ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 37, № 10, с. 723-729
УДК 524.35
"ЧИСТЫЕ" СВЕРХНОВЫЕ И УСКОРЕННОЕ РАСШИРЕНИЕ
ВСЕЛЕННОЙ
(© 2011г. М. В. Пружинская*, Е. С. Горбовской**, В. М. Липунов***
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва
Поступила в редакцию 21.03.2011 г.
Выделен особый класс сверхновых типа 1а, который не подвержен эффектам обычного и дополнительного внутригалактического серого поглощения и химической эволюции. Анализ диаграмм Хаббла, построенных для этих сверхновых, подтверждает ускоренное расширение Вселенной безотносительно химической эволюции и возможного серого поглощения в галактиках.
Ключевые слова: сверхновые класса 1а, диаграммы Хаббла, расширение Вселенной.
ВВЕДЕНИЕ
Замечательной особенностью сверхновых 1а является универсальность их кривых блеска и постоянное значение абсолютной звездной величины в максимуме, что объясняется схожестью физических процессов, приводящих к феномену вспышки. Обычно это термоядерный взрыв С-0 белого карлика, масса которого стала больше Чанд-расекаровской в результате аккреции (механизм Шацмана) (Уилан, Ибен, 1973), или слияние двух белых карликов, с общей массой больше предела устойчивости (Ибен, Тутуков, 1984; Веббинк, 1984). К сожалению, из-за различий в механизмах вспышек, различий в химическом составе и массах звезд-прародителей сверхновых 1а наблюдаемые кривые блеска все же различаются между собой. С появлением большого числа хорошо изученных сверхновых выяснилось, что абсолютная звездная величина в максимуме может изменяться в пределах 1т. Тем не менее есть способы, позволяющие определить абсолютный блеск каждой сверхновой 1а в максимуме.
Еще в 70-х годах прошлого столетия Ю.П. Псковский установил, что между скоростью падения кривой блеска и абсолютной звездной величиной сверхновых 1а существует связь (Псковский, 1977, 1984). С ростом количества наблюдательных данных и совершенствованием наблюдательной техники эта зависимость постоянно уточняется. Наиболее современные оценки дают значения абсолютной звездной величины по скорости спадания блеска с точностью до сотых долей звездной величины.
Электронный адрес: pruzhinskaya@gmail.com Электронный адрес: gorbovskoy@gmail.com Электронный адрес: lipunov2007@gmail.com
Однако, несмотря на современные методы стандартизации кривых блеска, существуют сомнения в верности гипотезы "стандартной свечи". Во-первых, к эффекту ослабления далеких сверхновых могла бы приводить так называемая серая пыль, поглощение которой не зависит от длины волны и практически его нельзя учесть (Богомазов, Тутуков, 2011). Это могут быть крупные частицы пыли с характерными размерами больше 0.01 мкм (Агирре, 1999а). В частности, количество такой пыли пропорционально темпу звездообразования, который растет в прошлое, и могло бы создавать кажущееся падение мощности далеких сверхновых. С целью объяснения наблюдаемого ослабления блеска далеких сверхновых 1а в работах Агирре (1999а,б) был привлечен механизм поглощения межгалактической серой пылью. Однако Бассетт и Кунз (2004) исключили эту возможность. К тому же наблюдения далеких квазаров показывают, что если серая пыль и присутствует в межгалактическом пространстве, то она не может давать поглощение больше 0т 1 (Морцелл, Губар, 2003).
Другое дело — серая пыль внутри родительских галактик. Ее количество может также эволюционировать с возрастом, создавая кажущийся эффект ослабления блеска сверхновых. Такая пыль заведомо есть в галактиках (см. Холверда, 2008).
Кроме того, чем дальше мы заглядываем в глубь Вселенной, тем более раннее в химическом смысле население звезд мы видим. Это связано с постепенной химической эволюцией Вселенной, возникающей при термоядерном горении первичных водорода и гелия в более тяжелые элементы в звездах. Вполне возможно, что взрыв сверхновой
типа Ы может зависеть от химического состава звезды на главной последовательности.
Недавнее открытие сверхярких сверхновых Ы (см. Нуген и др., 2010) подтверждает существующий разброс значений светимостей сверхновых в максимуме. Наличие таких объектов вполне предсказуемо в рамках модели сливающихся белых карликов, сумма масс которых не постоянна и медленно меняется с Хаббловским временем Вселенной. Дело в том, что на ранних стадиях эволюции Вселенной происходили слияния в среднем более массивных белых карликов, чем сейчас. Согласно расчетам А.В. Тутукова (Богомазов, Тутуков, 2011), средняя энергия сверхновых Ы должна возрастать с г > 2 и существенно увеличиваться на г > 8. Но очень далекие сверхновые еще не открыты в достаточном количестве, чтобы стало возможным делать выводы о влиянии суммарной массы звезд-прародителей на абсолютную звездную величину сверхновых. А для открываемых в большом количестве близких сверхновых до г = 1 этот эффект несущественен.
Чтобы избавиться от возможного влияния трех факторов: серой внутригалактической пыли, химической эволюции и различия в механизмах взрыва белых карликов, мы предлагаем использовать особый класс сверхновых — "чистых сверхновых".
МЕТОД ОТБОРА СВЕРХНОВЫХ к, "СВОБОДНЫХ" ОТ ПОГЛОЩЕНИЯ СЕРОЙ ПЫЛЬЮ
Идея нашего подхода состоит в том, чтобы использовать только те сверхновые, которые лежат на большом расстоянии от центра родительской галактики. Во-первых, на больших расстояниях от ядра (или высоко над плоскостью, если мы имеем дело со спиральной родительской галактикой, видимой с ребра) располагаются наиболее старые, бедные металлами звезды с возрастом, сравнимым с возрастом Вселенной. Это автоматически приводит к более однородному химическому составу звезд-прародителей. Во-вторых, удаленные от центра галактик сверхновые Ы скорее всего имеют общий механизм взрыва, а именно, слияние белых карликов. Это связано с тем, что в гало галактик нет звезд средней массы, которые могли бы обеспечить набор вещества белыми карликами в двойных системах. Напомним, что так называемый механизм Шацмана (или SD-механизм) (Уи-лан, Ибен, 1973) предполагает набор массы белым карликом до Чандрасекаровского предела в двойных системах с темпом перетекания более 10"8—10_7 Ы&/год. В эллиптических же галактиках механизм слияния белых карликов обеспечивает до 99% взрывов сверхновых Ы (Липунов и др.,
2011). В-третьих, в гало галактик пыли нет. Например, в нашей галактике толщина пылевого слоя не превышает нескольких килопарсек даже на краю (15—20 кпк). Конечно, в эллиптических галактиках пыль отсутствует даже глубоко внутри галактики, да и возраст, и, следовательно, химический состав эллиптических галактик вполне соответствуют бедным металлами звездам первого поколения. Но дело в том, что крайне затруднительно определить тип родительских галактик для далеких сверхновых с красным смещением 1. Поэтому рассматривались только сверхновые, далекие от центра родительской галактики.
К настоящему времени проведены детальные фотометрические и спектральные наблюдения большого числа сверхновых Ia. Для данной работы использовались сверхновые из работ Хикена и др. (2009) и Ковальского и др. (2008). Ковальский и др. (2008) использовали выборку из 414 сверхновых, открытых как небольшими старыми обзорами, так и крупными, включая SNLS (SuperNova Legacy Survey), ESSENCE (A Supernova Survey Optimized to Constrain the Equation of State of the Cosmic Dark Energy), SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Обработка кривых блеска осуществлялась с помощью метода SALT, в основе которого лежит использование синтетического спектра сверхновой Ia (Гай и др. 2005). Сверхновые, не удовлетворявшие условиям обработки (недостаточное количество фотометрических наблюдений, наличие данных только в одном фильтре), были исключены из рассмотрения. В финальную выборку вошло 307 сверхновых, для которых методом SALT были определены видимая и абсолютная звездные величины в фильтре B, показатель цвета (B-V) в максимуме и s-фактор (Перлмуттер и др., 1997) — параметр, позволяющий привести исследуемую кривую блеска к некой модельной (средней) кривой путем растяжения или сжатия временной оси. Сверхновые из работы Хикена и др. (2009) также представляют собой компиляцию данных из разных обзоров, но, тем не менее, все они были обработаны одним способом.
На первом шаге с помощью баз данных Hy-perLeda (Патурел и др., 2003) и SIMBAD из всех сверхновых были выбраны те, которые находятся далеко за пределами родительской галактики. Количественным критерием служило расстояние от центра галактики в единицах D25 галактики (имеется в виду фотометрический размер изофо-ты 25-й звездной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B). Если расстояние превышало D25, сверхновая считалась далекой. После просмотра получившегося списка были отсеяны сомнительные случаи спиральных и взаимодействующих галактик, где трудно, вообще, провести
Список сверхновых 1а, вошедших в итоговую выборку
Название Экваториальные координаты (а, 6) г РОС 025 Дс Критерий отбора
1992Ьо 01 21 58.44 -34 12 43.5 0.0172 34.65(0.19) 4972 1.10 25.7 025
2000Ьк 12 33 53.94 -07 22 42.9 0.0266 35.52(0.09) 41748 1.16 32.9 025
госш 17 44 07.72 +40 52 51.6 0.039 36.212(0.157) 60771 1.43 39.2 025
2005шэ 08 49 14.34 +36 07 47.9 0.026 35.489(0.176) 24788 0.95 23.1 025
2008Ы 12 04 02.90 +20 14 42.6 0.026 35.177(0.178) 38146 0.85 27.3 Е галактика
200 Не 10 16 50.70 +60 16 44.5 0.031 35.798 (0.203) 030027 0.49 17.0 Е галактика
2002(1} 13 13 00.34 -19 31 08.7 0.010 32.960 (0.308) 45908 0.05 2.0 Е галактика
2002с1о 19 56 12.88 +40 26 10.8 0.015 34.315(0.230) 63832 0.22 2.6 Е галактика
2002Ие 08 19 58.83 +62 49 13.2 0.025 35.311 (0.181) 23371 0.44 21.0 Е галактика
2006пг 00 56 29.21 -01 13 36.1 0.037 36.267(0.162) 73507 0.20 3.0 Е галактика
2007а 11 45 45.85 +1946 13.9 0.019 34.656(0.202) 36670 0.17 4.9 Е галактика
2008а{ 14 59 28.50 +1639 12.3 0.034 35.903(0.187) 53552 0.33 22.1 Е галактика
1992аи 00 10 40.48 -49 56 45.3 0.0603 36.92(0.08) 471591 0.86 25.2 Е галактика
1997сп 14 09 57.76 +17 32 32.3 0.0170 34.64(0.15) 050558 0.12 4.4 Е галактика
1998Ьр 17 54 50.74 +18 19 50.5 0.0102 33.51 (0.34) 061091 0.15 3.1 Е галактика
1999gh 09 44 19.75 -21 16 25.0 0.0088 32.60(0
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.