Вселенная
О сверхновых.
Gesse [650]
24 ноября 2007, 12:06
Бааде и Цвикки не первыми допустили существование звезд из ядерной материи, за два года до них это сделал Лев Ландау. Однако «нейтронизация» звездного вещества как причина феноменальной мощности сверхновых – целиком их идея. Правда, Бааде, скорее всего, не принимал ее всерьез. А вот Цвикки развернул целую программу поиска сверхновых с помощью 18-дюймового телескопа с фотокамерой, приобретенного за счет фонда Рокфеллера. Уже к осени 1937 года, всего за год наблюдений, он обнаружил три сверхновых. После нападения японцев на Перл-Харбор программу свернули, но в мирные времена охота возобновилась, и к концу 1980-х количество зарегистрированных сверхновых превысило шесть сотен. А затем настала эра компьютеризованных твердотельных камер, и эти звезды стали считать на тысячи.
Оказывается, они разные
Первые 12 сверхновых, сфотографированных Цвикки и его ассистентом Джонсоном, выглядели подобиями друг друга. Однако в 1940 году Джонсон обнаружил 13-ю сверхновую, не похожую на прочие ни динамикой свечения, ни спектральным составом. Довольно скоро выяснилось, что и такие звезды вполне типичны. Их стали называть сверхновыми типа II, а предшественниц отнесли к типу I. Почти через полвека в нем выделили семейства Ia (именно его представителей наблюдал в 1930-е годы Цвикки), Ib и Ic.
График зависимости видимой яркости от времени называется световой кривой. У всех SN Ia световые кривые очень похожи. В течение двух-трех недель после вспышки блеск звезды возрастает в несколько раз, проходит через кратковременный максимум и пару недель снижается в таком же темпе. Затем видимая яркость падает по плавной экспоненте, уменьшаясь каждые сутки на 1% (обычно года через полтора звезда становится совершенно неразличимой). У SN II яркость возрастает примерно так же, в течение недель и даже месяцев остается почти максимальной и лишь потом начинает уменьшаться, причем медленней, чем у SN Iа. На этой стадии блеск звезды может падать и по экспоненте, но это не общее правило. Абсолютная световая яркость большинства сверхновых типа Ia на пике свечения дает относительно небольшой разброс (что и позволило использовать их как эталонные светильники для измерения космических расстояний, см. статью «Темная сторона Вселенной», «ПМ» №7’2007), в то время как у SN II она сильно меняется. Даже в максимуме активности сверхновые второго типа светят в несколько раз слабее, нежели их товарки из первого семейства.
-------
Вселенная
Список форумов
На главную
0.02 сек
SQL: 3