, i versiya yarkih razreshennyh linii v ravnoi stepeni vozmozhny.
Chto kasaetsya sverhnovyh II tipa, to nesmotrya na obnaruzhenie v ih spektrah yarkih linii vodoroda, ostal'nye detali spektrov byli pohozhi na detali spektrov sverhnovyh I tipa i ostavalis' zagadochnymi.
Takim obrazom, skladyvalos' vpechatlenie, chto vzglyad na spektry sverhnovyh kak na sovokupnost' tol'ko yarkih linii izlucheniya yavlyaetsya besperspektivnym i ot nego sleduet otkazat'sya. Ne nuzhno rassmatrivat', po-vidimomu, spektry sverhnovyh kak analogi spektrov gazovyh tumannostei i goryachih zvezd, obladayushih yarkimi liniyami.
Linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh
Neudachi ob'yasneniya yarkih detalei spektra sverhnovoi ukreplyayut tochku zreniya, kotoraya ishodit iz togo, chto glavnymi detalyami ego nado schitat' temnye intervaly - rasshirennye i neglubokie linii poglosheniya. Netrudno dogadat'sya, chto, prinimaya shag za shagom vyvody, sleduyushie iz gipotezy o sushestvovanii linii poglosheniya, my pridem k sovershenno inomu predstavleniyu o fizicheskih svoistvah obolochek sverhnovyh, chem v sluchae obolochek s liniyami izlucheniya.
V spektrah sverhnovyh II tipa, kak i v spektrah novyh zvezd, v stadii posle maksimuma prisutstvuyut kak linii izlucheniya, tak i linii poglosheniya, prinadlezhashie odnomu i tomu zhe perehodu mezhdu energeticheskimi sostoyaniyami atoma vodoroda. Eto, sobstvenno, svidetel'stvovalo o sushestvovanii linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh, no, k sozhaleniyu, na etot fakt ne obrashalos' dolzhnogo vnimaniya.
Situaciya s vyyavleniem linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh I tipa bolee slozhna. V 1958 g. amerikanskii astrofizik D. Mak-Loflin, uzhe znakomyi nam po issledovaniyam novyh zvezd, popytalsya rasshifrovat' minimumy v spektrah odnoi iz sverhnovyh kak shirokie linii poglosheniya neitral'nogo geliya i drugih elementov. Vse eti linii okazalis' sistematicheski smeshennymi v fioletovuyu storonu spektra. Eto ukazyvalo na to, chto obolochka, v kotoroi oni obrazuyutsya, rasshiryaetsya. Rabotu Mak-Loflina ostro raskritikoval Minkovskii, kotoryi pravil'no otmechal neubeditel'nost' sluchainyh sovpadenii minimumov s nekotorymi vtorostepennymi liniyami geliya, ko otvergnut' celikom gipotezu prisutstviya linii poglosheniya v spektre sverhnovoi I tipa on ne smog.
Desyat' let spustya posle issledovaniya, provedennogo Mak-Loflinom, avtor dannoi knigi predlozhil ob'yasnenie obnaruzhennym v spektre sverhnovoi I tipa liniyam poglosheniya. Iz etogo ob'yasneniya sleduet prostoe pravilo otyskaniya linii, kotorye dolzhny prisutstvovat' v spektrah sverhnovyh. Bylo pokazano, chto v sluchae spektrov sverhnovyh my imeem delo so znachitel'nym usileniem linii poglosheniya nekotoryh elementov, effektom svetimosti, izvestnym po obychnym zvezdam. No tol'ko pri izuchenii spektrov zvezd, perehode ot karlikov k sverhgigantam, my stalkivaemsya so sravnitel'no nebol'shim usileniem linii poglosheniya, a v sluchae sverhnovyh eti effekty svetimosti namnogo sil'nee.
Kakie zhe linii mogut byt' intensivnymi v gazovoi obolochke sverhnovoi zvezdy, kotoraya vsledstvie rasshireniya stanovitsya vse razrezhennei? Ochevidno, te, kotorye usilivayutsya s ponizheniem plotnosti gaza, t. e. te, kotorye harakterny dlya spektrov zvezd sverhgigantov. V etom i zaklyuchaetsya obshii recept dlya otbora ozhidaemyh v spektre sverhnovoi linii. Soglasno sootnosheniyu, vyvedennomu indiiskim astrofizikom M.N. Saha, s uvelicheniem razrezhennosti obolochki v pervuyu ochered' dolzhny usilivat'sya linii odin raz ionizovannyh atomov legko ionizuemyh elementov. V vidimoi oblasti spektra takih linii sredi samyh intensivnyh ne tak uzh mnogo. K legko ionizuemym otnosyatsya atomy kremniya, magniya, zheleza, sery, kal'ciya, natriya i alyuminiya. No odin raz ionizovannye atomy dvuh poslednih elementov ne imeyut intensivnyh linii v vidimom uchastke spektra.
V spektrah sverhnovyh, po-vidimomu, imeyutsya takzhe linii neionizovannogo
geliya. On otnositsya k trudno ionizuemym elementam, i poetomu, a takzhe blagodarya
vysokomu obiliyu geliya v zvezdah, effekt svetimosti ne oslablyaet sushestvenno ego
linii. Chto kasaetsya ostal'nyh elementov, to ih rol' v spektrah normal'nyh i
sverhnovyh zvezd nevelika, potomu chto neveliko ih soderzhanie v gazovoi smesi,
harakternoi dlya zvezdnyh obolochek. Intensivnyh linii men'she v krasnoi chasti
spektrov zvezd, poetomu v nei obychno razobrat'sya legche. Vot i v spektre
sverhnovoi, poluchennom vskore posle maksimuma bleska, obnaruzhivaetsya minimum,
sootvetstvuyushii dvum slivshimsya liniyam odin raz ionizovannogo kremniya. On
okazalsya smeshennym v fioletovuyu chast' spektra na velichinu
No esli eto deistvitel'no liniya
ionizovannogo kremniya, to v fioletovoi oblasti spektra dolzhny byt' sledy i
drugoi pary intensivnyh linii etogo iona. I deistvitel'no, tam byl naiden
nebol'shoi minimum s tochno takim otnositel'nym spektral'nym smesheniem. Primerno
na tret'ei nedele posle maksimuma bleska oba minimuma v spektre odnovremenno
ischezayut
Takie zhe otnositel'nye spektral'nye smesheniya imeli i drugie linii ionov naibolee rasprostranennyh elementov. Ne nashlos' sluchaev, kogda by intensivnaya liniya iona zheleza, magniya ili kal'ciya otsutstvovala v spektre sverhnovoi. K sozhaleniyu, linii nekotoryh elementov raspolagayutsya v spektre blizko drug ot druga ili prosto nalagayutsya, i v nekotoryh sluchayah trudno vyyasnit' bez special'nogo analiza, kakaya iz nih vnosit glavnyi vklad v obrazuyushiisya minimum v spektre. No takie trudnosti vstrechayutsya pri issledovaniyah pochti kazhdogo spektra zvezdy.
Zdes' sleduet otmetit', chto vid linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh ne sovsem obychen. Intensivnaya liniya v spektre normal'noi zvezdy obychno rezko kontrastna, ee centr pochti temen. V spektrah sverhnovyh minimumy menee kontrastny, negluboki. V chem zhe delo? Okazyvaetsya, v tom, chto my nablyudaem rasshiryayushuyusya obolochku. Kogda my znakomilis' so spektrami novyh zvezd, to videli, chto liniya poglosheniya v spektre rasshiryayusheisya obolochki smeshaetsya v fioletovuyu storonu proporcional'no skorosti rasshireniya obolochki. Eto ne edinstvennoe sledstvie rasshireniya obolochki. Umen'shaetsya i kontrastnost' linii, a sama ona rasshiryaetsya. Eti izmeneniya formy linii poglosheniya zametny uzhe v spektrah novyh zvezd, no oni eshe ne tak veliki, kakimi okazyvayutsya v spektrah sverhnovyh zvezd. Smeshenie, rasshirenie i umen'shenie kontrasta linii preobrazhayut ee v spektre sverhnovoi do neuznavaemosti. Kstati, poskol'ku skorost' rasshireniya obolochek sverhnovyh dostigaet desyatka tysyach kilometrov v sekundu, to slabye spektral'nye linii v ih spektrah bessledno rasplyvayutsya i mozhno zametit' minimumy tol'ko samyh intensivnyh linii. Razyskivat' vtorostepennye linii okazyvaetsya delom bespoleznym.
V 1970 g. spektry sverhnovyh I tipa issledoval E.R. Mustel'. On obratil vnimanie na shodstvo polozheniya minimumov v spektrah sverhnovyh s polozheniem glavnyh linii (krome vodorodnyh) v spektrah Solnca i novyh zvezd. Byli otozhdestvleny linii ionov zheleza, kal'ciya i kremniya, a vposledstvii sery i neionizovannogo geliya, - t. e. te zhe, kotorye byli vyyavleny na osnovanii effekta svetimosti. Krome togo, E.R. Mustel' ukazal na vozmozhnoe prisutstvie linii ionov ostal'nyh elementov gruppy zheleza: skandiya, titana, vanadiya, hroma i nikelya. Rol' etih ionov po sravneniyu s ionami zheleza vtorostepenna, tak kak ih otnositel'noe soderzhanie v gazovoi smesi neveliko.
Mnogochislennye nablyudeniya spektrov yarkoi sverhnovoi 1972e, provedennye amerikanskimi astrofizikami Dzh. Oukom, R. Kirshnerom, L. Serlom i angliiskim uchenym M. Penstonom, prinesli novye podtverzhdeniya pravil'nosti predlozhennogo v 1968 g. otozhdestvleniya spektrov sverhnovyh. V infrakrasnoi chasti spektra sverhnovyh imi byl naiden minimum, sootvetstvuyushii trem slivshimsya liniyam ionov kal'ciya, prisutstvie kotoryh vytekalo iz nalichiya v fioletovoi chasti spektrov sverhnovyh Drugoi, pary ego linii.
Tak byla reshena zadacha pervichnoi rasshifrovki osnovnyh detalei spektra sverhnovoi I tipa.
Etot uspeh vyvel iz tupika i vopros o detalyah spektrov sverhnovyh II tipa. V nih byli obnaruzheny te zhe linii poglosheniya, chto i v spektrah sverhnovyh I tipa, odnako tam, gde raspolagayutsya linii vodoroda, ostal'nye detali imi podavleny. Krome togo, esli v spektrah sverhnovyh I tipa harakternymi yavlyayutsya imenno linii poglosheniya, to v spektrah sverhnovyh II tipa s krasnoi storony k liniyam poglosheniya primykayut yarkie komponenty, podobno tomu, chto nablyudaetsya v spektrah novyh zvezd posle maksimuma bleska.
Imeyutsya eshe i nekotorye drugie otlichiya v povedenii linii v spektrah sverhnovyh I i II tipov, o chem my uznaem neskol'ko dal'she.
Temperatura izluchayushei poverhnosti sverhnovoi
Poka ne byli rasshifrovany spektry sverhnovyh, ne sushestvovalo pravil'no obosnovannyh metodov opredeleniya ih temperatur. Posle togo, kak bylo ustanovleno prisutstvie v spektrah sverhnovyh linii poglosheniya, a rol' yarkih linii okazalas' nesushestvennoi, situaciya v korne izmenilas': stalo yasno, chto izluchenie sverhnovoi celikom sozdaetsya, ee nepreryvnym spektrom teplovogo proishozhdeniya, t. e. fotosferoi. Sledovatel'no, dlya opredeleniya temperatury mogli byt' prigodny sposoby, primenyaemye k obychnym zvezdam.
Linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh svidetel'stvovali o temperaturah poryadka 10000 K, no nikak ne o temperaturah, na poryadok-dva bolee vysokih, harakternyh dlya koronal'nyh uslovii. Ob etom zhe govorila ocenka temperatury sverhnovoi po hodu izmeneniya intensivnosti spektra s dlinoi volny dlya fazy 20 sutok posle maksimuma, poluchennaya francuzskimi astronomami D. Shalonzhem i M. Burnishon: 5300 K.
Ochen' prostoi i effektivnyi metod ocenki temperatur sverhnovyh primenil v
1971 g. E.R. Mustel': poskol'ku mezhdu temperaturami zvezdnyh fotosfer i
pokazatelyami cveta imeetsya sleduyushee sootnoshenie:
to po zavisimosti izmenenii cveta sverhnovyh my mozhem opredelyat' ih temperatury. V chastnosti, dlya fazy 20 sutok posle maksimuma poluchaetsya 6000 K, a dlya bolee rannih 10-15 tys. kel'vinov.
I vse zhe nekotoroe vremya primenenie etoi formuly kazalos' riskovannym, tak
kak nam byl izvesten tol'ko harakter spektra v vidimoi chasti - ot 3000 do 7000
, prichem v fioletovoi chasti on byl slabee, chem predpisano zakonom
Planka. Kogda v 1973 g. issledovali infrakrasnuyu oblast' spektrov sverhnovyh,
somneniya rasseyalis': na vsem intervale ot 24 000 do 3000 zakon
Planka soblyudalsya, a fioletovyi konec spektra byl, po-vidimomu, oslablen
mnogochislennymi slivshimisya liniyami poglosheniya.
Pryamoe sravnenie hoda intensivnosti po spektru sverhnovoi s trebuemym po zakonu Planka pri razlichnyh temperaturah pozvolyaet opredelit', kakoi temperature luchshe vsego sootvetstvuet ee spektr v dannoi faze. Ne vdavayas' v podrobnosti, ukazhem, chto rezul'taty podtverdili, primenimost' privedennoi vyshe formuly.
Ris. 21. Krivye bleska sverhnovyh 1 i II tipov s
otmetkami temperatur, naidennymi po cvetu ili spektru ob'ektov.
Na ris. 21 izobrazheny krivye bleska sverhnovyh oboih tipov s otmechennymi na nih temperaturami.
V oboih sluchayah temperatury izmenyayutsya s fazami i snizhayutsya, poka sverhnovaya ne dostigaet fazy K, posle chego oni snova, nachinayut rasti. Sledovatel'no, v faze K fotosfera dostigaet naimen'shei temperatury. Chto eto znachit? Razberemsya, chto predstavlyaet soboi fotosfera sverhnovoi. Napomnim, chto fotosferu mozhno schitat' granichnoi poverhnost'yu mezhdu prozrachnoi i neprozrachnoi dlya ee izlucheniya zonami obolochki zvezdy. V sverhnovoi obolochka rasshiryaetsya, i eta granica peremeshaetsya vnutri poslednei. Snachala ona tozhe uchastvuet v rasshirenii, no s men'shii skorost'yu, blizkoi k skorosti pogloshayushego sloya. Pri rasshirenii obolochki ee naruzhnye sloi stanovyatsya vse razrezhennei, holodnee i prozrachnee na vse bol'shuyu glubinu. Vsledstvie etogo fotosfera otstaet v rasshirenii i ostanavlivaetsya, a zatem nachinaet pogruzhat'sya v glub' obolochki i vskore popadaet v bolee goryachie medlenno rasshiryayushiesya sloi, vsledstvie chego temperatura fotosfery snova vozrastaet.
Netrudno ustanovit', chto formy krivyh bleska sverhnovyh ob'yasnyayutsya
povedeniem fotosfer. Poskol'ku izluchenie sverhnovyh imeet teplovoi harakter, k
nim primenimo sootnoshenie mezhdu radiusom, temperaturoi i absolyutnoi velichinoi,
privedennoe v glave IV dlya sluchaya obychnyh i novyh zvezd. My mozhem ego zapisat'
takzhe sleduyushim obrazom, vyrazhaya na etot raz radius fotosfery v kilometrah:
Iz etoi formuly sleduet, chto esli radius fotosfery rastet, to uvelichivaetsya i blesk zvezdy, tak kak izluchayushaya poverhnost' (fotosfera) rastet proporcional'no kvadratu radiusa. Umen'shenie zhe temperatury, harakterizuemoe poslednim chlenom formuly, ponizhaet blesk. Esli vklad v blesk sverhnovoi, vnosimyi uvelicheniem radiusa fotosfery, prevoshodit umen'shenie bleska v rezul'tate ee ohlazhdeniya, to blesk zvezdy budet vozrastat'. On dostignet maksimuma v tot moment, kogda oba vliyaniya uravnyayutsya. Zatem snizhenie bleska vsledstvie ohlazhdeniya nachinaet preobladat' nad rostom bleska, vyzvannym uvelicheniem radiusa fotosfery, i, nesmotrya na prodolzhayushiisya rost poverhnosti fotosfery, budet proishodit' padenie bleska sverhnovoi.
Esli my raspolagaem krivoi bleska, ocenkami temperatur v sootvetstvuyushih fazah po spektram ili pokazatelyam cveta i ocenkoi rasstoyaniya do sverhnovoi, my mozhem po vysheukazannoi formule vychislyat' radius fotosfery. Raschety pokazyvayut, chto on prodolzhaet eshe rasti i posle maksimuma bleska i stanovitsya naibol'shim dlya sverhnovyh I tipa v faze K, a dlya sverhnovyh II tipa - v faze "plecha". Takim obrazom, esli dlya sverhnovyh I tipa faza K otmechaet srazu i moment naibol'shego radiusa, i moment naimen'shei ee temperatury, to dlya sverhnovyh II tipa faza K sootvetstvuet tol'ko naimen'shei temperature, a naibol'shii radius fotosfery dostigaetsya neskol'ko ranee - v faze L. Mezhdu etimi fazami blesk sverhnovoi II tipa rezko ubyvaet, potomu chto umen'shayutsya i poverhnost' fotosfery i ee temperatura.
Obratim vnimanie na to, chto bez sushestvennogo popolneniya energii blesk sverhnovoi posle fazy K bystro umen'shilsya by, a ne stal by oslabevat' v tri raza medlennee, chem do etoi fazy. Sushestvuet ryad gipotez, ob'yasnyayushih tak nazyvaemuyu "nakachku" energii v obolochku sverhnovoi. Odni iz nih predpolagayut peredachu energii iz central'nogo tela sverhnovoi v forme relyativistskih chastic, libo rentgenovskogo izlucheniya. Predpolagaetsya takzhe medlennoe dvuhfaznoe vydelenie energii pri vzryve. V etom sluchae konkretnym istochnikom energii mozhet sluzhit' radioaktivnyi raspad nekotoryh izotopov, obrazuyushihsya pri vzryve sverhnovoi.
Eshe v 1950 g. bylo zamecheno, chto radioaktivnyi berillii-7, prevrashayas' s periodom poluraspada okolo 55 sutok v litii-7, mog by vydelit' energiyu, vpolne sootvetstvuyushuyu po forme nablyudaemoi krivoi bleska sverhnovoi I tipa. No dlya obespecheniya trebuemoi svetimosti ponadobilos' by stol'ko berilliya, chto v obolochke sverhnovoi i v mezhzvezdnom gaze, v kotorom ona potom rasseivaetsya, litiya-7 bylo by v 100 raz bol'she, chem ego obnaruzhivayut spektral'nye nablyudeniya. To zhe poluchalos' i pri podbore drugih izotopov s analogichnym periodom poluraspada, naprimer, pri prevrashenii stronciya-89 v ittrii-89, ili deleniya kaliforniya-254 na dva yadra.
V poslednie gody, odnako, udalos' preodolet' ukazannuyu trudnost' i obnaruzhit' ryad nablyudatel'nyh faktov, govoryashih v pol'zu radioaktivnogo mehanizma "nakachki" energii. Po novym variantam gipotezy istochnikom energii, podderzhivayushim svechenie sverhnovoi I tipa, yavlyaetsya prevrashenie nikelya-56 v kobal't-56, a poslednego - v stabil'nyi izotop zhelezo-56.
Skorosti rasshireniya obolochek sverhnovyh
Temperatury i plotnost' gaza obolochek sverhnovyh - ne edinstvennye fizicheskie faktory, opredelyayushie yavlenie sverhnovoi. Krome nih sushestvuet ne menee vazhnaya harakteristika, kotoraya reguliruet izmenenie s techeniem vremeni ostal'nyh harakteristik obolochki - my govorim o skorosti rasshireniya obolochki. Chem vyshe skorost' rasshireniya, tem bystree padaet plotnost' i nastupaet faza maksimal'nogo bleska. Skorost' razleta skazyvaetsya i na vsem razvitii yavleniya, t. e. na izmenenii temperatury i forme krivoi bleska.
V 1972 g. E.R. Mustel' obnaruzhil, chto otnositel'nye smesheniya linii poglosheniya v spektrah razlichnyh sverhnovyh I tipa ne odinakovy, a zaklyucheny v predelah znachenii ot -0.02 do -0.046. Eto svidetel'stvuet o tom, chto sverhnovye I tipa imeyut razlichnye skorosti rasshireniya obolochek.
Otnositel'noe smeshenie spektral'nyh linii, umnozhennoe na skorost' sveta, daet nam skorost' rasshireniya plotnoi chasti pogloshayushego sloya obolochki, a skorost' rasshireniya naruzhnoi granicy obolochki na tret' bol'she skorosti plotnogo sloya. Takim obrazom, skorosti rasshireniya naruzhnyh granic obolochek sverhnovyh I tipa mogut sostavlyat' 8 - 18 tys. km/s.
Sleduet otmetit' vazhnoe otlichie v povedenii smesheniya linii poglosheniya v spektrah sverhnovyh I i II tipov. U spektral'nyh linii sverhnovyh I tipa ono pochti neizmenno na protyazhenii soten sutok, togda kak u spektral'nyh linii sverhnovyh II tipa ono sistematicheski umen'shaetsya po mere razvitii yavleniya sverhnovoi. Tem ne menee i u sverhnovyh II tipa ustanovleno razlichie skorostei rasshireniya granic obolochek ot 4 do 12 tys. km/s.
Razlichie v povedenii linii poglosheniya svyazano, po vsei vidimosti, s sushestvovaniem razlichii v stroenii obolochek sverhnovyh I i II tipov. Polnuyu yasnost' v etu problemu vnosit reshenie vydayushimsya sovetskim, uchenym L.I. Sedovym avtomodel'noi zadachi o tochechnom vzryve v gaze, v kotorom plotnost' vozrastaet k centru po stepennomu zakonu (inymi slovami, v zvezde). Rasshiryayushayasya posle vzryva obolochka imeet sloi maksimal'noi plotnosti. U sverhnovyh I tipa, sudya po formam ih linii poglosheniya, etot sloi raspolozhen na chetvert' radiusa obolochki glubzhe ee naruzhnoi granicy. V obolochke zhe sverhnovoi II tipa, kotoraya vo mnogo raz massivnee obolochki sverhnovoi I tipa, maksimum plotnosti nahoditsya. znachitel'no glubzhe. Poetomu naibol'shee pogloshenie v kazhdyi moment sozdaet sloi, prilegayushii k fotosfere, i po mere peremesheniya poslednei v medlennee rasshiryayushiesya sloi skorost' pogloshayushego sloya obolochki sverhnovoi II tipa bystro ponizhaetsya.
Neskol'ko inuyu tochku zreniya vyskazyvali E.R. Mustel' i N.N. Chugai. Oni polagali, chto plotnoi yavlyaetsya central'naya oblast' obolochki ("central'nyi ostatok"), a linii poglosheniya v spektre sverhnovoi obrazuyutsya v sloyah, raspolozhennyh nad nim. Eti sloi prozrachny dlya izlucheniya fotosfery, no v to zhe vremya imeyut oblachno-klochkovatuyu strukturu, sposobnuyu pogloshat' chast' izlucheniya v spektral'nyh liniyah.
V 1975 g. pri razrabotke fotometricheskoi klassifikacii sverhnovyh avtor etoi knigi obnaruzhil, chto mezhdu skorostyami rasshireniya obolochek i klassami sverhnovyh imeetsya tesnaya svyaz'. Ee harakter pokazyvaet ris. 22. Na pervyi vzglyad, zakonomernost' kazhetsya paradoksal'noi: u medlenno slabeyushih sverhnovyh bolee vysokie skorosti razleta. Imenno po etoi prichine my govorim ne o medlennyh i bystryh, a o starshih i mladshih klassah, ispol'zuya indifferentnye k ponyatiyu skorosti epitety.
Ris. 22. Fotometricheskie klassy sverhnovyh (oni
otlozheny po gorizontali) okazyvayutsya obuslovlennymi velichinami skorostei
rasshireniya ih obolochek (oni otlozheny po vertikali).
Chem vyshe skorost'
rasshireniya obolochki, tem mladshe fotometricheskii klass sverhnovoi. Skorosti
obolochek sverhnovyh I tipa vyshe, chem u sverhnovyh II tipa.
Kak pokazyvaet privedennaya ranee formula, medlenno slabeyushaya posle maksimuma sverhnovaya i dolzhna imet' vysokuyu skorost' rasshireniya. Ved' u bystro rasshiryayusheisya obolochki bystree rastet poverhnost' fotosfery, poetomu takaya sverhnovaya dolzhna bolee stremitel'no podnimat'sya k maksimumu, no zato posle nego prodolzhayushaya rasshirenie fotosfera budet sil'nee sderzhivat' oslablenie bleska, vyzyvaemoe tol'ko snizheniem temperatury obolochki. A u sverhnovoi starshego klassa kartina budet obratnaya: obladaya medlenno rasshiryayusheisya obolochkoi, zvezda budet medlenno uvelichivat' svoi blesk i bystree slabet' posle maksimuma. To, chto pod'em bleska u sverhnovyh starshih klassov medlennyi, mozhno videt' na ris. 17.
Po sushestvu, razlichie v skorostyah razleta obolochek sverhnovyh i sostavlyaet fizicheskoe soderzhanie fotometricheskoi klassifikacii. Klass ukazyvaet nam po harakteru krivoi bleska skorost' razleta i izmenenie temperaturnogo rezhima obolochki sverhnovoi v zavisimosti ot fazy razvitiya yavleniya. Mezhdu skorost'yu razleta obolochki i massoi poslednei dolzhna sushestvovat' vzaimosvyaz', chto, po-vidimomu, pozvolit sudit' i ob etoi malo dostupnoi pryamym opredeleniyam harakteristike obolochki.
Razdeliv radius fotosfery na skorost' ego vozrastaniya, libo izuchiv formu krivoi bleska na pod'eme k maksimumu, my mozhem naiti vremya rasshireniya obolochki. S ego pomosh'yu mozhno uzhe vychislyat' i polnye radiusy obolochek v razlichnye momenty ih evolyucii. Takie harakteristiki vmeste s upominavshimisya vyshe privedeny v tabl. 12.
My mozhem teper' kratko podytozhit', chto dalo nam otozhdestvlenie spektrov sverhnovyh. Prezhde vsego, udalos' vyyavit' teplovoi harakter ih izlucheniya i naiti fizicheskie harakteristiki fotosfery (ee temperaturu i dvizhenie zatem ustanovit' fakt rasshireniya obolochek sverhnovyh v celom, i, nakonec, ob'yasnit' izmenenie bleska i smysl fotometricheskoi klassifikacii sverhnovyh. Otozhdestvlenie linii vazhneishih elementov pozvolyaet takzhe poluchit' opredelennoe predstavlenie o himicheskom sostave gaza obolochek sverhnovyh.
Odnako voznikaet vopros, naskol'ko dostoverny vse eti vyvody, imeetsya li reshayushee dokazatel'stvo, kotoroe pozvolilo by rasshifrovku spektrov sverhnovyh prevratit' iz gipotezy v fundamental'nyi fakt? Takoe dokazatel'stvo bylo naideno eshe v 1973 g. angliiskimi astronomami D. Brenchem i B. Petchettom po idee amerikanskogo astronoma L. Serla.
| Tablica 12. Harakteristiki fotosfer sverhnovyh zvezd | |||
| Harakteristika | Fotometricheskii klass | ||
| I. 6 | I. 14 | II. 2 | |
| Stadiya: maksimum bleska sverhnovoi | |||
| Dlitel'nost' pod'ema k maksimumu, sutki | 14 | 17 | 8 |
| Absolyutnaya zvezdnaya velichina sverhnovoi, M | -21 | -20 | -18 |
| Skorost' razleta pogloshayushego sloya, km/s | -14 000 | -8 000 | -9 000 |
| Skorost' razleta naruzhnoi obolochki, km/s | -20 000 | -10 000 | -12 000 |
| Radius fotosfery, mlrd. km | 17 | 11 | 6 |
| Radius obolochki, mlrd. km | 24 | 15 | 8 |
| Temperatura fotosfery, K | 30 000 | 30 000 | 30 000 |
| Stadiya: maksimal'nyi radius fotosfery | |||
| Faza posle maksimuma, sutki | 44 | 25 | 70 |
| Absolyutnaya zvezdnaya velichina sverhnovoi, M | -19 | -17 | -17 |
| Skorost' razleta pogloshayushego sloya, km/s | -14 000 | -8 000 | -4 500 |
| Radius fotosfery, mlrd. km | 60 | 30 | 47 |
| Radius obolochki, mlrd. km | 100 | 40 | 80 |
| Temperatura fotosfery, K | 5 000 | 5 000 | 5 000 |
| Faza minimuma temperatury fotosfery, sutki | Ta zhe | Ta zhe | 100 |
| Minimal'naya temperatura fotosfery, K | 5 000 | 5 000 | 4 000 |
| Stadiya: cherez polgoda posle maksimuma | |||
| Faza posle maksimuma, sutki | 200 | 200 | 200 |
| Absolyutnaya zvezdnaya velichina sverhnovoi, M | -17 | -14 | -13 |
| Skorost' razleta pogloshayushego sloya, km/s | -14 000 | -8 000 | ? |
| Radius fotosfery, mlrd. km | 4 | 1 | 5 |
| Radius obolochki, mlrd. km | 370 | 157 | 216 |
| Temperatura fotosfery, K | 15 000 | 15 000 | 5 000 |
Esli vychislit' radius fotosfery sverhnovoi po spektral'nym izmereniyam skorosti ego izmeneniya (opredelyaya etu skorost' po smesheniyu linii pogloshayushego sloya, neposredstvenno prilegayushego k fotosfere), to, pol'zuyas' takzhe ocenkami temperatury i formuloi, privedennoi na s. 115, mozhno vychislit' absolyutnuyu velichinu sverhnovoi po chisto spektral'nym harakteristikam. S drugoi storony ee mozhno naiti po krivoi bleska i rasstoyaniyu do materinskoi galaktiki. Rezul'taty poluchilis' sovpadayushimi. Takim putem teper' nadezhno reshaetsya i vazhnaya obratnaya zadacha: vychislyaetsya koefficient H0 v zakone Habla.
Ostanovimsya, v zaklyuchenie, na opredelenii plotnosti gaza i mass obolochek sverhnovyh i ih himicheskogo sostava. Po zapreshennym liniyam kisloroda v spektre sverhnovoi 1937s, kotorye poyavilis' cherez polgoda posle maksimuma bleska, ustanovleno, chto v etot moment plotnost' gaza naruzhnoi obolochki byla nizhe 10-17 g/sm3 Po etoi velichine i po drugim dannym massy obolochek sverhnovyh I tipa ocenivayutsya v predelah ot 0.1 do 0.5 solnechnyh mass, no ob ocenkah mass obolochek kazhdoi issledovannoi sverhnovoi poka ne mozhet byt' i rechi. Dlya obolochek sverhnovoi II tipa tem zhe putem polucheny massy poryadka odnoi massy Solnca. Kak my ubedimsya, shodnye ocenki poluchayutsya i dlya mass ostatkov obolochek sverhnovyh, nablyudaemyh v nashei Galaktike hotya sposoby ih ocenok neskol'ko inye.
Chto kasaetsya himicheskogo sostava obolochek sverhnovyh, to, po-vidimomu, ustanovleno, chto v sverhnovyh I tipa znachitel'no nizhe soderzhanie vodoroda i, vozmozhno, na pervoe mesto po obiliyu pretenduet gelii. V obolochkah zhe sverhnovyh II tipa obilie vodoroda, po-vidimomu, normal'noe. E.R. Mustel' nashel v spektre sverhnovoi I tipa linii poglosheniya azota, a na pozdnih stadiyah razvitiya yavleniya - takzhe ugleroda i kisloroda. On polagaet, chto azot v obolochkah sverhnovyh imeetsya v izbytke. Izlishek azota obnaruzhen nekotorymi issledovatelyami i v staryh ostatkah obolochek sverhnovyh zvezd. Pochemu tak mnogo imenno azota? Pri termoyadernyh reakciyah prevrasheniya vodoroda v gelii azot obrazuetsya kak pobochnyi produkt. V izobilii azota, kisloroda i ugleroda issledovateli pytayutsya naiti prichinu vzryva sverhnovoi, kak my uvidim eto v poslednei glave.
Naidennye E.R. Mustelem slabye linii azota i drugih elementov porozhdayut novuyu problemu. Dlya vozbuzhdeniya atomov geliya i azota nuzhny kvanty vysokih energii, kotoryh net v holodnoi obolochke gde voznikayut linii poglosheniya. Po mneniyu E.R. Mustelya, eti atomy vozbuzhdayutsya izlucheniem iz goryachih sloev, lezhashih nizhe fotosfery sverhnovoi. Krome togo, pozdnee poyavlenie linii ugleroda i kisloroda, po ego mneniyu, svidetel'stvuet o tom chto poslednimi elementami bogaty bolee glubokie sloi obolochki sverhnovoi. Inymi slovami, obolochka po-vidimomu, imeet "sloistyi" himicheskii sostav.
My uzhe upominali o tom, chto v spektrah sverhnovyh v silu fizicheskih uslovii
prisutstvuyut intensivnye linii ionizovannogo zheleza, hotya soderzhanie etogo
elementa v obolochkah mozhet byt' obychnym. Odnako isklyuchitel'nyi interes
predstavlyaet spektr sverhnovoi 1972e, poluchennyi R. Kirshnerom i Dzh. Oukom v
1973 g., cherez 24 mesyaca posle vspyshki. V etot moment sverhnovaya, v polnom
sootvetstvii so svoei krivoi bleska, imela uzhe 21-yu zvezdnuyu velichinu, a v
spektre ee byla vidna tol'ko uzkaya oblast' 4600-5200 , celikom
sostoyashaya iz yarkih linii, prinadlezhashih, glavnym obrazom, zapreshennym liniyam
ionizovannogo zheleza. Obolochka sverhnovoi na etoi pozdnei faze stala, po
sushestvu, tumannost'yu, v kotoroi atomy zheleza imeyutsya v izbytke. Etot fakt,
trebuyushii eshe vsestoronnego analiza, rassmatrivaetsya seichas kak odno iz
podtverzhdenii gipotezy o radioaktivnom raspade, nikel' - kobal't - zhelezo,
podderzhivayushem svechenie sverhnovoi I tipa.
Glava VII. Sverhnovye v dalekih galaktikah | Oglavlenie | Glava IX. Vspyshki sverhnovyh v nashei Galaktike
|
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 >> | |
