АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

Ю.П. ПСКОВСКИЙ

ИДЕНТИФИКАЦИЯ АБСОРБЦИИ СПЕКТРА СВЕРХНОВОЙ I ТИПА

Предложено отождествление минимумов в спектре Сверхновой I типа при абсорбционном их истолковании; Вследствие деформации линий поглощения расширением оболочки Сверхновой (минимум смещается в фиолетовую сторону, уменьшается глубина, асимметрично расширяются крылья) в спектре ее можно заметить только сильные линии. Такими линиями в условиях чрезвычайно низкой плотности оболочки Сверхновой должны быть линии, чувствительные к эффекту светимости, а также линии распространенного обильно гелия. После отождествления минимумов в красной части с блендой дублета Si II и с D₃-линией гелия был вычислен сдвиг остальных минимумов в фиолетовую сторону от лабораторных длин волн, и обнаружилось, что минимумы совпали с сильнейшими линиями однажды ионизованных элементов, сходных по потенциалам первой ионизации с Si II (Fe II, Mg II, Са II, S II). Фиолетовое смещение минимумов отдельных отождествлений колеблется от -0.033 до -0.029 и в среднем равно -0.0307±0.0003. Если предположить, что смещение это составляет 2/3 максимального допплеровского смещения вследствие расширения оболочки, то получается скорость расширения оболочки Сверхновой I типа порядка 13500 км/сек, сходная с таковой у остатка Сверхновой Тихо.

1. Две версии в расшифровке спектра Сверхновой I типа. Попытки идентификации деталей спектров Сверхновых восходят еще к их первым спектральным наблюдениям, однако известный прогресс в этом направлении определился лишь после получения больших серий спектров и введения Минковским их классификации на типы [1,2]. К I типу была отнесена довольно однородная по спектральным фотометрическим характеристикам группа Сверхновых, отличавшаяся отсутствием эмиссионных линий водорода и наличием широких максимумов и минимумов в спектрах. Ко II типу были отнесены довольно различные по свойствам Сверхновые, сходные лишь в спектральном отношении присутствием в них эмиссионных линий водорода. Бесспорной идентификации образований в спектре Сверхновой I типа до сих пор в сущности не имеется. Исторически в этой проблеме сложились две версии, в рамках которых идут поиски решения. По одной из них, спектр Сверхновой-I является совокупностью эмиссионных образований, налагающихся на непрерывный спектр, по другой - в спектре Сверхновой-I представлены как эмиссионные линии, так и абсорбционные, как это имеет место в спектрах протяженных оболочек звезд.

В пользу эмиссионного происхождения максимумов в спектрах Сверхновых-I говорило не только сходство этих полос с наблюдаемыми в спектрах новых звезд и горячих звезд типа Вольф-Райе, но и сходство ряда конкретных деталей. Например, сильнейшая полоса ряда ионизованных элементов 4650 Å, обычная в упомянутых звездах, представлена и в спектре Сверхновой-I сильнейшим максимумом. Важным доводом гипотезы об эмиссионном характере спектра была работа Уиппла и Пэйн-Гапошкиной [3]. Они рассчитали интенсивности важнейших эмиссионных линий наиболее распространенных элементов в нескольких состояниях ионизации при температурах 15000-100000° и скорости расширения оболочки 6000 км/сек. Полученные таким путем синтетические спектры варьировались по различным пропорциям и сравнивались с наблюдаемыми спектрами Сверхновых по [1]. По лучшему согласующемуся варианту был сделан вывод, что в Сверхновых мало водорода и аномально велико содержание железа. Совпадение синтетических спектров с наблюдаемыми было очень грубое. Ряд максимумов и минимумов так и не получил объяснения. Но все же эта работа была неким аргументом в пользу эмиссионного характера спектра Сверхновой-I.

К абсорбционной гипотезе происхождения минимумов в спектре Сверхновой-I первым, по-видимому, обратился Д. Мак-Лофлин в 1958 г., когда он сделал попытку расшифровать минимумы в пекулярном спектре Сверхновой-I в NGC 4214 как абсорбционные линии Не I и некоторых других ионизованных элементов, типичные для спектров ранних классов В. В спектре этой Сверхновой найденные линии были смещены в фиолетовую сторону и деформированы скоростью расширения оболочки [4]. Таким образом, спектр одной из Сверхновых-I, правда пекулярный, получил новое истолкование. Мак-Лофлин был крупным авторитетом по новым звездам, и его отказ от чисто эмиссионного толкования спектра Сверхновой-I был знаменателен. Работа его была подвергнута критике Минковским [5], указавшим на неубедительность простых совпадений неглубоких минимумов с длинами волн некоторых второстепенных линий Не I, поскольку других подтверждений в пользу их присутствия не имелось. В то время типичным остатком Сверхновой-I считалась Крабовидная туманность со скоростью расширения 1116 км/сек. У Мак-Лофлина же по смещению линий поглощения получилась скорость расширения порядка 7500 км/сек, что выглядело чрезмерным. Но теперь Менон [6] по оценке нижней границы расстояния до остатка Сверхновой 1572 г., также являющейся возможным кандидатом в галактические Сверхновые I типа, нашел нижнюю оценку скорости расширения ее оболочки около 9000 км/сек, что сходно с результатом Мак-Лофлина.

Все же к настоящему времени ни эмиссионная, ни абсорбционная гипотезы не имели решающих аргументов и вопрос идентификации деталей спектров Сверхновых-1 оставался открытым. Но следует заметить, что попытка, предпринятая Мак-Лофлином, выгодно отличалась тем, что указывала новое направление поиска решения проблемы. Как мы увидим, абсорбционная гипотеза тогда просто еще не исчерпала заложенных в ней принципиальных возможностей, развитие которых позволяет идентифицировать главные детали спектра Сверхновой-I и истолковывать их образование.

2. Особенности абсорбционного спектра Сверхновой-I. Образования в спектре Сверхновой-I, как и в спектрах других расширяющихся оболочек, обладают общими особенностями, неоднократно являвшимися предметом исследования [7-9]. Если эмиссионный максимум, обусловленный излучением линии в оптически тонком слое оболочки, имеет длину волны λ₀, соответствующую несмещенному эффектом Допплера положению линии (лучевая скорость объекта и красное смещение Галактики мы не рассматриваем), то минимум λ абсорбционного образования, создаваемого этой линией в обращающем слое, смещен в фиолетовую часть. Разность λ-λ₀ определяется величиной скорости расширения оболочки v. По элементарной теории [7], (λ-λ₀)/λ₀=2/3 v/c, но в некоторых случаях [9] коэффициент 2/3 может быть ближе к 1. Профиль абсорбционного образования в результате асимметричен, неглубок и расширен в фиолетовую сторону спектра.

Большая скорость расширения оболочки Сверхновой-I накладывает существенное ограничение на выявление линий. Слабые и средние по интенсивности линии расплываются и проявляют свое присутствие лишь в виде депрессии непрерывного спектра, подобно тому как это получается в спектрах солнечного типа с молекулярными полосами. Минимумы, отличимые от колебаний зернистости эмульсии, должны давать лишь сильные линии. Их, очевидно, и можно лишь отождествить. По ним же можно надеяться построить и самую верхнюю часть кривой роста оболочки Сверхновой-I. Это своеобразная селекция сильнейших линий облегчает, однако, задачу идентификации.

Для отбора сильных линий, возможно имеющихся в спектре оболочки Сверхновой-I, необходимо по возможности объективно оценить физические условия в оболочке Сверхновой. Она представляет собою протяженную, оптически плотную атмосферу. Несомненно, что разные по потенциалам ионизации и возбуждения линии образуются на существенно различных глубинах или, пользуясь языком простейшей модели Шварцшильда-Шустера, имеют пространственно различные обращающие слои. Поэтому нельзя заранее исключить одновременное существование в спектре оболочки Сверхновой линий, характерных для горячих и холодных атмосфер обычных звезд. Вместе с тем, линии, сходные по условиям возбуждения и механизмам усиления, должны одновременно присутствовать в спектре Сверхновой и относиться практически к одному обращающему слою.

Другой характерной особенностью оболочки Сверхновой является ее высокая разреженность. Появление на 158-е сутки после максимума блеска запрещенных линий кислорода [1] указывает, что электронная плотность в оболочке Сверхновой-I ниже 3·10⁵ см^-3 [10]. Этому соответствует оценка ниже 4·10⁶ см^-3 для околомаксимальной эпохи. Эта оценка на шесть порядков ниже, чем оценка для обычных звезд типов В-А. Согласно формуле Саха, в оболочке Сверхновой-1 должна быть намного более высокая ионизация атомов по сравнению с таковой в оболочке нормальной звезды с аналогичной эффективной температурой. Это указывает на еще одну особенность адсорбционного спектра Сверхновой-I: в нем усилены линии ионизованных элементов. Только гелий благодаря высокому потенциалу ионизации, очевидно, представлен в спектре неионизованной фазой.

Учитывая перечисленные выше особенности оболочки Сверхновой, мы можем полагать, что основными механизмами усиления линий в ее абсорбционном спектре должны быть: расширение оболочки, эффект ионизации, затухание вследствие излучения (эффекты давления незначительны), микротурбуленция и, возможно, магнитное поле оболочки.

3. Идентификация образования 6160 Å. Опираясь на выводы предыдущих пунктов, мы можем идентифицировать красный конец спектра Сверхновой в IС 4182. Как известно, красная часть спектров звезд сравнительно проста по набору сильных линий. В табл. 1 приведены эквивалентные ширины линий звезд типов В-А в зависимости от класса светимости по работам Эдинбургской обсерватории [11-13]. Нетрудно видеть, что сильнейшие в атмосферах карликов линии водорода 6563 Å отступают в сверхгигантах на второй план перед блендой дублета Si II 6347-6371 Å. Ослабление и даже полное исчезновение линий поглощения водорода в спектрах сверхгигантов имеет естественное объяснение в уменьшении плотности атмосфер и, следовательно, падении роли эффектов давления, а также повышении ионизации. В спектре оболочки Сверхновой поэтому найти следы линий поглощения водорода нельзя. А вот дублет Si II, обладающий эффектом светимости, в спектре Сверхновой должен превратиться в заметную линию. Ею, очевидно, является минимум 6160 Å, характерный для околомаксимальной фазы Сверхновой-I. Можно указать несколько доводов в пользу такого отождествления. Так, красный конец этого адсорбционного образования по длине волны близок к λ₀ = 6347-6371 Å, как это и должно быть в спектре расширяющейся оболочки. Минимум смещен в фиолетовую сторону спектра, таким образом, на величину (λ-λ₀)/λ₀=-0.03, что по величине и знаку соответствует мини^ мальной скорости расширения оболочки Сверхновой 1572 г., определенной Меноном. Заметим, что точно такое же смещение показывает и другой сильный минимум в спектре Сверхновой в IС 4182-5700 Å, отождествленный Мак-Лофлином с D₃-линией Не I [4]. Наконец, учитывая такое же систематическое смещение, мы найдем немедленно другой сильный фиолетовый дублет Si II 4128-4131 Å, которому соответствует минимум 4005 Å. Красный и фиолетовый дублеты Si II "сосуществуют" в спектре Сверхновой одновременно и исчезают вместе через четыре недели после максимума блеска.

Эффект светимости линий Si II, о котором мы здесь упомянули, в спектрах сверхгигантов обусловлен как раз теми причинами - повышением ионизации и микротурбуленции в разреженных атмосферах, - которые особенно существенны в условиях оболочек Сверхновых. Поэтому удача с предварительным отождествлением линий Si II подсказывает эмпирическое правило отыскания сильных линий: это, как правило, должны быть линии, обладающие эффектом светимости в спектрах обычных звезд.

Таблица 1
		Эквивалентные ширины линий
Название звезды	Тип по МК	6678 Å Не I	6553 Å Н I	6517 Å ?	6371 Å Si II	6347 Å Si II	5876 Å Не I	Ссылка
ε Ori	ВО 1a	1.03	Е	-	-	-	1.30	[11]
φ′ Ori	B0 V	0.83	3.19	-	-	-	1.11	[11]
HD 224 055	В3 1а	0.74	1.16	0.13	0.23	0.20	0.80	[12]
28 Cyg	B3 V	0.92	3.26	0.11	0.06	0.09	0.69	[12]
5 Per	В5 1а	0.80	0.66	0.27	0.43	0.55	0.70	[13]
π And	B5 V	0.45	5.77	0.10	0.06	0.09	0.42	[13]
HD 21389	AО 1a	0.34	Е	-	0.58	0.77	0.18	[13]
γ Tri	А0 V	0.03	12.00	-	0.07	0.06	-	[13]

4. Ожидаемые линии важнейших элементов в спектре Сверхновой-I. Выше мы обсуждали возможность обнаружения линий наиболее распространенных элементов - водорода и гелия - в области - 3800-6500 Å, доступной обычным спектральным наблюдениям. Водород отсутствует в спектрах Сверхновых вследствие полной ионизации. Гелий представлен, как обычно, сильнейшей в оптической области линией D₃, которую обнаружил еще Мак-Лофлин, вторая по силе линия 4472 Å также приходится на депрессию спектра, но может быть блендирована. Остальные линии Не I не заметны либо блендированы, я в этом отношении замечание Минковского [5] было справедливым. Сильнейшая линия ионизованного Не II в оптической области 4686 Å - также попадает на минимум, но очень незначительный, поэтому присутствие этой линии, не говоря о более слабых, сомнительно.

Таблица 2
Элемент	κ эВ	ln Nʘ	Ионизационное состояние	Номера сильнейших мультиплетов	Главных линий в них, Å	Примечание
Н	13.597	12.00	II	-	-	Линий не имеет
Не	24.586	11.2?	I	11 2 14	5876 3889 4472	Сильнейшая
O	13.617	8.96	-	-	-	Слабые линии
Ne	21.564	8.7?	-	-	-	— ″ —
C	11.259	8.72	-	-	-	— ″ —
N	14.548	7.98	-	-	-	— ″ —
Si	8.151	7.50	II	2 3 1	6371-6347 4131-4127 3856	Сильнейшие
Mg	7.645	7.40	II	4	4481	Сильнейшая
S	10.357	7.30	II	11 6	5665-5706 5510-5433	Группа линий умеренной силы
Fe	7.897	6.57	II	42 74   38 27	5169, 5018, 4923 6456, 6248-6236, 6149-6148 4574 4352, 4233	Сильнейшие
Na	5.139	6.30	II	-	-	Слабые линии
Al	5.985	6.20	II	-	-	— ″ —
Ca	6.113	6.15	II	1	3968, 3934	Сильнейшие

В табл. 2 приводятся данные о 12 наиболее распространенных после водорода химических элементах. В столбцах приведены: 1 - химический элемент, 2 - потенциал первой ионизации в электронвольтах, 3 - логарифм относительного содержания в атмосфере Солнца, по [14], 4 - ионизационное состояние элемента, 5 - номера сильнейших мультиплетов этого состояния в области 3800-6500 Å, по [15], 6 - главные по интенсивности линии в этих мультиплетах.

Приведенные сведения позволяют продолжать анализ линий, присутствие которых в спектре Сверхновой предполагается. Кислород, неон, углерод и азот имеют сравнительно высокие первые потенциалы ионизации, но их содержание на несколько порядков ниже, чем гелия, и в оптической области эти элементы как в нейтральном, так я ионизованном состояниях представлены только слабыми линиями. С другой стороны, натрий и алюминий Имеют сравнительно небольшие потенциалы ионизации, в условиях Сверхновых их атомы ионизации, но в области 3800-6500 Å, представлены только слабыми линиями. Наконец, кальций, близкий к предыдущим элементам по величине потенциала первой ионизации, представлен в указанной области спектра резонансными линиями ионизованного состояния Н и К, которые образуют в спектре Сверхновой сильные минимумы около 3300 Å, идентифицированные Мак-Лофлином в спектре исследовавшейся им Сверхновой.

Важную группу образуют элементы Si II, Mg II, Fe II, потенциалы которых близки. Ионизованные один раз атомы этих элементов дают в оптической области ряд сильных характерных линий, детальное отождествление которых составляет нашу последующую задачу.

Наконец, остановимся особо на линиях ионизованной серы. По потенциалу первой ионизации она приближается к углероду, но в отличие от него имеет несколько линий средней силы в области около 5500 Å. Возможно, эти линии присутствуют в спектре Сверхновой-I. Но с таким же успехом в нем могут присутствовать и другие, менее распространенные, элементы.

Атомы в состояниях ионизации выше первой обычно представлены сильными линиями в далеком ультрафиолете, поэтому, как известно, оптические спектры звезд типов В, А, О содержат только слабые линии этих состояний, и в спектре Сверхновой в силу ранее упомянутых причин их найти нельзя.

Рис. 1. Регистрограмма спектра Сверхновой в IС 4182 на 10-е сутки после максимума блеска по [1]. Указаны отождествления минимумов, согласно табл. 3.

5. Идентификация минимумов в спектре Сверхновой-I. Судя по тому, что более двух десятков Сверхновых-I было классифицировано по спектрам, число спектрограмм, полученных к настоящему времени, насчитывается сотнями. Известно также, что спектрограммы почти всех Сверхновых, относящихся к одной и той же фазе, отсчитываемой от максимума блеска, показывают полное сходство, исключением являются так называемые пекулярные спектры, из которых наиболее известны N 50 (Сверхновая Мак-Лофлина в NGC 4214) и N 119.

Для отыскания линий, ответственных за минимумы в спектре, были взяты спектрорегистрограммы (рис. 1), опубликованные в [1, 16-18]. Длины волн в них были исправлены за красные смещения галактик (для IС 4182 было принято (λ-λ₀)/λ₀ = 0.000, для NGC 1073 и 4496 - по 0.006, кроме того, Сверхновая могла иметь относительную скорость в Галактике, что вносит неопределенность порядка ±0.001, характеризующую практическую точность вводимой редукции). После этой операции в спектрограммах были опознаны одни и те же минимумы и оценена их интенсивность в относительной шкале. Далее длины волн их были исправлены за систематическое смещение в фиолетовую сторону: (λ-λ₀)/λ₀ = - 0.03 и сравнены с лабораторными длинами волн линий, приведенных в табл. 2. Явление смещения со временем образований спектра Сверхновой в красную сторону здесь не рассматривается.

Таблица 3
Номера сверхновых	119	119	26	25	25	26	86	86	25	25	25	25	25	25	25	λ0		Номер мульти- плета	(λ-λ0)/λ0
t в сутках	-15	-5	1	10	20	29	40	57	79	117	136	158	184	214	225
λ0, Å
6480	1	2	1	+	+	-	-	-	-	-	-	-	-	-	-	6678.2	He I	46	-0.030
6320	-	-	-	-	-	3	3	3	3	5	5	5	5	5	5	6517	?
6250	-	-	-	-	-	-	-	-	-	1	1	2	2	2	2	6456.4	Fe II	74	-0.031
6160	3	3	4	5	3	1	-	-	-	-	-	-	-	-	-	6371.3 6347.1	Si II Si II	2 2	-0.032
6050	-	-	-	-	2	3	3	3	3	5	5	5	5	5	5	6247.6 6236.4	Fe II Fe II	74 74	-0.033
5960	1	1	1	1	2	1	-	-	-	1	1	1	1	1	1	6149.2 6147.7	Fe II Fe II	74 74	-0.030 -0.029
5700	3	2	3	3	5	5	5	5	5	7	10	10	10	10	10	5875.6	He I	11
5470	-	-	-	1	1	+	1	1	1	1	1	1	1	1	1	5664.7 5660.0 5640.3 5606.1	S II S II S II S II	11 11 13 11
5340	2	2	2	1	1	2	2	2	1	-	-	-	-	-	-	5509.7 5473.6	S II S II	6 6
5290	1	1	1	1	0	+	2	2	-	-	-	-	-	-	-	5453.8 5432.7	S II S II	6 6
5010	5	5	5	5	7	+	10	10	10	10	10	10	10	10	10	5169.0	Fe II	42	-0.031
4860	4	4	4	4	7	+	10	10	10	10	10	10	10	10	10	5018.4	Fe II	42	-0.031
4770	2	2	3	3	5	+	2	2	2	-	-	-	2	-	-	4923.9	Fe II	42	-0.032
4450	2	3	3	3	5	+	5	5	5	5	5	5	3	3	3	4583.8 4522	Fe II Fe II	38 38	-0.029
4340	-	-	-	1	1	+	3	3	-	-	-	-	-	-	-	4471.7 4481.3	He I Mg II	14	-0.030 -0.031
4220	2	1	2	1	1	+	2	2	-	-	-	-	-	-	-	4351.8	Fe II	27	-0.030
4100	2	2	2	1	1	+	2	2	2	1	1	-	-	-	-	4233.2	Fe II	27	-0.031
4000	8	2	2	2	1	+	-	-	-	-	-	-	-	-	-	4130.9 4128.1	Si II Si II	3 3	-0.031
3850	5	5	5	5	5	+	5	5	5	5	5	5	5	5	5	3968.5	Ca II	1	-0.030
3810	4	4	4	4	+	+	5	5	5	5	5	5	5	5	5	3933.7	Ca II	1	-0.031

Результаты идентификации приведены в табл. 3. Столбцы обозначают: 1 - длину волны λ минимума, 2-14 - оценки интенсивности абсорбции для ряда моментов, отсчитываемых от максимума блеска в сутках, 15 - лабораторную длину волны линии, совпадающей с исправленной за (λ-λ₀)/λ₀ длиной волны минимума, 16 - химический элемент и состояние ионизации, 17 - номер мультиплета, 18 - величину (λ-λ₀)/λ₀, перевычисленную по данным 1-го и 15-го столбцов для каждого минимума в отдельности. На использованных спектрограммах минимумы в красной части фиксировались с точностью ±15 Å, а в синей - ±10 Å, поэтому точность каждого определения (λ-λ₀)/λ₀ в столбце 18 будет порядка ±0.002. Следовательно, совпадение минимумов с предсказанными линиями хорошее. Не имеется ни одного случая отсутствия сильной линии. Но минимум 6320 Å отождествить не удается. Формально с ним отождествляется линия 6516 Å мультиплета N 40 ионизованного железа, но интенсивность минимума сильнее ожидаемой. С другой стороны, в спектрах поздних В-звезд имеется линия 6518 Å, обладающая эффектом светимости, но не отождествленная [12,13]. Очевидно, она и проявляется в спектре Сверхновой-I.

Мы не будем останавливаться на ходе изменения интенсивности линий с процессом развития Сверхновой. Он сводится в основном к исчезновению линий Si II на 30-е сутки после максимума, и в то же время появляется линия 6518 Å (6320 Å). Характерна также тенденция к увеличению абсорбции, создаваемых He I и Fe II, с развитием оболочки.

Остановимся на оценке скорости расширения оболочки Сверхновой-I. Среднее смещение минимумов по итогам столбца 18 табл. 3 равно (λ-λ₀)/λ₀ = -0.0307±0.0003. Умножая эту величину на Зс/2, получаем скорость расширения оболочки 13800 км/сек. Последние определения средней скорости расширения Сверхновой 1572 г. по возрастанию радиуса оболочки [19] дали такую же оценку: 13400 км/сек. Подчеркнем, что методы абсолютно различны. Совпадение говорит о том, что Сверхновая Тихо была I типа (в пользу этого говорят: кривая блеска, высокая абсолютная величина в максимуме блеска и относительно большая z-координата) и практически не затормозилась за время после вспышки.

В заключение прокомментируем отождествление линий в спектре Сверхновой N 50 в NGC 4214, осуществленное в прошлом Мак-Лофлином. Многие линии Не I оказались линиями Fe II, линии Са II передвинулись несколько в фиолетовую часть. Пекулярность Сверхновой небольшая: она не сказывается на кривой блеска, цвете и заключается в усилении линий поглощения, что говорит об отклонении температурных условий или плотности оболочки. Вместе с тем следует особо подчеркнуть пионерскую роль проведенного Мак-Лофлином отождествления этой Сверхновой: Ныне развитие идеи абсорбционного происхождения спектра Сверхновой привело к обоснованному отождествлению его основных деталей.

Гос. астрономический ин-т им. П.К. Штернберга

Поступила в редакцию 15 февраля 1968 г.

Литература

1. R. Minkowski, Astrophys. J., 89, 156, 1939.
2. R. Minkowski, Publs. Astron. Soc. Pacific, 52, 206, 1940.
3. F. WHipple, С. Payne-Gaposchkin, Proc. Amer. Philos. Soc, 84, 1, 1941.
4. D. McLaughlin, Publs Astron. Soc. Pacific, 75, 133, 1963.
5. R. Minkоwski, Publs. Astron. Soc. Pacific, 75, 505, 1963.
6. T. Menоn, Astron. J., 71, 392, 1966.
7. O. Wilson, Astrophys. J., 82, 233, 1935.
8. Б.А. Воронцов-Вельяминов, Астрон. ж., 17, 29, 1940.
9. В.В. Соболев, Движущиеся оболочки звезд, изд-ЛГУ, Л., N 37, 1947. 10.
10. Ю.П. Псковский, Астрон. ж., 45, 1968 (в печати).
11. R. Wilsоn, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 3, 61, 1961.
12. H.E. Вutller, H. Seldom, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 5, 187, 1961.
13. H.E. Вutler, G.T. Thompson, Publs. Roy. Observ. Edinburgh, 2, N 6.
14. L.G. Gоldberg, E. Muller, L.H. Aller, Astrophys. J. Suppl., 5, N 45, 1960.
15. Ch. Mооre, Contrib. Princeton Univ. Observ., N 20, 1945.
16. L. Rоsino, F. Вertоla, Contrib. Observ. Asiago, N 116, 1961.
17. F. Вertоla, Ann. Astrophys., 27, N 4, 319, 1964.
18. M. Вlосh, D. Ghalоnge, J. Dufау, Ann. Astrophys., 27, N 4, 315, 1964.
19. R.Minkowski, IAU Symposium N 31, Ed. H. van Waerden, paper N 62, 367, 1967, Acad. Press, London - New York.

Первая страница журнальной статьи