Что касается звезд, вспыхивающих как сверхновые II типа, то логично сделать вывод, что это молодые объекты. Это следует из того простого факта, что они находятся в спиральных рукавах, где из газово-пылевой среды рождаются звезды. Они наблюдаются в сравнительной близости от места своего рождения просто потому, что за время своей жизни еще не успели оттуда уйти. Принимая во внимание, что беспорядочная скорость звезд (и облаков газа) в области спиральных рукавов близка к 10 км/с, а толщина рукава порядка сотен парсек, можно сделать вывод, что возраст звезд, вспыхивающих как сверхновые II типа, не превышает нескольких десятков миллионов лет. Но, с другой стороны, даже ничего не зная о конкретном механизме вспышки (вернее, взрыва) звезды, можно утверждать, что такая «неприятность» с ней может случиться только после того, как она сойдет с главной последовательности и начнет весьма сложный заключительный этап своей эволюции (см. § 12). Какие же звезды «живут» на главной последовательности не дольше, чем несколько десятков миллионов лет? Очевидно, только достаточно массивные звезды, у которых масса во всяком случае превышает 10 солнечных масс (см. § 12). Итак, из очень простых рассуждений мы пришли к выводу, что звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа,— это молодые, очень массивные объекты. Когда они находились на главной последовательности, они представляли собой звезды спектральных классов O и B, т. е. горячие голубые гиганты. Однако тот факт, что в неправильных галактиках типа Магеллановых Облаков вспыхивают только сверхновые I типа, явно не вяжется с нарисованной сейчас картиной. Ведь у этих галактик очень много горячих массивных звезд — почему же там не наблюдаются сверхновые II типа?
Как уже подчеркивалось выше, в случае сверхновых I типа вспыхивают очень старые звезды, масса которых лишь немного превышает массу Солнца. Закономерный конец эволюционного пути таких звезд — это превращение их в белый карлик с одновременным образованием планетарной туманности (см. § 13). Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, такое же количество звезд с массой чуть побольше солнечной кончает свой жизненный путь, превращаясь в белые карлики. И только приблизительно раз в сотню лет (может быть, правда, немного чаще; см. § 16) происходит вспышка сверхновой I типа, причем вспыхивающая звезда должна иметь ту же массу, что и «предки» планетарных туманностей. Но это означает, что только одна из сотни звезд с одинаковыми (сравнительно небольшими) массами кончает свой путь как сверхновая I типа. Почему? В чем ее «патология», т. е. какие причины определяют совершенно особый финал ее жизненного пути, так драматически не похожий на судьбу подавляющего большинства ее «подруг»? К этому важному вопросу мы вернемся в конце § 18. Там будет сделана попытка связать воедино такие, казалось бы, различные проблемы астрофизики, как образование белых карликов в результате эволюции красных гигантов, «попутное» образование планетарных туманностей и причина взрыва образовавшихся таким образом белых карликов — взрывов, наблюдаемых как явление вспышки сверхновых I типа.
Так же как и кривые блеска, отличаются друг от друга и спектры сверхновых I и II типов. Более «привычный» вид имеют спектры сверхновых II типа. У них на фоне весьма интенсивного непрерывного спектра наблюдаются широкие полосы излучения и поглощения. Из распределения энергии в непрерывном спектре около максимума блеска звезды следует, что температуры излучающих газов очень велики: выше 40 000 К. В этом отношении спектры сверхновых II типа напоминают горячие звезды спектрального класса В. Основные полосы излучения и поглощения уверенно отождествляются с линиями водорода, гелия и некоторых других элементов. Исключительно большая ширина полос объясняется эффектом Доплера, вызванным огромными, в разные стороны направленными скоростями масс газа, который производит излучение и поглощение. Эти скорости доходят до 10 000 км/с. Спектры сверхновых II типа похожи на спектры обычных новых звезд, которые хорошо исследованы и объясняются выбрасыванием во время вспышек значительного количества газа. Разница, однако, состоит в том, что ширина полос излучения и поглощения у сверхновых II типа гораздо больше. Применение надежных астрофизических методов анализа таких спектров позволяет оценить массу выброшенного во время вспышек газа. У сверхновых II типа она превосходит одну солнечную массу, в то время как у обычных новых выбрасывается во время вспышки 10-4—10-5 массы Солнца. Само увеличение блеска сверхновой после начала вспышки объясняется непрерывным ростом излучающей поверхности у расширяющейся с огромной скоростью массы газа при непрозрачности последнего. После максимума выброшенная оболочка становится прозрачной и ее дальнейшее расширение влечет за собой уменьшение светимости, так как плотность оболочки будет быстро падать. Выброшенная во время вспышки масса газа навсегда порывает связь со вспыхнувшей звездой и движется в межзвездном пространстве, взаимодействуя с межзвездной средой. Такие огромных размеров оболочки — туманности, образовавшиеся после взрыва сверхновых звезд, существуют десятки тысяч лет и представляют собой весьма важные объекты астрономических исследований. Мы о них подробно будем рассказывать в §§ 16, 17, а пока только обратим внимание на большую величину массы, выброшенной во время вспышек сверхновых II тип»; это явно доказывает, что вспыхнувшие звезды были достаточно массивны — результат, который мы получили выше косвенными методами.
Иначе выглядят спектры сверхновых I типа. Они очень похожи друг на друга и, что особенно любопытно, одинаково меняются со временем у разных сверхновых. Можно даже определить по виду такого спектра время, прошедшее после вспышки. Эти спектры имеют вид очень широких, частично перекрывающихся полос излучения. Стечением времени отдельные полосы постепенно исчезают, появляются новые полосы, а относительная их интенсивность меняется. Долгое время астрономы не могли разобраться в спектрах сверхновых I типа, хотя недостатка в гипотезах, конечно, не было. Только лет 25 назад американский астроном Мак Лафлин напал на верный путь. Предыдущие исследователи были «загипнотизированы» широкими полосами излучения в спектрах этих сверхновых, тщетно пытаясь их отождествить. Американский астроном обратил внимание на «провалы» между полосами, истолковав их как полосы поглощения, «выедающие» непрерывный спектр. Он получил несколько новых спектрограмм сверхновых I типа, на которых присутствие полос поглощения настолько ярко выражено, что не вызывает сомнения. Эти полосы поглощения Мак Лафлин отождествил с линиями гелия, кальция и некоторых других элементов, причем излучающиеся газы беспорядочно движутся со скоростью 10 000 км/с. В дальнейшем метод, предложенный Мак Лафлином, был успешно применен для расшифровки спектров сверхновых звезд I типа советскими астрономами Ю. П. Псковским и Э. Р. Мустелем.
Ю. П. Псковский исходил из плодотворной идеи, что спектры сверхновых I типа должны быть сходны со спектрами горячих сверхгигантских звезд. Основная часть излучения сверхновых должна состоять из непрерывного спектра, который по мере расширения оболочки сверхновой должен становиться все более «красным». Наблюдения изменений цвета сверхновых I типа обосновывают эту картину. Характерной особенностью спектров горячих сверхгигантов является так называемый «эффект абсолютной величины». Это значит, что в спектре следует ожидать присутствия прежде всего линий поглощения однажды ионизованных атомов достаточно обильных элементов. В спектрах сверхновых эти линии из-за огромной скорости расширения оболочки, доходящей до 20 000 км/с, должны быть сильно расширены (размыты) и значительно смещены в «фиолетовую» (т. е. коротковолновую) сторону.
Наблюдения последних лет полностью подтвердили эту концепцию. Большой удачей была вспышка яркой сверхновой I типа в близкой карликовой галактике NGC 5253 (см. выше). Было получено значительное количество спектров этой сверхновой на разных стадиях ее эволюции. Решающим подтверждением «абсорбционной» интерпретации спектров сверхновых I типа было обнаружение в их спектрах (в частности, в спектре сверхновой в NGC 5253) линий поглощения ионизованного кальция в близкой инфракрасной области, которые имели точно такое же «фиолетовое» смещение, как и сильные линии поглощения в близкой ультрафиолетовой части спектра, отождествляемые с хорошо известными резонансными линиями H и K ионизованного кальция.
Кроме этих линий, являющихся самыми интенсивными, в спектрах сверхновых I типа надежно отождествлена известная резонансная линия натрия и некоторые другие линии. Большое количество спектральных линий в спектре сверхновых I типа пока не удается отождествить, так как эти линии сильно размыты и перекрывают друг друга.
