Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 5
ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК
5.11. Наднові зорі
5.11.1. Класифікація наднових
У 1919 році Лундмарк дійшов висновку, що є особливий клас зір, відмінний від звичайних нових тим, що їхня світність набагато вища. Праці Бааде, а особливо Цвіккі, а також спектрограми Г’юмасона й Мінковського наприкінці 1930-х років сприяли виявленню особливостей і розмаїтості наднових зір. Особливо багато уваги їм приділив Цвіккі. У 1936—1941 роках він виконував «службу наднових» (моніторинг) за допомогою 18- дюймового телескопа Шмідта (обсерваторія Маунт-Уілсон), систематично фотографуючи області неба, багаті на галактики. За цей час Цвіккі відкрив 19 наднових зір і встановив, що в середньому в одній галактиці один спалах наднової відбувається один раз за 360 років і що в максимумі вони лише на 2m слабкіші, ніж найяскравіші галактики.
Унаслідок накопичення даних виникла необхідність розглядати різні класи наднових. Класифікація почалася з праці Мінковського (1941), у якій він встановив, що існує принаймні два основних типи наднових. Фізика процесів була ще не зовсім зрозумілою, тому класифікація ґрунтувалася на особливостях спектра наднових та форм кривих блиску. Оскільки наднові спостерігаються здебільшого поблизу максимуму блиску, то класифікацію здійснювали переважно за спектром фази максимального блиску. Цей спектр розглядають як накладання термального континуума та ліній поглинання, отриманих унаслідок резонансного розсіяння. Це означає, що класифікація ґрунтується на хімічних і фізичних властивостях зовнішніх шарів зорі, що вибухає.
Так, два основні типи були розділені Мінковським залежно від наявності чи відсутності в спектрі ліній водню: у наднових типу I їх немає, а типу II — є. Наднові типу I також характеризуються глибоким поглинанням у лінії 6150 А, яка, однак, є не у всіх наднових, останні розглядаються як пекулярні наднові типу I. Типу I наднових властивий спочатку швидкий спад блиску після максимуму, а потім повільніший прямолінійний. Тип II характеризується спектром, подібним до спектрів звичайних нових, що згодом змінюється, але за швидкості викиду оболонки більшої, ніж у нових, до 6000 км/с. Криві їхнього блиску різні, але після максимуму їхній блиск зменшується повільніше, ніж у наднових типу I.
У 1956 році Цвіккі організував Міжнародну службу наднових, до якої входили багато країн, зокрема СРСР. Систематично фотографували ділянки неба, багаті на близькі галактики. Особливу увагу викликало виявлення наднових у скупченнях галактик для надійного встановлення дуже далеких відстаней. За 10 років було відкрито майже 100 наднових; кількість відомих до 1956 року таких об’єктів збільшилася майже втричі. При цьому було відкрито невелику кількість наднових у скупченнях галактик, що мають радіальні швидкості понад 10 000 км/с.
Довготривалі систематичні спостереження виявили багато властивостей наднових зір, зокрема на пізніх стадіях, унаслідок чого було введено нові типи наднових. У 1960-х роках Цвіккі висловив думку, що існує вже не два, а п’ять типів наднових зір. Тип III подібний до типу II, але в їхніх спектрах континуум залишається яскравим не дні, а тижні, і смуги випромінювання водню вдвічі ширші. Він вважав, що це пояснюється дуже масивними оболонками, що викидаються, з масами у сотні мас Сонця. Інтенсивність яскравості смуг у спектрах наднових типу IV, що з’являються згодом після максимуму, з дня в день істотно змінюються. У типі V наднових емісії спектра є так само сильними, як у звичайних нових, але навіть через 18 місяців заборонені лінії не з’являються, ймовірно, внаслідок великої щільності і маси оболонки. Докладніші відомості про ранні дослідження наднових є в огляді Мінковського (1964).
Наднові типу I спалахують у галактиках будь-якого типу, у будь-якій їхній області, і тому пов’язуються з населенням типу II. Так, наднові в еліптичних галактиках не спостерігаються, а в спіральних надають перевагу області рукавів, і їх пов’язують з населенням типу I. У них УФ-випромінювання яскравіше, тому їх можна відрізнити за кольором від наднових типу I, якщо крива блиску ненадійна, а спектр не було отримано. У гігантських галактиках наднові спалахують частіше, ніж у карликових. Енергія одного лише світлового випромінювання наднових досягає 1048—1051 ерг.
Рис. 5.11. Зображення близької наднової SN 1994D, отримане за допомогою Космічного телескопа Габбла
У середині 1980-х років почали з’являтися дані про те, що пекулярні наднові типу I містять клас, фізично відмінний від інших. Він характеризується наявністю ліній Не I. Цей клас назвали типом SNIb, а «класичні» наднові типу I — SNIa. Ще один підклас наднових без ліній гелію назвали тип SNIc (рис. 5.11).
Лише досить недавно у фізиці було внесено ясність щодо вибуху для різних підтипів наднових. Згідно з сучасними уявленнями наднові типу Ia асоціюються з термоядерним вибухом акреціюючого білого карлика у подвійній системі, а інші наднові — з колапсом ядра масивної зорі. Колапс призводить до утворення нейтронної зорі, зайва маса (більша ніж 10 М0) викидається назовні зі швидкістю порядку 5000 км/с у вигляді водневої оболонки. При вибуху наднової Ia швидкості оболонки перевищують 5—10 тис. км/с.
Рис. 5.12. Класифікаційна схема для наднових (Туратто М., 2003)
У сучасній класифікації лишилися тільки два типи наднових, які розділяються на підтипи. Типи III, IV, V, що ввів Цвіккі, увійшли у тип II. Класифікаційну схему наведено на рис. 5.12.
Наднові типів Ib та Iс, що відрізняються від Iа відсутністю ліній кремнію, виникають тільки у спіральних галактиках та асоціюються з колапсом ядер масивних протозір, які є, можливо, більш масивними, ніж зорі типу II. Наднові Ib та Iс виявляють відносно сильну емісію у радіодіапазоні, яка, ймовірно, виникає при надходженні ударних хвиль від вибуху в щільному міжзоряному середовищі. Тобто ці зорі, можливо, заглиблені у водневе та/або гелієве оточення.
Деякі пекулярні наднові типів Ib, Ic та IIn з енергіями вибуху, більшими ніж 1052 ерг, часто називають гіперновими.