Спектры сверхновых звезд и физические условия в их оболочках тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Предисловие.

Введение

Глава I. Вопросы теории спектров сверхновых звезд

1.1. Общие соображения о формировании линий в спектрах СН

1.2. Профили линий в случае рад ширящейся сильно неоднородной среды.

1.3. Томсоновское рассеяние в атмосфере СН и профили линий

1*3.1. Томсоновское рассеяние и профили эмиссионных линий при Тт» 4.

1.3.2. Профили линий поглощения при наличии томсоновского рассеяния.

1.4. Эффекты блендирования большого числа линий поглощения в СН.

1.5. Рассеяние Loe -квантов в оболочках СН.

1.5.1. Квазистационарный спектр Loe «излучения

1.5.2. Число рассеяний и характерные длины

Глава 2. Спектры сверхновых II типа: отождествление и общий анализ.

2.1. Общие сведения о SN 1970q.

2.2. Спектры SN 1970: характеристика наблюдательных данных.

2.3. Отоздествление линий в спектре SN 1970q,.

2.4. Эволюция спектра SN 1970 .8Е

2.4.1. Эволюция непрерывного спектра . 8Е

2.4.2. Эволюция лучевых скоростей

2.4.3. Интенсивность эмиссионных линий

2.5« Сравнительный анализ спектров CHCI

2.6. S And - сверхновая типа II.

Глава 3. Интерпретация спектров сверхновых типа II.

3.1. Кинематика и морфология оболочки £>N 1970 q,

3.1.1. Профиль Nal Л 5892 и модель оболочки SN 1970 q.

3.1.2. Эволюция лучевых скоростей и распределение плотности.

3.1.3. Распределение вещества в глубоких слоях оболочки SN 1970 q . III

3.1.4. Феноменологическая модель распределения вещества в оболочке SN 1970 q,

3.2. Электронная концентрация и электронная температура в оболочке CHII

3.2.1. Механизм возбуждения водорода

3.2.2. Бальмеровский декремент.

3.2.3. Электронная концентрация и температура в атмосфере SN

3;3. Моделирование црофшш ИоС в спектре SN

1970 $.

3.4. Природа континуума SN 1970q. на поздней стадии.

3.5. Интерпретация линейчатого спектра SN 1970q.

3.6. Масса оболочек CHII с линейными кривыми блеска

Глава 4. Интерпретация спектров СИ вблизи максимума блеска.

4.1. Модель оболочки (Ж вблизи максимума блеска

4.2. Химический состав внешних слоев оболочек CHI

4.2.1. Водород в оболочках CHI.

4.2.2. Относительное содержание St и И

4.2.3. Ca и в оболочках CHI.

4.3. Природа нецрерывного спектра CHI вблизи мак. . симума блеска

4.4. Сравнительный анализ спектров CHI и CHEI

4.4Д. Континуум

4,4,2. Линейчатый спектр.

Глава 5. Сверхновые типа II и нейтронные звезды

5.1. Спектры и кривые блеска - индикаторы нейтронных звезд в СНГ1.

5.1.1, Спектры CHII и модели взрыва СН

5.1.2. Природа источника энергии излучения

CHII на поздней стадии

5.2. CHII и пространственные скорости пульсаров

5.3. Ускорение нейтронной звезды анизотропным излучением нейтрино.

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 ос -квантов в однородной расширяющейся оболочке с кинематикой 1Г= r/t в случае большой оптической толщи с учетом истинного перераспределения по частотам в крыльях. Найден спектр Loe -излучения 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 симметричной; распределение, скоростей вдоль радиуса соответствует \Г- r/t ; вещество в оболочке непрерывно распределено по скоростям в интервале 1000 - 13000 км/с, тогда как основная доля массы оболочки расширяется со скоростями 3000 - 5000 км/с; распределение водорода по скоростям имеет максимум плотности вблизи V = 1600 км/с; внешние 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 Loe -излучением кальций в оболочке CHII на стадии "t tm+ 260 сут. находится преимущественно в состоянии CaüL . 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 11000 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 Ü" 10000 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.

ВВЕДЕНИЕ

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 I; Крабовидная туманность и плерионы [28,29,273 , возможно связанные со сверхновыми типа II; С 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

700

750

600 V v- v

• ъ-* О ч V

Li m ч N SN1969t

SN 1979c

100

200

Рис.1. Кривые блеска сверхновых: а - CHI 1981b ( NQC 4536) [36]; б - CHI 19691 ( 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^ ä 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 Е -галактиках 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 ÏC 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 ( Г -ITt ) 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 = 10000 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 I000ÖK, 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 Hoí. 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 -i- I 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 = 10000 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 19691 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 19691 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 19691 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 19691 , 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 Lot -излучением, 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 19691 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 , Hç>, 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 19691 (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 оболочке; распад со56 Fe 56 ; ударная волна в звездном ветре предсверхновой; пульсарный 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 (trT\ffc ^ 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 ü" ^ 10000 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" > 10000 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 многое- и 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 50007000 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.

1. Baade W., Zwicky P. On super-novae. - Wash. Nat. Ac. Proc., 1934, vol.20, p.254-259.

2. Hoyle P. The synthesis of the elements from hydrogen. Mon. not. Roy. astron. soc., 1946, vol.106, No.5, p.343-383.

3. Baade W., Zwicky P., Cosmic rays from super-novae. Wash. Nat. Ac. proc., 1934, vol.20j p.259-263.

4. Гинзбург В.Л., Сыроватский С.И. Происхождение космических лучей. М.: Изд. АН СССР, 1963, с.200.

5. Кардашев Н.С. Магнитный коллапс и природа мощных источников космического радиоизлучения. Астрон.ж.,1964,т.41,с.807-813.

6. Large M.I., Vaughan А.Е., Mills B.Y. A pulsar Supernovae association? Nature, 1968, vol.220, p.340-341.

7. Ostriker J.P., Gunn J.E; On the nature of pulsars. Asrophys. J., 1969, vol.157, No.3, p.1395-1417.

8. Baade W. The absolute photographic magnitude of Supernovae. -Astrophys. J., 1938, vol.88, p.285-304.

9. Шкловский И.С. Сверхновые звёзды. -М.: Наука, 1976.ю. Каплан С.А., Пикельнер С.Б. Межзвёздная среда. М.:1. Физматгиз, 1963.

10. Мс Кее С.Р., Ostriker J.P. A theory of the interstellar medium: three components regulated by Supernovae explosions in inhomogeneous substrate. Astrophys. J., 1977, vol.218,1. No.1, p.148-169.

11. Opik E.J. Stellar associations and Supernovae. — Irish A.J., 1953, vol.2, p.219-233.

12. Ostriker J.P.fSupernovae and formation of galaxies. In: Supernovae: a survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. Dordrecht: Reidel, 1982, p.565.

13. Wheeler J.С. The final evolutioriof stars. Mem. soc. astron. Ita., 1978, vol.49, No.2-3, p.349-373.

14. Имшенник B.C., Надежин Д.К. Конечные стадии эволюции звёзди вспышки сверхновых. В: Итоги науки и техники. Астрономия т.21. Ред.: Р.А.Сюняев. -М.:ВЙНИТИ, 1982, с.63-129.

15. Шкловский И.С. О физически обоснованной классификации сверхновых звёзд. Письма в Астрон. ж., 1982, т. 8, 6,с. 347-350.

16. Minkowski R. Supernovae and Supernovae remnants. In: Supernovae and their remnants. Ed.s P.J.Brancazio, A.G.W. Cameron. - N.Y.»London,Paris: Gordon and Breach, 1969,p.23-42.

17. Chevalier R. Was SN 1054 a type II supernova? In: Supernovae. Ed.: D.N.Schramm. - Dordrecht: Reidel, 1977, p.53.

18. Псковский Ю.П. Кривые блеска пяти галактических сверхновых.- Астрон. ж., 1978, т.55, М, с.737-754.

19. Minkowski R. Spectra of Supernovae. Publ. astron. soc. Рас., 1941, vol.53, p.224-225.

20. Zwicky P. Supernovae. In: Stellar structure. Ed.: L.H. Aller, D.B.Mc Laughlin. Chicago: Un. Chicago press, 1965, p.367.

21. Oke J.B., Searle L. The spectra of Supernovae.- Ann. rev. astron. astrophys., 1973, vol.12, p.315-329.

22. Branch D., Greenstein J. The 1961 supernova >in NGC1058. -Astrophys.J., 1971, vol.167, No.1, p.89 -100.

23. Greenstein J., Minkowski R. An atlas of Supernovae spectra.- Astrophys.J., 1973, vol.182, No.1, p.225-244.

24. Блинников С.И., Имшенник B.C., Утробин В.П. Гигантский рентгеновский источник в Лебеде остаток взрыва пекулярной сверхновой. - Письма в AK, 1982, т.8, Ш, с.671-678.

25. Kirshner R.P. Supernova spectra and young supernova remnants In: Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. - Dordrecht: Reidel, 1982, p.419-432

26. Chevalier R.A. Young supernova remnants. In: Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham.-Dordrecht: Reidel, 1982, p.419-432.

27. Weiler K.W., Panagia N. Are Crab-type Supernovae (plerions) short lived? Astron. astrophys., 1978, vol.70,No.3, p. 419-422.

28. Weiler K.W. The Crab nebula is not alone. Observatory, 1983, vol.103, No.1054, p.85-106.

29. Chevalier R.S. Cassiopeia A, faint Supernovae and heavy-element ejection by Supernovae. Astrophys.J., 1976, vol.208, No.3, p.826-828.

30. Lasker B.M. Studies of N132D: a supernova remnant similar to Cas A in LMC. Astrophys.J., 1978, vol.223 No.1, p.109-121.

31. Dopita M.A., Tuohy I.R., Mathewson D.S. An oxygen-rich young supernova remnant in the Small Magellanic Cloud. Astrophys J. Lett., 1981, vol.248, No.2, p.105-108.

32. Chevalier R. Hydrodynamic model of supernova explosions. -Fundam. cos. phys., 1981, vol.7, p.1-58.

33. Kirshner R.P. An optimist's guide to supemovae. In: Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. - Dordrecht: Reidel, 1982, p.1-12.

34. Tammann G.A. A progress report on supernova statistics. -In: Supernovae. Ed.: D.N.Schramm. Dordrecht: Reidel, 1977, p.95-116.

35. Цветков д.ю. Наблюдения сверхновой в ngc 4536. Письма в Астрон. к., 1982, т.8, №4, с.219-221.

36. Ciatti P., Rosino L., Bertola P. The type II supernova 19691 in NGC1058. Mem. soc. astron. Ita., 1971, No.2, p.163-184.

37. Vaucouleurs G., Vaucouleurs A., Buta R., Abies H.D., Hewitt A.V. The bright supernova 1979c in M100. Pub. astron. soc. Рас., 1981, vol.93, No.551, p.36-44.

38. Barbon R., Ciatti P., Rosino L. Photometric properties of type II supernovae. Astron. astrophys., 1979, vol.72, No.3, p.287-292.

39. Псковский Ю.П. Фотометрическая классификация и наблюдательные характеристики сверхновых II типа. Астрон. ж., 1978, т.55, 1Ь2, с.350-357.

40. Псковский Ю.П. Кривые блеска, кривые цвета и скорости расширения сверхновых I типа.как функции падения блеска. -Астрон. ж., 1977, т.54, JS6, с.1188-1201.

41. Tammann G.A., Sandage A. The value of HQ. ESO preprint, No.211, 1982, p.1-10.

42. Tammann G.A. Supernova statistics and related problems. -In: Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. Dordrecht: Reidel, 1982, p.371-403.

43. Псковский Ю.П. О частоте вспышек сверхновых в галактиках разных подтипов. Астрон. ж., 1961, т. ,38, вып. 4,с. 656-661.

44. Maza J., v.den Bergh S. Statistics of extragalactic supernovae. Astrophys.J., 1976, vol.204, No.2, p.519-529.

45. Payne-Gaposhkin C. Note on the spectrum of Z Centauri. -Astrophys.J., 1936, vol.83, p.173-176.

46. Minkowski R. The spectra of the supernovae in IC4182 and NGC 1003. Astrophys.J., 1939, vol.89, p.156.

47. Шкловский И.С. Сверхновые звёзды. М.: Наука,1966, с.41.

48. Псковский Ю.П. Начальный момент вспышки и масса выброшенной оболочки сверхновой. Астрон. ж., 1968, т.45, 116,с.1160-1165.

49. Горбадкий В. Г. 0 происхождении линий 01. в спектре:~сверх-новой звезды. Докл. АН СССР, 1970, т.194, №1, с.45-48.

50. Мустель Э.Р. 0 происхождении эмиссионных полос 01. в спектр< сверхновой I типа в IC4I82 (1937с). Астрон. цирк., 1976, №907, с.1-2.

51. Чугай Н.Н. 5N 1937с: линии 01. 6300 , 6363 и масса кислорода в оболочке. Астрон. цирк.,1976, №907, с.2-4.

52. Payne-Gaposhkin С. The galactic novae. Amsterdam: North-Holland publ. сотр., 1957, p.272.

53. Kirshner R.P., Oke J.B. Supernovae 1972e in NGC5253. -Astrophys.J., 1975, vol.200, No.3, p.574-581.

54. Meyerott R.E. A radioactive exitation source model for late spectra of type I supernova. Astrophys.J., 1980, vol.239, No.1, p.257-270.

55. Me Laughlin D.B. The spectrum of the supernova of 1954 in NGC4214. Publ. astron. soc. Рас., 1963, vol.75, No.443, p.133-148.

56. Псковский Ю.П. Идентификация абсорбций спектра сверхновой I типа. Астрон. ж., 1968, т.45, №5, с.945-952.

57. Мустель Э.Р. Об истолковании спектров сверхновых звёзд I типа. Астрон. ж., 1971, т.48, tôl, с.3-13.

58. Мустель Э.Р. 0 физических характеристиках оболочек сверхновых звёзд I типа в первый период их расширения. Астрон. ж., 1971, т.48, М, с.665-675.

59. Мустель Э.Р. 0 физических характеристиках оболочек сверхновых в первый период их расширения. II. Эволюция спектров. Астрон. ж., 1972, т.49, вып.1, с.15-30.

60. Branch D., Patchett B. Type I supernovae. Mon. not.R. astron. soc., 1973, vol.161, No.1,p.71-83.

61. Бычкова B.C., Бычков К.В. Расчет линейчатого спектра поглощения изобарической свободно расширяющейся оболочки. Приложение к сверхновым I типа. Сообщ. САО, 1978,вып.24, с.47-60.

62. Branch D., Buta R., Falk S.W., Mc Call M.L., Sutherland P.G., Uomoto A., Wheeler J.C., Wills B.J. Interpretation of the maximum light spectrum of a type I supernova. Astrophys.

63. J. Lett., 1982, vol.252, No.2, p.61-64.

64. Kirshner R.P., Oke J.В., Penston M.V., Searle L. The spectra of supernovae, Astrophys.J., 1973, vol.185, p.303-326.

65. Псковский Ю.П. Сверхновые звёзды. В: Явления нестационарности и звёздная эволюция. - М.: Наука, 1974,с. 261-337.

66. Mustel E.R. On the stratification of elements in the envelop« ejected by type I supernovae. Astrophys. space sci.,1978, vol.58, No.1, p.41-82.56

67. Axelrod T.S. Late time optical spectra from the Ni model for type I supernovae. Ph.D. thesis. Livermore: Lawrence Livermore lab., July 1980.

68. Утробин В.П., Чугай Н.Н. Образование спектров сверхновых I типа. Препринт ИПМ Ш6, 1979, с.3-32.

69. Чугай Н.Н. Эффекты перекрывания линий в спектрах сверхновых при консервативном рассеянии. Письма в Астрон. ж., 1980, т.6, Ш, с.481-485.

70. Мустель Э.Р., Чугай Н.Н. О физических условиях в оболочках сверхновых I типа вблизи максимума блеска. Astrophys. Space Sci., 1975, vol.32, No.1, p.25-38.

71. Panagia N. Ultraviolet properties of supernovae. Proc. third Eur. IUE conf., Madrid, may 1982, p.31-36.

72. Colgate S.A., Mc Kee C. Early supernova luminosity. -Astrophys.J., 1969, vol.157, No.2, p.623-644.

73. Humason M.L. The spectrum of a supernova in NGC4273. -Publ. astron. soc. Рас., 1936, vol.48, p.110-113.

74. Greenstein J. Remarks on recent supernova spectra. In: Stellar structure. Ed.: L.H.Aller, D.B.Mc Laughlin. -Chicago: Un. Chicago press, 1965, p.412.

75. Ciatti P., Rosino L. The type II supernova 1973r in NGC 3627. Astron. astrophys., 1977, vol.56, No.1, p.59-64.

76. Patchett В., Branch D. Absorption spectra of type II supernovae. Mon. not. R. astron. soc., 1972, vol.158, No.4,p.375-382.

77. Kirshner R.P, Kwan J. The envelopes of type II supernovae.- Astrophys.J., 1975, vol.197, No.2, p.412-424.78.: Проник В.И., Чуваев K.K., Чугай Н.Н. Спектры сверхновой II типа 1970 в MI0I.- Астрон.ж., 1976,т.53,№6, с.1182-1187.

78. Gordon Ch. Type II supernovae: Analysis of the observed spectra from 8 to 15 months following the explosion. -Astrophys.J., 1978, vol. 220, No.2, p.484-489.

79. Kirshner R.P., Kwan J. Distances to extragalactic supernovae- Astrophys. J., 1974, vol.193, No.1, p.27-36.

80. Gordon Ch. Study of two type II supernovae; SN1961 in NGC 3938 and SN1969 in NGC1058. Astron. Astrophys., 1973, vol.29, No.1, p.123-127.

81. Чугай Н.Н. 0 распределении газа в оболочках сверхновых I и II типов вблизи максимума блеска. Астрон. ж., 1975, т.52, М, с. 197-199.

82. Чугай Н.Н. Профили линий и модель оболочки сверхновой II типа SNI97O9, .- Астрон. ж., 1982, т.59, №6, с.1134-1145.

83. Branch D., Falk S.W., Mc Call M.L., Rybski P., Uomoto A.K., Wills B.J. The type II supernova 1979c in M100 and distance to the Virgo claster. - Astrophys. J., 1981, vol. 244, No.3, p.780-804.

84. Hempe K. Model analysis of SN19691.- Astrop. astrophys., 1981, vol.98, No.1, p.19-26.

85. Ostriker J.P., Gunn J.E. Do pulsars make supernovae? -Astrophys. J. Lett., 1971, vol.164, No.3, p.95-104.

86. Шкловский И.С. Жесткое излучение молодых пульсаров как причина оптического излучения сверхновых. Астрон. ж., 1975, т.52, JS5, с.911-919.

87. Weaver Т.A., Woosley S.E. Supernova models and light curves. In: Supernova spectra workshop. La Jolla, 1980. - N.Y.t Univ. La Jolla, 1980, p.15-32.

88. Renzini A. Supernovae precursors. Mem. astron. soc. Ita., 1978, vol.49, No.2-3, p.389-398.

89. Соболев В.В. Движущиеся оболочки звёзд. Л.: Изд. ЛГУ, 1947.

90. Соболев В.В. Диффузия Lex -излучения в туманностях и звёздных оболочках. Астрон. ж., 1957, т.34, вып.5, с.694-705.

91. Рублев С.В. О профилях эмиссионных линий, формирующихся в движущихся оболочках звёзд. Астрон. ж., I960, т.37, вып.5, с.828-841.

92. Castor J.I. Spectral line formation in Wolf-Rayet stars. -Mon. not. R. astron. soc., 1970, vol.149, No.2, p.111-128.

93. Castor J.I. Radiative transfer in spherically symmetric flows,. Astrophys. J., 1972, vol.178, No.3, p.779-792.

94. Kirshner R.P., Wilner S.P., Becklin E.E., Neugebauer G, Oke J.B. Spectrophotometry of the supernova in NGC5253from 0.33 to 2.2»microns. Astrophys.J.Lett., 1973, vol.180, p.97-100.

95. Грасберг Э.К., Имшенник B.C., Надежны Д.К. К теории кривых блеска сверхновых звёзд,- Astrophys. Space Sci., 1971, vol.10, No.1, p.3-27.

96. Бычкова B.C., Бычков К.В. К вопросу о содержании водорода в сверхновых I типа и их остатках. Астрон. ж., 1977, т.54, вып.4, с.772-780.

97. Антипова Л.И. Анализ физических условий в оболочке новой Дельфина 1967 г. (HR Del ). Астрон. ж., 1977, вып.1, с.68-84.

98. Hamper К., v.den Bergh S. Optical studies of Cassiopeia A. V. A definitive study of proper motions. Astrophys. J. Suppl., 1976, vol.32, No.2, p.351-366.

99. Falk S.W., Arnett W.D. Radiative dynamics, envelope ejection and supernova light curves. Astrophys.J.Suppl., 1977, vol.33, No.4, p.515-562.

100. Кендал M., Моран П. Геометрические вероятности. М.:I972.

101. Соболев В.В. О цветовых температурах объектов с электронным рассеянием. Астрофизика, 1980, т.16, М, с.695-706.

102. ЮЗ. Соболев В.В., Колесов В.В. О непрерывных спектрах сверхновых звёзд. Астрон. ж., 1982, т.59, вып.З, с.417-423.

103. Чугай Н.Н. Томсоновское рассеяние в оболочках сверхновых звёзд и профили эмиссионных линий. Письма в Астрон. ж., 1977, т.З, МО, с.448-451.

104. Auer L.H., v.Blerkom D. Electron scattering in spherically expanding envelopes. Astrophys. J., 1972, vol. 178,1. No.1, p.175-182.

105. Чугай Н.Н. Электронное рассеяние в расширяющихся оболочках и непрерывный спектр сверхновых звёзд вблизи максимумаблеска. Научные инф. Астрон. совета АН СССР, 1978, вып.42, с.35-44.

106. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Строение и эволюция Вселенной.- М.: Наука, 1975,с.59.

107. Ю8. Кошляков Н.С., Глинер Э.Б., Смирнов М.М. Основные дифференциальные уравнения математической физики. М.: Изд. физ. мат. лит.,1962, с.611.

108. Соболев A.M., Чугай Н.Н. Электронное рассеяние и формирование линий поглощения в атмосферах сверхновых II типа. -Письма в Астрон. к., 1982, т.8, №10, с. 607-611.

109. Rosseland S. On the origin of bright lines in stellar spectra. Astrophys.J., 1926, vol.43, No.4, p.218-235.

110. Соболев A.M. Численный анализ эффектов блендирования линий в спектрах сверхновых. Письма в Астрон. ж., 1981, т.7, J63, с. 163-167.

111. Грачев С.И. К задаче о диффузии излучения в движущейся среде- Вестник ЛГУ, 1978, J&I, с. 129-135.

112. Грачев С.И. Перенос резонансного излучения в расширяющихся плоскопараллельных средах. Вест.ЛГУ, деп.ВИНИТИ,№1007-78.

113. Adams Т.P. The mean photon path length in extremely opaque media. Astrophys.J., 1975, vol.201, No.1, p.350-351.

114. Hummer D.G. Non-coherent scattering VI. Solution of the transfer problem with a frequency^dependent source function.- Mon. not. R. astron. soc., 1969, vol.145, No.1,p.95-120.

115. Hurrington J.R. The scattering of resonance-line radiation in the limit of large optical depth. Mon. not. R. astron. soc., 1973, vol.162, No.1, p.43-52.

116. Соболев В.В. Перенос лучистой энергии в атмосферах звёзд и планет.- М.: Изд.тех.теор.лит., 1956, с.256.

117. Варшалович Д.А., Сюняев Р.А. Профиль спектральной линии1.f -излучения и спиновая температура водорода в межгалактической среде.- Астрофизика, 1968, T.4JI3, с.359-372.

118. Osterbrock D. The escape of resonance-line radiation from optically thick nebula. Astrophys.J., 1962, vol.135, No.1, p.195-211.

119. Баско M.M. Перераспределение по частотам и диффузия излучения в резонансных рентгеновских линиях. ЖЭТФ, 1978,т.75, вып.4(10), с.1278-1288.

120. Чугай Н.Н. Рассеяние Lot -квантов в расширящихся оболочках с большой оптической толщей. Письма в Астрон. ж., 1980, т.6, J&3, с.166-170.

121. Иванов В.И. Перенос излучения и спектры небесных тел. -М.: Наука, 1969, с.317.

122. Detre L., Lovas М. Supernova in Messier 101. IAU Circ., No.2269, 1970.

123. Kraan-Korteweg R.C., Tammann G.A. A catalog of galaxies within 10 Mpc. ESO preprint No.42, 1979, p.1-28.

124. Vaucouleurs G. Nearby groups of galaxies. In* Stars and stellar systems., vol.IX. - Chicago: Univ. Chicago press, 1975, p. 557-600.

125. Searle L. Evidence for composition gradients across the disc of spiral galaxies. Astrophys.J., 1971, vol. 168, No.3, p.327-342.

126. Barbon R.,Ciatti F.,Rosino L. Light curves and characteristics of recent supernovae. Astron. astrophys., 1973, vol.29, No.1, p.57-68.

127. Шаховской H.M., Ефимов Ю.С. Поляризационные наблюдения сверхновой в галактике MI0I. Астрон. ж., 1972, т.49, М, с.11-14.

128. Gottesman S.T., Broderick J.J., Brown R.L., Balick В., Palmer P. First-epoch radio observations of supernova 1970g. Astrophys.J., 1972, vol.174, No.2, p.383-388.

129. Chevalier R.A. The radio and X-ray emission from type II supernovae. Astrophys.J., 1982, vol.259, No.1, p.302-310.

130. Moore Ch.E. A multiplet table of astrophysical interest. -Princeton: Princeton univ. observatory, 1945.

131. Чугай H.H. О возможном присутствии эмиссионных линий Fellои. Mg I Л 4571 А в спектрах сверхновых II типа на поздней стадии после максимума блеска. Астрон. цирк., 1980, Ш05, с. 1-3.

132. Чугай Н.Н. Линии пашеновской серии водорода и линии мульти-плета М кислорода в спектре sn I970g. Астрон. цирк., 1975, 16874, с. 1-2.

133. Чугай Н.Н. Линии поглощения кислорода в спектрах сверхновых II типа. Письма в Астрон. ж., 1977, т.З, №1,с.17-20.

134. Bohm К.N. Herbig-Haro objects. In: The interaction of variable stars with their environment. - Ed.: R.Kipenhahn, J.Rahe, W.Strohmeier. - Bamberg: 1977, p.3-24.

135. Joy A.H. Spectroscopic observations of Mira Ceti, 1934 -1952. Astrophys.J.Suppl., 1954, No.2, vol.1, p.39-62.

136. Thackeray A.D. Coude spectra of Eta Carinae and the stronges lines of Pell and Nill . Mon.not.R.astron.soc., 1967, vol.135, No.1 p.51-82.

137. Phillips M.M. Permitted Pell emission in Seyfert 1 galaxies and QSOs. I.Observations. Astrophys. J. Suppl., 1978, vol. 38, p.187-204.

138. Аллен К.У. Астрофизические величины. М.: Мир, 1977.

139. Розино Л., Темпести П. Фотометрические и спектроскопические наблюдения Новой Лебедя 1975 г. = V 1500 Cygni . Астрон. ж., 1977, т.54, вып.З, с.517-540.

140. Arp Н. Supernova in NGC 73'31« Astrophys. J., 1961, vol. 133, No.3, p.883-894.

141. Паренаго П.П. Окончательные кривые блеска шести новых и трех сверхновых звёзд. Переменные звёзды, 1949, т.7, ЖЗ, с.109-123.

142. Plin P., Karpowicz М., Murawski W., Rudnicki К. Catalog of supernovae. Acta cosmologica, 1979, No.8.

143. Payne-Gaposhkin C. On the spectrum of the supernova S And-romedae. Astrophys. J., 1936, vol.83, p.245-251.

144. M 31. Astrophys. J.^ett., 1979, vol.234, No.1, p.45-49.

145. Нагирнер Д.И. О поляризации света в атмосферах звёзд. -Труды АО ЛГУ, 1962, т.19, с.79-87.

146. Грасберг Э.К., Надёжны Д.К. Волна охлаждения в оболочкахсверхновых звёзд. Astrophys. Space Sci., 1976, vol.44, p.429-449.

147. Lasker B.M. Studies of N 132D, a supernova remnant in LMC. II. The rapidly moving material. Asrophys. J., 1980, vol. 237, No.3, p.765-768.

148. Литвинова B.M., Надёжин Д.К. Газодинамические модели сверхновых звёзд II типа. Препринт ИТЭФ - 23, 1982, с.1-54.

149. Seaton M.J. The forbidden line spectra of gaseous nebulae.-In: Gas dynamics of cosmic clouds. Ed.: H.C. van de Hulst, J.M.Burgers. Amsterdam: N.Holland publ. сотр., 1955,p.75-81.

150. Бэкер Д., Мензел Д. Бальмеровский декремент. В: Физические процессы в газовых туманностях. Ред.: В.Г.Фесенков. -М.: Изд. ИЛ, 1948, с.23-34.

151. Osterbrock D.E. Astrophysics of gaseous nebulae. San Francisco: Freeman and Co., 1974.

152. Spitzer L., Greenstein J.L. Continuous emission from planetary nebulae. Astrophys. J., 1951, vol.114, No.3,p.407-420.157. v.Regemorter H. Rate of collisional excitation in stellar atmospheres. Astrophys. J., 1962, vol. 136,No.3,p.906-915.

153. Wiese W.L., Smith M.W., Glennon B.M. Atomic transition probabilities. Vol.1. Washington: NBS, 1966.

154. Ситон М. Тепловые неупругие столкновения. В: Космическая газодинамика. - М.: Изд.ИЛ, I960, с.121-141.

155. Seaton M.J. The solutin of capture-cascade equations for hydrogen. Mon. not. R. astron. soc., 1959,vol.119, No.1, p.90-97.

156. Field G.B., Steigman G. Charge transfer and ionisation equilibrium in the interstellar medium. Astrophys. J., 1971, vol.166, No.1, p.59-64.

157. Kneer F., Mattig W. The chromosphere above sunspot umbrae. I. The interpretation of the H,K and IR lines of Call. -Astron. Astrophys., 1978, vol.65, No.1, p.17-28.

158. Fransson C. X-ray and UV-emission from supernova shock waves in stellar winds. Astron. Astrophys., 1982, vol. 111, No.1, p.140-150.

159. Зайдель A.H., Шрейдер Е.Я. Спектроскопия вакуумного ультрафиолета. М.: Наука, 1967, с.305.

160. Seaton M.J. The chemical composition of the interstellar gas. Mon.not. R. astron. soc., 1951, vol.111, No.2,p.368-376.

161. Вайнштейн Л.А., Собельман И.И., Юков Е.А. Возбуждение атомов и уширение спектральных линий. М.: Наука, 1979, с.234.

162. Phillips М.М. A compilation of oscilator strengths for sel<4 ected Fell transitions. Astrophys. J. Suppl., 1979, vol. 39, p.377-387.

163. Viotti R. Forbidden and permitted,emission lines of singlyionized iron as a diagnostic in the investigation of stellar emission line spectra. Astrophys. J., 1976, vol. 204, No.1, p.293-300.

164. Sandage A., Tammann G.A. Steps towards the Hubble constant,-Astrophys. J., 1976, vol.210, No.1, p.7-24.

165. Arnett W.D. Analytic;,solution for light curves of supernovae of type II. Astrophys. J., 1980, vol.237, No.2,p.541-549.

166. Чугай Н.Н. sn 1885a в M3I сверхновая II типа. - Астрон. цирк., 1983, JSI263, с.3-5.

167. Kirshner R.P., Arp Н.С., Dunlap J.R. Observations of supernovae: 1975a in NGC 2207 and 1975b in the Perseus cluster. -Astrophys. J., 1976, vol.207, No.1, p.44-52.

168. Winkler P.P. What can X-rays tell us about SNRls? Mem. soc. astron. Ita., 1978, vol.49, No.2-3, p.599-617.

169. Мустель Э.Р., Чугай Н.Н. О модели сверхновой I типа вблизи максимума блеска. Астрон. журн., 1975, т.52, вып. 4,с. 673-681.

170. Panagia N. Ultraviolet properties of supernovae. Proc. 3d Europ. conf. - Madrid, may 1982.

171. Elias J.H., Frogel J.A., Hackwell J.A., Persson S.E. Infrared light curves of type I supernovae. Astrophys. J. Lett., 1981, vol.251, No.1, p.13-16.

172. Schuster A. Radiation through a foggy atmosphere. Xstrephyi J., 1905, vol.21, p.1-22.

173. Слюсарев С.Г. О рассеянии света свободными электронами в фотосферах звёзд. Доклады АН СССР, 1954, т. 54, № 4, с. 741-744.

174. Chevalier R.A. Exploding white dwarf models for type I supernovae. Astrophys. J., 1981, vol.246, No.1, p.267-277.

175. Woosley S.E., Weaver T.A. Theoretical models for supernovae. In: Supernovae: A current research. Ed.: M.J.Rees, R.J. Stoneham. - Dordrecht: Reidel, 1982, p.79-122.

176. Minkowski R. Spectroscopic optical observations of central star. Publ. astron. soc. Рас., 1970, vol.82, No.486,p.470-478.

177. Псковский Ю.П. Кривые блеска пяти галактических сверхновых. Астрон. ж., 1978, т.55,М, с.737-754.

178. Nomoto К., Tsuruta S. Cooling of young neutron stars and th Einstein X-ray observations. Astrophys. J. Lett., vol. 250, No.1, p.19-23.

179. Hoyle P., Fowler W.A. Nucleosynthesis in supernovae. -Astrophys. J., 1960, vol.132, No.3, p.565-590.

180. Whelan J., Iben I. Binaries and supernovae of type I. -Astrophys. J., 1973, vol.186, No.3, p.1007-1014.

181. Trimble V. Supernovae. Part I: The events.- Rev. mod. phys. vol.54, No.4, p.1183-1224.

182. Colgate S.A., White R.H. The hydrodynamic behaviour of supernovae explosions. Astrophys. J., 1966, vol.143, No.3, p.626-681.188. v.Riper K. The hydrodynamics of stellar collapse. Astroph J., 1978, vol.221, No.1, p.304-319.

183. Бисноватый-Коган Г.С. О механизме взрыва вращающейся звезды как Сверхновой. Астрон. журн., 1970, т.47, с.813-816.

184. Hillebrandt W. Computer simulations of stellar collapse and supernovae explosions: non-rotating models. In: Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. - Dordrecht: Reidel, 1982, p.123-155.

185. Bruenn S.W., Buchler J.E., Livio M. Rayleigh Taylor convective overturn in stellar collapse. - Astrophys. J. Lett., 1979, vol.234, p.183-186.1. TP Tfi

186. Уус У. Отношение концентраций С и 0х в растущих за счёт слоевого горения гелия углеродно-кислородных ядрах звёзд. -Научные информации Астрономического совета АН СССР, 1970, вып. 17, с.34-47.

187. Nomoto К. Supernova explosions in degenerate stars detonation, deflagration, and electron capture. - Ins Fundamental problems in the theory of stellar evolution. Ed.: D.Sugimoto, D.Q.Lamb, D.N.Schramm. - Dordrecht: Reidel, 1981, p.295-315.

188. Nomoto K. The origin of the Crab nebula and electron capture supernova of 8-10 MQ stars. In: Supernovae: a survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. - Dordrecl Reidel, 1982, p.205.

189. Chevalier R.A. The hydrodynamics of type II supernovae. -Astrophys.J., 1976, vol.207, No.3, p.872-887.

190. Weaver T.A., Woosley S.E. Supernova models and light curves. In: Supernova spectra workshop. La Joll-a, 1980.-N.Y., 1980, p.15-32.

191. Имшенник B.C., Надежин Д.К. Конечные стадии эволюции звёзд и гидродинамические теории вспышек сверхновых. -Препринт ИТЭФ, 1980, №91.

192. Bodenheimer P., Ostriker J.P. Do pulsars make supernovae? II. Calculations of light curves for type II events. -Astrophys. J., 1979, vol.191, No.2, p.465-471.

193. Надёжин Д.К., Утробин В.П. Модели сверхновых с медленным выделением энергии. Астрон. журн., 1976, т. 53, вып. 5, с.992-1005.

194. Gaffet В. Pulsar theory of supernova light curves. II.

195. The light curve and the continuous spectrum. Astrophys.J., 1977, vol.216, p.852-864.

196. Me Whirter R.W.P. The contribution of laboratory measurements to the interpretation of astronomical spectra.- In:

197. Atomic and molecular processes in astrophysics. Ed.: M.С. E. Huber, H.Hussbaumer. Sauverny: Geneva observatory, 1975, p.293.

198. Стрельницкий B.C., Сюняев P.A. О природе высоких скоростей источников Н20 в W49. Астрон. журн., 1972, т. .49,1. М, с.704-711.

199. Chevalier R.A. Blast waves and the interstellar medium.-Mem. soc. astron. Ita., 1978, vol.49, No.2-3, p.497-511.

200. Cañizares C.R., Kriss G.A., Feigelson E.D. Detection of X-rays during the outburst of supernova 1980k. -.Astrophys. J. Lett., 1982, vol.253, No.1, p.17-21.

201. Озерной JI.M., Прилуцкий О.Ф., Розенталь И.Л. Астрофизика высоких энергий. М.: Атомиздат, 1973, с.99.

202. Zombeck M.V. High energy astrophysics handbook. SAO special report No.386, 1980, p.13-16.

203. Colgate S.A., Petçhëk A.G., Kriese J.T. The luminosity of type I supernovae. Astrophys. J. Lett., 1980, vol.237, No.3, p.81-86.

204. Lyne A.G., Anderson В., Salter J.M. The proper motion of 26 pulsars. Mon. not. R. astron. soc., 1982, vol.201, No.2, p.503-520.

205. Lyne A.G. The galactic distribution of pulsars. In:

206. Supernovae: A survey of current research. Ed.: M.J.Rees, R.J.Stoneham. - Dordrecht?: Reidel, 1982, p.405-417.

207. Тутуков А.В., Чугай Н.Н., Юнгельсон JI.P. О пространственных скоростях радиопульсаров. Письма в Астрон. ж., 1984, т. 10, №, с.586-593.

208. Anderson В., I<yne A.G. On The origin of pulsar velocities.-Nature, 1983, vol.303, No.5918, p.597-599?.

209. Манчестер P., Тейлор Дж. Пульсары. M.: Мир, 1980, с. 102.

210. Болыпев Л.Н., Смирнов Н.В. Таблицы математической статистики. М.: Наука, 1965, с.138.

211. Manchester R.N., Taylor J.H. Observed and derived parameters for 330 pulsars. Astron.J., 1981, vol.86, No.12,p.1953-1973.

212. Шкловский И.С. Замечания о возможных причинах векового увеличения периодов пульсаров. Астрон. журн., 1969, т.46, вып.4, с.715-720.

213. Корнилов В.Г., Липунов В.М. О величине анизотропии коллапса массивных звёзд. Астрон. журн., 1984, т. 61, вып.4, с.686-691.

214. Cohen J.M., Cameron A.G.W. Neutron star models including the effects of hyperon formation. Astrophys. space sci., 1971, vol.10, No.2, p.227-245.

215. Nadyozhin D.K. The gravitational collapse of iron-oxigen stars with masses of 2M and 10M . Astrophys. space sci., 1978, vol.51, No.2, p.283-302.

216. Иванова Л.И., Имшенник B.C., Надежин Д.К. Исследование динамики взрыва сверхновой. Научные инф. Астрон. совета АН СССР, 1969, вып.13, с.3-93.

217. By Д.С., Амблер Е., Хейворд Р.В., Хоппс Д.Д., Хадсон Р.П. Экспериментальная проверка сохранения чётности при Ç> распаде. - В: Новые свойства симметрии элементарных частиц. М.: Изд. ИЛ, 1957, с.69-74.

218. Nadyozhin D.K. The collapse of iron-oxigen stars: physical and mathematical formulation of the problem and computational method. Astrophys. space sci., 1977, vol.49, No. 2, p.399-426.

219. Пайерлс P. Квантовая теория твёрдых тел. M.: Изд. ИЛ, 1956, с.166.

220. Nadyozhin D.K. The neutrino radiation for a hot neutron star formation and the envelope outburst problem. Astrophys. space sci., 1978, vol.53, No,1, p.131-153.

221. Липунов В.M. Магнитные поля рентгеновских пульсаров. -Астрон. ж., 1982, т.59, вып.5, с.888-895.

222. Harrison E.R., Tademaru Е. Acceleration of pulsars by asyste metric radiation. Astrophys. J., 1975, vol.201, No.2,p.447-461.

223. Хохлов A.M. О структуре фронта дефлаграционной волны в вырожденном углеродном ядре звезды. Письма в Астрон.ж., 1983, т.9, №5, с.302-306.

224. Weaver Т.А., Zimmerman G.B., Woosley S.E. Presupernova evolution of massive stars. Astrophys. J., 1978, vol. 225, No.3, p.1021-1029.

225. Lasher G., Karp A.H., Chan K.L. The early type I supernovae light curve: the effect of hydrogen abundance. -In: Supernovae. Ed.: D.N.Schramm. Dordrecht: Reidel, 1977, p.13-20.