Родительские галактики сверхновых типа Ibc Текст научной статьи по специальности «Науки о Земле и смежные экологические науки»

УДК 524.74

РОДИТЕЛЬСКИЕ ГАЛАКТИКИ СВЕРХНОВЫХ ТИПА ^

© 2009 Г. Д. Полякова

Главная астрономическая обсерватория, Пулково, 196140 Россия Поступила в редакцию 2008 г.; принята в печать 2008 г.

Составлен список сверхновых типов Ш и к. Получены распределения морфологических типов, классов светимости и отношений осей их родительских галактик, которые сравнивались с аналогичными распределениями для сверхновых типа II. Проведенный анализ не выявил их статистически значимого различия и показал, что выборки родительских галактик SNe Ibc и SNe II можно отнести к одной и той же генеральной совокупности.

Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых

1. ВВЕДЕНИЕ

Сверхновые типа I ($Ыв I) впервые разделены на два класса Ы и Ш в 1985 г. Элиасом и др. [1]. Авторы [1] наблюдали 11 SNe I и получили их кривые блеска в полосах JHK. Построив изменения цвета, они обнаружили, что у трех из них отсутствует абсорбционная деталь на 1.2 мкм и наблюдается меньшая скорость падения блеска. Согласно этим признакам, они разделили сверхновые на две группы: Ы (присутствует абсорбция на 1.2 мкм) и Ш (отсутствует абсорбция 1.2 мкм и наблюдается более медленное падение блеска после максимума). К последним были отнесены три звезды SN 1983^ 1983пи 19841

Оптическая спектроскопия этих трех звезд [2—4] близко к эпохе максимума показала, что в их спектрах отсутствуют линии водорода, что обычно для SNe I, а также отсутствует сильная абсорбционная линия кремния 6150Л, являющаяся характерным признаком классических сверхновых типа I в эпоху максимума. Еще ранее Бертолой [5, 6] были получены спектры SN 19621 и 19641, в которых также отсутствовала абсорбция 6150Л и которые были классифицированы как пекулярные сверхновые типа I. Спектры SN 1983п[2] и 19841 [3] оказались практически идентичными спектрам, полученным Бертолой, что еще раз подтвердило справедливость деления SNe

I на два типа Ы и Ш.

Проведенное Уилером и Левролтом [3] сравнение спектров двух серхновых SN 1983п и 19841 со спектром классической сверхновой типа Ы SN 1981Ь выявило три основных различия между ними: 1) в эпоху максимума у звезды типа Ш наблюдался “дублет” АА6300 и 6500Л вместо эмиссионной линии SiII А6355Л, которая характерна

для SN Ы (1981Ь); 2) отсутствовала абсорбция А6150Л; 3) спектр SN Ш в эпоху максимума был похож на спектр SN Ы примерно через два месяца после максимума. Это явилось доказательством спектрального различия между сверхновыми классическими (тип Ы) и пекулярными (тип Ш). Они показали также, что SN 19621, 19641, 1983п, 19841, 1983^ 1983у, вероятно, образуют отдельную группу спектрально однородных сверхновых SNe Ш, прототипами которой являются детально изученные (благодаря их яркости) SN 1983п и 19841.

Подробный анализ всех опубликованных результатов наблюдений восьми кандидатов в группу SNe Ш был проведен Филиппенко и Портером [7], а также Панагия и Лейдлер [8] с целью выявления их наиболее характерных свойств. Авторы [7] сформулировали основные спектральные критерии классификации сверхновых типа Ш: 1) линии водорода не наблюдаются в их спектрах в течение всего времени эволюции; 2) на ранних стадиях вспышки отсутствует абсорбция А6150Л; 3) в небулярной фазе преобладают сильные эмиссионные линии [О!] 6300 и 6364Л, [СаП] 7291 и 7324Л и других металлов. Эти спектры сильно отличаются от небулярных спектров SNe Ы и убедительно показывают, что SNe Ш образуют отдельный класс сверхновых типа I [9].

Результаты изучения SN 1983i и 1983у, приведенные в [4], показали, что в спектрах этих сверхновых, а также SN 19621 и SN 19641, полученных близко к их максимумам блеска, помимо линий водорода, отсутствовали сильные абсорбционные линии вблизи АА6150 и 5700Л. Последняя наблюдалась в ранних спектрах SNe Ш 1983п и 19841 в течение первых двух месяцев и была отождествлена Харкнессом и др. [4, 10] с линией HeI А5876Л,

смещенной эффектом Допплера, [4, 10]. Авторы [4] отметили большое сходство спектров SN 1983i и 1983у между собой и предположили, что они принадлежат третьему типу сверхновых с дефицитом водорода, типу к. Согласно Филиппенко [11], разделять сверхновые на Ш и к можно только по ранним спектрам поскольку их поздние спектры не различаются заметным образом.

Схематическое представление деления сверхновых по типам в эпоху максимума блеска и небулярной стадии приведено в обзоре “Классификация сверхновых“ Харкнесса и Уилера [12].

В некотором отношении сверхновые типов Ше и

II похожи. Они наблюдаются в основном в рукавах спиральных галактик поздних типов [7], тесно связаны с НП-областями, явлющимися индикаторами областей недавнего звездообразования [13, 14]. Поэтому авторы [13, 14] считали, что предсверх-новые SNe Ше и II являются массивными звездами с коротким временем эволюции. В этой связи представляется интересным факт открытия двух сверхновые разных типов SN 1998у (тип II) [15] и SN 2000е (тип к) [16] в одной галактике NGC 2415 типа ^, причем их положение различалось незначительно.

Также как и SNe II, сверхновые типа Ше иногда являются источниками радиоизлучения [17] и ассоциируются с гамма-всплесками.

2. БАЗА ДАННЫХ

Нами составлен список из 290 сверхновых типов Ш, Ш/с и к, открытых к концу 2007 года. Для краткости их обычно обозначают SNe

Ibc. Эти сверхновые наблюдались в 284 родительских галактиках, поскольку в шести из них (NGC 7714, NGC 1187, NGC 2207, NGC 3464, NGC 3810, NGC 4568) отмечались повторные вспышки. Интересно, что 39 сверхновых вспыхнули в галактиках, которые являются членами взаимодействующих пар или систем, приведенных в Каталоге взаимодействующих галактик Воронцова-Вельяминова [18].

В Табл. 1 указаны названия сверхновых и их спектральный тип (колонки 1, 2). Последующие колонки содержат названия родительских галактик, их морфологический тип, класс светимости, логарифм большой оси изофоты, соответствующей поверхностной яркости цв = 25m/□" lg D25, логарифм отношения осей этой изофоты lg R25, позиционный угол большой оси галактики РА, звездные величины Вт и Шв (последние помечены х), гелиоцентрические и наблюденные (неисправленные за движение Земли вокруг Солнца помечены х) лучевые скорости Vr. Нами приняты обычные сокращения в обозначениях имен родительских галактик: NGC(N), ESO (E), MCG (M), IC(I), UGC (U), PGC (P), ANON (A). В последней колонке приведены соотвествующие ссылки [19—23]. Из-за большого количества ссылок на экспрессные издания IAU они не помещены в списке литературы. Буквы “С” и “Т” в последней колонке обозначают IAU Circular и электронные телеграммы IAU CBET, а рядом с буквой указан номер издания.

Информация о родительских галактиках была взята нами из каталога RC3 [24] и дополнена данными нового PGC каталога Патюреля и др. 2003 года [25].

Таблица 1. Родительские галактики сверхновых типа Ibc

Sn Тип Галактика М. тип L lg D25 lg R25 PA By Vr ссылка

1954а lb N4214 IXS9 5.8 1.93 0.11 15 10.24 313 19

19621 Ic N 1073 SBT5 3.7 1.69 0.04 11.47 1223 4

19641 Ic N3938 SAS5 1.1 1.73 0.04 130 10.90 848 4

1982г lb N 1187 SBR5 2.1 1.74 0.13 135 11.34 1325 4

19831 Ic N4051 SXT4 3.3 1.72 0.13 10.83 765 4

1983п lb N5236 SXS5 2.8 2.11 0.05 32 8.20 384 2

1983v Ic N 1365 SBS3 1.3 2.05 0.26 10.32 1541 4

1984І lb E 323-99 SXS7 5.9 1.30 0.05 60 ІЗ.ЗЗх 3048 19

19841 lb N991 SXT5 4.3 1.43 0.05 25 12.4x 1526 3

1985Ї lb N4618 SBT9 3.9 1.62 0.09 10 11.22 592 20

1986m lb N7499 LASO 1.05 0.22 22 13.94 11860 C4282

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё Игб РА Ву Уг ссылка

1987т ІС N2715 БХТ5 3.3 1.69 0.47 0 11.79 1456 21

19881 ІС N5480 БАБ 5 4.7 1.24 0.18 171 12.83х 1968 С4597

1989е 1Ь М+05-32-45 Б..5 0.70 0.14 23 7918х С4758

1990Ь ІС N4568 БАТ4 4.6 1.66 0.36 158 11.68 2202 19

19901 1Ь N 4650А З..ОР 1.20 0.29 25 13.9 2722 19

1990и ІС N7479 БВБб 1.8 1.61 0.12 5 11.60 2544 С5063

1990\у 1Ь N6221 БВБб 3.6 1.55 0.16 137 10.66 1368 С5080

1990аа ІС и 4540 Б? 0.91 0.24 45 14.17 5138 С5087

1990а] 1Ь N 1640 БВИЗ 2.9 1.42 0.11 125 12.42 1478 С5178

1991а ІС 12973 8В87 1.14 0.24 106 14.34х 3208 С5153

1991(1 1Ь Р 84044 Б... 0.92 0.27 97 12528х С5153

19911 1Ьс М+7-34-134 Б..9 0.88 0.19 9186х С5120

1991 п ІС N3310 8ХБ4Р 3.2 1.49 0.11 63 11.15 1043 19

1991 г 1Ьс Р 140543 0.81 0.35 138 10500х С5237

199ІЗЇ 1Ь С0170-29 0 73 0.25 95 6175х С5282

1991аг 1Ь 149 БХБб 3.9 1.18 0.07 14.2 4652 С5348

1992аг ІС А 2317-44 43500х 22

1993р ІС Р 2793694 Б... 163 15140х С5799

1994І ІС N5194 8А84Р 1.8 2.05 0.21 75 8.96 551 С5961

1994аі ІС N908 БАБ 5 1.5 1.78 0.36 87 10.83 1457 С6120

1995Ї 1Ьс N2726 Б.Л? 1.20 0.46 136 13.4х 1587 С6165

1995ЬЬ 1Ь Р 1409128 0.70 0.33 85 1739х С6271

1996(1 ІС N 1614 БВБбР 1.12 0.06 100 13.63 46812 С6317

1996п 1Ь N 1398 рэвиг 1.1 1.85 0.12 140 10.57 1305 С6351

1996ад ІС N5584 БХТ6 2.8 1.53 0.14 19 12.06х 1616 С6365

1996а1: ІС Р 1130616 0.38 0.06 54 26981х С6490

1996сс1 1Ьс СОСО 59-7 0.85 0.12 55 13922х С6557

1997Ь ІС 1438 БАТ5 1.6 1.45 0.12 140 12.75х 2963 С6535

1997с ІС N3160 Б..2 1.10 0.70 15 6795х С6536

1997х ІС N4691 І^ВБО 1.45 0.09 5 11.66 1018 С6554

1997(1с 1Ь N7678 БХТ5 1.8 1.37 0.15 15 12.41 3665 С6717

1997(1Ч 1Ь N3810 БАТ5 2.4 1.63 0.15 11.35 913 С6770

1997еї ІС и 4107 БАТ5 1.15 0.01 13.73х 3537 С6820

1997е1 ІС N3963 БХТ4 2.2 1.44 0.04 50 12.5 3275 С6802

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

19981 1Ь N3690 1В.9Р 1.31 0.12 125 12.1 х 3116 С6830

1998Ьо 1с Е 185-031 БВБг 1.02 0.60 109 15.73х 4830 С6889

1 998Ь\у 1с Е 184-082 0.65 0.32 103 С6889

1998сс 1Ь N5172 БХТ4 1.5 1.52 0.28 45 12.63 4030 С6907

1998от 1с Е 237-042 Б..5 0.95 0.24 8102х С6968

1998с11 1Ь N945 БВТ5 1.9 1.38 0.08 12.79 4470 С7011

1998еу 1с рес N7080 БВИЗ 2.2 1.26 0.02 39 13.13 5054 С7066

1999р 1Ьс Р 1133909 0.56 0.05 68 18286х С7097

1999а1 1с Р 1018888 0.56 0.15 15 19487х С7118

1999Ьс 1с и 4433 Б.-.Р 1.02 0.12 77 14.29х 6600х С7133

1999Ьи 1с N3786 БХТ1Р 1.34 0.23 35 13.24х 2714 С7149

1999bw 1с N3198 БВТ5 2.6 1.93 0.41 170 10.87 684 С7162

1999Ьг 1с и 8959 Б..9 1.26 0.24 596 С7162

1999сп 1с М+02-38-43 Б..5 0.84 0.36 147 6688х С7202

1999(щ 1с и 11368 Б..4 1.10 0.39 142 14.64х 19

1999сг 1с N5078 БАБ! 1.60 0.31 148 12.0 2032 С7216

1999(11 1Ь N 776 БХТЗ 1.24 0.01 13.22х 5025 С7239

1999(1п 1Ь N7714 БВБЗР 1.28 0.13 4 13.00 2925 С7245

1999ес 1Ь N2207 БХТ4Р 2.3 1.63 0.19 141 12.2 2571 С7269

1999е11 1Ь N2770 БАБ 5 1.58 0.52 148 12.77 1915 С7282

1999ех 1Ь 15179 БАТ4 3.8 1.37 0.32 57 12.38 3421 С7310

2000с 1с N2415 1..9 0.96 0.00 12.78 3764 С7352

20001 1с 1302 БВТ4 3.3 1.27 0.09 13.59 5907 С7360

200011 1Ь 1454 8В.2 1.24 0.28 140 3853 С7367

2000э 1с М-01-27-20 БВТ5? 3.1 1.07 0.27 75 бОООх С7384

2000сг 1с N5395 АБЗР 2.4 1.46 0.27 167 12.1 3562 С7444

2000(1е 1Ь N4384 Б.Л 1.11 0.11 90 13.5 2597 С7481

гоооёэ 1Ь N2768 Е..6 1.91 0.28 95 10.84 1406 С7511

2000(11 1Ь и 3411 Б..6 1.23 0.19 95 15.1 х 6895 С7511

2000(1у 1Ь и 4671 Б? 1.11 0.07 69 13.60х 4138 С7511

2000ег 1Ь: Е 115-9 8..2Р 1.24 0.73 124 15.15х 9209 С7528

2000ew 1с N3810 БАТ5 2.4 1.63 0.15 15 11.35 913 С7547

2000{п 1Ь N2526 Б?.. 0.95 0.29 140 14.70х 4480 С7547

2001Ь 1Ь 1391 БАБ 5 1.06 0.02 13.0 1709 С7577

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2001т ІС N3240 БАТ6 4.4 1.04 0.07 85 13.90х 3772 С7579

2001 аі ІС N5278 БАБЗР 1.13 0.15 117 7656 С7605

2001ЬЬ ІС 14319 БАБ 4 1.18 0.47 70 14.35х 4612 С7619

2001сИ ІС М-01-54-16 Б? 1.12 0.85 3074 С7637

2001 сі ІС N3079 БВБб 3.0 1.90 0.74 165 11.54 1182 С7638

2001 со 1Ьс N5559 БВ.З 1.15 0.52 67 14.66х С8159

2001сЩ 1с: I 1222 БХБб 1.6 1.23 0.10 50 14.16 9391 С7699

200ІЄЇ ІС 1381 БХТ4 1.38 0.25 13.08 2629 С7716

2001ц 1Ь и 3829 Б? 1.01 0.12 13.8х 4003 С7737

2001ет 1Ьс N7112 Б..2 1.08 0.46 81 15.19х 6036 С7737

2001ед 1с: СОС453-62 Б..5 0.86 0.31 146 15.1х 7706х С7737

200 1ї\у 1Ь и 9989 Б?.. 0.96 0.59 15.40х 4899 С7754

2001 їх 1Ь 1 5345 Б-.З 0.92 0.16 158 7980х С7754

2001^ 1Ьс А 1401+05 108000х С7763

200ІІІ ІС и 444 Б? 1.06 0.16 160 13.99х 10865 С7792

200 Пэ 1Ь N 1961 БХТ5 2.8 1.66 0.19 85 11.73 4057 С7787

2002І ІС N3464 БВТ5 2.5 1.41 0.19 112 13.0 3558 С7808

2002ао ІС и 9299 8ХБ7Р 5.3 1.28 0.30 85 13.9х 1534 С7836

2002ар 1с рес N628 БАБ 5 1.1 2.02 0.04 25 9.95 763 С7811

2002Ы 1с рес и 5499 БВ.З 1.44 0.68 42 13.92х 4702 С7845

2002Ьт ІС М-01-32-19 БВІ^Р 1.8 1.37 0.01 5346 С7848

2002cg ІС и 10415 БХ.З 1.01 0.06 135 14.62х 9364 С7881

2002сі ІС Е 582-05 Б..2 0.87 0.40 100 С7894

2002с1 ІС Р 48663 Б... 21600х С7885

2002ср 1Ьс N3074 БХТ5 2.8 1.37 0.05 145 13.30 5121 С7894

2002cw 1Ь N6700 БВТ5 1.16 0.16 115 13.8х С7905

2002dg 1Ь А 1457+05 НОООх С7922

2002с1п 1с: I 5145 Б..2 1.20 0.25 170 15.61 х 7422 С7922

2002с11 1Ьс Е 516-05 Б..2 0.93 0.13 144 7487х С7929

2002с1г 1Ьс М-01-01-52 БАТЗР 1.08 0.24 170 5400х С7954

2002ех ІС А 2209-10 1131Ох С7964

2002Й1 1с: А 1325+27 99000х С7971

2002gy 1Ьс и 2661 Ь... 1.11 0.67 147 14.6х 6082 С7999

2002ИЇ ІС Е 411-34 БХИб 2.9 1.23 0.03 13.49х 5635 С8007

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

20021т 1с N2532 БХТ5 1.34 0.08 10 13.01 5228 С8009

20021ю 1с N4210 БВИЗ 1.30 0.11 105 13.27х 2643 С8014

2002Иу 1Ь рес N3464 БВТ5 2.5 1.41 0.19 112 13.0 3558 С8019

2002Иг 1Ь и 12044 Б..2 1.28 0.51 81 15.0х 5662 С8051

200211 1с: А 0150+00 С8020

2002]! 1Ьс N3655 БАБ 5 5.7 1.19 0.18 30 12.30 1403 С8028

2002]] 1с 1340 Ь..О 1.17 0.41 90 4091 С8031

2002]р 1с N3313 РБВТ2 3.3 1.59 0.09 55 12.38х 3539 С8031

2002]г 1с и 2984 8В.8 1.22 0.08 1528 С8037

2003а 1Ьс и 5904 Б-.З 3.5 1.30 0.79 152 6650 С8042

200311 1Ь N2207 БХТ4Р 2.3 1.63 0.19 141 12.2 2571 С8159

20031 1Ь 12481 Б? 0.98 0.23 160 14.52х 5187 С8049

20031 1с N3506 Б..5 2.3 1.08 0.04 13.37х 6304 С8057

20031^ 1с Е 420-09 БВБб 3.3 1.22 0.13 13.75х 1187 С8088

2003Ьт 1с и 4226 БАИб 1.22 0.08 35 14.7х 7906 С8091

2003Ьр 1Ь N2596 Б-.З 0.5 1.17 0.41 65 14.2 5837 С8091

2003Ьи 1с N5393 Р8ВИ1 0.96 0.13 М.ООх 5865 С8098

2003сг 1с: и 9639 Б..2 1.02 0.04 14.44х 10871 С8098

2003dg 1Ьс и 6934 БАИб 1.26 0.83 141 14.91х 5423 С8159

2003(Ш 1с рес А 1044+21 50365х С8114

2003с1г 1Ьс N5714 Б..6 1.51 0.91 82 14.07х 2354 С8159

2003ёэ 1с N3191 8В84Р 0.92 0.16 5 14.1 х 9169 С8158

2003е1 1с N5000 БВТ4 1.23 0.07 13.9 5631 С8136

2003еу 1с Р 825312 0.78 0.44 9 С8158

2003к 1с Р 880427 0.73 0.11 140 С8146

2003^ 1с Е 601-31 ШБЭ 9.2 1.11 0.27 108 15.28х 2685 С8157

2003gk 1Ь N7460 БВБЗР 1.16 0.14 175 13.61 3334 С8164

2003Ир 1с и 10942 0.99 0.36 116 С8211

20031(1 1с N895 БАБ 6 1.9 1.56 0.15 65 12.26 2289 С8203

2003ig 1с и 2971 Б..5 1.14 0.24 136 С8211

2003Ш 1Ьс и 2836 Ь... 0.99 0.03 0 13.4 5046 С8246

20031э 1с и 11430 БАБ 5 1.04 0.00 14.Ох 5705 С8225

2003]с1 1с: М-01-59-21 БХБЭ 7.5 1.15 0.12 80 С8234

200% 1Ьс N2997 БХТ5 1.6 1.95 0.12 110 10.06 868 С8241

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2003]р 1Ьс Р 996697 0.65 0.14 158 90000х С8237

2003кЬ 1с: и 3432 Б..6 1.22 0.65 136 15.28х 5077 С8243

20031\у 1с рес А 0802-39 ЗООООх С8308

2004с ІС N3683 БВБб 5.7 1.27 0.43 128 ІЗ.ЗЗх 1733 С8269

2004аї ІС А 0538-23 16800х С8296

2004аі ІС А 1354-12 17700х С8296

2004ао 1Ь и 10862 БВТ5 1.44 0.04 13.4х 1807 С8304

2004aw ІС N3997 БВ.ЗР 1.22 0.43 14.02 4742 С8331

2004ах 1Ьс N5939 Б... 0.96 0.28 35 14.Ох 6825 С8311

2004ЬЇ ІС и 8739 БВ? 1.29 0.67 122 14.57х 5095 С8317

2004Ьт 1с: N3437 БХТ5 5.0 1.40 0.49 122 12.95х 1224 С8339

2004Ьэ 1Ь N3323 БВ? 1.10 0.27 13.93 3889 С8344

2004сс ІС N4568 БАТ4 4.6 1.66 0.36 23 11.68 2202 С8353

2004сэ 1Ьс и 11001 Б..8 1.11 0.45 133 14.39х 4362 23

2004с1с ІС и 12734 Б-.З 1.24 0.53 94 14.27х 6435 С8372

2004с1к 1Ь N6118 БАБ 6 2.3 1.67 0.37 58 12.42 1622 С8404

2004с1т 1Ь А 2243-40 С8377

2004с1п ІС и 2069 8ХБ7 6.0 1.37 0.23 65 ІЗ.ОЗх 3831 С8381

2004с1х 1с: М+07-37-36 Б? 0.89 0.07 14.92х 9136 С8420

2004е1і 1Ь и 1892 БВИЗ 1.05 0.04 14.90х 10094 С8420

2004еи ІС М+07-05-39 Б..4 0.87 0.10 76 С8418

2004е\у 1Ь Е153-17 БХИб 4.4 1.41 0.14 110 13.92х 6406 С8425

2004ЇЄ ІС N 132 8ХБ4 1.9 1.28 0.13 40 13.45х 5458 23

20041Т ІС Е 552-40 БВБгР 1.09 0.22 50 М.ЗОх 6680 23

2004ge ІС и 3555 БХТ4 1.08 0.05 4603 С8453

2004gk ІС и 7510 Б..8 1.22 0.75 135 14.87х -201 С8446

2004gn ІС N4527 8ХБ4 3.3 1.79 0.47 67 11.38 1632 23

2004ёд 1с: N 1832 8ВИ4 1.9 1.41 0.18 10 11.96 1808 С8452

2004ё1 ІС N4038 ЭВЭЭР 4.2 1.72 0.23 80 10.91 1470 С8456

2004^ 1Ь N856 БАТО 1.11 0.15 20 14.1 Зх 6021 С8456

2004іЬ ІС А 0240-00 16800х С8481

2005с 1Ь: Р 2606307 0.66 0.11 107 С8468

2005е 1Ьс N 1032 Б-.О 1.52 0.47 68 12.64 2665 С8465

2005п 1Ьс N5420 Б-.З 4.2 1.14 0.33 130 4808 С8472

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2005о 1Ь N3340 8В84 1.9 1.00 0.06 145 13.8х 5426 С8472

2005у 1Ьс N2146 8В82Р 3.4 1.78 0.25 56 11.38 1035 С8474

2005ас 1Ь: Р 1177798 0.43 0.08 87 С8478

2005а] 1с и 2411 Б? 1.61 1.15 12 2713 С8493

2005аг 1Ь СО 11-33 Е 0.77 0.32 46 С8493

2005а1: 1с N6744 8ХБ4 3.3 2.30 0.19 15 9.14 746 Т 122

2005aw 1с I4837А БАБЗ 1.1 1.61 0.81 165 12.55х 3943 Т 127

2005аг 1с N4961 БВБб 5.5 1.21 0.16 100 14.0 2558 С8504

2005Ь{ 1с М-00-27-05 БВИЗ 1.9 1.26 0.22 150 13.23х 5516 С8509

2005Ы1 1с и 6495 БХБЗ 1.1 0.97 0.03 14.52- 6454 Т 138

2005Ь] 1с: М+03-43-05 0.90 0.06 162 Т 138

2005Ьк 1с М+07-33-27 Б? 0.94 0.00 14.59х 7451 Т 140

20051^ 1с 14367 ИБХИб 3.9 1.25 0.06 13.00х 3975 Т 145

2005Ьг 1Ь 1 5084 БВБЗ? 1.20 0.21 137 13.53х 3013 Т 156

2005сЬ 1Ьс N6753 ИБАИЗ 1.5 1.39 0.06 30 11.97 3073 Т 156

2005се 1Ьс 1 5233 Б? 0.98 0.10 175 14.65х 7577 Т 159

2005с1: 1Ьс N207 Б.Л 0.97 0.31 84 14.75х С8564

2005сг 1Ь N4589 Е..2 1.50 0.09 90 11.69 2121 С8579

2005с1а 1с рес и 11301 Б..5 1.33 0.81 110 Т 186

2005dg 1с Е 420-3 БАТ5 2.2 1.30 0.17 146 13.52х 3979 Т 200

2005ек 1с: и 2526 Б-.З 4.5 1.55 0.68 136 13.33х 5093 Т 235

2005ео 1с и 4132 Б..4 1.22 0.58 28 13.7х 5185 С8605

2005{к 1Ьс А 2115-00 72000х Т 247

2005hg 1с и 1394 Б.Л 1.37 0.28 70 14.Зх 6541 Т 271

2005Ы 1Ь СОСО 74-27 0.76 0.27 40 бОООх Т 268

2005Ьт 1Ь А 2139-01 9000х Т 268

2005к{ 1с N2449 Б..2 1.13 0.32 137 14.26х 4725 Т301

2005к1 1с N4369 И8АТ1 1.32 0.01 12.33 1072 Т 305

2005кг 1Ьс А 0308+00 39000х Т 304

2005кэ 1Ьс А 2137-00 ЗООООх Т 304

2005кг 1с М+08-34-32 Б? 0.99 0.28 15.00х 8297 С8639

20051г 1с Е 492-02 БХТЗР 1.33 0.16 143 12.98х Т 321

2005т{ 1с и 4798 БА.6 1.04 0.06 14.9х 8014 С8650

2005тп 1Ь А 0349-00 15000х ТЗЗЗ

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2005пЬ ІС и 7230 8В87Р 1.15 0.22 14.51х 7078 С8657

2005пс ІС А 1832+26 181800х С8696

2006Ї 1Ь N935 Б..6 1.24 0.21 155 13.63х 4224 Т 368

2006аЬ ІС Р 10652 1.27 0.53 5094х С8677

2006а] 1Ьс А 0321+16 9930х Т 410

2006ЬЬ ІС и 4468 Ь 1.18 0.22 165 14.38х 7563х Т 454

2006сЬ 1Ь N5541 Б? 0.90 0.16 13.8х 7787 Т 529

2006ск ІС и 8238 Б..7 0.99 0.29 50 Т 519

2006dg ІС М-01-60-23 БВ? 0.82 0.00 30 15.37х 11075 Т 562

2006с1к 1Ь N4161 Б? 1.04 0.18 50 13.9х 5032 Т 566

2006с1п 1Ь и 12188 0.91 0.28 153 Т 573

2006еа 1Ь: N7353 Б..4 2.9 1.26 0.46 145 14.15 7536 Т 589

2006ес 1Ь М-04-55-14 8В.4 0.99 0.26 147 Т 599

2006eg 1Ьс С0462-23 Б..4 0.99 0.12 75 Т 604

2006е1 ІС N735 Б-.З 1.2 1.26 0.33 138 14.07 4767 Т 604

2006ер 1Ь N214 БХИб 1.1 1.27 0.13 35 12.97 4685 Т 612

20С^І 1Ь N3147 БАТ4 2.7 1.59 0.05 155 11.43 2935 Т 635

2006ір 1Ьс Р 196716 0.68 0.12 90 9000х Т 658

20061г 1Ьс К 2302+73 0.71 0.25 8 бОООх Т 658

2006]о 1Ь А 0123-00 24000х Т 680

2006]х 1Ь: А 0352+00 75000х Т 680

20061с 1с: N7364 Б-.ОР 1.24 0.22 65 13.56х 4993 С8766

2006И 1Ь и 348 0.59 0.06 80 4200х Т 689

200611 1Ь и 3664 Б..6 1.02 0.19 80 15.1х 8670х Т 741

2006К 1Ь А 0216+30 4500х Т 714

2006ІУ 1Ьс и 6517 Б..4 4.5 1.23 0.25 40 13.86х 2497 Т 722

2006пх 1Ьс А 0333-00 15000х С8778

2006ог 1Ь: А 2208+00 Т 762

2006дк 1с: Р 1157983 0.72 0.36 122 18000х Т 762

2006sg ІС А 0208-03 132000х Т 772

20061^ ІС А 0210-04 0.13 78000х Т 830

2007с 1Ь N4981 8ХБ4 3.4 1.44 0.41 30 12.1х 1596 Т 800

2007(1 ІС и 2653 Б..7 1.14 0.18 155 7032 Т 805

20071 ІС Р 1114807 0.40 0.10 129 6487х Т 808

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2007] 1Ь: и 1778 БА.8 1.08 0.13 160 14.37х 5149 Т 926

2007у 1Ьс N 1187 БВИб 2Л 1.74 0.98 130 11.34 1325 Т 962

2007ag 1Ь и 5392 Б..6 1.04 0.49 11 6135 Т 874

2007а\у 1с N3072 Б-.О? 1.27 71 13.73х 3431х Т 908

2007аг 1Ь и 4378 1гг 0.94 0.67 145 10420х Т 909

2007Ы 1с: А 1319+08 ЗООООх Т 929

2007Ьг 1Ь Р 1059004 0.70 0.71 112 15000х Т 941

20071^ 1с: А 1149+51 10200х Т 927

2007се 1с А 1210+48 13800х Т 953

2007с1 1с N6479 Б..5 1.00 0.04 14.39х 6650х Т 972

2007с1Ь 1с Р 1035619 0.54 0.40 79 18000х Т 990

2007с1у 1Ь А 2122+05 12000х Т 990

2007еа 1с А 1553-27 12000х Т 990

2007еЬ 1Ьс А 2242+24 12000х Т 990

2007ед 1Ьс Р 1830071 0.81 0.20 74 9000х Т 990

200711 1Ьс Р 94302 0.71 0.10 120 15000х Т 996

2007^ 1Ьс А 2214-28 18000х Т 996

2007{п 1Ьс: и 1963 8В.2 1.06 0.11 71 бОООх Т 996

2007{о 1Ьс N7714 БВБЗР 1.28 0.13 4 13.00 2925 Т1001

2007gg 1Ьс А 0252+16 12000х Т1013

2007ё1 1Ьс М+00-09-17 БВ.б 0.76 0.07 134 9000х Т1024

2007go 1Ьс: Е475-16 ИБВИг 0.98 0.21 143 14.23х 6900х Т1037

2007gr 1Ьс N 1058 БАТ5 5.2 1.48 0.03 11.82 629 Т1036

2007gx 1с А 1718+22 24000х Т1043

2007ИЬ 1Ьс N819 Б..5 0.79 0.12 10 бОООх Т1043

2007Ы 1Ьс А 2050-01 18000х Т1050

20071ш 1Ьс Р 1063030 0.56 0.25 47 9000х Т1050

20071Ч 1с и 3416 Б..6 1.33 0.29 90 14.7х 4124 Т1101

2007]у 1Ьс А 2051+00 54000х Т1081

2007ке 1Ь N 1129 Е... 1.60 0.11 90 13.5 х 5317 Т1101

2007к] 1Ьс N7803 Б-.О 1.00 0.21 85 14.06 5505 Т1092

2007кг 1ас А 0025-00 87000х Т1098

2007те 1ас А 0141-00 Т1102

2007пс 1Ь: Р 1183580 0.46 0.07 49 27000х Т1104

Бп Тип Галактика М. тип Ь ^ 025 1ё 1^25 РА Ву Уг ссылка

2007ПГП 1ас А 2245+10 13800х Т1110

2007д\у ІС А 2235+00 142 45000х Т1139

2007дх 1Ь Р 1188561 0.58 0.33 65 18000х Т1139

2007гЬ 1Ьс N2889 БХТ5 2.5 1.34 0.06 12.44 3152 Т1141

2007ги 1с рес и 12381 РБА.О 1.16 0.06 14.8 4854 Т1151

2007гг ІС N 1590 Р.. 0.93 0.07 106 14.49 3856 Т1160

2007^ 1Ьс М+00-01-34 Б..5 0.80 0.07 12000х Т1167

Сверхновые типа 1Ьс являются сравнительно редкими объектами. Однако за последние годы число открытых БЫе 1Ьс значительно возросло и к концу 2007 года достигло 290. Последнее позволяет провести некоторые статистические исследования характеристик как самих звезд, так и их родительских галактик, а также сравнить их с результатами подобных исследований БЫе II. Как отмечалось выше, последние по ряду свойств похожи на БЫе 1Ьс. Все необходимые сведения о родительских галактиках сверхновых типа II были получены из тех же каталогов [24, 25]. Список БЫе II, открытых к концу 2007 года, также составлен нами. Он содержит 1041 звезду. Для последующей работы были отобраны те из них, тип которых определен по виду спектра.

Анализ частот в распределениях морфологических типов, классов светимости и отношений осей родительских галактик в выборках сверхновых БЫе Шс и БЫе II проводился методом сравнения двух выборочных долей вариант, а значимость их разностей определялась по и-критерию Фишера [26]. Такой метод анализа правомочен, поскольку он позволяет сравнивать выборки разного объема.

Сравнение самих распределений частот морфологических типов, классов светимости и отношений осей проводилось методом накопленных частностей, а значимость их максимальных по абсолютной величине разностей определялась по критерию Колмогорова — Смирнова [26]. Полученные результаты приведены в разделе 3.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Распределение морфологических типов родительских галактик

Полученные частоты распределений морфологических типов галактик приведены в Табл. 2. В

первой колонке указано обозначение характеристики распределения, в колонках 2 — 10 — распределения галактик по типам, в 11 — их сумма. Величины п и п2 характеризуют частоту встречаемости сверхновых типов Шс и II в галактиках разных морфологических типов. Они приведены в Табл. 2, из которой видно, что наибольшее число сверхновых обоих типов было открыто в спиральных галактиках БЬ, БЬс и Бс, Scd и значительно реже они встречаются в галактиках других типов. Частоты галактик типов Ба, БЬ и Бс включают частоты промежуточных типов БаЬ, БЬс и Scd соответственно. Анализ частот распределений п1 и п2 проводился путем сравнения двух выборочных долей вариант [26]. Полученные доли (равные отношению пг/Хпг = рг)р1и р2 и их разности (р1 — р2) использовались для определения величин “и”. Последние сравнивались с граничным значением ио1 = 2.58, соответствующим уровню достоверности Р=99% и позволяющему оценить значимость разностей долей вариант.

Как видно из Табл. 2, и < 2.58 верно для всех типов галактик, кроме Б0. То есть для каждого морфологического типа сравниваемых выборок, кроме Б0, разности долей вариант не значимы. Последнее означает, что сверхновые Шс и II одинаково часто вспыхивают (наблюдаются) в галактиках всех типов, кроме линзовидных. Для них величина и = 3.24 получилась больше граничного значения, поэтому полученную разность долей (небольшую по величине) можно считать значимой (уровень достоверности Р = 99%). Последнее показывает, что БЫе Шс наблюдаются в Б0 галактиках чаще, чем БЫе II. Хотя число сверхновых обоих типов в линзовидных галактиках невелико (13 и 9 соотвествен-но), справедливость сделанного заключения может быть проверена дальнейшими наблюдениями.

Сравнение самих распределений частот П1 и П2 проводилось методом накопленных частостей, а вычисленная величина А2 = 1.43 оценивалась

Таблица 2. Распределение родительских галактик по морфологическим типам

Е SO Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd-Sm Irr P S... Е

Пі 4 13 26 59 72 16 5 1 23 219

Pi 0.018 0.059 0.119 0.269 0.329 0.073 0.023 0.005 0.105

n2 1 9 54 198 203 57 22 4 76 624

Р2 0.002 0.014 0.086 0.317 0.325 0.091 0.035 0.006 0.122

Pi — Р2 0.017 0.045 0.032 0.048 0.003 0.018 0.012 0.002 0.017

U 2.29 3.24 1.39 1.34 0.10 0.84 0.92 0.30 0.69

по критерию Колмогорова — Смирнова [26]. Она получилась значительно меньше граничного значения Л21 = 2.65, соответствующего уровню достоверности Р = 99%. Поэтому можно предположить, что полученные распределения морфологических типов родительских галактик SNe Ibc и SNe II не различаются между собой, а сами выборки галактик принадлежат одной генеральной совокупности. Это еще раз показывает, что данные сверхновые наблюдаются в галактиках одних и тех же типов, а их предсверхновые являются звездами одного типа населения.

Аналогичный результат был получен в работе С. ван ден Берга и др. [23] при анализе однородных выборок родительских галактик сверхновых тех же типов SN Ibc и SNe II, открытых в Ликской обсерватории по программам LOSS и LOTOSS c помощью автоматического телескопа KAIT [27, 28]. Морфологические типы галактик в системе DDO [29—31] определялись как по снимкам с этого телескопа, так и по негативам, полученным в Паломарской обсерватории в ходе проведения обзоров POSS I и POSS II. Авторы [23] не получили никакого значимого различия в распределениях по хаббловским типам родительских галактик SNe Ibc и SNe II. По их мнению, это подтверждает, что сверхновые указанных типов имеют одинаково массивные предсверхновые.

Как видно из Табл. 1 и 2, четыре сверхновые SNe Ib (SN 2000ds, 2005ar, 2005cz, 2007ke) и одна SN II (SN 2005md) были открыты в эллиптических галактиках. Тип всех этих сверхновых определен достаточно уверенно. Родительские галактики SN 2000ds (NGC 2768) и 2005cz (NGC 4589) имеют показатели цвета (B — V)T 0.97 и 0.87 соответственно. Последнее означает, что в этих галактиках доминируют звезды населения типа II, которые не могут быть предсверхновыми SNe Ib. SN 2007ke была открыта в NGC 1129, взаимодействующей с NGC 1130, (пара E + E галактик), а SN 2005md (тип II) открыта в галактике NGC 2274, взаимодействующей с NGC 2275 ( пара E + S0 галактик).

Для уточнения морфологических типов этих пяти галактик желательно получить их прямые изображения с высоким разрешением.

3.2. Распределения родительских галактик по классу светимости

Классы светимости Ь родительских галактик принимались в соответствии с числовой шкалой каталога РС3 [24]. К I классу были отнесены галактики с L<2.5, ко II классу — с 2.5^<4.5, к

III — с 4.5^<6.5, к IV — с 6.5^<8.5 и более слабые — к V классу. Частоты распределения классов светимости родительских галактик БЫе Шс и БЫе II приведены в Табл. 3. В первой колонке обозначены характеристики распределения, в колонках 2 — 6 — число галактик соответствующего класса светимости и в последней — общее число галактик. Из Табл. 3 видно, что сверхновые обоих типов наблюдались в основном в галактиках высокой поверхностной яркости с хорошо развитой спиральной структурой (I и II классов светимости). Достоверность полученных разностей выборочных долей (р1 — р2) оценивалась по и-критерию, граничные значения которого равны 2.58 и 1.96 для уровней достоверности Р = 99% и Р= 95% соответственно.

Из Табл. 3 видно, что все вычисленные значения “и” получились меньше величины 2.58. Это показывает, что разности долей вариант (р1 — р2) в выборках родительских галактик сверхновых типов БЫе Шс и БЫе II не значимы и что сами значения долей разных Ь практически не различаются. Последнее означает, что для галактик любого класса светимости появление сверхновых обоих типов равновероятно.

Отдельно мы рассмотрели распределение классов светимости родительских галактик БЫе Шс разных морфологических типов. Результаты приведены в Табл. 4. Из нее видно, что спиральные галактики, в которых чаще всего наблюдались БЫе Шс, являются яркими. Их класс светимости I и II, реже III. Напомним, что значения L, приведенные в [24], определены в основном для спиралей БЬ и Бс. Для галактик других типов определений классов светимости существенно меньше. Действительно, только две сверхновые БЫ 2003§Г и БЫ 2003jd типа к были открыты в галактиках низкой поверхностной яркости ЕБО 601-31 (№Б9, L=9.2) и мСа 01-59-21 (БХБ9, L=7.5), их классы

Таблица 3. Распределение родительских галактик по классу светимости

ь I II III IV V Е

Пі 37 36 14 1 1 89

Рі 0.416 0.404 0.157 0.011 0.011

п2 72 129 48 9 2 260

Р2 0.277 0.496 0.185 0.035 0.008

Рі — Р2 0.139 0.092 0.027 0.023 0.004

и 2.37 1.50 0.60 1.35 0.25

светимости IV и V соответственно. Три сверхновые были открыты в ранних ярких спиралях со сложной морфологией ЫСС 1398 (РБВР2), ЫСС 2146 (БВБ2Р), ЫОС 3313 (РБВТ2) классов светимости

I и II.

Анализ распределений частот щ и п2 классов светимости галактик проводился также методом накопленных частостей. Вычисленная величина А2= 1.28 получилось значительно меньше граничного критерия Колмогорова — Смирнова Ал = 2.65 (уровень достоверности Р = 99%). Последнее позволяет предположить, что распределения классов светимости родительских галактик сверхновых типов Ше и II не различаются между собой, а сами выборки Ь относятся к одной генеральной совокупности. Это еще раз показывает, что равновероятное появление сверхновых обоих типов разных классов светимости определяется морфологическим типом, яркостью и степенью развития спиральной структуры их родительских галактик.

3.3. Распределение отношений осей родительских галактик

В качестве отношения осей галактики принималось отношение осей изофоты, соответствующей поверхностной яркости цв=25т/\Л'. Они были вычислены по данным каталогов РОС [25] и РС3 [24] для 248 и 658 родительских галактик БЫе 1Ьс и БЫе II соответственно. Величины отношений осей изменялись от 1.0 (галактика видна анфас) до 0.1 (галактика видна с ребра). Они были разбиты на 9 равных интервалов, середины которых приведены в Табл. 5. В первой колонке указаны названия определяемых характеристик, во 2—10 колонках приводятся частоты галактик соответствующего интервала отношения осей и в последней колонке — полное число галактик.

Полученные разности долей вариант (рі — р2) не являются значимыми, поскольку вычисленные величины “и” (строка 6) получились значительно меньше граничного значения ио1 = 2.58, соответствующего уровню достоверности Р = 99%. Другими словами, для каждого интервала отношений

осей появление сверхновых обоих типов равновероятно.

Сравнение распределений отношений осей в изучаемых выборках родительских галактик БЫе Ше и БЫе II не выявило их значимого различия: вычисленный критерий А2 = 0.84<2.65 = А21 (уровень Р = 99%). Поэтому можно предположить, что полученные распределения отношений осей родительских галактик сверхновых типов Ше и II не различаются между собой, а сами выборки этих величин можно считать принадлежащими одной генеральной совокупности. Последнее означает, что БЫе обоих типов наблюдаются в спиральных рукавах (то есть во внешних, более слабых областях) родительских галактик в основном “тонких” БЬ — Scd морфологических типов с любым отношением осей. Меньшее число сверхновых в сильно наклоненных спиралях, вероятно, можно объяснить большим поглощением света в таких галактиках.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Составлен список сверхновых типов Ш, Ше, к (БЫе Ше), открытых к концу 2007 года. В нем приведены характеристики родительских галактик этих звезд. Наличие такого списка позволило нам провести некоторые статистические исследования и сравнить свойства БЫе Ше и БЫе II, так как они во многом похожи. Оба типа сверхновых наблюдаются в рукавах спиральных галактик, они тесно связаны с НП-областями, иногда излучают в радиодиапазоне и ассоциируются с гамма-вспышками, а их предсверхновые являются массивными звездами населения I [8]. Список сверхновых типа II, открытых к концу 2007 года, составлен нами ранее. Он содержит 1041 звезду.

Оказалось, что сверхновые обоих типов наблюдаются чаще всего в спиральных галактиках типов БЬ, БЬе, Бе и Scd. Причем относительная частота их появления в галактиках разных морфологических типов одинакова. Исключение составляют линзовидные галактики. В них сверхновые типа Ше наблюдаются чаще, чем типа II. Однако количество БЫе в галактиках этого типа невелико

и, возможно, последующие наблюдения изменят это соотношение.

Таблица 4. Классы светимости родительских галактик SNe Ibc

L i II III IV V E

Sc, Scd 18 20 6 44

Sb, Sbc 18 12 4 34

Sd — Sm 2 3 1 6

Sa,Sab 1 2 3

Irr 1 1 2

E 37 36 14 1 1 89

Таблица 5. Распределение родительских галактик по отношениям осей

Интервал 0.95 0.85 0.75 0.65 0.55 0.45 0.35 0.25 0.15 E

Пі 23 37 49 35 38 20 22 11 13 248

Pi 0.093 0.149 0.198 0.141 0.153 0.081 0.089 0.044 0.052

n2 90 114 104 73 78 69 51 45 34 658

P2 0.137 0.173 0.158 0.111 0.118 0.105 0.078 0.068 0.052

Pi -P2 0.044 0.024 0.040 0.030 0.035 0.024 0.011 0.024 0.001

u 1.85 0.87 1.06 1.22 1.38 1.11 0.46 1.40 0.00

Интересно, что несколько сверхновых обоих типов были открыты в эллиптических галактиках. Является ли это обстоятельство редким или это обычное явление покажут дальнейшие наблюдения. Интерес представляет также тот факт, что значительное число SNe Ibc было открыто во взаимодействующих и других пекулярных галактиках.

Применение метода Колмогорова — Смирнова не выявило статистически значимого различия в распределениях морфологических типов, классов светимости и отношений осей родительских галактик сверхновых типов Ibc и II.

Проведенное статистическое исследование свойств родительских галактик сверхновых типов Ibc и II не выявило значимой разницы между ними. Оба типа звезд наблюдаются в галактиках разных типов (за исключением линзовидных) одинаково часто. Означает ли это, что они являются следствием одного и того же механизма взрыва их пред-сверхновых, относящихся к одному типу звездного населения? Ответить на этот вопрос смогут только последующие наблюдения и изучение этих звезд и их родительских галактик.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. J. H. Elias, K. Matthews, G. Neugebauer, et al., Astrophys. J. 296, 379 (i985).

2. T. P. Probhu, Bull. Astron. Soc. India 13, 68 (i985).

3. J. C. Wheeler and R.Levrealt, Astrophys. J. 294,L.i7 (i985).

4. J. C. Wheeler, R. P. Harkness, E. S. Barker, et al., Astrophys.J. 313, L.69 (i987).

5. F. Bertola, Ann. Astrophys. 27, 319 (1964).

6. F. Bertola, A. Mammanj, and M. Perinomotto, Conrib. Asiago Obs. 174, 51 (1965).

7. A. C. Porter and A. V. Filippenko, Astronom. J. 93, 1372(1987).

8. N. Panagia and V. G. Laidler in Lecture Notes in Physics. Ed.W.Kundt N316,18(1988).

9. A. V. Filippenko, A. C. Porter, and W. L. W. Sargent, Astronom. J. 100,1575(1990).

10. R. P. Harkness, J. C. Wheeler, B. Margon, et al., Astrophys.J. 317,355(1987).

11. A. V. Filippenko, Astrophys. J. 384, L 37 (1992).

12. R. P. Harkness and J. C. Wheeler in Supernovae. Ed. by G. Petschek (Springer - Verlag, New York) p.1 (1990).

13. O. S. Bartunov, D. Yu. Tsvetkov, and I. V. Filimonova, PASP 106, 1276(1994).

14. S. D.van Dyk, M. Hamuy, and A. V. Filippenko, Astronom. J. 111,2017(1996).

15. A. V. Filippenko, D. C. Leonard, and A. G. Riess, IAU Circular № 6850 (1998).

16. E. Cappellaro and M. Turatto, IAU Circular № 7352 (2000).

17. A. M. Soderberg, E. Nakar, E. Berger, et al., Astrophys. J. 638, 930 (2006).

18. http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?VIl/236

19. D. Richardson et al, Astronom. J. 131, 2233 (2006).

20. C. N. Gaskell, E. Cappellaro, H. L. Dinerstein, et al., Astrophys.J. 306, L77 (1986).

21. A. V. Filippenko, Astronom. J. 96, 1941 (1988).

22. A. Clocciatti, M. M. Philips, N. B. Suntzeff, et al., Astrophys. J. 529, 661 (2000).

23. S. van den Bergh et al., PASP 117, 773 (2005).

24. G. de Vaucouleurs, A. de Vaucouleurs, H. G. Corwin, et al., Third Reference Cataloque of Bright Galaxies. Berlin: Springer. (i99i).

25. http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?VII/237

26. В. Ю. Урбах, Математическая статистика для биологов и медиков. (М.: Издательство АН СССР, i963).

27. S. van den Bergh, W. Li, and A. V. Filippenko, PASP

114,820(2003).

28. S. van den Bergh, W. Li, and A. V. Filippenko, PASP

115, i280 (2003).

29. S. van den Bergh, Publ. David Dunlap obs. 2, i59 (i960).

30. S. van den Bergh, Astrophys. J. 131, 2i5 (i960).

31. S. van den Bergh, Astrophys. J. 131, 558 (i960).

HOST GALAXIES OF TYPE IBC SUPERNOVAE

G.D. Polyakova

We draw up a list of type Ib and Ic supernovae and construct the distributions of morphological types, luminosity classes, and axial ratios of their host galaxies, which we compare to similar distributions for type

II supernovae. Our analysis reveals no significant statistical differences between these distributions and demonstrates that the samples of host galaxies of SNe Ibc and SNe II can be regarded as drawn from the same parent population.

Key words: SNe and SNe remnants