Астрономы из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли и Калифорнийского университета (США) определили потенциал снизить погрешность оценки дистанций при обработке спектров сверхновых типа II-P (SN II-P).
У таких объектов за максимумом одноглазый блеска следует протяжённый пологий участок, на котором броскость падает медленно. Его называют plateau (Р, плато), что отражено в обозначении вида сверхновых.
Обычно при измерении космологических расстояний используются искривленные блеска и спектры сверхновых типа Ia, пиковую яркость каких можно (в первом приближении) считать постоянной. Подобную стабильность параметров обеспечивает единый механизм взрыва: предшественниками SN Ia предназначаются белые карлики с массой, приближающейся к пределу Чандрасекара. Погрешность нахождения расстояния по данным наблюдений SN Ia собирает около семи процентов.
| Сверхновая типа II-P SN 2004dj в галактике NGC 2403 (иллюстрация НАСА, ESA, A. V. Filippenko, P. Challis, et al.). |
В 2002 возраста двое сотрудников Аризонского университета разработали довольно простую методологию расчёта расстояний для SN II-P. Одним из основных параметров модели стала стремительность разлёта выброшенного при взрыве вещества, которая складывалась по доплеровскому сдвигу спектральной линии однократно ионизованного кандалы на 5 169 Å. Спектр снимался на плато, примерно сквозь 50 дней после взрыва.
Через семь лет группа учёных, которую возглавил один из авторов анализируемой работы Дови Познански (Dovi Poznanski), протестировала методику на 17 сверхновых вида II-P, получив обнадёживающие результаты — погрешность, примерно равную 10%. Все эти темы, впрочем, были приближены к Земле; в недавнем исследовании, выполненном под инструкцией астрофизика Кристофера Д’Андреа (Christopher D'Andrea) из Пенсильванского университета, прибавление более удалённых сверхновых, обнаруженных в рамках проекта SDSS II, повысило погрешность сразу до 15%.
Группа г-на Познански работала с тем же наймом данных. Учёные адресовали внимание на то, что поиск SN II-P не входил в задачи SDSS II, ориентированного на сверхновые типа Ia, и будущие спектры во многих случаях сбивались слишком рано, когда линии железа, которые приобретают завершённый вид через несколько недель потом взрыва, ещё не успевали сформироваться. Рассмотрев 28 спектров 13 SN II-P, астрономы выяснили, что скорости разлёта, определённые по пути железа и по второй линии (Нβ, 4 861 Å) в серии Бальмера, чётко скованы между собой формулированием VFe = (0,84 ± 0,05)•VH.
Страницы:[1] 2
