Исследование кривых блеска сверхновых звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Павлюк, Николай Николаевич

• Павлюк, Николай Николаевич
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Павлюк, Николай Николаевич

СОДЕРЖАНИЕ

Введение

Важность фотометрического исследования сверхновых

Структура диссертации

Вопросы, рассматриваемые в диссертации

Глава 1. Наблюдения сверхновых

1.1 Сверхновая 1993J в М81

1.2 Сверхновая 1993ad в 1С 1501

1.3 Сверхновые 1994D и 19941

1.4 Сверхновые 1994Y, 1994ае и 1995J

1.5 Сверхновая 1995а1 в NGC 3021

1.6 Другие наблюдавшиеся сверхновые

1.7 Сводка проведенных исследований (глава 1)

Глава 2. Каталоги сверхновых звезд. Распределения сверхновых

звезд по различным параметрам

2.1 Каталог сверхновых ГАИШ. I. Построение различных распределений сверхновых по данным из этого каталога

2.2 Каталог сверхновых ГАИШ. II.Программы для автоматического заполнения каталога новыми данными

2.3 Каталог кривых блеска сверхновых звезд ГАИШ (ККБС)

2.4 Каталог сглаженных кривых блеска сверхновых звезд ГАИШ (КСКБС)

2.5 Каталог кривых показателей цвета сверхновых звезд ГАИШ (ККПЦ)Л. Основные особенности

2.6 Каталог кривых показателей цвета сверхновых звезд ГАИШ (ККПЦ).Н. Программы автоматического расчета показателей

цвета с помощью ЭВМ

2.7 Сводка проведенных исследований (глава 2)

Глава 3. Классификация сверхновых по кривым блеска

3.1 Основные понятия и идеи кластерного анализа

3.2 Особенности применения кластерного анализа к кривым блеска сверхновым. Метод срезов кривых блеска, предлагаемый автором

3.3 Две задачи, которые можно решать в классификации

сверхновых по кривым блеска

3.4 Типовая классификация сверхновых по видимым кривым

блеска с началом отсчета в точке максимума

3.5 Масштабная классификация сверхновых по кривым

блеска с началом отсчета в точке поворота

3.6 Типовая классификация сверхновых по видимым кривым

блеска с началом отсчета в точке поворота

3.7 Отдельные сверхновые, значительно выделяющиеся при классификации

3.8 Выводы из результатов отдельных классификаций

3.9 Итоговая классификация сверхновых по кривым блеска

3.10 Сводка проведенных исследований (глава 3)

Глава 4. Точки поворота кривых блеска сверхновых типа 1а

и предварительные оценки некоторых космологических параметров

4.1 Введение

4.2 Вычисление звездных величин сверхновых в точках поворота

4.3 Изучение наблюдаемой зависимости абсолютных звездных величин сверхновых типа 1а в точке поворота от расстояния

4.4 Предварительные оценки ряда космологических параметров на основе данных о точках поворота. Сравнение полученных результатов с результатами других авторов

4.5 Сводка проведенных исследований (глава 4)

Заключение

Благодарности

Литература

Приложение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование кривых блеска сверхновых звезд»

Введение

Сверхновыми называются такие звезды, которые, вспыхивая, достигают в максимуме блеска светимостей, сравнимых со светимостями нормальных галактик. Вследствие этого они становятся видимыми на огромных расстояниях и могут использоваться для определения постоянной Хаббла Н0 и параметра замедления до- Следовательно, наблюдения сверхновых дают возможность проверять космологические модели.

С другой стороны, сверхновые кардинальным образом воздействуют на окружающую межзвездную среду. В ходе вспышки сверхновых образуются различные химические элементы и соединения, изменяющие межзвездную среду. Следовательно, сверхновые влияют на химический состав звезд нового поколения. И, конечно, роль взрывов сверхновых в прошлом Вселенной и в эволюции галактик была очень важной.

Изучение физики взрывов сверхновых обогащает наши знания по физике элементарных частиц. Сверхновые и их окрестности в родительских галактиках являются естественными лабораториями для исследования гигантских взрывов. Так что нам не нужно затрачивать средства на проведение опытов, а остается только наблюдать и изучать их результаты.

Вспышка сверхновой венчает собой переход звезды в новый объект - в нейтронную звезду или другой результат взрыва. А от некоторых сверхновых после взрыва остается только разлетающаяся оболочка. Таким образом, без изучения сверхновых невозможно понять переход звезд к конечным стадиям их эволюции.

Отметим также, что сверхновые играют большую роль в формировании планетных систем. Некоторые химические элементы, из которых состоят планеты земной группы, могли получиться только в результате взрыва сверхновой.

Наконец, с проблемами понимания взрывов сверхновых тесно связан вопрос о происхождении космических лучей.

В ходе вспышки ЭК 1987А были зафиксированы нейтрино, что дало начало внегалактической нейтринной астрономии. Возможно, что роль нейтрино во вспышках сверхновых очень велика. Как наблюдения, так и теоретические расчеты взрывов сверхновых могут дать важные ограничения на гипотезы о физических свойствах нейтрино.

Велико влияние взрывов сверхновых на физические процессы в их родительских галактиках. Существует определенная связь между свойствами сверхновых и их родительских галактик. Сверхновые, вспыхивающие далеко за границами видимых дисков галактик, указывают на присутствие там вещества.

Итак, проблемы исследования сверхновых находятся сейчас на переднем крае астрофизики, и их изучение может дать ключ к решению множества проблем.

Важность фотометрического исследования сверхновых

Фотометрическое изучение сверхновых, а именно исследование кривых блеска сверхновых, приобрело в последнее время огромное значение особенно в связи с открытием сверхновых на больших красных смещениях г (до г ~ 1.1). Кривую блеска далекой сверхновой целиком можно рассматривать как сигнал некоторой известной нам начальной формы. Сравнивая пришедший к нам сигнал (наблюдаемую на Земле кривую блеска далекой сверхновой) и испущенный сигнал (кривую блеска, которую видел бы наблюдатель вблизи сверхновой), мы можем сделать вывод о ряде космологических параметров Вселенной.

Другая сфера вопросов связана с проблемой классификации сверхновых по кривым блеска. Хотя традиционная классификация сверхновых основывается на спектрах сверхновых, ряд вопросов в ее рамках остаются нерешенными, например, взаимоотношение между различными типами сверхновых

И наконец, поскольку сейчас на основе теоретических моделей взрывов сверхновых получено много расчетов теоретических кривых блеска, важно сравнивать их с кривыми блеска из наблюдений.

Вот ряд причин того, что именно фотометрическое исследование сверхновых находится в фокусе рассмотрения данной диссертации.

Структура диссертации

Диссертация построена следующим образом: сначала описываются наблюдения сверхновых, в которых принимал участие автор, затем наблюдения автора наряду с множеством наблюдений других астрономов собираются в единую систему, и на их основе составляются различные каталоги сверхновых. Далее проводится классификация кривых блеска методами срезов и кластерного анализа. На этом этапе делается попытка охватить исследованием все доступные нам кривые блеска сверхновых разных типов, выявить общие закономерности и группы среди них. И, наконец, данные каталогов применяются в частном, но очень важном случае - для исследования абсолютных звездных величин точек поворота кривых блеска сверхновых типа 1а в полосе В. Результаты этого исследования имеют важное значение для космологии.

Вопросы, рассматриваемые в диссертации

Во введении показана важность всех исследований сверхновых, в особенности фотометрических, и представлена структура диссертации.

В главе 1 рассмотрены фотометрические наблюдения сверхновых 1993-1996 гг., выполненные автором в ГАИШ. В частности, приводятся результаты фотометрического исследования 8 сверхновых. Для БЫ 1993.1 приведен ряд результатов теоретического исследования, в котором принимал участие автор.

В главе 2 рассматриваются каталоги сверхновых и различные распределения сверхновых. Автор участвовал в дополнении Каталога сверхновых ГАИШ, объем которого увеличился с 1991 по 1998 гг. примерно в 1.5 раза. Согласно Каталогу сверхновых ГАИШ к настоящему времени (17.11.1998) открыто 1413 сверхновых. Разработаны и представлены компьютерные программы, которые позволили автоматизировать процесс заполнения этого каталога данными о новых сверхновых.

Составлен и доступен пользователям через Интернет Каталог кривых блеска сверхновых, включающий в себя данные о сверхновых, открытых до 1996 г. Необходимо заметить, что каталог не является простой компиляцией данных наблюдений других авторов, т.к. эти данные исправлялись в случае необходимости с учетом новых измерений звезд сравнения.

Два других каталога сверхновых составлены автором самостоятельно. Каталог сглаженных кривых блеска построен на основе Каталога кривых блеска, но в нем из измеренных разными авторами звездных величин исключены ошибки наблюдений и между точкам наблюдений для каждой сверхновой проведены сглаженные кривые. Эти кривые удобно использовать, например, в задаче классификации сверхновых по кривым блеска и при сравнении теоретических кривых блеска с наблюдаемыми кривыми. Каталог показателей цвета сверхновых также составлен автором самостоятельно на основе данных всех предыдущих каталогов. Удобное представление данных в электронном виде позволяет точнее определить избытки цвета сверхновых.

В главе 3 представлены результаты классификации сверхновых по кривым блеска. Показано, что эта классификация существенно дополняет классификацию по спектрам, главным образом в вопросе о взаимоотношениях между подтипами ряда сверхновых. Важным результатом считается то, что найдено место сверхновых типа 1Ь, НЬ, 1993Л и 1987А в общей схеме классификации сверхновых по кривым блеска. Кроме того, приводятся основы метода срезов кривых блеска сверхновых, разработанного автором, который позволяет использовать в качестве индикаторов расстояния сверхновые любых типов.

В главе 4 выполнено определение звездных величин сверхновых в точках поворота. Изучена наблюдаемая зависимость абсолютных звездных величин сверхновых 1а от расстояния и проверена гипотеза об ускорении расширения Вселенной.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Фотометрические наблюдения 8 сверхновых, выполненные в ГАИШ в 1993-1996

гг.: 1993Л, 1993ас1, 19940, 19941, 1994ае, 1994У, 1995Л, 1995а1.

2. Каталоги сверхновых ГАИШ, их разработка, создание и дополнение. Распределения сверхновых по различным параметрам.

3. Классификация сверхновых по кривым блеска. Метод срезов кривых блеска.

4. Определение звездных величин точек поворота кривых блеска сверхновых на основе каталогов сверхновых ГАИШ. Обнаружение меньшего в 1.5 раза стандартного отклонения абсолютных звездных величин сверхновых типа 1а в точке поворота по сравнению с точкой максимума.

5. Изучение наблюдаемой зависимости абсолютных звездных величин сверхновых типа 1а в точке поворота от расстояния.

6. Проверка гипотезы об ускорении расширения Вселенной по абсолютным звездным величинам сверхновых типа 1а в точках поворота их кривых блеска.

1 Наблюдения сверхновых

Как известно, главным источником новой информации в астрономии являются наблюдения. К настоящему времени (17.11.1998) открыто 1413 сверхновых согласно Каталогу сверхновых ГАИШ (Цветков, Павлюк, Бартунов, 1998).

Но только сравнительно небольшая часть из них хорошо наблюдалась как фотометрически, так и спектроскопически.

Всегда следует иметь в виду, что ценность наблюдений сверхновых сильно зависит от точности определения блеска или от качества спектров. На протяжении достаточно многих лет астрономам ГАИШ удается получать результаты на мировом уровне. Это касается, в частности, фотометрических наблюдений сверхновых на всех телескопах Крымской Станции ГАИШ и на 70-см телескопе ГАИШ в Москве.

Необходимо отметить работу Цветкова (1986), который провел обширное исследование фотопластинок, полученных нашими астрономами за всю историю ГАИШ, повторно и с большей аккуратностью измерив блеск ранее вспыхнувших сверхновых, а также обнаружив фотопластинки, на которых переменные звезды уже исследовались, а сверхновые - нет.

Хотя может показаться, что наблюдения сверхновых 1960-80-х годов устарели, это не так. Действительно, количество открываемых сверхновых велико, но достаточно ярких сверхновых, достигающих 13ш —14™ в максимуме, все же мало - в среднем около одной-двух таких сверхновых в год. Например, с 1993 г. по 1998 г. к их числу можно отнести ЭЫ 1993Л, 1994Б, 19941, 1995Б, 19988. Однако наиболее ярких сверхновых среди них еще меньше - примерно 1 в 10 лет, например, ЭЫ 1972Е, 1987А, 1993Л. Так что наблюдения и "старых", и "новых" сверхновых одинаково важны для нас.

Кроме того, сейчас возросло количество сверхновых, открываемых на больших расстояниях от нас, вплоть до 2=1.1. С другой стороны, количество сверхновых, обнаруженных в близких галактиках, существенно не изменилось. Кривые блеска более далеких сверхновых по различным причинам не похожи на кривые блеска близких сверхновых. Из спектров сверхновых можно определить красное смещение, тогда как из сравнения кривых блеска далеких и близких сверхновых - разность между абсолютной и видимой звездными величинами, которая характеризует расстояние до сверхновой и поглощение света в направлении ее вспышки. Это дает возможность исследования геометрии Вселенной.

В то время как общее количество наблюдений различных сверхновых, выполненных астрономами - профессионалами, не столь велико, в последнее время появилось много любительских фотометрических наблюдений сверхновых. Однако их точность 0ТО.2 — 0т.4 не всегда достаточна для того, чтобы надежно определить форму кривой

Рис. 1: Кривая блеска БК 1987А в полосе В, полученная астрономами-профессионалами (Цветков, Павлюк, Бартунов, 1997).

блеска, и в частности, скорость падения блеска /3 или Д (77115). В качестве примера приведем кривую блеска SN 1987А в полосе В по наблюдениям астрономов - профессионалов (рис.1) и кривую блеска ЯК 19983 в той же полосе, построенную на основе любительских фотометрических наблюдений (рис.2), результаты которых собирались Международной службой наблюдения сверхновых (АЗЫ) и Службой наблюдения переменных звезд (УЭМЕТ).

Кривые блеска этих и множества других сверхновых были занесены в Каталог кривых блеска сверхновых ГАИШ (Цветков, Павлюк, Бартунов, 1997).

Тем не менее, и любительские наблюдения довольно важны, поскольку астрономы-профессионалы просто не успевают наблюдать многие сверхновые. Главная трудность здесь состоит в том, что наблюдения сверхновых запланировать заранее нельзя или трудно, особенно, если телескоп используется для разных целей, то есть не только для

поиска и исследования сверхновых. Фотометрические и спектроскопические наблюдения сверхновых затрудняются также тем, что свет сверхновых накладывается на быстро меняющийся с расстоянием от центра фон родительской галактики.

В 12

14

16

Рис. 2: Кривая блеска SN 1998S, полученная любителями астрономии с помощью ПЗС-камер. Результаты наблюдений собирались Международной службой наблюдения сверхновых (ISN) (Песци, Вилли, Лукас, 1998) и Службой наблюдения переменных звезд (VSNET) (Като, 1998).

Суммируя все сказанное выше, отметим, что наблюдения сверхновых, проводившиеся и проводящиеся сейчас в ГАИШ, очень важны для астрономии.

Далее перейдем к описанию наблюдений сверхновых, выполненных в 1993-1998 гг. в ГАИШ. В большинстве из них участвовал автор. Наблюдения проводились автором регулярно, 2 раза в год по 3 недели каждый раз. Поэтому практически все достаточно яркие сверхновые, которые видны в среднем около полгода - год на пластинках 40 и 50 см телескопов ГАИШ или доступны наблюдениям на 60-см телескопе Крымской Станции ГАИШ, стали объектами наблюдения: 1993J, 1994D, 19941, 1994Y, 1994ае, 1995D,

-1-1-г

• т ••• •

ШШ ■■■■■■ W W w

•• • — и»л •••• и • «»• •

шит —

т тЩ «и

• •• • • • я» м*

• • «и«* .

» » • • 9

•■ • • • • мм

в t •• ft •• •

---------

• •

• •••• • «L

• • • M#t

_I_i_i_i_I_i_i_i_I_

880 900 920

JD

1995al, 1996X и др. Ряд наблюдений находится сейчас в стадии обработки: для некоторых сверхновых необходимо получить надежные стандарты опорных звезд фотоэлектрически или с ПЗС-камерой.

1.1 Сверхновая 1993J в М81

Сверхновая 1993J (рис.3) была открыта в близкой к нам спиральной галактике М81, находящейся от нас на расстоянии R = 3.63 Мпк (Фридман и др., 1994). Это одна из ярких и хорошо наблюдавшихся сверхновых XX века. На стадии максимума блеска она достигла В = 10т.77 еУй 10™.5, при этом водород присутствовал в спектре, и сверхновую отнесли к типу II. Однако уже первая неделя наблюдений показала пекулярный характер кривых блеска и спектральной эволюции SN 1993J. SN 1993J быстро достигла первого максимума, затем произошло резкое падение блеска, сменившееся подъемом ко второму максимуму, после которого блеск стал ослабевать почти монотонно.

Рис. 3: Сверхновая 1993J в М81. Изображение приводится с любезного разрешения Стефана Песци из Международной службы наблюдений сверхновых (Песци, Вилли, Лукас, 1998).

Однако спустя несколько дней в спектре обнаружились яркие линии гелия, а линии водорода, наоборот, были слабее, чем у других сверхновых II типа, что сделало ее похожей на сверхновые типа Ib. Поэтому некоторые авторы относят эту сверхновую к типу IIb: Уилер и Филиппенко (1994), Утробин (1994). Возможная предсверхновая

имела блеска В ~ 21ш и была сверхгигантом класса КО 1а (Бенсон и др., 1994; Уилер и < Филиппенко, 1994).

ЯМ 1993Л интенсивно наблюдалась на разных обсерваториях (см., например, Ричмонд и др., 19966; Бенсон и др., 1994; Метлова и др., 1995). Кривая блеска в полосе В имела два горба. Подобная кривая наблюдалась у БЫ 1987А в Большом Магеллановом Облаке.

Days

Рис. 4: Кривые блеска SN 1993J в М81, полученные в ГАИШ. Фотоэлектрические и фотографические наблюдения обозначаются различными символами.

Наши результаты наблюдений SN 1993J (Метлова, Цветков, Шугаров, Есипов, Пав-люк, 1995) хорошо согласуются с другими. Полученные нами кривые блеска представлены на рис.4. Сводные кривые блеска SN 1993J в полосах UBV, полученные на различных обсерваториях, приведены на рис.5.

Если принять для М81 расстояние 3.63 Мпк (Фридман и др., 1994) и поглощение света, соответствующее Ев-v = 0m.25 (Клоччиати и др., 1995), то абсолютная величина

Days

Рис. 5: Сводные кривые блеска SN 1993J в полосах U, В, V , полученные на различных обсерваториях.

SN 1993J в первом и втором максимумах, соответственно, равна Мд = — 18га.О; —17ш.45.

На рис.6 показана В - кривая блеска в абсолютных величинах SN 1993J и для сравнения - кривые блеска SN 1987А, SN la 1972Е, SN IIP 1969L и SN IIL 1980К. Абсолютная величина в максимуме блеска SN 1993J близка к средней для сверхновых II типа, что видно и на рис.6. По форме кривой блеска SN 1993J отличается от показанных на рис.6, сверхновых типов 1а и II. Подобную ей кривую блеска имела только SN 1987А. Продолжительность всех стадий на кривой блеска для SN 1987А примерно в 4.5 раза больше, а светимость в максимуме в 25 раз меньше, чем для SN 1993J. Однако через 300 дней после вспышки светимости SN 1993J и 1987А сравниваются.

Ричмонд и др. (1994) отметили, что второй максимум SN 1993J и часть кривой блеска после него по форме и абсолютной величине почти совпадают с кривой блеска SN lb 1983N. Однако выполнено только 6 наблюдений SN 1983N в полосе В после мак-

Days after max

Рис. 6: Кривая блеска 1993Л в сравнении с кривыми блеска сверхновых других типов.

симума (Вамстекер и др., 1983) в течение всего 1 недели. На рис.7 кривая блеска ЯГх 1993Л сравнивается с кривыми блеска БКе 1Ь 198314, 1984Ь и ЭЫ 1с 19941, причем максимумы блеска этих сверхновых совмещаются с вторым максимумом БЫ 1993Л. Действительно, абсолютные величины оказались близкими для всех этих объектов. Формы кривых блеска несколько различаются: ЭЫ 1984Ь имела значительно более низкую скорость падения блеска после максимума; для SN 1993Л, 1983К и 19941 скорости падения блеска и ширина пика почти одинаковы, однако в максимуме кривая ЭК 1993Л более пологая по сравнению с БК 19941 (сравнение с БК 1983Ы затруднительно из-за малго количества наблюдений вблизи максимума). Кроме того, точка поворота ЭК 19941 лежит на 1га.О ниже, чем у БК 1993Л. В целом сходство кривых блеска на рис.7 имеется, что может служить подтверждением предположения о сходстве механизма взрыва и структуры предсверхновой БЫ 1993.1 и сверхновых типа 1Ь/с. Однако большое разно-

образие кривых блеска сверхновых типа 1Ь по сравнению с кривыми блеска сверхновых типа 1а может указывать на то, что предсверхновые для данного типа входили в состав двойных систем.

10

12

ад сб

S

14

16

Рис. 7: Кривая блеска SN 1993J в полосе В показана в сравнении с кривыми блеска SNe 1983N, 1984L и SN Ic 19941.

В работе Бартунова, Блинникова, Павлюка и Цветкова (1994) исследуется модель вспышки сверхновой типа IIb для SN 1993J. В ее рамках численно исследуется взрыв сверхгиганта массой 4.4 М®, радиусом ~ 200 Rq и энергией взрыва 2 • 1051 эрг. Масса водорода ~ 1 Mq взята типичной для сверхновых IIL и масса 56Ni такая же, как в случае SN 1987А. По нашим данным взрыв произошел около 28.0 - 28.2 марта. Были изучены также эффекты влияния околозвездной оболочки, сформированной ветром предсверхно-вой, на кривую блеска. В вычислениях используется мощная компьютерная программа STELLA, включающая в себя сложные гидродинамические уравнения, зависящий от времени многогрупповой неравновесный перенос излучения.

1 1 1 1 1 1 -1 - 1 М 1 1 1 1 . 93J 1 1 obs. _

- у) V, -

1 \\ -

■ 1 - 1 83N •у::/.. ..... .......... 84L -

- 941 ^ •

1 1 1 1 1 1 1 . , , . 1 Iii) 1 1

100 150 200 250

Days

Как отметили Вусли и др. (1993), сомнительно, чтобы звезда с такими параметрами была одиночной - скорее всего предсверхновая входила в состав двойной системы.

Известно (Вусли и Хоффман, 1991), что предсверхновая сверхновой типа IIb, к которым и относится SN 1993J, является обычной предсверхновой типа II, которая потеряла почти всю свою водородную оболочку, так что она сходна со сверхновой типа IIL (Блинников, Бартунов, 1993). Поэтому в работе Бартунова, Блинникова, Павлюка и Цветкова (1994) варьировались параметры моделей для сверхновых типа IIL, часть из которых уже рассчитывалась ранее (Блинников, Бартунов, 1993). Так, был выбран радиус предсверхновой R = 200 R@ вместо 600 R@ и масса предсверхновой М=4.41 М0 вместо 7.41 М© ранее. Прежние параметры лучше подходили для SN 1987А в БМО. Необходимо отметить, что вторичный максимум наступает раньше при большей скорости выброса. В модели для SN 1987А масса предсверхновой составляет 7.41 М&, и вторичный максимум происходит спустя примерно 80 день после первого. Масса выброса 3 М@ в нашей модели для SN 1993J соответствует меньшей массе предсверхновой 4.41 М0. И соответственно этому вторичный максимум наступает раньше.

Не вникая здесь в детали расчетов, можно отметить, что получилась кривая блеска, хорошо согласующаяся с наблюдениями в области "хвоста" и несколько отличающаяся от них в области максимума. Работа выполнялась так: почти каждый день мы получали новые данные наблюдений SN 1993J и подбирали параметры моделей: если теоретическая кривая отклонялась от наблюдений, то эти параметры приходилось корректировать. В общем, работа была одной из первых по моделированию кривой блеска этой сверхновой с помощью гидродинамических расчетов. Личным вкладом автора были поиск и приведение в единую форму разнородных данных наблюдения SN 1993J, а также участие в обработке результатов расчетов.

В последней работе по SN 1993J (Блинников и др., 1998) подтверждена правильность выбранной ранее модели с небольшими поправками ее входных параметров. Проведено также сравнение компьютерных программ расчета STELLA (Блинников, Бартунов, 1993) и EDDINGTON (Истмен, Пинто, 1993). Кривая блеска SN 1993J в более поздних моделях Блинникова и др. воспроизводится с большей точностью.

Болометрическая кривая блеска хорошо воспроизводится также в расчетах Утро-бина (1996). Он рассматривает следующую модель. В предсверхновой - красном сверхгиганте массой ~ 4 М& - происходит коллапс ядра, и в результате этого образуется нейтронная звезда в двойной системе. До этого предсверхновая была звездой главной последовательности с массой примерно 13 М0, из которой 3 М@ находилось в гелиевом ядре. Во время взрыва было выброшено ~ 2.4 М0, причем ~ 0.12 М0 составлял водород. Энергия взрыва составила ~ 1.6 • 1051 erg. Масса радиоактивного 56Ni равна и 0.078

Таким образом, параметры моделей Блинникова и Утробина весьма близки друг к другу, и обе модели хорошо согласуются с результатами наблюдениями.

1.2 Сверхновая 1993ad в 1С 1501

Сверхновая SN 1993ad в 1С 1501 была открыта Полласом (1993) 7 ноября 1993 г. Тогда она выглядела как объект 18то. Прямоугольные координаты сверхновой, отсчитываемые от центра ее материнской галактики, составили 13" к востоку и 22.7" к югу. Спектрограмма, полученная Каппелларо и Делла Балле (1993), показала, что сверхновая открыта в очень ранней фазе и принадлежит ко II типу. На фоне непрерывного спектра с максимумом в голубой области видны узкие эмиссионные линии бальмеровской серии водорода от На до Не.

Days

Рис. 8: Кривая блеска SN 1993ad в полосе В. Звездные величины - фотографические.

Кривая блеска приведена на рис.8. По ней можно оценить дату

максимума JD 2449303 (Нноября) и видимую звездную величину в максимуме

Втах .1.

Согласно каталогу галактик Вокулера RC3, родительская галактика принадлежит к типу Sbc. Ее лучевая скорость v = 5165 km s_1, а поглощение света в Галактике Аь — 0т.12. Поскольку сверхновая была очень голубой вблизи максимума, поглощение в родительской галактике пренебрежимо мало. Отсюда следует оценка абсолютной

звездной величины SN 1993ad в максимуме: М\, = —18т.2 (Цветков, Павлюк, 1995а). Она слабее, чем 1979С ( Мь = -19т.6 ), но ярче, чем 1970G ( Мъ = -18т.1 ). Таким образом эта сверхновая принадлежит к числу ярких сверхновых П-ого типа.

1.3 Сверхновые 1994D и 19941.

Сверхновая SN 1994D в галактике типа SO NGC 4526 (рис.9) была открыта 7 марта 1994 г. при наблюдениях по программе автоматического поиска сверхновых на обсерватории Лейшнер.

•' * т!Щ

Рис. 9: SN 1994D и центральная часть NGC 4526. Изображение получено сканированием фотопластинки на автоматическом микроденсиометре АМД ГАИШ.

9 марта был получен спектр, по которому сверхновая была отнесена к типу 1а. (Трефферс и др., 1994). SN 1994D вспыхнула близко от центра галактики: в 9" к западу и 7" к северу.

Наблюдения сверхновой проводились на 40-см астрографе, 50-см менисковом телескопе Крымской станции ГАИШ и 70-см рефлекторе в Москве. Сильный и неравномерный фон около сверхновой затруднял измерения негативов. Дело в том, что SN 1994D вспыхнула в яркой галактике, да к тому же вблизи центра. И некоторые пластинки 40-и 50-см телескопов были передержаны.

Измерения передержанных пластинок на микрофотометре оказались невозможными, на них были измерены диаметры сверхновой и звезд сравнения. Остальные пластинки

были измерены на микрофотометрах с постоянной диафрагмой, фон вокруг сверхновой измерялся в 8 противоположных точках и усреднялся. На пластинках 70-см рефлектора фон вокруг сверхновой почти постоянен и несущественно превышал средний фон на пластинке. Звезды сравнения взяты по Хэйнесу и др. (1976). Ошибки определения звездных величин можно оценить ~ 0Ш.1 — 0га.З для 40- и 50-см телескопов и < 0ТО.1 для 70-см телескопа.

ГО

Рис. 10: Кривые блеска БМ 1994Б в полосах . Звездные величины - фотогра-

фические.

Кривые блеска показаны на рис.10, где отмечены также данные наблюдений Уол-кера (1994), Шэнкса и Крума (1994), Херандо и др. (1994), Микуза (1994а), Аргайла и Моррисона (1994) и неопубликованные результаты наблюдений обсерватории Лейшнер, полученные из базы данных университета Орегон. Расхождения между результатами разных авторов невелики, несмотря на сложность измерения звезды на ярком неоднородном фоне. Положение точки максимума блеска можно определить достаточно уверенно:

Втах = llm.85 в JD 2449433.0 (21 марта), Vmax = llm.80 в JD 2449434.5. Скорость падения блеска после максимума в5-0.12ивУ - 0.078 зв. величин в сутки, что несколько больше средних значений для сверхновых 1а. Положение точки поворота кривой блеска: В = 14т.9 в JD 2449364, после нее блеск в В убывал со скоростью ~ 0т.02 в сутки. Таким образом, по форме кривой блеска SN 1994D является типичной сверхновой 1а.

Поглощение света SN 1994D определено Кингом и др. (1995) Eb-v = 0.05 на основании наблюдения межзвездных линий поглощения. NGC 4526 принадлежит к скоплению галактик в Деве, расстояние до двух галактик которого по наблюдениям цефеид определено Фридманом и др. (1994) и Пирсом и др. (1994). Среднее из двух значений соответствует модулю расстояния 31.0, что дает оценку абсолютной величины сверхновой в максимуме Мд = —19то.35. Это значение близко к средней абсолютной величине сверхновых типа 1а.

Сверхновая SN 19941 в близкой спиральной галактике М51 (N00 5194) (рис.11) была открыта 2 апреля 1994 г. независимо несколькими астрономами- любителями. Сверхновая вспыхнула на расстоянии 19" к юго-востоку от ядра галактики, на краю центрального балджа.

В спектре сверхновой около максимума блеска наблюдались линии Ее И, Не I, II, О I и Са II. Сходство спектра SN 19941 со спектрами сверхновых типа 1с SN 1983У и SN 1987М позволило отнести этот объект к типу 1с (Шмидт и др., 1994; Клоччиати и др., 1994). Наблюдательные данные о сверхновых 1с пока немногочисленны; существуют различные предположения об их природе и механизме вспышки. Номото и др. (1994) предложили для SN 19941 модель взрыва маломассивной 2М©) СО звезды, потерявшей водородную и гелиевую оболочки при эволюции в двойной системе.

Ряд исследователей ставит под сомнение различную природу сверхновых типа 1Ь и 1с (Клоччиати и др., 1996). Возможно, что значительных расхождений в физических параметрах и химсоставе предсверхновых данных типов не существует. Значит, пока количество исследованных сверхновых типов 1Ь и 1с не увеличится, можно считать их принадлежащими к одному классу. Поэтому в каталоге сверхновых ГАИШ (Цветков, Павлюк, Бартунов, 1998) сверхновым типа 1с присваивается обозначение "1с/Ь".

Наблюдения SN 19941 проводились на 50-см и 70-см телескопах, а также на 60-см рефлекторе Крымской станции ГАИШ. В качестве звезд сравнения использовались звезды ТВ 113, 135, 137, 151, величины которых определены Корвином (1994). Еще несколько звезд в области М 51 были измерены нами на 60-см рефлекторе с ?7БУ-фотометром.

Рис. 11: ЯК 19941 в галактике М51. Изображение приводится с любезного разрешения Стефана Песци из Международной службы наблюдений сверхновых (Песци, Вилли, Лукас, 1998).

Измерения пластинок осуществлялись на микрофотометрах с постоянной диафрагмой. На пластинках 50-см менискового телескопа фон вокруг сверхновой довольно плотный и неоднородный, однако усреднение фона вокруг звезды позволило получить достаточно надежные результаты. Точность определения блеска на снимках 50- и 60-см телескопов ~ 0т.1 — 0Ш.2. На фотографиях 70-см телескопа фон практически не влияет на измерения, точность оценок блеска < 0Ш.1.

Кривые блеска ЭК 19941 показаны на рис.12. Использованы данные ПЗС-наблюде-ний Иокоо и др. (1994), Шмидта и Киршнера (1994а), Ричмонда и др. (1994а), Като (1994), Микуза (19946), Айкмана и Балама (1994), Моррисона и Аргайла (1994).

Наши результаты хорошо согласуются с данными большинства авторов. Сильное отклонение показали только оценки Микуза (19946) в .ГО 2449476.5. Точка максимума блеска определяется надежно: Втах — 13™.7 в ЛБ 2449450.5 (8 апреля), Утах = 12т.95 в ЛБ 244952.1. Скорость ослабления блеска после максимума 0т.132/сут в В, 0т.127/сут в У, и около 0га.25/сут в и. Падение светимости замедлилось около ЛБ 2449470, когда блеск сверхновой был В = 16Ш.1,У = 15т.0. После этого скорости ослабления блеска составили 0га.028/сут в У и 0т.035/сут в В. Скорость падения блеска у БИ 19941 существенно выше, чем в среднем для сверхновых типов 1а и 1Ь, а промежуток времени от максимума до точки поворота на кривой блеска значительно короче.

а> тз

ч->

. 1—i

а

ос со

3

16

Рис. 12: Кривые блеска БХ 19941 в полосах и, В, V . Звездные величины - фотографические.

Шмидт и Киршнер (19946) определили эквивалентную ширину межзвездной линии поглощения Ка I в спектре ЯК 19941 Е\у = 0.27 нм, отсюда согласно Филиппенко и др. (1990) можно получить оценку поглощения Ев~у = 0.56. Приняв для М51 модуль расстояния 29.3, как и в работе Номото и др. (1994), определим абсолютную величину в максимуме Мд = — 17ш.9.

Цветков и Павлюк (1995) провели сравнение кривых блеска ЭКе 1994Б и 19941 с кривыми блеска других сверхновых вблизи максимума блеска.

На рис.3 в этой работе показаны кривые блеска в абсолютных величинах БЫ 1994Б и ЭК 19941. Для сравнения приводятся кривые блеска нормальной БЫ 1а 1972Е, пекулярных БК 1а 1991Т и 1991bg и SN типа 1с БМ 1987М. Видно, что разброс абсолютных величин сверхновых I типа в точке максимума более 4Ш: от ~ —16™ до ~ —20™.5. ЭК 1994Б и БК 19941 находятся внутри этого интервала: БК 1994Б немного слабее ЭК

Days, infl.

Рис. 13: Кривые блеска в абсолютных звездных величинах SNe 1994D, 19941 и ряда других сверхновых с отсчетом времени относительно точки поворота.

1972Е; две сверхновые Ic 19941 и 1987М показывают большое сходство как форм кривых блеска, так и абсолютных величин. Заметно различие форм кривых блеска: у SN 1991Т и 1972Е скорость падения блеска после максимума и промежуток времени от максимума до точки поворота почти одинаковы 0т.1/сут; ~ 30 суток); блеск SN 1994D убывает немного быстрее, a SN 19941 и 1991bg - еще быстрее, причем время от максимума до точки поворота для двух последних сверхновых ~ 20 дней.

С другой стороны, Павлюк, Цветков, Псковский и Бартунов (1998) показали, что стандартное отклонение абсолютных звездных величин в точке поворота составляет 0.га47. Абсолютная звездная величина SN 1991bg приближается к средней в точке поворота. Однако стоит отметить, что SN 1991Т остается более яркой и в точке поворота. Если пересчитать абсолютные звездные величины всех рассматриваемых в этом разделе сверхновых относительно точки поворота, а не максимума, то взаимное расположение

кривых блеска будет несколько другим. Данные кривые блеска приведены на рис.13. Две сверхновые типа 1Ь/1с - SN 1987М и ЭК 19941 слабее на 2т — 2га.5 группы сверхновых типа 1а. Кривая блеска ЭК 1994Б в районе точки поворота проходит посередине между кривыми блеска яркой БК 1991Т и нормальной БК 1972Е. Необходимо заметить, что по абсолютной звездной величине в точке поворота кривые блеска БКе 1994Б, 1972Е и 1991bg близки друг к другу. Кроме того, и наклоны кривых блеска после точки поворота этих сверхновых примерно одинаковы. Но перед точкой поворота их кривые блеска показывают значительное разнообразие.

1.4 Сверхновые 1994У, 1994ае и 1995Л.

С сентября по декабрь 1994 г. и в июне 1995 г. в ГАИШ проводились фотографические наблюдения сверхновых 1994У, 1994ае и 1995Л (Цветков, Павлюк, 1997). Использовались 70-см рефлектор в Москве и 50-см менисковый телескоп Крымской лаборатории ГАИШ. Было получено 13 снимков в полосе В и один в V.

Рис. 14: SNe 1994Y в NGC 5371; 1994ае в NGC 3370; 1995J в NGC 4512. Изображения получены сканированием фотопластинок на АМД ГАИШ.

Сверхновая SN 1994Y в спиральной галактике NGC 5371 (рис. 14а) была открыта при визуальных наблюдениях Вреном (1994) 19 августа 1994 г. Пайк и др. (1994) сообщили, что сверхновая видна на изображениях, полученных при наблюдениях по программе автоматического поиска сверхновых на обсерватории Лейшнер 12 и 16 августа. Результаты спектроскопических наблюдений сообщили Клоччиати и др. (1994), Жи-анг и др. (1994). Наблюдались эмиссионные линии бальмеровской серии, натрия и гелия, причем в профиле линий выделялась довольно узкая центральная часть и широкое основание. Абсорбционные компоненты линий отсутствовали. Согласно этим данным SN 1994Y принадлежала к разновидности II типа, обозначаемого П-n. В феврале

1995 г. в спектре наблюдалась узкая линия поглощения на вершине линии На, свидетельствующая о наличии большого количества околозвездного вещества (Ванг и др. 1995). Гарнавич и др. (1996) сообщили, что в январе 1996 г. сверхновая обладала большим избытком инфракрасного излучения, свидетельствующим об образовании пыли в оболочке.

Рис. 15: Кривая блеска SN 1994Y в NGC 5371. Звездные величины Врена - визуальные, а наши - фотографические.

Кривая блеска SN 1994Y показана на рис. 15. Точка максимума блеска определяется достаточно надежно: Втах = 14т.2 в JD 2449594 (30 августа). После максимума падение блеска с постоянной скоростью 0т.02 в сутки продолжалось по крайней мере около 100 сут. По кривой блеска SN 1994Y можно классифицировать как сверхновую типа IIL с медленным падением блеска. Похожую кривую блеска имела SN 1987F, которая по спектру также была отнесена к типу П-n (Цветков, 1989). Показатель цвета В — V около максимума скорее всего был близок к 0, и поглощение света достаточно мало. Приняв модуль расстояния до NGC 5371 mod = 32.9 из Тулли (1988), получим оценку абсолютной величины в максимуме Мд = —18ш.7. Это довольно высокая светимость для сверхновых II типа: согласно Миллеру и Бранчу (1990), только три сверхновых II типа имели более высокую светимость в максимуме.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Павлюк, Николай Николаевич

Результаты исследования Тамманна приводятся достаточно подробно, чтобы осуществить их сравнение с нашими результатами. Необходимо отметить, что и Тамманн (1998), и мы используем одну и ту же работу Хэмуи и др. (1996в). Однако мы опираемся на звездные величины сверхновых типа 1а в точках поворота, а не точках максимума кривых блеска.

Очевидно, что уменьшение Но должно соответствовать росту средней светимости сверхновых типа 1а. Это действительно наблюдается в нашей выборке сверхновых до расстояния ~ 100-120 Мпк, а затем результаты Тамманна начинают расходиться с нашими результатами. Существование уменьшения средней светимости сверхновых типа 1а нашей выборке в интервале расстояний от 100-120 до 260 Мпк было доказано в предыдущем параграфе и считается установленным фактом. Этот эффект является более тонким, чем предыдущий рост светимости.

Но наши результаты согласуются с результатами Тамманна в том, что на 260-270 Мпк в обеих выборках наблюдается резкое изменение светимости.

Рассмотрим также работу Зехави и др. (1998). Они показали, что сверхновые, располагающиеся от нас на расстоянии менее D75 =93 Мпк, имеют скорости, на 6 % большие тех, которые следуют из закона Хаббла. В качестве причины этого эффекта Зехави и др. приводят возможное влияние ближайшего к нам "войда", то есть одной из "пустот", являющейся проявлением ячеистой структуры Вселенной. Средняя плотность вещества в районе Галактики меньше средней плотности в районе "стены" ячеистой структуры на расстоянии £>75=93 Мпк, что вместе с эффектами селекции и привело к наблюдаемому эффекту. Однако в отличие от Тамманна Зехави и др. не рассматривают резкий рост светимости сверхновых на 260 Мпк.

Конечно, данное предположение Зехави и др. является не более, чем предварительной гипотезой и нуждается в дополнительной проверке. Авторы сами говорят об этом.

Таким образом, наши результаты, по-видимому, указывают на существование "стены" ячеистой структуры Вселенной, проходящей от нас на расстоянии около 100-120 Мпк (D75 ~ ^ячейки)- Особенность на 260-270 Мпк является, по-видимому, проявлением противоположных "стен" ближайших к нам ячеек (рис.56). Но также не вызывает сомнений, что эффекты селекции присутствуют на данной зависимости и в значительной степени вызывают рост средней светимости сверхновых на расстояниях до 100-120 Мпк. Но только одни эффекты селекции не могут объяснить все особенности наблюдаемой зависимости абсолютных величин сверхновых типа 1а от расстояния: на расстояниях от 150 до 260 Мпк вычисленная средняя светимость уменьшается, а не растет с увеличением расстояния. Вероятность того, что эффекты селекции проявят себя таким образом, весьма мала.

4.5 Сводка проведенных исследований (глава 4).

1. Определены видимые звездные величины сверхновых типа 1а в точках поворота кривых блеска по каталогам сверхновых: КС, ККБС, КСКБС в полосах В и У.

2. Рассчитаны избытки цвета сверхновых по каталогу ККПЦ.

3. Написана компьютерная программа, исправляющая наблюдаемые скорости близких галактик за движение Галактики к центру Скопления Девы.

4. Определены абсолютные звездные величины сверхновых типа 1а в точках поворота кривых блеска по нашим данным в полосах В и V.

5. Показано, что стандартное отклонение абсолютных звездных величин сверхновых типа 1а в точке поворота их кривых блеска в 1.5 раза меньше, чем в точке максимума, и составляет 0т.47 в полосе В.

6. Установлено, что свет средней сверхновой типа 1а испытывает значительное поглощение света величиной Ад ~ 0Ш.9.

7. Проведено сравнение абсолютных звездных величин сверхновых, определенных согласно результатам разных исследователей, с рассчитанными нами абсолютными звездными величинами.

8. Изучена зависимость абсолютных звездных величин сверхновых типа 1а в точке поворота от расстояния, являющаяся, по-видимому, проявлением эффектов селекции и ячеистой структуры Вселенной. Показано, что наблюдаемая средняя светимость сверхновых типа 1а увеличивается на расстояниях от 0 до 100-120 Мпк, уменьшается в пределах от 100-120 до 260 Мпк и испытывает резкое увеличение на 260-270 Мпк.

9. Проведено сравнение наших результатов с результатами Тамманна (1998), Зехави и др. (1998). Наши результаты в пределах ошибок подтверждают и отчасти дополняют выводы этих исследователей.

10. Выведена формула зависимости расстояния от красного смещения в космологии.

11. Проверен вывод Райса и др. (1998) о том, что ускорение Вселенной ускоряется на основе расчетов модулей расстояния двух далеких сверхновых типа 1а, находящихся на красном смещении г ~ 0.5. Однако следует отметить, что окончательное подтверждение можно получить только на гораздо большем статистическом материале, используя не только близкие (г < 0.1) и далекие (г > 0.5 ) сверхновые раздельно, но и те сверхновые, красное смещение которых находится в интервале от 0.1 до 0.5. Кроме того, стоит надеяться, что в будущем удастся провести фотометрическое и спектроскопическое исследование далеких сверхновых отдельно по разным направлениям.

5 Заключение.

Перечислим основные результаты работы:

1. Проведены фотометрические наблюдения 8 сверхновых и детально изучены параметры их кривых блеска. Кроме того, на стадии обработки находятся ряд новых фотографических и ПЗС- наблюдений сверхновых.

2. Продолжают выпускаться новые версии Каталога сверхновых ГАИШ, включающие самые последние из открытых сверхновых. Составлен Каталог кривых блеска сверхновых ГАИШ в полосах II,В,УД и I. Созданы Каталог сглаженных кривых блеска и Каталог кривых показателей цвета сверхновых ГАИШ.

3. Представлены и изучены распределения сверхновых по годам, видимой звездной величине, красному смещению и другие.

4. Проведена классификация сверхновых по кривым блеска. Построена общая схема классификации сверхновых по кривым блеска. Найдено место сверхновых типов 1Ь и 1с, а также БЫе 1987А и 1993Л в рамках этой схемы.

5. Разработан метод срезов кривых блеска, позволяющий использовать в качестве индикаторов расстояния сверхновые любых типов.

6. Определены видимые и абсолютные звездные величины точек поворота кривых блеска сверхновых на основе Каталогов сверхновых ГАИШ. Обнаружено, что стандартное отклонение абсолютных звездных величин в точке поворота в 1.5 раза меньше, чем в точке максимума. Показано также, что поглощение света в сверхновых типа 1а составляет значительную величину, достигая 0™.9 в полосе В.

7. Изучены отклонения значения Н0 от среднего при г < 0.1. Показано, что наблюдаемая средняя светимость сверхновых типа 1а увеличивается в интервале расстояний от 0 до 100-120 Мпк, уменьшается в области от 100-120 до 260 Мпк, а затем испытывает резкий рост в районе 260-270 Мпк. Рассмотрены возможные причины такого поведения наблюдаемой светимости.

8. Проверена гипотеза об ускорении расширения Вселенной по абсолютным звездным величинам двух далеких сверхновых типа 1а (г ~ 0.5) в точках поворота их кривых блеска.

Благодарности.

Мне хотелось бы от всего сердца поблагодарить моих старших наставников и коллег за помощь словом и делом, ценные указания и поддержку моей работы. Особо я благодарен моему главному научному руководителю, Юрию Павловичу Псковскому, который советовал акцентировать мое исследование на точках поворота кривых блеска сверхновых. Он предвидел множество интересных и важных результатов по этой теме. Юрий Павлович умело направил мою работу в нужное русло. От него я получил огромное количество советов, как проводить исследования, как писать научные статьи. Юрий Павлович, безусловно, один из патриархов отечественной астрономии. И всестороннюю помощь, которую я получил от него, я считаю просто неоценимой.

Я благодарен также Сергею Ивановичу Блинникову, моему второму научному руководителю, и Дмитрию Юрьевичу Цветкову, также постоянному моему наставнику и коллеге. Под руководством Сергея Ивановича я познакомился с вопросами, связанными с использованием сверхновых в качестве индикаторов расстояний в космологии, различными аспектами теории вспышек сверхновых, почерпнул дополнительные сведения в других областями астрофизики и физики. Дмитрий Юрьевич Цветков учил меня нелегким задачам - проведению и обработке наблюдений сверхновых, преодолению различных трудностей и неурядиц, так часто случающихся в ходе наблюдений и, конечно, получению научно-значимых результатов для всей астрофизики. И Сергей Иванович, и Дмитрий Юрьевич учили меня также писать научные статьи.

Благодарен я и Олегу Сергеевичу Бартунову, создавшего нам всем, в общем не только нашей группе, но и всему ГАИШ нормальные условия работы в это непростое время почти на общественных началах.

Я признателен сотрудникам отдела физики эмиссионных звезд и галактик и всем сотрудникам ГАИШ, Института Астрономии РАН, ИТЭФ и др., с которыми мне довелось сталкиваться, и кто по своему доброму сердцу помогал мне: Архиповой В.П., Сильченко O.K., Цицину Ф.А., Костяковой Е.Б., Шарову A.C., Расторгуеву A.C., Са-мусю H.H., Шугарову С., Курочкину Н.Е., Сурдину В.Г., Дамбису А.К., Засову A.B., Носковой Р.И., Бизяеву Д., Куимову К., Аюкову С., Утробину В.П., Надежину Д.К., Панову И.В., Имшеннику B.C. и другим.

Я благодарен за добрые пожелания и моральную поддержку Горыне Н., Сокол Г., Иконниковой Н., Антипину С., Козыревой А., Сорокиной Е. и др.

И, конечно, моя особая благодарность всему профессорско- преподавательскому составу ГАИШ: Черепащуку A.M., Кононовичу Э.В., Расторгуеву A.C., Лозинской Т.А., Липунову В.М., Постнову К.О., Прохорову М., Глушковой Е., Щеглову П.В., Чернину А.Д., Токовинину A.A. и другим, благодаря которым я приобрел неоценимые научные знания в астрономии. Я также благодарен дирекции ГАИШ за финансовую поддержку некоторых командировок для наблюдений в Крыму.

И наконец, я признателен всем сотрудникам нашего и других институтов, с которыми было очень хорошо и плодотворно работать. Большое вам спасибо!

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Павлюк, Николай Николаевич, 1999 год

ЛИТЕРАТУРА

Айвазян и др. (Айвазян CA., Бухштабер В.М., Енюков И.С. и Мешалкин Л.Д.) //

Классификация и снижение размерности. 1989. М.: Финансы и статистика. Айкман, Балам (Aikman G.,Balam D.) // IAU Circular. 1994. No.5964. Аргайл и Моррисон ( Argyle R.W., Morrison L.V.) // IAU Circular. 1994. No.5976. Барбон и др. (Barbon R., Benetti S., Rosino L. et al.) // Astron. Astroph. 1990. V.237. P.79.

Бартунов О.С., Морозов Ю.И., Цветков Д.Ю.) //Астрой, журн. 1988. Т.65. С. 1178.

Бартунов О.С. и Цветков Д.Ю. ( Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu.)// Astrophys. Space Sei. 1986. V.122. P.343.

Бартунов, Блинников, Павлюк, Цветков ( Bartunov O.S., Blinnikov S.I., Pavlyuk N.N., Tsvetkov D.Yu. ) // Astron. Astrophys. 1994. V.281. L53.

Бенсон и dp. (Benson P.J. et al.) // Astron. J. 1994. V.107. P.1453.

Блинников С.И., Вайтитейн С.И. // Препринт Института теоретической и экспериментальной физики. М. 1984. No.79.

Блинников, Бартунов ( Blinnikov S.I., Bartunov О.S.) // Astron. Astrophys. 1993. V.273. Р.106.

Блинников и dp. ( Blinnikov S.I. et al. ) // Astrophys.J. 1998. V.496. P.454.

Бранч и Тамманн (Branch D., Tammann G.A.) // Ann. Rev. Astron. Astroph. 1992. V.30. P.359.

Бранч и др. (Branch D., Fisher A., Nugent P.) // Astron. J. 1993. V.106. P.2383 Бранч и Миллер (Branch D., Miller D.L.) // Astrophys. J. 1993. V.405. P.5. Бурстейн и Хейлес (Burstein D., Heiles C.) // Astron. J. 1982. V.87. P.1165. Бурстейн и Хейлес (Burstein D., Heiles C.) // Astrophys. J. Suppl. 1984. V.54. P.33. Вамстекер и др. ( Wamsteker W. et al. ) // IAU Circular. 1983. No.3791 Ванг и др. (Wang L., Li Z.-W., Clocchiatti A., Wheeler J.C.) // IAU Circular. 1995. No.6135.

Ванг и др. (Wang L., Wheeler J.C., Li Z., Clocchiatti A.) // University of Texas preprint. 1996. No.352.

Ван Дайк и dp. ( Van Dyk S.D., Treffers R.R., Richmond M.W., Filippenko A.V., Paik Y.B.

) // IAU Circular. 1994. No.6105 бан ден Берг (van den Bergh S.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1996a. V.108. P.1091. ван ден Берг (van den Bergh S.) // Astrophys. J. 19966. V.472. P.431.

Вейнберг (Weinberg S.) // General Theory of Relativity, Gravitation, Cosmology. 1972. New York: Wiley.

Вишарт, (Wishart D.) // "An algorithm for hierarchical classification." Biometrics. 1969. V.22. P.165.

Вогхан и др. (Vaughan Т.Е., Branch D., Miller D.L., Perlmutter S.) // Astrophys. J. 1995. V.439. P.558.

Вокулер и др. (de Vaucouleurs G.,de Vaucouleurs A., Corwin H.G. Jr., Buta R.J., Pa-turel G., Fouque P.) // Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. 1991. New York: Springer.

Врен (Wren W.) // IAU Circular. 1994. No.6058

Вусли и Хоффман ( Woosley S., Hoffman R.D. ) // Astrophys. J. 1991. V.368. P.31. Вусли и др. ( Woosley S., Langer N., Weaver T.A. ) // Astrophys. J. 1993. V.411. P.823. Гарнавич и др. (Garnavich P., Challis P., Kirshner R.) // IAU Circular. 1995. No.6157. Гарнавич и др. (Garnavich P., Noriega-Crespo A., Moro-Martin A.) // IAU Circular. 1996. No.6314.

Гарнавич и др. (Garnavich P., Jha S., Challis P. et al.) // Astrophys. J. 1998. V.509. P.74.

Делла Балле и Панагия (Delia Valle M., Panagia N.) // Astron. J. 1992. V.104. P.696.

Джерджен, Тамманн (Jerjen H., Tammann G.A.) // Astron. Astrophys. 1993. V.276. P.l.

Джованелли (Giovanelli R.) // The Extragalactic Distance Scale. Eds. Livio M., Donahue M., Panagia N. Cambridge: Cambridge University Press. 1997.

Джиованелли и dp. (Giovanelli R., Haynes M.P., Da Costa L.N. et al.) // Astrophys. J. 1997. V.477. P.LI.

Джонсон (Johnson W.) // IAU Circular. 1995. No.6157.

Жианг и dp. (Jiang X.J., Liu W., Hu J.Y. ) // IAU Circular. 1994. No.6065.

Иджима и др. (Iijima Т., Cappellaro E., Turatto M.) // IAU Circular. 1994. No.6108.

Истмен, Пинто ( Eastman R.G., Pinto P.A.) // Astrophys. J. 1993. V.412. P.731.

Иокоо u dp. (Yokoo Т., Arimoto J., Matsumoto K., Takahashi A., Sadakane K.) // Publ.

Astron. Soc. Japan. 1994. V.46. P.L191. Кадоно, Лейбандгут (Cadonau R., Leibundgut B.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1990. V.82. P.145.

Каппелларо, Делла Балле (Cappellaro Е., Delia Valle М.)//IAU Circular. 1993. No.5827. Kamo (Kato Т.) // 1994. E-mail communication.

Kamo (Kato Т.) // VSNET. 1998. http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/.

Ким, Губар и Перлмуттер (Kim A., Goobar А., Perlmutter S.) // Publ. Astron. Soc.

Pacific. 1996. V.108. P.190. Кинг и др. (King D.L., Vladilo G., Lipman K., de Boer K.S., Centurion M., Moritz P.,

Walton N.A.) // Astron. Astrophys. 1995. V.300. P.881. Клоччиати и др. (Clocchiatti A., Brotherton M., Harkness R., Wheeler J.C.) // IAU Circular. 1994. No.5972.

Клоччиати и др. (Clocchiatti A., Wheeler J.C., Barker E.S., Filippenko A.V., Matheson

Т., Liebert J.) // Astrophys. J. 1995. V.446. P.167. Клоччиати и др. (Clocchiatti A., Wheeler J.C., Brotherton M.S., Cochran A.L. et al.) //

Astrophys. J. 1996. V.462. P.462. Коваль (Kowal C.T.) // Astron. J. 1968. V.73. P.1021. Корвин (Corwin H.) // 1994. E-mail communication. Лейбандгут (Leibundgut В.) // 1988. Preprint University of Basel. Лейбандгут и Пинто (Leibundgut В., Pinto P.A.) // Astrophys. J. 1992. V.401. P.49. Лейбандгут и Тамманн (Leibundgut В., Tammann G.A.) // Astron. Astrophys. 1990. V.230. P.81.

Маза и др. (Maza J., Hamuy M., Phillips M.M. et al.) // Astrophys. J. 1994. V.424. P.L107.

Метлова H.B., Цветков Д.Ю., Шугаров С.Ю., Есипов В.Ф., Павлюк H.H. // Письма

в Астрон. журн. 1995. Т.21. С.670. Микуз (Mikuz Н.) // IAU Circular. 1994а. No. 5958, 5976. Микуз (Mikuz Н.) // IAU Circular. 19946. No. 5972, 5990. Миллер и Бранч (Miller D.L., Branch D.) // Astron. J. 1990. V.100. P.530. Моррисон, Аргайл (Morrison L., Argyle R.) // IAU Circular. 1994. No.5999. Муртаг, Хек ( Murtagh F., Heck A.) I j Multivariate Data Analysis. 1987. Dordrecht: Kluwer.

Накано (Nakano S.) // IAU Circular. 1995. No.6158.

Номото и др. ( Nomoto К., Yamaoka H., Pols O.R., van den Heuvel E.P.J, et al. ) //

Nature. 1994. V.371. P.227. Номото и др. ( Nomoto К., Iwamoto К., Suzuki Т., Pols O.R., Yamaoka H., Hashimoto M.,'Höflich P., van den Heuvel E.P.J.) // "The Origin of Type Ib-Ic-IIb-IIL Supernovae and Binary Star Evolution". Proceedings from IAU symposium 165. Dordrecht: Kluwer. 1996.

Оке и Сэндидж (Оке J.B., Sandage А.) // Astrophys. J. 1968. V.154. Р.21. Павлюк (Павлюк H.H.) // Дипломная работа. 1993. ГАИШ.

Павлюк H.H., Цветков Д.Ю., Псковский Ю.П., Бартунов О.С. // Письма в Астрон. журн. 1998. Т.24. С.951.

Павлюк H.H. //Результаты классификации сверхновых. 1999. http://virtua.sai.msu.su/ pavlyuk/results.

Пайк и др. (Paik Y., Filippenko A.V., Treffers R.R., Van Dyk S.D., Riebmond M.W.) //

IAU Circular. 1994. No.6058. Пароди, Тамманн ( Parodi В., Tammann G.A. ) // 1998. Готовится к публикации.

Патат и др. (Patat F., Barbon R., Cappellaro E., Turatto M.) // Astron. Astrophys.

Suppl. Ser. 1993. V.98. P.443. Патат и др. (Patat F., Barbon R., Cappellaro E., Turatto M.) // Astron. Astrophys.

1997. V.317. P.423. Патат (Patat F.) // IAU Circular. 1994. No.6111.

Пенстон и Блейдис (Penston M.V., Blades J.C.)// Mon. Not. R. Astron. Soc. 1980. V.190. P.51.

Перлмуттер и др. (Perlmutter S., Gabi S., Goldhaber G. et al) // Astrophys. .J. 1997. V.483. P.565.

Песци, Вилли, Лукас ( Pesci S., Villi M., Lucas S.) // ISN. 1998.

http://www.supernovae.org/isn.htm. Песци, Маза (Pesci S., Maza P.) // IAU Circular. 1995. No.6255. Пирс ( PierceM. ) // Astrophys. J. 1994. V.430. P.53.

Пирс и др. (Pierce M.J., Welch D.L., McClure R.D., van den Bergh S., Racine R., Stetson

P.) // Nature. 1994. V.371. P.385. Поллас и др. ( Pollas С., Cappellaro E., Deila Valle M. ) // IAU Circular. 1993. No.5887. Псковский Ю.П. // Астрон. Журнал. 1967a. T.44. Вып.1. C.82. Псковский Ю.П. // Астрон. Журнал. 19676. Т.44. Вып.4. С.708. Псковский Ю.П. // Астрон. Журнал. 1977. Т.54. Вып.6. С.1188. Псковский Ю.П. // Астрон. Журнал. 1984. Т.61. Вып.6. С.1125. Райе и др. (Riess A.G., Press W.H., Kirshner R.P.) // Astrophys. J. 1996. V.473. P.88. Райе и др. ( Riess A.G., Kirshner R.P., Schmidt B.P., Jha S., Challis Р., Garnavich A. et al ) // 1998. Astro-ph/9810291.

Ричмонд и др. ( Richmond M.W., Treffers R.R., Filippenko A.V. et al. ) // Astron. J.

1994. V.107. P.1022.

Ричмонд и др. ( Richmond M.W., Treffers R.R., Filippenko A.V. et al. ) // Astron. J.

1995. V.109. P.2121.

Ричмонд (Richmond M.W.) // Supernova Taxonomy. 1996. http://www.chapman.edu/oca/benet/sntypes.htm.

Ричмонд и др. ( Richmond M.W., Van Dyk S.D., Ho W. et al. ) // Astron. J. 1996a. V.lll. P.327.

Ричмонд и др. ( Richmond M.W., Treffers R.R., Filippenko A.V., Paik Y. ) // Astron. J.

19966. V.112. P.732. Робертпсон (Robertson H.P.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1955. V.67. P.82. Саха и др. (Saha A., Sandage А., Labhardt L. et al.) // Astrophys. J. 1997. V.486. P.l. Сэндидж ( Sandage A. ) // Astrophys. J. 1975. V.202. P.563.

Сэндидж, Кристиан и Вестфал ( Sandage A., Kristian J., Westphal J.A. ) // Astrophys.

J. 1976. V.205. P.688. Тамманн (Tammann G.A.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1996. V.108. P.1083. Тамманн (Tammann G.A.) // 1998. Astro-ph/9805013.

Тамманн и Сэндидж (Tammann G.A., Sandage A.) j I Astrophys. J. 1995, V.452. P.16.

Трефферс и др. (Treffers R.R., Filippenko A.V., Van Dyk S.D.) // IAU Circular. 1994. No.5946.

Тулли ( Tully R.B. ) // Nearby Galaxies Catalog. 1988. Cambridge. Cambridge University Press.

Филиппенко и др. (Filippenko A.V., Porter A.C., Sargent W.L.W.) // Astron. J. 1990. V.100. P.1575.

Филиппенко (Filippenko A.V.) // IAU Circular. 1995. No.6158 Филлипс (Phillips M.M.) // Astrophys. J. 1993. V.413. P.105.

Фридман и др. (Freedman W.L., Hughes S.M., Madore B.F., Mould J.R., Lee M.G., Stetson P.B., et al.)// Astrophys. J. 1994. V.427. P.628.

Хэмуи и др. (Hamuy M., Phillips M.M., Wells L.A.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1993. V.105. P.787.

Хэмуи и др. ( Hamuy M., Phillips M.M., Maza J. et al.) // Astron. J. 1995. V.109. P.l. Хэмуи и др. ( Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N. et al.) // Astron. J. 1996a. V.112. P.2438.

Хэмуи и др. ( Hamuy М., Phillips М.М., Suntzeff N. et al.) // Astron. J. 19966. V.112. P.2408.

Хэмуи и др. ( Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N. et al.) // Astron. J. 1996b. V.112. P.2398.

Хэмуи и др. ( Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N. et al.) // Astron. J. 1996r. V.112. P.2391.

Хэйнес и др. (Hanes D.A., Harris W.E., Madore B.F.) // Mon. Not. Roy. Astron. Soc.

1976. V.177. P.653. Хоббс ( Hobbs L.M. ) // Astrophys. J. 1974. V.191. P.381. Хоббс ( Hobbs L.M. ) // Astrophys. J. 1978. V.222. P.491. Цветков Д.Ю. // Переменные звезды. 1986. Т.22. С.279. Цветков Д.Ю. // Письма в Астрон. журн. 1989. Т.15. С.301. Цветков (Tsvetkov D.Yu.) II Inform. Bull, on Variable Stars. No.4253. 1995. Цветков, Павлюк (Tsvetkov D.Yu., Pavlyuk N.N.) // Inform. Bull, on Variable Stars. No.4146. P.l. 1995a

Цветков Д.Ю., Павлюк H.H. // Письма в Астрон. журн. 19956. Т.21. С.678. Цветков Д.Ю., Павлюк H.H. // Письма в Астрон. журн. 1997. Т.23. С.30. Цветков Д.Ю., Павлюк H.H., Бартунов О.С. // Каталог кривых блеска сверхновых

звезд. 1997. http://mira.sai.msu.su/sn/snlight Цветков Д.Ю., Павлюк H.H., Бартунов О.С. // Каталог сверхновых звезд 1998.

http: / / www.sai.msu.su/groups / sn/sncat Цветков, Павлюк // 1999. Письма в Астрон. журн. Готовится к печати. Чардулло, Якоби и Тонри (Ciardullo R., Jacoby G.H., Tonry J.L.) // Astrophys. J. 1993. V.419. P.479.

Уамстекер и др. ( Wamsteker W. et al. ) // IAU Circ. 1983. No. 3842.

Уилер (Wheeler J.С.) //"Introduction to Supernovae". 1990. Preprint No. 108. University

of Texas. McDonald Observatory. Уилер и Филиппенко ( Wheeler J.C., Filippenko A.V. )// Supernovae and Supernova

Remnants. Eds. McCray R., Li Z.W. Cambridge: Cambridge University Press. 1994. Уолкер ( Walker A. ) // IAU Circ. 1994. No.5950. Утробин ( Utrobin V.P.) // Astron. Astrophys. 1994. V.281. P.89. Утробин ( Utrobin V.P.) // Astron. Astrophys. 1996. V.306. P.291. Херандо и др. ( P.Heraudeau et al.) // IAU Circ. 1994. No. 5952.

Шварц (Schwartz М.)// IAU Circular. 1997. No. 6700.

Шварц, Цветков, Павлюк // 1999. Письма в Астрон. Журн. Готовится к публикации.

Шмидт и др. ( (Schmidt В., Challis P., Kirshner R.) // IAU Circular. 1994. No.5966.

Шмидт, Киршиер (Schmidt В., Kirshner R.) // 1994a. E-mail communication.

Шмидт, Киршнер (Schmidt В., Kirshner R.) // IAU Circular. 19946. No.5962.

Шэнкс и Крум ( Shanks Т., Croom S.M. ) // IAU Circ. 1994. No. 5951.

Эйяни, Кавакита ( Ayani К., Kawakita H•)//// IAU Circular. 1995. No.6256.

Якоби и др. ( Jacoby G., Branch D., Ciardullo R. et al.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1992. V.104. P.599.

Янгер и ваи ден Берг (Younger P.F., van den Bergh S.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1985. V.61. P.365.