Блеск сверхновых звезд

Есть все основания предполагать, что причина увеличения блеска сверхновых звезд заключается также в чрезвычайно быстром и внезапном увеличении их размеров, когда диаметр звезды становится больше солнечного в несколько сот раз. Обычная новая звезда в момент своего максимума, при наибольшей светящейся поверхности, могла бы вместить в себя часть всей солнечной системы, например орбиты Меркурия, Венеры и Земли. Сверхновая звезда, открытая в ICII4182, должна быть примерно в 250 раз больше, т. е. эта чудовищная звезда в своем максимуме могла бы вместить в себя орбиту Плутона, причем до поверхности звезды еще осталось бы впятеро большее расстояние, чем от Плутона до Солнца.

Приведенные в этом разделе статистические данные основаны преимущественно на последней работе Куликовского. Куликовский находит у сверхновых звезд четыре класса кривых блеска и объединяет их в две группы. В первой группе максимум выражен резко, а во второй верхушка максимума продолжительная, причем кривые четвертого типа имеют ступеньку йа нисходящей ветви. Мы не согласны с распространенным мнением о заметном различии между кривыми новых и сверхновых звезд. Оно основано на сравнении последних только с быстрыми новыми или со звездами типа N Геркулеса. В действительностй же отличие состоит только в том, что у сверхновых до сих пор наблюдались лишь плавные кривые, без вторичных колебаний, иногда с задержкой на несколько дней в самом максимуме. В общем они выделяются медленными и плавными кривыми блеска, имеющими, однако, параллели среди новых звезд. Не трудно видеть, что кривая N Змееносца 1848 медленнее типичной сверх новой в 1C II 4182, а кривая N Лиры!919 почти совпадает с нею. Только некоторые сверхновые значительно медленнее, чем любая новая с плавной кривой блеска. Из 23 сверхновых с надежными кривыми блеска семь принадлежат к типу 1, четыре—к типу 2, семь—к типу 3 и пять — к типу 4. Надежнее, однако, деление зтих кривых на две группы — острые кривые и пологие кривые.