ASTRONOMIChESKI' ZhURNAL

Yu.P. PSKOVSKI'

IDENTIFIKACIYa ABSORBCII SPEKTRA SVERHNOVO' I TIPA

Predlozheno otozhdestvlenie minimumov v spektre Sverhnovoi I tipa pri absorbcionnom ih istolkovanii; Vsledstvie deformacii linii poglosheniya rasshireniem obolochki Sverhnovoi (minimum smeshaetsya v fioletovuyu storonu, umen'shaetsya glubina, asimmetrichno rasshiryayutsya kryl'ya) v spektre ee mozhno zametit' tol'ko sil'nye linii. Takimi liniyami v usloviyah chrezvychaino nizkoi plotnosti obolochki Sverhnovoi dolzhny byt' linii, chuvstvitel'nye k effektu svetimosti, a takzhe linii rasprostranennogo obil'no geliya. Posle otozhdestvleniya minimumov v krasnoi chasti s blendoi dubleta Si II i s D₃-liniei geliya byl vychislen sdvig ostal'nyh minimumov v fioletovuyu storonu ot laboratornyh dlin voln, i obnaruzhilos', chto minimumy sovpali s sil'neishimi liniyami odnazhdy ionizovannyh elementov, shodnyh po potencialam pervoi ionizacii s Si II (Fe II, Mg II, Sa II, S II). Fioletovoe smeshenie minimumov otdel'nyh otozhdestvlenii kolebletsya ot -0.033 do -0.029 i v srednem ravno -0.0307±0.0003. Esli predpolozhit', chto smeshenie eto sostavlyaet 2/3 maksimal'nogo dopplerovskogo smesheniya vsledstvie rasshireniya obolochki, to poluchaetsya skorost' rasshireniya obolochki Sverhnovoi I tipa poryadka 13500 km/sek, shodnaya s takovoi u ostatka Sverhnovoi Tiho.

1. Dve versii v rasshifrovke spektra Sverhnovoi I tipa. Popytki identifikacii detalei spektrov Sverhnovyh voshodyat eshe k ih pervym spektral'nym nablyudeniyam, odnako izvestnyi progress v etom napravlenii opredelilsya lish' posle polucheniya bol'shih serii spektrov i vvedeniya Minkovskim ih klassifikacii na tipy [1,2]. K I tipu byla otnesena dovol'no odnorodnaya po spektral'nym fotometricheskim harakteristikam gruppa Sverhnovyh, otlichavshayasya otsutstviem emissionnyh linii vodoroda i nalichiem shirokih maksimumov i minimumov v spektrah. Ko II tipu byli otneseny dovol'no razlichnye po svoistvam Sverhnovye, shodnye lish' v spektral'nom otnoshenii prisutstviem v nih emissionnyh linii vodoroda. Besspornoi identifikacii obrazovanii v spektre Sverhnovoi I tipa do sih por v sushnosti ne imeetsya. Istoricheski v etoi probleme slozhilis' dve versii, v ramkah kotoryh idut poiski resheniya. Po odnoi iz nih, spektr Sverhnovoi-I yavlyaetsya sovokupnost'yu emissionnyh obrazovanii, nalagayushihsya na nepreryvnyi spektr, po drugoi - v spektre Sverhnovoi-I predstavleny kak emissionnye linii, tak i absorbcionnye, kak eto imeet mesto v spektrah protyazhennyh obolochek zvezd.

V pol'zu emissionnogo proishozhdeniya maksimumov v spektrah Sverhnovyh-I govorilo ne tol'ko shodstvo etih polos s nablyudaemymi v spektrah novyh zvezd i goryachih zvezd tipa Vol'f-Raie, no i shodstvo ryada konkretnyh detalei. Naprimer, sil'neishaya polosa ryada ionizovannyh elementov 4650 Å, obychnaya v upomyanutyh zvezdah, predstavlena i v spektre Sverhnovoi-I sil'neishim maksimumom. Vazhnym dovodom gipotezy ob emissionnom haraktere spektra byla rabota Uippla i Pein-Gaposhkinoi [3]. Oni rasschitali intensivnosti vazhneishih emissionnyh linii naibolee rasprostranennyh elementov v neskol'kih sostoyaniyah ionizacii pri temperaturah 15000-100000° i skorosti rasshireniya obolochki 6000 km/sek. Poluchennye takim putem sinteticheskie spektry var'irovalis' po razlichnym proporciyam i sravnivalis' s nablyudaemymi spektrami Sverhnovyh po [1]. Po luchshemu soglasuyushemusya variantu byl sdelan vyvod, chto v Sverhnovyh malo vodoroda i anomal'no veliko soderzhanie zheleza. Sovpadenie sinteticheskih spektrov s nablyudaemymi bylo ochen' gruboe. Ryad maksimumov i minimumov tak i ne poluchil ob'yasneniya. No vse zhe eta rabota byla nekim argumentom v pol'zu emissionnogo haraktera spektra Sverhnovoi-I.

K absorbcionnoi gipoteze proishozhdeniya minimumov v spektre Sverhnovoi-I pervym, po-vidimomu, obratilsya D. Mak-Loflin v 1958 g., kogda on sdelal popytku rasshifrovat' minimumy v pekulyarnom spektre Sverhnovoi-I v NGC 4214 kak absorbcionnye linii Ne I i nekotoryh drugih ionizovannyh elementov, tipichnye dlya spektrov rannih klassov V. V spektre etoi Sverhnovoi naidennye linii byli smesheny v fioletovuyu storonu i deformirovany skorost'yu rasshireniya obolochki [4]. Takim obrazom, spektr odnoi iz Sverhnovyh-I, pravda pekulyarnyi, poluchil novoe istolkovanie. Mak-Loflin byl krupnym avtoritetom po novym zvezdam, i ego otkaz ot chisto emissionnogo tolkovaniya spektra Sverhnovoi-I byl znamenatelen. Rabota ego byla podvergnuta kritike Minkovskim [5], ukazavshim na neubeditel'nost' prostyh sovpadenii neglubokih minimumov s dlinami voln nekotoryh vtorostepennyh linii Ne I, poskol'ku drugih podtverzhdenii v pol'zu ih prisutstviya ne imelos'. V to vremya tipichnym ostatkom Sverhnovoi-I schitalas' Krabovidnaya tumannost' so skorost'yu rasshireniya 1116 km/sek. U Mak-Loflina zhe po smesheniyu linii poglosheniya poluchilas' skorost' rasshireniya poryadka 7500 km/sek, chto vyglyadelo chrezmernym. No teper' Menon [6] po ocenke nizhnei granicy rasstoyaniya do ostatka Sverhnovoi 1572 g., takzhe yavlyayusheisya vozmozhnym kandidatom v galakticheskie Sverhnovye I tipa, nashel nizhnyuyu ocenku skorosti rasshireniya ee obolochki okolo 9000 km/sek, chto shodno s rezul'tatom Mak-Loflina.

Vse zhe k nastoyashemu vremeni ni emissionnaya, ni absorbcionnaya gipotezy ne imeli reshayushih argumentov i vopros identifikacii detalei spektrov Sverhnovyh-1 ostavalsya otkrytym. No sleduet zametit', chto popytka, predprinyataya Mak-Loflinom, vygodno otlichalas' tem, chto ukazyvala novoe napravlenie poiska resheniya problemy. Kak my uvidim, absorbcionnaya gipoteza togda prosto eshe ne ischerpala zalozhennyh v nei principial'nyh vozmozhnostei, razvitie kotoryh pozvolyaet identificirovat' glavnye detali spektra Sverhnovoi-I i istolkovyvat' ih obrazovanie.

2. Osobennosti absorbcionnogo spektra Sverhnovoi-I. Obrazovaniya v spektre Sverhnovoi-I, kak i v spektrah drugih rasshiryayushihsya obolochek, obladayut obshimi osobennostyami, neodnokratno yavlyavshimisya predmetom issledovaniya [7-9]. Esli emissionnyi maksimum, obuslovlennyi izlucheniem linii v opticheski tonkom sloe obolochki, imeet dlinu volny λ₀, sootvetstvuyushuyu nesmeshennomu effektom Dopplera polozheniyu linii (luchevaya skorost' ob'ekta i krasnoe smeshenie Galaktiki my ne rassmatrivaem), to minimum λ absorbcionnogo obrazovaniya, sozdavaemogo etoi liniei v obrashayushem sloe, smeshen v fioletovuyu chast'. Raznost' λ-λ₀ opredelyaetsya velichinoi skorosti rasshireniya obolochki v. Po elementarnoi teorii [7], (λ-λ₀)/λ₀=2/3 v/c, no v nekotoryh sluchayah [9] koefficient 2/3 mozhet byt' blizhe k 1. Profil' absorbcionnogo obrazovaniya v rezul'tate asimmetrichen, neglubok i rasshiren v fioletovuyu storonu spektra.

Bol'shaya skorost' rasshireniya obolochki Sverhnovoi-I nakladyvaet sushestvennoe ogranichenie na vyyavlenie linii. Slabye i srednie po intensivnosti linii rasplyvayutsya i proyavlyayut svoe prisutstvie lish' v vide depressii nepreryvnogo spektra, podobno tomu kak eto poluchaetsya v spektrah solnechnogo tipa s molekulyarnymi polosami. Minimumy, otlichimye ot kolebanii zernistosti emul'sii, dolzhny davat' lish' sil'nye linii. Ih, ochevidno, i mozhno lish' otozhdestvit'. Po nim zhe mozhno nadeyat'sya postroit' i samuyu verhnyuyu chast' krivoi rosta obolochki Sverhnovoi-I. Eto svoeobraznaya selekciya sil'neishih linii oblegchaet, odnako, zadachu identifikacii.

Dlya otbora sil'nyh linii, vozmozhno imeyushihsya v spektre obolochki Sverhnovoi-I, neobhodimo po vozmozhnosti ob'ektivno ocenit' fizicheskie usloviya v obolochke Sverhnovoi. Ona predstavlyaet soboyu protyazhennuyu, opticheski plotnuyu atmosferu. Nesomnenno, chto raznye po potencialam ionizacii i vozbuzhdeniya linii obrazuyutsya na sushestvenno razlichnyh glubinah ili, pol'zuyas' yazykom prosteishei modeli Shvarcshil'da-Shustera, imeyut prostranstvenno razlichnye obrashayushie sloi. Poetomu nel'zya zaranee isklyuchit' odnovremennoe sushestvovanie v spektre obolochki Sverhnovoi linii, harakternyh dlya goryachih i holodnyh atmosfer obychnyh zvezd. Vmeste s tem, linii, shodnye po usloviyam vozbuzhdeniya i mehanizmam usileniya, dolzhny odnovremenno prisutstvovat' v spektre Sverhnovoi i otnosit'sya prakticheski k odnomu obrashayushemu sloyu.

Drugoi harakternoi osobennost'yu obolochki Sverhnovoi yavlyaetsya ee vysokaya razrezhennost'. Poyavlenie na 158-e sutki posle maksimuma bleska zapreshennyh linii kisloroda [1] ukazyvaet, chto elektronnaya plotnost' v obolochke Sverhnovoi-I nizhe 3·10⁵ sm^-3 [10]. Etomu sootvetstvuet ocenka nizhe 4·10⁶ sm^-3 dlya okolomaksimal'noi epohi. Eta ocenka na shest' poryadkov nizhe, chem ocenka dlya obychnyh zvezd tipov V-A. Soglasno formule Saha, v obolochke Sverhnovoi-1 dolzhna byt' namnogo bolee vysokaya ionizaciya atomov po sravneniyu s takovoi v obolochke normal'noi zvezdy s analogichnoi effektivnoi temperaturoi. Eto ukazyvaet na eshe odnu osobennost' adsorbcionnogo spektra Sverhnovoi-I: v nem usileny linii ionizovannyh elementov. Tol'ko gelii blagodarya vysokomu potencialu ionizacii, ochevidno, predstavlen v spektre neionizovannoi fazoi.

Uchityvaya perechislennye vyshe osobennosti obolochki Sverhnovoi, my mozhem polagat', chto osnovnymi mehanizmami usileniya linii v ee absorbcionnom spektre dolzhny byt': rasshirenie obolochki, effekt ionizacii, zatuhanie vsledstvie izlucheniya (effekty davleniya neznachitel'ny), mikroturbulenciya i, vozmozhno, magnitnoe pole obolochki.

3. Identifikaciya obrazovaniya 6160 Å. Opirayas' na vyvody predydushih punktov, my mozhem identificirovat' krasnyi konec spektra Sverhnovoi v IS 4182. Kak izvestno, krasnaya chast' spektrov zvezd sravnitel'no prosta po naboru sil'nyh linii. V tabl. 1 privedeny ekvivalentnye shiriny linii zvezd tipov V-A v zavisimosti ot klassa svetimosti po rabotam Edinburgskoi observatorii [11-13]. Netrudno videt', chto sil'neishie v atmosferah karlikov linii vodoroda 6563 Å otstupayut v sverhgigantah na vtoroi plan pered blendoi dubleta Si II 6347-6371 Å. Oslablenie i dazhe polnoe ischeznovenie linii poglosheniya vodoroda v spektrah sverhgigantov imeet estestvennoe ob'yasnenie v umen'shenii plotnosti atmosfer i, sledovatel'no, padenii roli effektov davleniya, a takzhe povyshenii ionizacii. V spektre obolochki Sverhnovoi poetomu naiti sledy linii poglosheniya vodoroda nel'zya. A vot dublet Si II, obladayushii effektom svetimosti, v spektre Sverhnovoi dolzhen prevratit'sya v zametnuyu liniyu. Eyu, ochevidno, yavlyaetsya minimum 6160 Å, harakternyi dlya okolomaksimal'noi fazy Sverhnovoi-I. Mozhno ukazat' neskol'ko dovodov v pol'zu takogo otozhdestvleniya. Tak, krasnyi konec etogo adsorbcionnogo obrazovaniya po dline volny blizok k λ₀ = 6347-6371 Å, kak eto i dolzhno byt' v spektre rasshiryayusheisya obolochki. Minimum smeshen v fioletovuyu storonu spektra, takim obrazom, na velichinu (λ-λ₀)/λ₀=-0.03, chto po velichine i znaku sootvetstvuet mini^ mal'noi skorosti rasshireniya obolochki Sverhnovoi 1572 g., opredelennoi Menonom. Zametim, chto tochno takoe zhe smeshenie pokazyvaet i drugoi sil'nyi minimum v spektre Sverhnovoi v IS 4182-5700 Å, otozhdestvlennyi Mak-Loflinom s D₃-liniei Ne I [4]. Nakonec, uchityvaya takoe zhe sistematicheskoe smeshenie, my naidem nemedlenno drugoi sil'nyi fioletovyi dublet Si II 4128-4131 Å, kotoromu sootvetstvuet minimum 4005 Å. Krasnyi i fioletovyi dublety Si II "sosushestvuyut" v spektre Sverhnovoi odnovremenno i ischezayut vmeste cherez chetyre nedeli posle maksimuma bleska.

Effekt svetimosti linii Si II, o kotorom my zdes' upomyanuli, v spektrah sverhgigantov obuslovlen kak raz temi prichinami - povysheniem ionizacii i mikroturbulencii v razrezhennyh atmosferah, - kotorye osobenno sushestvenny v usloviyah obolochek Sverhnovyh. Poetomu udacha s predvaritel'nym otozhdestvleniem linii Si II podskazyvaet empiricheskoe pravilo otyskaniya sil'nyh linii: eto, kak pravilo, dolzhny byt' linii, obladayushie effektom svetimosti v spektrah obychnyh zvezd.

Tablica 1
		Ekvivalentnye shiriny linii
Nazvanie zvezdy	Tip po MK	6678 Å Ne I	6553 Å N I	6517 Å ?	6371 Å Si II	6347 Å Si II	5876 Å Ne I	Ssylka
ε Ori	VO 1a	1.03	E	-	-	-	1.30	[11]
φ′ Ori	B0 V	0.83	3.19	-	-	-	1.11	[11]
HD 224 055	V3 1a	0.74	1.16	0.13	0.23	0.20	0.80	[12]
28 Cyg	B3 V	0.92	3.26	0.11	0.06	0.09	0.69	[12]
5 Per	V5 1a	0.80	0.66	0.27	0.43	0.55	0.70	[13]
π And	B5 V	0.45	5.77	0.10	0.06	0.09	0.42	[13]
HD 21389	AO 1a	0.34	E	-	0.58	0.77	0.18	[13]
γ Tri	A0 V	0.03	12.00	-	0.07	0.06	-	[13]

4. Ozhidaemye linii vazhneishih elementov v spektre Sverhnovoi-I. Vyshe my obsuzhdali vozmozhnost' obnaruzheniya linii naibolee rasprostranennyh elementov - vodoroda i geliya - v oblasti - 3800-6500 Å, dostupnoi obychnym spektral'nym nablyudeniyam. Vodorod otsutstvuet v spektrah Sverhnovyh vsledstvie polnoi ionizacii. Gelii predstavlen, kak obychno, sil'neishei v opticheskoi oblasti liniei D₃, kotoruyu obnaruzhil eshe Mak-Loflin, vtoraya po sile liniya 4472 Å takzhe prihoditsya na depressiyu spektra, no mozhet byt' blendirovana. Ostal'nye linii Ne I ne zametny libo blendirovany, ya v etom otnoshenii zamechanie Minkovskogo [5] bylo spravedlivym. Sil'neishaya liniya ionizovannogo Ne II v opticheskoi oblasti 4686 Å - takzhe popadaet na minimum, no ochen' neznachitel'nyi, poetomu prisutstvie etoi linii, ne govorya o bolee slabyh, somnitel'no.

Tablica 2
Element	κ eV	ln Nʘ	Ionizacionnoe sostoyanie	Nomera sil'neishih mul'tipletov	Glavnyh linii v nih, Å	Primechanie
N	13.597	12.00	II	-	-	Linii ne imeet
Ne	24.586	11.2?	I	11 2 14	5876 3889 4472	Sil'neishaya
O	13.617	8.96	-	-	-	Slabye linii
Ne	21.564	8.7?	-	-	-	— ″ —
C	11.259	8.72	-	-	-	— ″ —
N	14.548	7.98	-	-	-	— ″ —
Si	8.151	7.50	II	2 3 1	6371-6347 4131-4127 3856	Sil'neishie
Mg	7.645	7.40	II	4	4481	Sil'neishaya
S	10.357	7.30	II	11 6	5665-5706 5510-5433	Gruppa linii umerennoi sily
Fe	7.897	6.57	II	42 74   38 27	5169, 5018, 4923 6456, 6248-6236, 6149-6148 4574 4352, 4233	Sil'neishie
Na	5.139	6.30	II	-	-	Slabye linii
Al	5.985	6.20	II	-	-	— ″ —
Ca	6.113	6.15	II	1	3968, 3934	Sil'neishie

V tabl. 2 privodyatsya dannye o 12 naibolee rasprostranennyh posle vodoroda himicheskih elementah. V stolbcah privedeny: 1 - himicheskii element, 2 - potencial pervoi ionizacii v elektronvol'tah, 3 - logarifm otnositel'nogo soderzhaniya v atmosfere Solnca, po [14], 4 - ionizacionnoe sostoyanie elementa, 5 - nomera sil'neishih mul'tipletov etogo sostoyaniya v oblasti 3800-6500 Å, po [15], 6 - glavnye po intensivnosti linii v etih mul'tipletah.

Privedennye svedeniya pozvolyayut prodolzhat' analiz linii, prisutstvie kotoryh v spektre Sverhnovoi predpolagaetsya. Kislorod, neon, uglerod i azot imeyut sravnitel'no vysokie pervye potencialy ionizacii, no ih soderzhanie na neskol'ko poryadkov nizhe, chem geliya, i v opticheskoi oblasti eti elementy kak v neitral'nom, tak ya ionizovannom sostoyaniyah predstavleny tol'ko slabymi liniyami. S drugoi storony, natrii i alyuminii Imeyut sravnitel'no nebol'shie potencialy ionizacii, v usloviyah Sverhnovyh ih atomy ionizacii, no v oblasti 3800-6500 Å, predstavleny tol'ko slabymi liniyami. Nakonec, kal'cii, blizkii k predydushim elementam po velichine potenciala pervoi ionizacii, predstavlen v ukazannoi oblasti spektra rezonansnymi liniyami ionizovannogo sostoyaniya N i K, kotorye obrazuyut v spektre Sverhnovoi sil'nye minimumy okolo 3300 Å, identificirovannye Mak-Loflinom v spektre issledovavsheisya im Sverhnovoi.

Vazhnuyu gruppu obrazuyut elementy Si II, Mg II, Fe II, potencialy kotoryh blizki. Ionizovannye odin raz atomy etih elementov dayut v opticheskoi oblasti ryad sil'nyh harakternyh linii, detal'noe otozhdestvlenie kotoryh sostavlyaet nashu posleduyushuyu zadachu.

Nakonec, ostanovimsya osobo na liniyah ionizovannoi sery. Po potencialu pervoi ionizacii ona priblizhaetsya k uglerodu, no v otlichie ot nego imeet neskol'ko linii srednei sily v oblasti okolo 5500 Å. Vozmozhno, eti linii prisutstvuyut v spektre Sverhnovoi-I. No s takim zhe uspehom v nem mogut prisutstvovat' i drugie, menee rasprostranennye, elementy.

Atomy v sostoyaniyah ionizacii vyshe pervoi obychno predstavleny sil'nymi liniyami v dalekom ul'trafiolete, poetomu, kak izvestno, opticheskie spektry zvezd tipov V, A, O soderzhat tol'ko slabye linii etih sostoyanii, i v spektre Sverhnovoi v silu ranee upomyanutyh prichin ih naiti nel'zya.

Ris. 1. Registrogramma spektra Sverhnovoi v IS 4182 na 10-e sutki posle maksimuma bleska po [1]. Ukazany otozhdestvleniya minimumov, soglasno tabl. 3.

5. Identifikaciya minimumov v spektre Sverhnovoi-I. Sudya po tomu, chto bolee dvuh desyatkov Sverhnovyh-I bylo klassificirovano po spektram, chislo spektrogramm, poluchennyh k nastoyashemu vremeni, naschityvaetsya sotnyami. Izvestno takzhe, chto spektrogrammy pochti vseh Sverhnovyh, otnosyashihsya k odnoi i toi zhe faze, otschityvaemoi ot maksimuma bleska, pokazyvayut polnoe shodstvo, isklyucheniem yavlyayutsya tak nazyvaemye pekulyarnye spektry, iz kotoryh naibolee izvestny N 50 (Sverhnovaya Mak-Loflina v NGC 4214) i N 119.

Dlya otyskaniya linii, otvetstvennyh za minimumy v spektre, byli vzyaty spektroregistrogrammy (ris. 1), opublikovannye v [1, 16-18]. Dliny voln v nih byli ispravleny za krasnye smesheniya galaktik (dlya IS 4182 bylo prinyato (λ-λ₀)/λ₀ = 0.000, dlya NGC 1073 i 4496 - po 0.006, krome togo, Sverhnovaya mogla imet' otnositel'nuyu skorost' v Galaktike, chto vnosit neopredelennost' poryadka ±0.001, harakterizuyushuyu prakticheskuyu tochnost' vvodimoi redukcii). Posle etoi operacii v spektrogrammah byli opoznany odni i te zhe minimumy i ocenena ih intensivnost' v otnositel'noi shkale. Dalee dliny voln ih byli ispravleny za sistematicheskoe smeshenie v fioletovuyu storonu: (λ-λ₀)/λ₀ = - 0.03 i sravneny s laboratornymi dlinami voln linii, privedennyh v tabl. 2. Yavlenie smesheniya so vremenem obrazovanii spektra Sverhnovoi v krasnuyu storonu zdes' ne rassmatrivaetsya.

Tablica 3
Nomera sverhnovyh	119	119	26	25	25	26	86	86	25	25	25	25	25	25	25	λ0		Nomer mul'ti- pleta	(λ-λ0)/λ0
t v sutkah	-15	-5	1	10	20	29	40	57	79	117	136	158	184	214	225
λ0, Å
6480	1	2	1	+	+	-	-	-	-	-	-	-	-	-	-	6678.2	He I	46	-0.030
6320	-	-	-	-	-	3	3	3	3	5	5	5	5	5	5	6517	?
6250	-	-	-	-	-	-	-	-	-	1	1	2	2	2	2	6456.4	Fe II	74	-0.031
6160	3	3	4	5	3	1	-	-	-	-	-	-	-	-	-	6371.3 6347.1	Si II Si II	2 2	-0.032
6050	-	-	-	-	2	3	3	3	3	5	5	5	5	5	5	6247.6 6236.4	Fe II Fe II	74 74	-0.033
5960	1	1	1	1	2	1	-	-	-	1	1	1	1	1	1	6149.2 6147.7	Fe II Fe II	74 74	-0.030 -0.029
5700	3	2	3	3	5	5	5	5	5	7	10	10	10	10	10	5875.6	He I	11
5470	-	-	-	1	1	+	1	1	1	1	1	1	1	1	1	5664.7 5660.0 5640.3 5606.1	S II S II S II S II	11 11 13 11
5340	2	2	2	1	1	2	2	2	1	-	-	-	-	-	-	5509.7 5473.6	S II S II	6 6
5290	1	1	1	1	0	+	2	2	-	-	-	-	-	-	-	5453.8 5432.7	S II S II	6 6
5010	5	5	5	5	7	+	10	10	10	10	10	10	10	10	10	5169.0	Fe II	42	-0.031
4860	4	4	4	4	7	+	10	10	10	10	10	10	10	10	10	5018.4	Fe II	42	-0.031
4770	2	2	3	3	5	+	2	2	2	-	-	-	2	-	-	4923.9	Fe II	42	-0.032
4450	2	3	3	3	5	+	5	5	5	5	5	5	3	3	3	4583.8 4522	Fe II Fe II	38 38	-0.029
4340	-	-	-	1	1	+	3	3	-	-	-	-	-	-	-	4471.7 4481.3	He I Mg II	14	-0.030 -0.031
4220	2	1	2	1	1	+	2	2	-	-	-	-	-	-	-	4351.8	Fe II	27	-0.030
4100	2	2	2	1	1	+	2	2	2	1	1	-	-	-	-	4233.2	Fe II	27	-0.031
4000	8	2	2	2	1	+	-	-	-	-	-	-	-	-	-	4130.9 4128.1	Si II Si II	3 3	-0.031
3850	5	5	5	5	5	+	5	5	5	5	5	5	5	5	5	3968.5	Ca II	1	-0.030
3810	4	4	4	4	+	+	5	5	5	5	5	5	5	5	5	3933.7	Ca II	1	-0.031

Rezul'taty identifikacii privedeny v tabl. 3. Stolbcy oboznachayut: 1 - dlinu volny λ minimuma, 2-14 - ocenki intensivnosti absorbcii dlya ryada momentov, otschityvaemyh ot maksimuma bleska v sutkah, 15 - laboratornuyu dlinu volny linii, sovpadayushei s ispravlennoi za (λ-λ₀)/λ₀ dlinoi volny minimuma, 16 - himicheskii element i sostoyanie ionizacii, 17 - nomer mul'tipleta, 18 - velichinu (λ-λ₀)/λ₀, perevychislennuyu po dannym 1-go i 15-go stolbcov dlya kazhdogo minimuma v otdel'nosti. Na ispol'zovannyh spektrogrammah minimumy v krasnoi chasti fiksirovalis' s tochnost'yu ±15 Å, a v sinei - ±10 Å, poetomu tochnost' kazhdogo opredeleniya (λ-λ₀)/λ₀ v stolbce 18 budet poryadka ±0.002. Sledovatel'no, sovpadenie minimumov s predskazannymi liniyami horoshee. Ne imeetsya ni odnogo sluchaya otsutstviya sil'noi linii. No minimum 6320 Å otozhdestvit' ne udaetsya. Formal'no s nim otozhdestvlyaetsya liniya 6516 Å mul'tipleta N 40 ionizovannogo zheleza, no intensivnost' minimuma sil'nee ozhidaemoi. S drugoi storony, v spektrah pozdnih V-zvezd imeetsya liniya 6518 Å, obladayushaya effektom svetimosti, no ne otozhdestvlennaya [12,13]. Ochevidno, ona i proyavlyaetsya v spektre Sverhnovoi-I.

My ne budem ostanavlivat'sya na hode izmeneniya intensivnosti linii s processom razvitiya Sverhnovoi. On svoditsya v osnovnom k ischeznoveniyu linii Si II na 30-e sutki posle maksimuma, i v to zhe vremya poyavlyaetsya liniya 6518 Å (6320 Å). Harakterna takzhe tendenciya k uvelicheniyu absorbcii, sozdavaemyh He I i Fe II, s razvitiem obolochki.

Ostanovimsya na ocenke skorosti rasshireniya obolochki Sverhnovoi-I. Srednee smeshenie minimumov po itogam stolbca 18 tabl. 3 ravno (λ-λ₀)/λ₀ = -0.0307±0.0003. Umnozhaya etu velichinu na Zs/2, poluchaem skorost' rasshireniya obolochki 13800 km/sek. Poslednie opredeleniya srednei skorosti rasshireniya Sverhnovoi 1572 g. po vozrastaniyu radiusa obolochki [19] dali takuyu zhe ocenku: 13400 km/sek. Podcherknem, chto metody absolyutno razlichny. Sovpadenie govorit o tom, chto Sverhnovaya Tiho byla I tipa (v pol'zu etogo govoryat: krivaya bleska, vysokaya absolyutnaya velichina v maksimume bleska i otnositel'no bol'shaya z-koordinata) i prakticheski ne zatormozilas' za vremya posle vspyshki.

V zaklyuchenie prokommentiruem otozhdestvlenie linii v spektre Sverhnovoi N 50 v NGC 4214, osushestvlennoe v proshlom Mak-Loflinom. Mnogie linii Ne I okazalis' liniyami Fe II, linii Sa II peredvinulis' neskol'ko v fioletovuyu chast'. Pekulyarnost' Sverhnovoi nebol'shaya: ona ne skazyvaetsya na krivoi bleska, cvete i zaklyuchaetsya v usilenii linii poglosheniya, chto govorit ob otklonenii temperaturnyh uslovii ili plotnosti obolochki. Vmeste s tem sleduet osobo podcherknut' pionerskuyu rol' provedennogo Mak-Loflinom otozhdestvleniya etoi Sverhnovoi: Nyne razvitie idei absorbcionnogo proishozhdeniya spektra Sverhnovoi privelo k obosnovannomu otozhdestvleniyu ego osnovnyh detalei.

Gos. astronomicheskii in-t im. P.K. Shternberga

Postupila v redakciyu 15 fevralya 1968 g.

Literatura

1. R. Minkowski, Astrophys. J., 89, 156, 1939.
2. R. Minkowski, Publs. Astron. Soc. Pacific, 52, 206, 1940.
3. F. WHipple, S. Payne-Gaposchkin, Proc. Amer. Philos. Soc, 84, 1, 1941.
4. D. McLaughlin, Publs Astron. Soc. Pacific, 75, 133, 1963.
5. R. Minkowski, Publs. Astron. Soc. Pacific, 75, 505, 1963.
6. T. Menon, Astron. J., 71, 392, 1966.
7. O. Wilson, Astrophys. J., 82, 233, 1935.
8. B.A. Voroncov-Vel'yaminov, Astron. zh., 17, 29, 1940.
9. V.V. Sobolev, Dvizhushiesya obolochki zvezd, izd-LGU, L., N 37, 1947. 10.
10. Yu.P. Pskovskii, Astron. zh., 45, 1968 (v pechati).
11. R. Wilson, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 3, 61, 1961.
12. H.E. Vutller, H. Seldom, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 5, 187, 1961.
13. H.E. Vutler, G.T. Thompson, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 6.
14. L.G. Goldberg, E. Muller, L.H. Aller, Astrophys. J. Suppl., 5, N 45, 1960.
15. Ch. Moore, Contrib. Princeton Univ. Observ., N 20, 1945.
16. L. Rosino, F. Vertola, Contrib. Observ. Asiago, N 116, 1961.
17. F. Vertola, Ann. Astrophys., 27, N 4, 319, 1964.
18. M. Vlosh, D. Ghalonge, J. Dufau, Ann. Astrophys., 27, N 4, 315, 1964.
19. R.Minkowski, IAU Symposium N 31, Ed. H. van Waerden, paper N 62, 367, 1967, Acad. Press, London - New York.

Pervaya stranica zhurnal'noi stat'i