Sverhnovaya SN2004dj. Vzryv v skoplenii zvezd29.05.2005 9:12 | S. N. Fabrika/SAO RAN, pos. Nizhnii Arhyz
Vspyshka SN2004dj v galaktike NGC2403
Sverhnovaya zvezda SN2004dj byla obnaruzhena v galaktike NGC2403 31 iyulya 2004 g. Ee otkryl yaponskii astronom-lyubitel' Koichi Itagaki (Nakano, S. et al. IAU Circ., 8377, 2004). Blesk sverhnovoi v moment otkrytiya byl 11.8 v polose V. Tip sverhnovoi SN IIP. SN IIP oznachaet, chto vzorvalsya massivnyi "zheltyi" ili "krasnyi" sverhgigant, razmer kotorogo mog dostigat' neskol'kih soten (do 5000) radiusov Solnca. SN IIP takzhe oznachaet, chto v spektre sverhnovoi prisutstvuyut linii vodoroda, a krivaya bleska imeet tip "plato". Pered vzryvom zvezda dolzhna byla dostignut' kriticheskoi stadii evolyucii. V ee yadre voznikaet neustoichivost' pri "gorenii" tyazhelyh elementov (ot ugleroda do zheleza), kotoraya privodit k rezkomu szhatiyu (kollapsu) i detonacii yadra. V literature dlya opisaniya takogo vzryva sverhnovoi ispol'zuyut termin core-collapse (c kollapsiruyushim yadrom).
Spiral'naya galaktika NGC2403 odna iz samyh blizkih k nam galaktik, Ona ochen' pohozha na izvestnuyu galaktiku M33 v sozvezdii Treugol'nik, kotoraya vhodit v Mestnuyu gruppu galaktik. Galaktika NGC2403 raspolozhena srazu za Mestnoi gruppoi galaktik na rasstoyanii 3.3 Mpk (razmer Mestnoi gruppy 1–2 Mpk).
Poluchaetsya, chto SN2004dj samaya blizkaya sverhnovaya tipa SN IIP, poyavivshayasya za vremya sushestvovaniya astrofiziki. Pravda, v 1987 g. vspyhnula sverhnovaya SN1987A v galaktike Bol'shoe Magellanovo Oblako. Eto sosednyaya karlikovaya galaktika, rasstoyanie do nee vsego 50 kpk. SN1987A eshe bolee blizkaya sverhnovaya, kotoruyu mozhno bylo izuchat' sovremennymi metodami. No eto byla neobychnaya ("pekulyarnaya") sverhnovaya, v 1987 g. v Magellanovom Oblake vzorvalsya goluboi sverhgigant. Poetomu SN2004dj v NGC2403 deistvitel'no samaya blizkaya sverhnovaya tipa SN IIP.
 Ris. 1. Oblast' galaktiki NGC2403, soderzhashaya sverhnovuyu SN2004dj i predsverhnovuyu (na vrezke sleva sverhu). Snimki polucheny Vitaliem Goranskim i Elenoi Barsukovoi na 1-m teleskope SAO 11 noyabrya 2004 g. (sverhnovaya) i 19 yanvarya 2001 g. (predsverhnovaya). |
 Ris. 2. Fragment galaktiki NGC2403, soderzhashii sverhnovuyu. Snimok poluchen gruppoi Alekseya Filippenko na kosmicheskom teleskope im. Habbla. |
Na risunke 2 pokazan snimok oblasti galaktiki NGC2403 so sverhnovoi, poluchennyi gruppoi amerikanskogo astronoma Alekseya Filippenko na kosmicheskom teleskope im. Habbla (HST) vsego cherez 17 dnei posle obnaruzheniya SN2004dj. K sozhaleniyu, do vspyshki SN2004dj kosmicheskii teleskop ne snimal etu oblast' NGC2403. My uzhe ne uznaem kak vyglyadelo ran'she pri prekrasnom "habblovskom" prostranstvennom razreshenii eto mesto, gde vzorvalas' zvezda. Ved' nekotorye izvestnye nam zvezdnye ob'ekty na snimkah HST okazyvayutsya sovsem ne zvezdnymi, a skopleniyami ili gruppami zvezd ili dazhe kompaktnymi tumannostyami.
Opishem kratko tipy sverhnovyh zvezd, chtoby tochnee ponyat', chto oznachaet "SN IIP". Prinyataya v astrofizike klassifikaciya sverhnovyh (osnovnye tipy Ia, Ib, Ic, IIP, IIL) ne vyglyadit logichnoi. Tak poluchilos' istoricheski, poskol'ku v osnove razbieniya po tipam bylo otsutstvie (tip SNI) ili nalichie (tip SNII) linii vodoroda v spektrah razletayushihsya obolochek sverhnovyh. Sverhnovye tipa Ia proishodyat pri vzryve belogo karlika massoi 1.3 – 1.4 solnechnyh mass v tesnyh dvoinyh sistemah. Schitaetsya, chto esli iz-za akkrecii gaza zvezdy-sosedki ili pri sliyanii dvuh belyh karlikov, massa belogo karlika prevysit predel Chandrasekara, belyi karlik teryaet ustoichivost', szhimaetsya i vzryvaetsya. V belyh karlikah net vodoroda, poetomu v razletayusheisya obolochke ne budut nablyudat'sya linii vodoroda. Vse ostal'nye sverhnovye proishodyat iz massivnyh zvezd. Esli zvezda, yadro kotoroi poteryalo ustoichivost', eshe ne osvobodilas' ot vodorodnoi obolochki, to v spektre vzorvavsheisya zvezdy budut nablyudat'sya yarkie linii vodoroda. Eto tipy sverhnovyh zvezd IIP (krivaya imeet "plato") ili IIL (lineino spadayushii blesk sverhnovoi). Esli massivnaya zvezda k momentu detonacii yadra uzhe uspela poteryat' vneshnie sloi iz-za zvezdnogo vetra ili obmena v tesnoi dvoinoi sisteme, to v spektre sverhnovoi ne budet nablyudat'sya vodorod, eto sverhnovye tipov Ib, Ic.
My znaem, chto massivnye proevolyucionirovavshie zvezdy, poteryavshie vodorodnuyu obolochku – eto zvezdy tipa Vol'fa-Raie, sledovatel'no, sverhnovye Ib i Ic voznikayut iz takih zvezd. Massivnye proevolyucionirovavshie zvezdy, v obolochkah kotoryh eshe soderzhitsya vodorod – eto zheltye i krasnye sverhgiganty, a takzhe ob'ekty tipa "yarkih golubyh peremennyh" (LBV), t. e. perehodnye stadii k zvezdam Vol'fa-Raie. Itak, tip sverhnovoi SNIIP oznachaet, chto vzorvavsheesya yadro massivnoi zvezdy okruzhala ves'ma protyazhennaya obolochka sverhgiganta ili gipergiganta.
Vid krivoi bleska polnost'yu opredelyaetsya raspredeleniem gaza vokrug vzorvavsheisya zvezdy, kak razmerom i plotnost'yu obolochki, tak i zvezdnym vetrom, drugimi slovami, "noveishei istoriei" poteri massy predsverhnovoi zvezdoi. Moshnost' zvezdnogo vetra i ego geometriya v svoyu ochered' zavisyat ot mnogih faktorov tipa dvoistvennosti, massy, skorosti vrasheniya, himicheskogo sostava, stadii evolyucii. Poetomu krivye bleska sverhnovyh ochen' raznoobrazny, daleko ne vsegda vstrechayutsya tipichnye krivye P ili L.
 Ris. 3. Krivaya bleska sverhnovoi SN2004dj v polose V. Chernye tochki – nablyudeniya lyubitelei astronomii, cvetnye tochki – nablyudeniya Vitaliya Goranskogo. Treugol'nikami otmecheny daty polucheniya spektrov sverhnovoi na 6-m i 1-m teleskopah SAO. Gorizontal'noi liniei pokazan blesk predsverhnovoi S96. Pryamaya svetlaya liniya – eksponencial'noe padenie bleska sverhnovoi za schet raspada kobal'ta. Bolee temnaya krivaya modeliruet summu dvuh istochnikov: oslablenie sverhnovoi plyus postoyannyi blesk skopleniya S96. |
Obolochka sverhnovoi SN2004dj rasshiryaetsya s nachal'noi skorost'yu okolo 10000 km/sek. Eto goryachii gaz s temperaturoi primerno 10000 gradusov. Na stadii plato sverhnovye IIP ochen' medlenno oslablyayut svoi blesk. Schitaetsya, chto po rasshiryayusheisya obolochke vnutr' rasprostranyaetsya volna ohlazhdeniya (i rekombinacii), prichem eta volna "dvizhetsya" s takoi zhe chudovishnoi skorost'yu, neskol'ko tysyach km/sek. Snaruzhi okazyvaetsya holodnyi i prozrachnyi gaz, vnutri eshe goryachie i neprozrachnye chasti obolochki, granica mezhdu etimi oblastyami – fotosfera, izluchenie kotoroi my nablyudaem. Poetomu fotosfera obolochki kak by stoit na meste: gaz rasshiryaetsya naruzhu, a volna ohlazhdeniya bezhit po nei vnutr'. Takaya model' ob'yasnyaet primernoe postoyanstvo bleska sverhnovyh tipa IIP. Rasshiryayas', obolochka, tem ne menee, postepenno prosvetlyaetsya, i cherez 100–120 dnei posle vzryva obolochka stanet prozrachnoi, a my uvidim centr. V moment polnogo prosvetleniya obolochki proishodit bystroe padenie bleska sverhnovoi, imenno eto my vidim na risunke 3.
Kak izvestno po nablyudeniyam drugih sverhnovyh tipa SNIIP, posle prosvetleniya obolochki nachinaetsya medlennoe oslablenie bleska sverhnovoi. Teper' obolochka sverhnovoi budet svetit' uzhe za schet raspada radioaktivnogo kobal'ta (56Co). Raspad kobal'ta obespechivaet ves'ma interesnoe povedenie bleska – eksponencial'noe oslablenie s harakternym vremenem 111 dnei. Eto oznachaet, chto za kazhdye 4 mesyaca blesk sverhnovoi budet oslabevat' primerno v 3 raza ili oslablenie na odnu zvezdnuyu velichinu za 102 dnya. Moment perehoda krivoi bleska s bystrogo ugasaniya posle plato na medlennoe eksponencial'noe padenie dolzhen byt' horosho zametnym, t. k. pervyi istochnik ochen' bystro oslabevaet, a vtoroi izmenyaetsya medlenno. Vidno, chto u SN2004dj etot moment byl okolo 20 oktyabrya 2004 g. Konechno, mozhno ozhidat' sil'nyh izmenenii spektra sverhnovoi vo vremya etogo perehoda.
Glavnaya intriga SN2004dj sostoit v tom, chto eta sverhnovaya vspyhnula v skoplenii zvezd. Ob'ekt S96 (predsverhnovaya), vidnyi na vrezke risunka 1, okazalsya kompaktnym skopleniem. Blesk S96, izmerennyi po etomu izobrazheniyu predsverhnovoi otmechen na risunke 3 gorizontal'noi liniei. Pryamaya svetlaya liniya pokazyvaet eksponencial'noe padenie bleska sverhnovoi za schet raspada kobal'ta. Shkala zvezdnyh velichin logarifmicheskaya, poetomu eksponencial'nyi zakon predstavlen pryamoi liniei. Bolee temnaya krivaya modeliruet summu dvuh istochnikov: eksponencial'noe oslablenie sverhnovoi plyus postoyannyi blesk skopleniya S96. My vidim, chto dazhe eta bolee tochnaya model' ne shoditsya s nablyudeniyami, blesk SN2004dj + S96 postepenno okazyvaetsya bolee yarkim, chem my mozhem ozhidat'. Mozhet byt' eto svyazano s oshibkami nablyudenii? Skoree vsego eto ne oshibki, a effekt pereraspredeleniya energii v spektre razletayusheisya obolochki. Etot vopros my proyasnim ochen' skoro, nuzhno prodolzhat' nablyudeniya.
Predsverhnovaya v skoplenii Sandage 96
19 yanvarya 2001 g. za 3.5 goda do vspyshki SN2004dj na 6-metrovom teleskope SAO byl poluchen spektr ob'ekta S96, kotoryi vspyhnul kak sverhnovaya zvezda SN2004dj. Spektr byl poluchen sotrudnikami SAO Ol'goi Sholuhovoi i Sergeem Fabrikoi, programma nablyudenii nazyvalas' "Poisk kandidatov v LBV-zvezdy vo vneshnih galaktikah". Spektr byl poluchen v tu zhe noch', chto i PZS-izobrazhenie, pokazannoe na vrezke risunka 1 po toi prichine, chto provodya spektroskopiyu peremennyh ob'ektov my staraemsya parallel'no poluchat' ih fotometricheskie izobrazheniya.
LBV (luminous blue variables) – eto golubye peremennye zvezdy, ochen' redkie ob'ekty. Oni naibolee massivnye zvezdy, nahodyashiesya na kriticheskoi stadii evolyucii "goreniya" tyazhelyh elementov v yadre zvezdy. Na massivnuyu spiral'nuyu galaktiku tipa nashei (ili tipa M33, M31, NGC2403) prihoditsya vsego neskol'ko takih zvezd. Ran'she etu programmu nablyudenii O.Sholuhova i S.Fabrika takzhe nazyvali "Poisk unikal'nyh ob'ektov v drugih galaktikah". Eta programma byla nachata na BTA s cel'yu naiti ob'ekt tipa SS433. SS433 nahoditsya v nashei Galaktike, eto tesnaya dvoinaya sistema, sostoyashaya iz chernoi dyry i massivnoi goryachei zvezdy (donora). V SS433 imeetsya sverhkriticheskii akkrecionnyi disk, iz etogo diska istekaet gaz so skorost'yu okolo 2000 km/s, iz nego zhe vybrasyvayutsya relyativistskie strui veshestva. Izvesten tol'ko odin takoi ob'ekt, poetomu on unikalen. I ochen' vazhno naiti vtoruyu takuyu zvezdu ili hotya by hot' chto-to podobnoe. Iz-za redkosti takih ob'ektov iskat' reshili v blizkih sosednih galaktikah M33 i NGC2403. Odnako neskol'ko let poiska ne dali rezul'tatov, no obnaruzhivalis' drugie interesnye ob'ekty – LBV i podobnye im zvezdy. SS433 ochen' pohozh na LBV, tozhe golubaya massivnaya zvezda, takoi zhe moshnyi veter, pust' ne iz sverhkriticheskogo diska, a iz samoi zvezdy, no nablyudatel'nye proyavleniya SS433 i LBV shozhi. Poetomu programma nablyudenii byla pereformulirovana kak "Poisk LBV-podobnyh ob'ektov" i prodolzhena.
Poluchilos', chto deistvitel'no byl naiden unikal'nyi ob'ekt – predsverhnovaya. Na takuyu nahodku nikto ne mog rasschityvat', t. k. "korotkaya kriticheskaya stadiya" evolyucii zvezdy dlitsya kak minimum neskol'ko tysyach let (desyatki tysyach let). Eto vremya znachitel'no prevyshaet vozrast nablyudatel'noi astrofiziki (neskol'ko desyatkov let), poetomu, esli by kto-to dazhe predlozhil special'no iskat' zvezdu, kotoraya vzorvetsya, to takoi programme ni na odnom teleskope mira nablyudatel'nogo vremeni ne vydelili by. Neizvestno, chto iskat', ved' do sih por ne bylo nikakih nadezhnyh nablyudenii predsverhnovyh. Neizvestno, kak zvezda vyglyadit i kak sebya ona dolzhna vesti pered vzryvom. Vse chto my znaem o predsverhnovyh, osnovano tol'ko na teoreticheskih rabotah.
Nado utochnit', chto na samom dele v Evropeiskoi yuzhnoi observatorii uspeshno idet programma nablyudenii, rukovodimaya Ralf Napiwotzki, kotoraya nazyvaetsya "Obzor predsverhnovyh tipa Ia". Imeetsya v vidu poisk ves'ma neobychnyh ob'ektov, dvoinyh belyh karlikov v ochen' tesnyh sistemah. Takie sistemy neizbezhno slivayutsya iz-za poter' energii na gravitacionnoe izluchenie. V teh sistemah, gde slivshiesya belye karliki obrazuyut zvezdu massoi bol'shei, chem predel Chandrasekara, dolzhen proizoiti vzryv sverhnovoi tipa Ia. V zavisimosti ot razmera orbity takoi dvoinoi sliyanie proizoidet cherez milliony ili dazhe milliardy let. V etom smysle nazvanie programmy Ralf Napiwotzki formal'no vernoe (i krasivoe), no c bol'shim uspehom mozhno "dozhidat'sya" vzryva massivnoi zvezdy, chem sliyaniya dvuh belyh karlikov.
V 70-80 gg. proshlogo veka izvestnyi amerikanskii astrofizik Alan Sandage (uchenik E. Hubble) poluchal snimki blizkih galaktik dlya togo, chtoby naiti v nih naibolee yarkie zvezdy. V NGC2403 on vydelil neskol'ko desyatkov golubyh ob'ektov. Goluboi cvet oznachaet, chto eto ili massivnaya molodaya zvezda ili kompaktnoe skoplenie, soderzhashee massivnye zvezdy. Ob'ekt v ego spiske pod nomerom 96 (S96 ili Sandage96), nahodyashiisya na periferii NGC2403, formal'no pohodil na zvezdu, no Sandage zapodozril, chto etot ob'ekt nemnogo vytyanut i otmetil ego kak veroyatnoe skoplenie zvezd. Pri rasstoyanii do galaktiki NGC2403 3.3 Mpk odna uglovaya sekunda sootvetstvuet razmeru 16 pk. Poetomu kompaktnoe skoplenie ili dazhe tumannost' mogut vyglyadet' kak tochechnyi ob'ekt.
Sandage96 deistvitel'no okazalsya skopleniem zvezd. Seichas posle vspyshki sverhnovoi v Sandage96 vse imeyushiesya prezhnie snimki etoi oblasti byli detal'no izucheny astrofizikami. Eto skoplenie molodyh zvezd tipa nashih Pleyad razmerom 0.4" (dannye s yaponskogo teleskopa Subaru), chto sootvetstvuet fizicheskomu razmeru 6 pk. Etot fakt, chto Sandage96 deistvitel'no skoplenie, a ne odinochnaya, pust' ochen' yarkaya, zvezda, sleduet i iz nashego risunka 3. Padenie bleska sverhnovoi luchshe opisyvaetsya model'yu SN2004dj + S96. Seichas dazhe v nauchnoi literature vstrechaetsya putanica, lyudi rassuzhdayut, sverhnovaya vspyhnula v skoplenii S96 ili vzorvalsya LBV-kandidat, kak budto eto dva raznyh ob'ekta. Na samom dele eto odin i tot zhe ob'ekt, molodoe skoplenie S96, kotoroe kakoe-to vremya rassmatrivalsya kak LBV-kandidat S96.
Roberta Humphreys (uchenica A.Sandage) provodila v nachale 1980-h godov spektral'nyi obzor ob'ektov v blizkih galaktikah, vydelennyh Sandage. Ona izuchala kandidaty v LBV zvezdy so svoim kollegoi Marc Aaronson. V 1985 g. na teleskope MMT (Multiple Mirrow Telescope) oni poluchili spektr ob'ekta S96 v NGC2403! Oni ispol'zovali detektor s Retikonom (tip elektronno-opticheskogo preobrazovatelya). V to vremya bylo nelegko poluchit' horoshii spektr zvezdy v drugoi galaktike, pribory s zaryadovoi svyaz'yu (PZS) eshe tol'ko nachinali ispol'zovat'sya i byli ne ochen' effektivny. Poetomu byl poluchen spektr v samoi goluboi oblasti (3650 – 4550 Angstrem). Ih spektr pokazyvaet, chto v S96 est' goryachie zvezdy. Nash spektr poluchen v diapazone 4400 – 6800 A, i ochen' horosho "sshivaetsya" so spektrom amerikanskih kolleg.
 Ris. 4. Pryamye snimki oblasti NGC2403, soderzhashie predsverhnovuyu Sandage96. Snimki polucheny na "Nordic Optical Telescope" v iyule 1999 g. v fil'trah B, V, I i H-al'fa. Polozhenie sheli spektrografa teleskopa BTA v nablyudeniyah v yanvare 2001 g. pokazano na snimke v fil'tre V. |
 Ris. 5. Izobrazhenie spektrov ob'ektov Sandage96 i Sandage94. Po gorizontali otschityvaetsya dlina volny izlucheniya, po vertikali – sekundy dugi (1"=16 pk). Yarkie vertikal'nye polosy eto emissionnye linii nochnogo neba, v osnovnom, atomarnogo kisloroda, natriya i gidroksila. Vidny linii tumannostei, popavshih v shel' spektrografa, a takzhe spektry drugih slabyh zvezd. |
Spektr S96, poluchennyi na 6-metrovom teleskope BTA v 2001 g., imeet ochen' horoshee kachestvo, tak kak ispol'zovalsya spektrograf s PZS-detektorom. Izobrazhenie etogo spektra pokazano na risunke 5. Po gorizontali otschityvaetsya dlina volny, po vertikali – sekundy dugi (1"=16 pk). Yarkie vertikal'nye polosy eto emissionnye linii nochnogo neba, v osnovnom, atomarnogo kisloroda, natriya i gidroksila. Vidny linii tumannostei, popavshih v shel' spektrografa. Naprimer, yarkaya tumannost', raspolozhennaya mezhdu S96 i S94 (blizhe k S94) predstavlena obychnymi dlya tumannostei (HII-oblastei) liniyami vodoroda, nebulyarnymi liniyami dvukratnoionizovannogo kisloroda i liniyami odnokratnoionizovannyh azota i sery. Vidny takzhe spektry drugih ochen' slabyh zvezd, popavshih v shel' spektrografa, ih trudno zametit' dazhe na pryamyh snimkah (risunok 4). Nizhe spektra S96 viden spektr zvezdy 21-i velichiny (ona okazalas' obychnoi zvezdoi), eta zvezda horosho vidna na snimkah NOT na risunke 4, ona raspolozhena primerno v 2" ot S96 v storonu S94. Ryadom s S94 tozhe est' slabye zvezdy i dazhe est' tumannost', no, tem ne menee vidno, chto spektr S96 nemnogo shire, chem spektr S94. Eto oznachaet, chto S96 protyazhennyi ob'ekt.
Spektr, poluchennyi na BTA, podtverzhdaet, chto v S96 est' golubye zvezdy. No v etom spektre takzhe yavno vidno prisutstvie holodnoi zvezdy v S96, temperatura kotoroi okolo 5000 gradusov (ili eto neskol'ko holodnyh zvezd). V spektre S96 takzhe est' ochen' slabaya i uzkaya emissionnaya liniya H-al'fa. Seichas issledovaniya etogo ob'ekta (tochnee, togo, chto ostalos' v S96) nevozmozhny, tak kak na ego meste svetit yarkaya sverhnovaya.
Izluchenie gruppy zvezd (zvezdnogo skopleniya ili celoi galaktiki) mozhno modelirovat', predstavlyaya summarnoe izluchenie naborom zvezd raznyh temperatur. Takaya zadacha nazyvaetsya "populyacionnyi sintez". Pryamyh snimkov galaktiki NGC2403, poluchennyh v raznyh fil'trah do vspyshki v S96, dovol'no mnogo. Mozhno bylo by nadeyat'sya naiti zvezdnyi sostav S96, sravnivaya teoreticheskoe spektral'noe raspredelenie energii (SED) s nablyudaemym. Uzhe sushestvuyut dostatochno prodvinutye modeli oblastei zvezdoobrazovaniya, molodyh zvezdnyh skoplenii, rassmatrivaemyh kak oblasti zvezdoobrazovaniya. V modeli nuzhno zadavat' predpolagaemoe raspredelenie zvezd po massam (obychno eto stepennaya funkciya Solpitera): chem bol'she massa zvezdy, tem men'she takih zvezd v skoplenii. Populyacionnyi sintez uspeshno primenyaetsya dlya bol'shih zvezdnyh konglomeratov (galaktik ili oblastei v galaktikah).
V funkciyah raspredeleniya zvezd po massam kolichestvo zvezd toi ili inoi massy – velichina sluchainaya. V nebol'shom skoplenii samyh massivnyh i yarkih zvezd mozhet byt' odna, dve ili voobshe ni odnoi. Poetomu v nebol'shih molodyh skopleniyah tipa S96 nevozmozhno uchest' "samuyu yarkuyu zvezdu". Odin yarkii sverhgigant mozhet svetit' sil'nee celogo skopleniya. Naprimer, v Pleyadah net ni odnogo zheltogo ili krasnogo sverhgiganta. A ved' kakoe-to mgnovenie po astronomicheskim merkam nazad (skazhem, 50 tysyach let) oni tam mogli byt', i vid Pleyad byl by togda sovsem drugoi.
Iz-za togo, chto chislo sverhgigantov v modelyah populyacionnogo sinteza vystupaet kak diskretnaya sluchainaya velichina (on est' ili ego net) fotometricheskie modeli dlya S96 mogut dat' bol'shuyu oshibku. Fotometriya v dannom sluchae ne mozhet zamenit' spektra. Zamanchivo nadeyat'sya, chto holodnaya zvezda, kotoraya vidna v spektre S96, poluchennom na BTA, eto tot samyi sverhgigant, kotorogo bol'she net. Odnako, seichas stroit' takie predpolozheniya rano.
Samoe interesnoe – eto poluchit' spektr S96 ili, vernee, togo, chto ot nego ostalos', pozzhe, kogda sverhnovaya dostatochno sil'no oslabnet. Togda, vychitaya dva spektra "do" i "posle", my naidem spektr toi zvezdy, kotoroi uzhe ne sushestvuet. Lyubye osobennosti etogo spektra: anomal'nyi himicheskii sostav, istechenie gaza iz zvezdy (skorost' i temperatura ee vetra) ili dazhe otvet tipa "nichego osobennogo" potencial'no nesut v sebe razgadku mehanizma vspyshki sverhnovoi, poslednego momenta zhizni massivnoi zvezdy. Sverhnovye zvezdy byli i ran'she v dalekih galaktikah, seichas zhe "sluzhba sverhnovyh" otkryvaet sotni sverhnovyh v god. No povezet li kogda-nibud' poluchit' spektr predsverhnovoi zvezdy?
Nablyudatel'naya astrofizika predsverhnovyh poyavilas' vsego 2–3 goda nazad i ochen' bystro razvivaetsya. Ona ispol'zuet, konechno, ne spektral'nye metody, a fotometricheskie. Dlya etogo na krupnyh teleskopah celenapravlenno poluchayut glubokie izobrazheniya galaktik (obzory galaktik). Dlya predsverhnovyh sverhgigantov i zvezd Vol'fa-Raie (sverhnovye tipov II i Ib,c) interesny otnositel'no blizkie galaktiki na rasstoyaniyah ot nas do 10 – 20 Mpk. Na takih rasstoyaniyah nahodyatsya sotni "perspektivnyh" massivnyh galaktik. Sverhgiganty v bolee dalekih galaktikah budut slabee 25-i velichiny, chto nahoditsya za predelom sovremennyh teleskopov. Ispol'zuya nestandartnye metody mozhno poluchit' izobrazheniya i bolee slabyh zvezd, no nevozmozhno sdelat' bol'shoi obzor galaktik. So vremenem, i dazhe ochen' skoro, mozhno budet posle vspyshki pochti kazhdoi sverhnovoi v etih blizkih galaktikah posmotret', chto nahodilos' v etom meste do vzryva.
Uzhe seichas izvestno 7 sluchaev, kogda posle vspyshki sverhnovoi II tipa v galaktike nahodili slabuyu zvezdu tochno v etom meste, gde voznikla sverhnovaya, ili ne nahodili nichego, chto tozhe cenno, t. k. pozvolyaet nalozhit' predel na svetimost' i massu predsverhnovoi. Ispol'zuya sovremennye modeli evolyucii zvezd i drugie slozhnye metody, tochno uchityvaya mezhzvezdnoe pogloshenie v etom meste etih galaktik bylo naideno, chto zvezdy, kotorye vspyhivayut kak sverhnovye II tipa, eto zheltye ili krasnye sverhgiganty s massami 10 – 25 mass Solnca. Takie zhe zvezdy v blizkoi galaktike NGC2403 imeli by blesk ot 20-i do 22-i zvezdnoi velichiny. Esli predsverhnovaya zvezda, kotoraya vspyhnula v NGC2403, imela blesk 20 – 21-i velichiny, to ispol'zuya spektr, poluchennyi na 6-m teleskope v yanvare 2001 g., my eshe smogli by vydelit' spektr zvezdy, propavshei v skoplenii S96.
Odnako, slozhnye metody mogut dat' znachitel'nye oshibki. Poetomu izvestnye nablyudatel'nye ocenki mass predsverhnovyh zvezd poka mozhno schitat' predvaritel'nymi. Dlya polucheniya bolee nadezhnogo rezul'tata nuzhny pryamye metody, naprimer, spektr predsverhnovoi zvezdy.
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Sverhnovye - predsverhnovye
Publikacii so slovami: Sverhnovye - predsverhnovye | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
