СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ: КРИВЫЕ БЛЕСКА, СПЕКТРЫ, РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ, РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ В ГАЛАКТИКАХ РАЗНОГО ТИПА
Последняя вспышка сверхновой в нашей Галактике наблюдалась более трехсот лет назад, и все, что мы знаем о кривых блеска, спектрах и частоте вспышек в галактиках разного морфологического типа, дали наблюдения внегалактических сверхновых. Первая внегалактическая сверхновая — S And — была открыта ровно сто лет тому назад в галактике М 31 (Туманности Андромеды). В 1934 г. по инициативе Цвикки было начато систематическое патрулирование ближайших галактик с целью поиска сверхновых. Сегодняшний банк внегалактических сверхновых насчитывает примерно 600 объектов и ежегодно к ним прибавляется около 20 вспышек (Барбон и др., 1984). Сверхновые отчетливо делятся на две группы: тип I и тип II. Эта классификация, предложенная Минковским еще в 1941 г. по 14 известным тогда вспышкам, сохранилась до сих пор, хотя и были попытки ее усовершенствования, состоявшие в выделении пяти и даже восьми типов. Основой классификации служит наличие (тип II) или отсутствие (тип I) водорода в спектре сверхновой вблизи максимума блеска. Этот признак является главным не только потому, что легко выявляется уже по одной-двум качественным спектрограммам, но из-за отчетливого физического смысла. Мы убедимся ниже, что предшественники сверхновых I типа — звезды, потерявшие в процессе эволюции внешние богатые водородом слои, в то время как предсверхновые II типа сохранили водородную оболочку. Сверхновые I и II типов (СН I и СН II для краткости) различаются также по кривым блеска и светимости в максимуме, но введение новых признаков отнюдь не облегчает классификацию. Разброс светимостей в максимуме, вариации кривых блеска и разнообразие спектров внутри одного типа велики, так что при желании можно говорить о "перекрытии" населений СН I и СН II (см., например, Тамман, 1977; Тримбл, 1982; Бартунов, Цветков, 1986). Делаются физически обоснованные попытки разделить каждый из двух типов на два подтипа: быстро и медленно уменьшающие яркость СН I, СН II с плато и с линейной кривой блеска - и найти корреляцию подтипов со скоростью выброса вещества при вспышке, цветом, яркостью в максимуме, морфологическим классом материнской галактики (Псковский, 1977 а, б; 1984; Барбон и др., 1979; Бранч, 1981, 1982; Тримбл, 1982). Разделить на две группы СН I очень хотелось бы, поскольку их распространенность в спиральных и эллиптических галактиках и корреляция с интенсивностью звездообразования свидетельствуют о существовании двух звездных населений предшественников СН I*). Но именно СН I представляют собой более однородный, нежели СН II, класс объектов, если судить по кривым блеска, спектрам и блеску в максимуме. Среди исторических остатков сверхновых в Галактике также наблюдаются не два, а по крайней мере три типа объектов. Тем не менее внегалактические сверхновые отчетливо разделяются на СН I и СН II; наблюдается большая диспер- *) Сверхновые I типа уже разделены на две подгруппы CHIa и CHI6, см. с. 280. 7 сия параметров тех и других, но четко выделить неперекрывающиеся по всем признакам подтипы не удается. Частота вспышек сверхновых. Вопрос о распространенности сверхновых в галактиках разного морфологического типа и внутри материнской галактики является, как мы увидим в § 5, фундаментальным для выяснения природы предсверхновых. С ним связаны также проблемы происхождения космических лучей, физического и химического состояния газовой среды галактик, рождения пульсаров и т.п: Ответить на этот вопрос, казалось бы, очень легко, подсчитав число сверхновых в галактиках и зная время систематического патрулирования. Но тут во весь рост встает основная проблема всей наблюдательной астрономии - учет эффектов наблюдательной селекции, и различия оценок частоты вспышек, сделанных разными авторами, связаны с учетом многочисленных эффектов, искажающих видимое распределение сверхновых. Кроме "общеастрономических" факторов, определяющих полноту выборки (мы должны быть уверены, что все сверхновые, вспыхнувшие в патрулируемой галактике, окажутся выше предела обна- ружимости), таких как учет межзвездного поглощения и расстояния, нужно иметь в виду специфические для сверхновых наблюдательные искажения. Например, СН I и СН II имеют разную светимость в максимуме и это может привести к недооценке более слабых СН П в далеких галактиках. Сверхновые концентрируются к центру галактики, но области ядер могут быть передержаны на пластинках, что затрудняет отождествление. СН II концентрируются в спиральных рукавах галактик, СН I такой концентрации не показывают. Это может привести к недооценке числа СН II, так как поглощающее вещество тоже концентрируется в рукавах. Наконец, самый 1 трудноучитываемый фактор - наклон материнской галактики к лучу зрения. Сверхновые обоих типов (но особенно это касается СН II) образуют уплощенную систему, т.е. сосредоточены там же, где основная масса газа и пыли. Это означает, что. в ориентированных ребром к наблюдателю спиральных галактиках могут быть зафиксированы не все сверхновые, в то время как в эллиптических галактиках этот эффект несуществен. Поэтому необходима коррекция наблюдений за угол наклона спиральных галактик или, в идеальном случае, подсчет сверхновых следует проводить только по галактикам, ориентированным плашмя, что уменьшает объем выборки и статистическую достоверность выводов. И совсем не поддается сколько- нибудь надежному количественному учету поглощение света в неправильных галактиках. Упомянутые эффекты наблюдательной селекции и наиболее корректные методы их учета обсуждались Тамманом (1977,1982), ванден Бергом и Маза (1976), Шкловским (1976а) и др. Частоту сверхновых относят к единице светимости или к единице массы галактики, поскольку первые же подсчеты для спиральных систем поздних классов показали, что число вспышек коррелирует со светимостью и массой галактики, и такую же зависимость естественно было ожидать для других типов галактик. Наиболее детальный анализ распространенности сверхновых в галактиках разного морфологического типа сделан Тамманом (1982) и Цветковым (1983, 19866). Подсчеты велись по следующим трем выборкам галактик (А, В - Тамман, С - Цветков): 8 Таблица 1 Абсолютная частота сверхновых в единицах [ 1 СН на 10' ° Lg0 за 100 лет] по данным Таммана (1982) и Цветкова (1983,19866) Тип галактики Е SO SOa, Sa Sab, Sb Sbc, Sc, Scd, Sd Sdm, Sm, Im 10 BceCH 0,22 0,12 0,28 0,69 1,38 1,02 Тамман CHI 1 0,22 0,12 0,28 0,37 0,77 0,88 CH II 0 0 0 0,32 0,61 0,19 1 Все СН 1 \ 0,1 J 1,03 1.3 — Цветков CHI | 0,1 - 0,23 0,47 1,3 — CHII 0 _ - 0,56 - — A: 400 галактик из каталога Шепли — Эймз с лучевой скоростью v < < 1200 км-с'1 (включая члены скопления галактик в Деве независимо от скорости) на склонениях 6>-36°. При постоянной Хаббла Я = = 5 0 (км • с"1 )/Мпк эта выборка полна до расстояния 24 Мпк и дает "абсолютную" частоту сверхновых в единицах: 1 СН за 100 лет на 1010LBe, LBts = 5,48m. В этих галактиках за 1960 - 1976 гг. зарегистрировано 77 сверхновых, из которых 31 классифицированы как СН I и 24- как СН П. В: 2955 галактик из списка Вокулера и др. (1976), в которых зафиксировано 173 СН до 1975 г.: 44 - СН I и 28 - СН И, остальные не классифицированы (75% классифицированных сверхновых являются общими в двух списках). Эта выборка не полна по расстоянию и служит для оценки относительной частоты сверхновых. С: В 1961 г. начат регулярный поиск сверхновых на Южной станции Государственного астрономического института им. Штернберга. С помощью 40-см астрографа фотографировались сначала 7, а с 1980 г. — 32 площадки неба размером 10 X 10°, включающие около 1500 галактик ярче mph = = 15m. Эта выборка пока бедна, к 1986 г. зарегистрировано 25 сверхновых ярче mph = 16,5m. Преимуществом ее является аккуратная оценка эквивалентного времени наблюдения, определяемого частотой фотографирования площадки и временем, в течение которого СН I и СН II находятся выше предела обнаружения в каждой индивидуальной галактике с учетом кривой блеска, расстояния до галактики, наклона и поглощения. Таким образом в выборке С все возможные коррекции эффектов селекции вводятся при определении эквивалентного времени наблюдений каждой индивидуальной галактики. (Для примера укажем, что наблюдения, проведенные до 1986 г., эквивалентны непрерывному времени патрулирования одной Sbc-галактики со светимостью 1010£Вв около 1500лет). В табл. 1 приведены результаты оценки абсолютной частоты вспышек сверхновых: в левой части некоторый разумный баланс между списками А и В, в правой части — по списку С. Систематические ошибки результатов могут быть связаны с Таблица 2 Ожидаемый интервал между вспышками сверхновых в галактиках Местной группы Галактика Морфологический тип МВ т, лет Галактика М31 мзз БМО ММО Sb-Sbc Sb Sc Sbm Im - 21,0'" - 21,67 - 19,07 - 18,43 - 16,99 25 21 110 268 1008 тем, что все-таки не все вспышки регистрировались во время патрулирования (мы увидим ниже, что бывают аномально слабые сверхновые, примером которых может служить галактический объект Кассиопея А), с передержкой области ядер галактик на фотографиях, с недооценкой поглощения в локальных скоплениях пыли в S-галактиках (но недооценка числа вспышек не превосходит 50%). Случайные ошибки несущественны для богатых сверхновыми морфологических классов, таких как Sc и могут достигать 30% для галактик ранних и очень поздних классов. Основные результаты подсчетов, требующие объяснения в рамках современных представлений о природе СН I и СН II, сводятся к следующему. 1. Частота вспышек сверхновых растет от эллиптических (Е) галактик к галактикам поздних классов (Sdm - Im). Относительно низкая частота вспышек в SO-галактиках по сравнению с Е-галактиками и в Sdm - Im по сравнению с Sbc + Sd может объясняться недостаточностью наблюдательного материала. 2. СН I вспыхивают в галактиках всех типов. Это хорошо известный факт, свидетельствующий, во-первых, о том, что непосредственными предшественниками СН I являются маломассивные звезды старого населения Е-галактик и, во-вторых, что это не единственный класс звезд, дающих вспышки СН I, поскольку частота СН I растет в галактиках позднего типа, где кончают жизнь молодые массивные звезды. 3. Сверхновые II типа вспыхивают только в спиральных галактиках, и частота их растет в галактиках поздних типов. Уменьшение частоты СН II в Sdm + Sm + Im-галактиках требует объяснения, поскольку это галактики, богатые газом и молодыми звездами. Подробнее статистика выглядит так: до 1985 г. в подтипе Sdm открыто три надежно классифицированных СН I 19631, 1963i, 1960п и две неклассифицированные СН 1960d и 1950f; в подтипе Sm надежные СН I 1937c, 1960f и неклассифицированные СН 1921а, 1974е, в подтипе Im надежная СН I 1954а и две менее надежно классифицированные СН II 1964h и 1970а. В галактиках с ненадежной классификацией (I, I:) зафиксировано 20 сверхновых, все неклассифицированные. 4. Относительно типа 10 можно только сказать, что вспышки СН I происходят в нем часто и это согласуется с основными положениями статистики, поскольку этот тип примыкает к Е-галактикам. В двух Ю-гапактиках наблюдались по две сверхновые: в NGC5253 СН 1895а и СН 1972а, в Ю NGC4753 - CH 1965i и 1983g. Но корректно учесть эффект поглощения и ориентации в Ю-галактиках невозможно. Интересно распространить эти среднестатистические оценки на ближайшие галактики - члены Местной группы и в первую очередь на нашу звездную систему - и сравнить их с наблюдениями. В табл. 2 приведен ожидаемый средний интервал между вспышками сверхновых в ярчайших галактиках Местной группы с учетом их морфологического класса и светимости по данным Таммана (1982). В галактике М31 наблюдалась всего одна вспышка в 1885 г. Эквивалентное время наблюдений М 31 составляет не менее 67 лет за истекшее столетие: с 1917 г. ежегодно делалась по крайней мере одна фотография с большим телескопом (предельная звездная величина 18т или слабее). (Эти данные любезно сообщены А.С. Шаровым.) Отсутствие сверхновых в течение 67 лет при среднем интервале между вспышками т = 21 год может рассматриваться как статистическая флуктуация с вероятностью р = 4%; вероятность одной, двух и трех вспышек за этот период равна соответственно 13, 21 и 22%, если вспышки подчиняются распределению Пуассона. В остальных галактиках Местной группы из табл. 2 за время систематических наблюдений отсутствие вспышки наиболее вероятно. В нашей Галактике было зарегистрировано шесть-семь исторических сверхновых за последнее тысячелетие. Отсюда Шкловский (1960а) нашел средний интервал г «* .30-60 лет, и все попытки более или менее корректно оценить эффекты наблюдательной селекции, сделанные разными авторами за истекшие 25 лет, лишь незначительно изменили эту оценку. Мы подробно остановимся на этом вопросе в § 10 и покажем, что средняя частота сверхновых в Галактике, определяемая как по историческим вспышкам, так и по подсчету радиоисточников — старых остатков сверхновых, согласуется с ожидаемым интервалом т = 25 лет. Абсолютная величина сверхновых в максимуме блеска может быть определена по видимой величине для сверхновых с известным расстоянием после учета поглощения света в нашей и в материнской галактиках; и если первое делается более или менее надежно, вторая коррекция в спиральных и неправильных галактиках достаточно неопределенна. Поэтому определение Ммлкс надежно лишь для внегалактических сверхновых с индивидуальными измерениями показателя цвета в максимуме. Принимая средний для СНI и II нормальный показатель цвета в максимуме (В - V)o= = -0,15m, т.е. Е{В - V) = (В - К),^ + 0,15т,. Ав =4Е(В- К),Тамман (1982) определил по 17 CHI в свободных от поглощения Е и SO галактиках: Мв макс = -19,69 + 0,14т, о(Мв) = 0,58"" и по 9 наиболее надежным: МВмакс = - 19,73 ±0,14т, а(Мв) = ОЛЗт.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ: КРИВЫЕ БЛЕСКА, СПЕКТРЫ, РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ, РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ В ГАЛАКТИКАХ РАЗНОГО ТИПА» з дисципліни «Сверхнові зірки і зоряний вітер: Взаємодія з газом Галактики»
