Спектры сверхновых звезд и физические условия в их оболочках

Актуальность проблемы. В последние годы резко возрос интерес к проблеме сверхновых звезд (СН). Для этого есть ряд причин, Во-первых, увеличился поток наблюдательных данных о СН и их остатках (как оболочечных, так и звездных) в различных диапазонах электромагнитного излучения. Во-вторых, появилось большое число работ, значительная часть которых выполнена в нашей стране, по теоретическому моделированию вспышек СН. В-третьих, возросла предсказательная сила теории эволюции звезд, которая в ряде случаев способна дать прогноз конечных состояний звезд перед вспышкой СН. Наряду с этим, мощным стимулом в исследовании СН является обоснованное убеждение в том, что решение проблемы СН сможет пролить свет на многие важные аспекты физики и эволюции звезд, межзвездной среды, галактик, в том числе активных ядер галактик.

Одним из основных источников информации о сверхновых звездах являются их спектры, получаемые как правило вблизи максимума блеска. В спектрах СН заключены важные сведения о кинематике и морфологии расширяющейся оболочки, ее массе, химическом составе вещества, физических условиях в оболочке. Данные, получаемые из анализа спектров СН, составляют важнейший наблюдательный фундамент теории сверхновых и их значение трудно переоценить. Вместе с тем, на пути интерпретации спектров СН, перевода данных наблюдений на язык физических параметров, характеризующих явление СН, стоит много трудностей. Они обусловлены дефицитом наблюдательных данных, пекулярным характером спектров СН, а также неопределенностью условий, обеспечивающих нагрев, ионизацию и возбуждение газа в оболочках СН. Разумеется, эти обстоятельства усиливают актуальность постановки и решения задач, направленных на понимание природы спектров сверхновых.

Пель работы. Работа преследовала две основные цели:

1) разработка теоретических вопросов, связанных с образованием спектров сверхновых;

2) исследование физических условий и химического состава газа в оболочках сверхновых типа I и II на основе детального анализа их спектров. Помимо опубликованных спектров для этой цели была использована уникальная по своим характеристикам серия спектров CHII 1970 g, полученных в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.

Научная новизна. В работе получены следующие новые результаты:

1) Предложена модель формирования линий в неоднородной расширяющейся оболочке СН. Получены выражения для относительной интенсивности, позволяющие рассчитывать профили спектральных линий с учетом неоднородности оболочки, описываемой параметром скважности.

2) Исследовано влияние электронного рассеяния в оболочке СН на профиль эмиссионной линии в случае, когда оболочка эффективно тонка в континууме, но оптически толста по электронному рассеянию.

3) Качественно рассмотрены эффекты. блендирования большого числа линий резонансного рассеяния в спектрах СН. Найдено, как эффекты блендирования зависят от числа линий в бленде, интервала мезду линиями и скорости расширения.

4) Решена задача о рассеянии L осквантов в однородной расширяющейся оболочке с кинематикой 1Г= r/t в случае большой оптической толщи с учетом истинного перераспределения по частотам в крыльях. Найден спектр Loeизлучения в среде, определены характерные пространственные и временные масштабы, описывающие рассеяние. Сформулированы критерии локальности резонансного рассеяния в случае больших оптических толщин.

5) Проведено отождествление линий в спектрах CHII 1970 g на различных фазах после вспышки. Впервые обнаружены и отожествлены бленды эмиссионных линий Fell и узкая эмиссионная линия Mcjl X 4571, ранее не наблкщавшиеся в спектрах СН II. Получены эквивалентные ширины и оценки интегральной интенсивности эмиссионных линий в спектре SN 1970 Cj на различных фазах.

6) Обнаружено уменьшение лучевой скорости абсорбционных линий в спектре SN 1970g в интервале от 8000 км/с до 3500 км/с в течение около 150 сут. после максимума блеска, а также уменьшение ширины эмиссии Hot на уровне половины интенсивности от 9000 км/с до 5000 км/с за тот же период.

7) Рассмотрено поведение радиуса фотосферы CHII и показано, что его величина достигает максимума вблизи фазы окончания «плато» кривой блеска.

8) Выполнен детальный анализ профилей линий в спектре SNI970g. На основе проведенного анализа получены следущие выводы о структуре и кинематике оболочки: оболочка не отличается от сферически симметричнойраспределение, скоростей вдоль радиуса соответствует Гr/t — вещество в оболочке непрерывно распределено по скоростям в интервале 1000 — 13 000 км/с, тогда как основная доля массы оболочки расширяется со скоростями 3000 — 5000 км/сраспределение водорода по скоростям имеет максимум плотности вблизи V = 1600 км/свнешние слои оболочки (7000 км/с) имеют клочковатую структуру.

9) Исследование условий формирования эмиссионных линий в оболочке 5N 1970 g приводит к выводу, что электронная температура приблизительно постоянна в период 92 — 260 сут., а ее величина не превышает 600QK. Это дало возможность полностью исключить столкновительный механизм возбуждения водорода в CHII.

10) По линиям поглощения Fe LL получена оценка массы Fe в оболочке SN 1970? Мре я* 5−10Г3 MQ, что соответствует массе оболочки Л & ЗМ0 в предположении нормального содержания Fe .

11) Найден строгий нижний предел массы кислорода в оболочке SN I970q по линии [01] Л 8300 Mq > 0.1 М0. Получен вывод, что в оболочке SN 1970д. содержание кислорода превышает нормальное более чем в четыре раза.

12) Показано, что из-за ионизации Сац рекомбинационным Loeизлучением кальций в оболочке CHII на стадии «t tm+ 260 сут. находится преимущественно в состоянии CauL. Учет этого приводит к заключению, что содержание Са в оболочке.

S N 1970 g повышено по крайней мере в четыре раза по сравнению с нормальным.

13) На основе анализа профиля Нос в спектре CHII 1979с получена оценка массы оболочки этой сверхновой М 1М0.

14) На основе известных визуальных спектральных наблюдений сверхновой в M3I 1885а = 5 And показано, что SAnd была сверхновой типа II. По кривой блеска найдена масса оболочки SAnd И ~ 0.2 т 0.4 М0 и сделан вывод, что масса оболочки S And является наименьшей среди известных CHII.

15) Показано, что в максимуме блеска CHI профиль линии СаЦ Л 3945 соответствует модели атмосферы с убывающей наружу плотностью и кинематикой lГ = r/t. Скорость расширения на уровне фотосферы 1Гр 11 000 км/с в фазе t m — 4 сут. На поздней стадии, в частности через два месяца после максимума распределение С a IT вдоль радиуса имеет максимум, соответствующий скорости расширения U" 10 000 км/с.

16) Из наблюдаемого факта отсутствия в спектрах CHI линии Нос и присутствия сильной линии SiH Л 6355 вблизи максимума найдено, что отношение Sí-./Н в оболочках CHI превышает.

— S солнечное по крайней мере в 300 раз. Получен верхний предел массы водорода в оболочках CHI Мц < 0.01 И Q .

17) Из анализа линий Sil Х6355 и СаП Х3945, Л 8579 в спектре СНЕ вблизи максимума получен вывод, что в оболочках CHI имеется избыток St и Ca по крайней мере на порядок величины по сравнению с нормальным содержанием этих элементов по массе.

18) Показано, что из-за отсутствия водорода в оболочках CHI излучение непрерывного спектра вблизи максимума (t + 10 сут.) происходит в эффективно тонком режиме. Это позволяет понять причину отклонений спектра CHI от планковского вблизи максимума блеска.

19) Из сопоставления спектров CHI и CHII получен вывод, что содержание 51 и Ca в оболочках CHII на порядок ниже, а Fe на два порядка ниже, чем в CHI.

20) Приведены аргументы, основанные на анализе спектров и кривых блеска CHII, в пользу того, что при вспышках CHII образуются нейтронные звезды.

21) Исследовано распределение скоростей пульсаров по скоростям и показано, что возможное образование «медленных» (1Г4 50 км/с) пульсаров при вспышках CHII не противоречит наблюдаемому спектру скоростей пульсаров (в соавторстве с А*В.Тутуковым и Л.Р.Юнгельсоном).

22) Предложен механизм ускорения нейтронных звезд анизотропным нейтринным излучением. Природа анизотропии связывается с магнитным полем и несохранением четности в слабых взаимодействиях.

На защиту выносятся следующие основные положения:

I. Решение задачи о резонансном рассеянии в однородной расширяющейся среде с кинематикой r/t в случае большой оптической толщи с учетом истинного перераспределения по частотам в крыльях.

2. Исследование формирования линий в оболочках сверхновых с учетом скважности среды, многократного рассеяния на электронах и блевдирования линий.

3. Качественный анализ спектров сверхновой типа II 1970 д, в том числе обнаружение и отождествление узкой эмиссионной линии 7ч 4571 и вывод о присутствии в оболочке 1970 д газа, расширяющегося со скоростями менее 1000 км/с.

4. Исследование кинематики и морфологии оболочек СН11, а также физических условий и химического состава газа в оболочках СШ1 на основе детального анализа профилей линий.

5. Исследование кинематики оболочек СНЕ и химического состава вещества на основе анализа линий поглощения в их спектрах.

6. Исследование возможной генетической связи нейтронных звезд и сверхновых типа II на основе анализа спектров, кривых блеска СН11 и кинематики пульсаров.

Интерес к проблеме сверхновых звезд (СН), поставленной еще полвека назад [ I ], в первую очередь диктуется естественным стремлением понять природу грандиозного явления взрыва звезды. Вместе с тем, СН постоянно в центре внимания астрофизиков по той причине, что с этими явлениями так или иначе связаны синтез химических элементов во Вселенной [ 2 ], космические лучи [3,4], нейтронные звезды [1,5,6,7], остатки сверхновых [8,9], динамическое и тепловое состояние межзвездной среды [10,11], образование звезд [12] и, возможно, образование галактик на ранней стадии эволюции Вселенной [131. В последние годы стало ясно, что явление СН при адекватном его понимании может служить важнейшим наблюдательным тестом наших представлений о скоротечных ненаблюдаемых конечных фазах звездной эволюции [14,15,16] .

Источником наблюдательных данных о СН служат вспышки внегалактических СН, остатки СН в Галактике и в ближайших галактиках. Следует, однако, подчеркнуть, что связь остатков с типом СН за исключением двух-трех случаев остатков сверхновых типа I (СН Тихо, Кеплера и 1006 г.) не установлена достаточно уверенно. По этой причине необходима осторожность при переносе результатов, полученных при изучении остатков СН, на тот или иной тип СН. Подтверждением сказанному может служить наиболее хорошо изученный остаток СН — Крабовидная туманность, классификация которой до сих пор остается спорной [17,18,19]. Другой трудностью, с которой обычно сталкиваются астрофизики в попытке извлечь сведения о СН из наблюдений остатков, является сильное «замывание» исходной информации о параметрах выброшенных оболочек при взаимодействии последних с межзвездным газом.

Указанные два обстоятельства, связанные с интерпретацией данных наблюдений остатков СН, указывают на особую роль наблюдений вспышек СН во внешних галактиках.

Почти все наблюдаемые СН относятся к одному из двух типов (I, П), введенных Минковским в 1941 г. [ 20 1. Позднее Цвикки [19] выделил еще три типа (Ш, 1У, У). Однако вопрос о реальности СНШ и СН1У пока еще открыт, поскольку для сверхновых SNI96II и SN 1961;j-, являющихся исходными носителями признаков, соответственно, типа Ш и 1У, наблюдательные данные довольно скудны [21,22]. Вместе с тем уникальная сверхновая SNI96I0″ - единственная СН типа Y по Цвикки, несомненно не принадлежит ни к типу I, ни к типу П [23,24,25 3. Наблюдение остатков СН в нашей Галактике и ближайших галактиках дает основание считать, что существуют по крайней мере три типа СН: остатки типа СН Тихо и 1006 г [26,27], ассоциируемые со сверхновыми типа IКрабовидная туманность и плерионы [28,29,273, возможно связанные со сверхновыми типа IIС as, А и остатки, похожие на С as, А (богатые кислородом) [30,31,32,33,34]. Возможно, что Cas, А и другие подобные остатки — результат взрыва компактной массивной звезды, который не сопровождается заметной оптической вспышкой [301. В дальнейшем мы ограничимся изучением только СНЕ и CHII.

Тип CHI и CHII однозначно устанавливается по виду спектра. Согласно предельно ясному описанию, данному Минковским [20] «. даже на наиболее ранней предмаксимальной фазе спектр CHI состоит из широких эмиссионных полос. Сверхновые типа П отличаются от сверхновых типа I присутствием непрерывного спектра в максимуме». До сих пор не наблюдалось ни одного исключения из этого правила, которое можно считать незыблемым критерием классификации CHI и CHII. К этому критерию можно добавить.

12 m.

JD2444550.

600 V vv.

• ъ-* О ч V.

Li m ч N SN1969t.

SN 1979c.

Рис. 1. Кривые блеска сверхновых: а — CHI 1981b (NQC 4536) [36]- б — CHI 19 691 (NGC 1058) [37} и 1979с (NQC 4321) [38]. и другой: отсутствие линий водорода в спектрах CHI и наличие их в спектрах CHII С 201 .

Кривые блеска СН дают еще один критерий классификации СН (хотя в некоторых случаях ненадежный [35 3). Для CHI характерно подобие кривых блеска. Типичная кривая блеска (Ъ и V) CHI приведена на рис.la. CHII показывают огромное разнообразие фотометрических свойств, см. рис. 16, которое однако поддается некоторому упорядочиванию [39,40]. Абсолютная величина CHI в максимуме блеска = - 20.1 ± 0.2 зв.вел. при Н0 =.

55 т/с Мне [41] с дисперсией (Т^ a 0.5 [42]. У CECI абсолютная величина в максимуме захлетно ниже = - 18.3 + 0.2 зв.вел. [40] с дисперсией + 1.5 зв.вел. [43] .

Надежно установлено, что в Егалактиках вспыхивают только CHI [44,21] и, что СНЕ в противоположность CHII не коррелируют со спиральными ветвями [45 ]. Эти факты несомненно указывают на различное происхождение обоих типов сверхновых.

Среди существующих методов исследования СН особая роль принадлежит оптической спектроскопии. Действительно, подавляющая доля энергии, высвечиваемой сверхновой в максимуме блеска приходится на оптический диапазон. Вместе с тем, спектры СН содержат важные сведения о кинематике, морфологии, химическом составе и массе оболочек CH. Рассмотрим положение, которое сложилось вокруг проблемы отождествления и интерпретации спектров СН к моменту написания работы.

Первая попытка отождествления и интерпретации спектров CEE предпринята в 1936 г. Пэйн-Галошкин 146]. Исходя из предположения об эмиссионной црироде максимумов в спектре ZCen s SN 1895а она оценила скорость расширения оболочки, получив величину U «Ю000 км/с. В 1937 г. вспыхнула яркая CHI 1937с в IC 4182, спектры которой получены в интервале 9 -г.

312 сут. после максимума [47], Минковский смог отождествить в этих спектрах только эмиссионные линии [Ol] «Х6300, «X 6363. Эти линии рассматривались в ряде работ [48−52], однако до сих пор факт присутствия линий [Oll в спектрах СНЕ остается под сомнением, поскольку не исключается теллурическое происхождение этих линий. Положение с отождествлением спектров CHI оставалось неизменным вплоть до шестидесятых годов. Отметим интересное соображение Пэйн-Галошкин [53] о том, что спектры СНЕ образованы запрещенными линиями металлов умеренной ионизации, которое предвосхитило отождествление запрещенных линий [FeE] и [Feilt] в спектрах CHI на поздней стадии [54,55].

Мак-Лафлин [56] первым заподозрил, что многие минимумы в спектрах CHI являются не промежутками между эмиссионными полосами, а абсорбционными линиями, которые он относил в основном за счет Hei. Однако предложенные им отождествления вызывали сомнения из-за различных величин доплеровских смещений аб-сорбций. Новый период в понимании природы спектров CHI открывается работой Псковского [571, в которой отождествлены абсорбционные линии, СаИ, FeH, 6i. IT f Мд/П и 9П, в спектрах 1С 1937с. ОДустель [58] подошел к проблеме спектров CHI с позиции возможной аналогии их со спектрами новых и пришел к выводу, что спектр SM 1960^ образован в основном линиями поглощения СаП, FeU, SiH, 01, на фоне континуума с температурой около 6000К. В L59] на основе фотометрических данных Ъ и V были определены температура Т"< I0000K и радиус гв * IQC5 см фотосферы SN I960f в максимуме блеска и показано, что кинематический радиус оболочки (ГITt) практически совпадает с радиусом фотосферы. Этот вывод оказался существенным для построения феноменологической модели оболочки CHI вблизи максимума блеска. В соответствии с.

14.4.

14.6.

15.0 Iqi/.

Рис. 2. Спектры CHI I972e (NGiC5253) из [64]: I — фаза t = tm +9 сут.- 2- фаза t = tm + 240 сут. Штриховая линия — чернотельный континуум Т = 10 000 К. этой моделью внутренние слои расширяющейся оболочки CHI образуют фотосферу, а внешние — протяженную атмосферу, в которой формируется спектр поглощения [ 59,601. Б рамках подобной модели в ряде работ построены синтетические абсорбционные спектры CHI, которые удовлетворительно описывают основные детали в спектрах CHI [61−631 .

В 1973 году были опубликованы спектры ярчайшей CHI нашего столетия SN I972e (N&C 5253), полученные Киршнером и коллегами [64]. Спектры охватывали широкий интервал длин волн о.

3500 т IIООО, А и продолжительный период наблюдений: от 9 до 240 сут. после максимума блеска. Первый и последний спектр из этой серии приведены на рис. 2. По словам авторов 164] спектры SN 1972е вблизи максимума представляют собой непрерывный спектр с температурой Т I000OK, на который налагаются линии поглощения с профилями типа Р Лебедя. Большим успехом абсорбционной гипотезы происхождения спектров CHI вблизи максимума явилось обнаружение линии поглощения инфракрасного триплета Ca «И Л 8600, которое подтвердило отождествление линии Call Л 3945 в спектрах CHI. Состояние проблемы отождествления абсорбционных линий в спектрах CHI с учетом спектральных наблюдений 5N 1972е отражено в работах [65,66] .

Спектры CHI на поздней стадии t 200 сут. образованы в основном широкими максимумами на фоне довольно интенсивной подложки (см. рис.2). Эти максимумы отождествлены с блендами эмиссионных линий [FeH] и [FeHI] [54,55,67]. Некоторые из деталей возможно связаны с линиями [СоЖ] [67].

Отождествление и интерпретация спектров CHI осложняется эффектами, возникающими при перекрывании большого числа линий металлов, которые сильно уширены за счет градиента скоростей в оболочке. При этом существенно то, что в линиях имеет место не истинное поглощение, как считалось в [61,621, а консервативное рассеяние [68,69], которое сильно изменяет вид бленды по сравнению со случаем истинного поглощения. В случае изолированных линий Sil X 6355 и Hoi. удалось, привлекая простыв соображения, найти количественную оценку степени аномалии химического состава оболочки CHI: (5i/H > 102(Ы/К)0 [70]. В работе [68] из факта отсутствия абсорбции И ос в спектрах CHI получена оценка верхнего предела массы водорода в оболочке Иц < 0.01Мо. Детальный анализ условий одновременного присутствия линий SlU Х6355 и СаП Х3945 и СаЦ X 8579 с учетом уравнений стационарности и переноса в линиях показал, что чернотельный характер спектра CHI вблизи максимума блеска должен быть поставлен под сомнение [ 68]. Предсказанный в этой работе дефицит ультрафиолетового излучения в области 8 -г 12 эВ был подтвержден в наблюдениях CHI на спутнике IUE [71]. Интерпретация спектров поглощения CHI является основной задачей 4 главы.

Интенсивные эмиссионные бленды [РеЦ] и [FeTQ] в спектрах CHI на поздней стадии интерпретируются в [55,67] в рамках радиоактивной модели, предполагающей присутствие в оболочсо ке СНЕ первоначально 0.3 -iI М0 радиоактивного N1, который распадается по цепочке Ni ^ (8.8 сут.) Со ^ (114 сут.) Pe 5S (указаны экспоненциальные времена распада).Следует, однако, заметить, что если не предполагать изначально справедливость радиоактивной модели СНЕ, которая была выдвинута для объяснения кривой блеска [72], то из интенсивности линий [Felll можно получить лишь нижний предел массы железа MFe > 0.01 М0 1541.

Обратимся теперь к сверхновым типа П. В 1936 г. Хьшасон [73] отождествил линии водорода и H]f в спектрах CHEI l ' ¦ ¦I-1−1-1−1-1−1-1.

14A 14.6 14.8 15 lgV.

Рис. 3. Спектры CHII 1970g (NGC 5457) из [64]: I — фаза t = tm + 2 сут.- 2 — фаза t = t m + 256 сут. Штриховая кривая — чернотельный спектр Т = 10 000 К.

1926а и 1936а и оценил скорость расширения оболочки по профилям линий в 6000 км/с. Минковский [20] обратил внимание на сильно выраженный континуум CHII в максимуме блеска, температуру которого он оценил в 4000QK, что превышает современные оценки в четыре раза [641. Завышение температуры CHII инициировало отождествление в спектрах CHII линий высокого потенциала возбуждения СШ, Hel, Hel [74], NQJ, NH, ИеП Hel [37,751. Правда, в работе [761 предполагалось присутствие в спектрах CHII линий низкого потенциала возбуждения, в частности Fell, TlU, SciJ .

После опубликования результатов спектрофотометрии двух CHII 5N 19 691 и SN 1970q [64] (рис.3) взгляд на природу спектров CHII претерпел изменения. Стало ясно, что континуум CHII имеет температуру в максимуме блеска всего I000QK, а спустя месяц и позднее 5000−6000 К. Этот факт лег в основу представления о спектрах CHII как спектрах низкого потенциала возбуждения [64,77,78]. Согласно этой концепции основными линиями в спектрах CHII вблизи максимума блеска являются баль-меровские линии водорода и линии нейтральных и однократно ионизованных металлов, в частности NaT, Ид1, Call, FeTT, которые имеют профили типа Р Лебедя. На поздней стадии, *t > 200 сут. в спектрах CHII (5N 19 691 и SN 1970%) доминируют эмиссионные линии Но<^, [01] X 6300 и эмиссии X 7300 и X 8600, отождествляемые с [Cal]X7300 и СаЦ Х8600, соответственно [64,77,78]. Отождествление эмиссии X 7300 с [CaU] X 7300 оспаривает Гордон [79], которая предлагает альтернативное отождествление [ОН] Л 7325.

Интересные результаты были получены при анализе лучевых скоростей абсорбционных линий CHII. Б SN 19 691 лучевые скорости за два месяца после максимума блеска уменьшились с.

9000 т/с до 5000 км/с [37]. В случае SN 1970 g лучевые скорости уменьшились с 8000 км/с до 3500 км/с [78]. Этот факт естественно объясняется в модели протяженной оболочки, расширяющейся с градиентом скорости, направленным наружу [76, 81,80,82] .

В работе [75] впервые дана количественная интерпретация спектров СШ1 (SN 19 691, SN I970g и SN 1973г). В соответствии с развитыми в [64] представлениями спектр CHII может быть описан в модели протяженной оболочки с массой «3 М0, нормальным химическим составом и величиной П. е, определяемой по рекомбинационной линии Н &. Нагрев и ионизация в оболочке обеспечиваются в этой схеме излучением фотосферы, а возбуждение — излучением фотосферы и электронным ударом.

Однако физическая картина формирования спектров CHII, представленная в [ 77 ], сталкивается с трудностями. Ионизация и нагрев оболочки не могут осуществляться фотосферным излучением, что следует непосредственно из энергетических соображений [79]. Кроме того, вывод о нормальном химическом составе оболочки СН основан всего лишь на оценке массы 0 и С, а, причем масса Са получена без учета ионизации СаИ ре-комбинационным Lotизлучением, которое оказывается существенным [ 83 ] .

Интерпретация эмиссионного спектра CHIX на поздней стадии существенно зависит от величин электронной концентрации и электронной температуры. Величина Те оценивается в пределах от 500QK [54] до 9000К [81]. Определение П-е по рекомбинационной линии Не* в [64] ставится под сомнение в [84], где выдвинута гипотеза столкновительного возбуждения водорода в оболочках CHII. Вопрос определения и Те в оболочке CHII будет детально рассмотрен в главе 3.

В спектрах CHII линий гораздо меньше, чем в случав СНЕ. Благодаря этому эффекты блецдирования в CHII не столь сильны как в CHI и, следовательно, открывается возможность детального анализа профилей линий. Первая попытка качественного анализа профилей линий в спектрах CHII предпринята в [80]. Вшо обнаружено, что профиль Нр> в спектре 9>N 19 691 не противоречит модели протяженной атмосферы с уменьшающейся наружу плотностью и кинематикой Г = г/t при консервативном рассеянии в И^. Однако в случае ?>N 1979с показано [84], что профиль линии Nal Л5892 не может быть объяснен в рамках модели оболочки CHII, использованной в 1801. В связи с этим было высказано соображение, что в случае 1979с атмосфера заметно удалена от уровня фотосферы.

В [80] и [84] использовалось приближение консервативного рассеяния. В этом случав функция источника в линии имеет наиболее простой вид и легко вычисляется. Более сложная картина формирования линий НоС, Hc>, Н-^ в спектрах CECI рассмотрена в [85]. Автор рассчитывал населенности уровней водорода, основываясь на решении уравнений стационарности с учетом переноса в линиях. Помимо линий водорода были рассчитаны линии Cal и NaT. Результаты расчетов однако сопоставлялись с о грубыми профилями в спектре 5N 19 691 (разрешение 80 А) [64]. Это обстоятельство сильно обесценивает выводы работы [85]. Полученные в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР спектры CECI ' 1970 представляют хорошие возможности для детального анализа профилей и диагностики физических условий в оболочках CHII [78,83]. Разрешение этих спектров лучо о ше I5A (вблизи 5000 А), что соответствует Д 1Гг «900 км/с в шкале лучевых скоростей. Диагностика условий в оболочке SN 1970 $. на основе детального анализа профилей в спектрах этой СН является одной из основных задач, рассматриваемых в главе 3.

Для CHII, также как и для CHI, необходимо предполагать существование некоторого источника энергии, обеспечивающего свечение в линиях и континууме на поздней стадии t > 100 сут., поскольку запасы тепловой энергии, вложенные в оболочку при взрыве, истощаются при «t ^ 100 сут. [15] ¦ Источником дополнительной энергии в СНИ мог бы быть молодой пульсар [86,87], радиоактивный ML [15,881, турбулентность [841, взаимодействие оболочки СН со звездным ветром предсверхновой [89]. Проведенный в главе 5 анализ позволяет отдать предпочтение пульсарному механизму. В этой же главе обсуждаются некоторые последствия, к которым приводит возможность образования нейтронных звезд при вспышках CHII.

Плава I. ВОПРОСЫ ТЕОРИИ СПЕКТРОВ СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД.

Теоретическим фундаментом для изучения сверхновых на основе анализа их спектров служит теория образования линий в движущихся средах, которая была развита в работах Соболева [90,91], а также в работах [92,93,94] • При изучении спектров СН приходится, однако, сталкиваться с вопросами, которые выходят за рамки разработанной теории образований линий в расширяющихся оболочках. Некоторые из таких вопросов, имеющие сравнительно общий характер, рассмотрены в главе I.

Выводы главы 5.

1. Из сопоставления содержания Fe в оболочках CHII, полученного на основе анализа спектров (MFc ^ 0.01 М0) и предсказаний термоядерной модели CHII с полным разлетом (Мре>

0.1 М0) сделан вывод о том, что в случае CHII имеет место коллапс.

2. Исследованы механизмы инжекции энергии в оболочку CHII на поздней стадии кривой блеска (t? tK): турбулентность в оболочкераспад со56 Fe 56 — ударная волна в звездном ветре предсверхновойпульсарный механизм. Показано, что в первых трех механизмах возникают большие трудности, тогда как в рамках пульсарного механизма удается качественно описать кривую блеска СШ1 на поздней стадии.

3. Исследовано распределение скоростей пульсаров и показано, что образование «медленных» пульсаров при вспышках (ШП не противоречит наблюдаемому распределению пульсаров по скоростям.

4. Предлагается механизм ускорения нейтронных звезд за счет анизотропного излучения нейтрино. «Толчок», сообщаемый нейтронной звезде анизотропным нейтринным излучением в принципе мог бы объяснить отсутствие пульсаров в широких двойных системах.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

Полученные в работе результаты позволили лучше понять явление вспышки сверхновых I и II. Однако, как бывает зачастую, попытка глубже проникнуть в природу явления поднимает больше новых вопросов, чем дает ответов. Обратимся к некоторым из задач интерпретации спектров СН на ближайшую перспективу, которые вытекают из результатов проведенных исследований.

Отсутствие водорода в оболочках CHI, доказанное непосредственными оценками (Мн < 0.01 М©-), привело к заключению, что уже в максимуме блеска оболочка СНЕ является практически эффективно тонкой (trTffc ^ I). В этой связи возникает ряд вопросов: (I) что обусловливает квазипланковский характер спектра СН после максимума блеска (термализация излучения в линиях при AKlp>lK < ^Ki^e или маскирующий эффект частотной зависимости коэффициентов столкновительного возбуждения сц 1К ?) * (2) линии какого элемента вносят основной вклад в излучение CHI вблизи максимума блеска- (3) какова относительная доля линейчатого излучения по сравнению с излучением в континууме вблизи максимума блеска СНЕ. Ответы на эти вопросы потребуют построения довольно сложной модели формирования спектра с учетом переноса в блендах линий и в континууме при одновременном расчете населенностей уровней. Попытка качественно отождествить эмиссионные бленды линий почти наверняка обречена на провал из-за эффектов сильной переработки спектра при рассеянии в линиях металлов и на электронах, о которых шла речь в главе I.

Более доступной, но не менее важной является задача определения химического состава и массы внешних слоев оболочки CHI на основе абсорбционного спектра. Самым существенным здесь является вопрос, какой элемент доминирует по содержанию в интервале скоростей u" ^ 10 000 км/с? Несомненно из числа кандидатов выбывает водород. Остается, однако, слишком много принципиальных возможностей: Не, С, 0, Мс^, 51 и др. Следующим вопросом, весьма существенным для понимания физики взрыва СН1 и сопутствующего синтеза химических элементов, является относительное содержание Са/Ре в области 0″ > 10 000 км/с. В главе 4 было показано, что содержание Со. и 51 повышено по крайней мере на порядок величины во внешних слоях оболочки СШ. Этот факт указывает на возможность синтеза Са и 61 при взрыве СН1 в результате термоядерного горения при частичном ядерном равновесии [2271. Подтверждением такой картины могло бы явиться низкое отношение Ре / Са во внешних слоях СН1. Решение вопроса об относительном содержании Ре/Са потребует расчета переноса излучения в блендах линий РеП с одновременным расчетом населенностей уровней РеИ .

Спектры СН11 приводят к физически более понятной картине оболочки вблизи максимума блеска. Однако многоеи здесь оста-. ется неясным. Первоочередной задачей является спектроскопическое определение массы водорода в оболочках СН11. Наиболее прямой способ состоит в построении модели атмосферы СН11 вблизи максимума блеска с учетом переноса в бальмеровском й паше-новском континууме и при учете нестационарности ионизационного равновесия водорода, на которую было указано в работе [64]. Построение такой модели даст возможность оценить массу нейтрального водорода, которая должна существенно превосходить величину массы ионизованного водорода, полученную по линии Нос, Нц+ «0.2 М0 [82]. Второй путь определения массы водорода гораздо более сложный и заключается в построении модели ионизации и нагрева оболочки СН11 на поздней стадии 1 ^ 200 сут. Трудности на этом пути очевидны: мы не располагаем адекватными характеристиками источника ионизации в оболочке СН11 на поздней стадии.

Вывод о возможном избытке кислорода в оболочке SN 1970g., полученный в главе 3, нуждается в подтверждении. Доказательство значительного избытка кислорода в CHII может пролить свет на природу предсверхновых CHII, поскольку теория эволюции предсказывает сильную зависимость массы кислорода в оболочке пред-сверхновой в зависимости от массы на главной последовательности. В частности, для звезд с массой на главной последовательности в пределах 9*25 М©масса кислорода в оболочке возрастает с Mms от нескольких сотых до ЗМ0 1228,2291. Для надежного определения массы кислорода в оболочках CHII необходимо получать данные абсолютной спектрофотометрии в интервале 50 007 000 А с разрешением не хуже 2000 км/с на сравнительной поздней стадии t ^ 100 сут. В этом случае по линиям Hei, [ОIi X 6300, [Oll, А 5577 можно будет надежно измерить П-е и Те и оценить в конечном счете массу кислорода.

В связи с обнаружением узкой эмиссионной линии И^Х Л 4571 в спектре SN 1970 $. на поздней стадии [134] представляется возможным исследование стратификации элементов в оболочках CHII вдоль радиуса включая глубокие слои, что требует, однако, получения спектров CHII на поздней стадии t ъ 250 сут. с разрешением не хуже 1000 км/с.

Появление данных наблюдений СН в других диапазонах спектра (рентгеновском, ультрафиолетовом, инфраЕфасном и радио) открывает возможности более комплексного исследования явления вспышки СН. Задачей номер один для внеатмосферных рентгеновских исследований СН, на наш взгляд, является обнаружение возможной активности нейтронной звезды через несколько лет после вспышки CHII.

Есть и другой аспект наблюдений СН в других диапазонах спектра: обнаружение новых свойств, которые могут сказаться на оптическом спектре CH. В частности, ультрафиолетовые и радио наблюдения CHII 1979с [71] приводят к выводу о существовании у предсверхновой мощного звездного ветра с темпом потери массы 10″ ^ - 1СГ4 MG /год [1751. В этой связи следует по возможности учитывать влияние взаимодействия оболочки CHII с ветром на линейчатый спектр CHII. В частности, представляется интересной возможность возбуждения Не! на ранней стадии эффектами взаимодействия оболочки CHII с ветром, которая была упомянута в главе 3.

Проведение исследований, легших в основу работы, было бы немыслимо без поддержки со стороны Э. Р. Цустеля, который ввел меня в круг проблем спектроскопии сверхновых звезд и с которым я выполнил первую работу в этой области. Многие результаты по спектроскопии CHII, подученные в работе, основаны на превосходных спектрах €>N 1970 q., полученных В. И. Проником и К. К. Чуваевым, которым я благодарен за совместную работу и бескорыстную помощь. В понимании природы спектров CHI для меня важным этапом оказалась совместная работа с В. П. Утробиным, которому я благодарен за это сотрудничество и дальнейшие обсуждения различных вопросов физики CH. Многому полезному научила меня совместная работа с А. М. Соболевым, которому я очень признателен. Вопросы физики и эволюции звезд в контексте проблемы сверхновых стали для меня яснее после совместной работы с.

A.В.Тутуковым и Л. Р. Юнгельсоном, которым я благодарен за это сотрудничество.

Неоценимую помощь. в практических вопросах обработки спектров я получал от Т. А. Рябчиковой, В. Л. Хохловой и Л. И. Антиповой, за что им очень благодарен. Особую благодарность я выражаю.

B.С.Стрельницкому за стимулирующие и конструктивные обсуждения вопросов теории переноса излучения. Научная работа немыслима без творческой атмосферы, ощущение которой мне давало обсуждение вопросов физики сверхновых звезд с В. С. Аведисовой, Г. А. Лейкиным, Э. В. Эргмой, Д. К. Надежным. Я глубоко признателен им за это.

На разных этапах работы мне приходилось обсуждать вопросы, относящиеся к проблеме сверхновых звезд, с С. И. Грачевым, В. П. Грининым, В. С. Ивановым, B.C. йшненником, Т. А. Лозинской, Ю. П. Псковским, В. В. Соболевым и И. С. Шкловским. Выражаю всем пе- -речисленным лицам глубочайшую благодарность.