Письма в ЖЭТФ, том 98, вып. 7, с. 489-496
© 2013 г. 10 октября
ПО ИТОГАМ ПРОЕКТОВ РОССИЙСКОГО ФОНДА ФУНДАМЕНТАЛЬНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ Проект РФФИ # 10-02-00249а
Изучение сверхновых, важных для космологии
П. В. Бакланов+*1), С. И. Блинников+*х 1), М. Ш. Поташов*1), А. Д. Долгов+*°
+ Институт теоретической и экспериментальной физики, 117218 Москва, Россия * Новосибирский государственный университет, 630090 Новосибирск, Россия х Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ им. Ломоносова, 119992 Москва, Россия
° University of Ferrara and INFN, 44100 Ferrara, Italy Поступила в редакцию 2 сентября 2013 г.
В настоящем кратком обзоре описан метод DSM (Dense Shell Method) для определения расстояний до сверхновых типа IIn. Применяя наш метод для сверхновых SN 2006gy, SN 2009ip и SN 2010jl, мы получили расстояния, прекрасно согласующиеся с известными ранее расстояниями до родительских галактик. В основе метода DSM лежит построение радиационно-гидродинамической модели сверхновой. Дано обоснование метода и корректности использования чернотельной модели для простых оценок расстояний на основе наблюдательных данных.
DOI: 10.7868/S0370274X13190156
1. DSM — метод прямого определения расстояний до сверхновых. Сверхновые относятся к астрономическим объектам наивысшей светимости. Поэтому они играют очень важную роль при измерениях расстояний во Вселенной и проверках космологических моделей. Сверхновые типа Ia видны до красных смещений z = 1.7. По спектрам отождествлены 3 сверхновых типа IIn(GH IIn) на z к к 0.8, 2.0, 2.4.
Благодаря сверхновым Ia было открыто [1—3], что Вселенная в настоящее время расширяется с ускорением. В рамках модели Фирдмана это можно интерпретировать как то, что космологический лямбда-член не равен нулю. За данное открытие присуждена Нобелевская премия по физике 2011 г.
В более общем классе моделей этот результат можно интерпретировать как наличие в космосе "темной энергии" ("dark energy" или "DE"), которая приводит к гравитационному отталкиванию на космологических расстояниях. Одной из важнейших задач фундаментальной физики в настоящее время является установление реальности и свойств темной
e-mail: baklanovp@gmail.com; sergei.blinnikov@itep.ru; marat.potashov@gmail.com; dolgov@fe.infn.it
энергии (и темной материи). В решении этой задачи сверхновые, видимые на космологических расстояниях, будут продолжать играть ключевую роль.
Предложено несколько методов использования сверхновых и их газовых остатков в космографии. Эти методы можно разделить на две группы.
В первой группе применяют идею стандартной свечи. Когда-то считалось, что сверхновые типа 1а (БМ 1а) являются стандартными свечами в том смысле, что максимумы их абсолютной светимости (т.е. световой мощности) в разных вспышках одинаковы. Позже выяснилось [4], что это не так. Однако были предложены процедуры, позволяющие найти абсолютную светимость, т.е. произвести стандартизацию свечи [5].
Тем не менее остается много факторов, которые могут повлиять на результаты, полученные для космологии с помощью сверхновых типа 1а. Это, например, межгалактическое поглощение, покраснение в родительских галактиках (см. [6,7] и ссылки там), изменение металличности прародителей БМ и относительной роли различных предсверхновых с изменением возраста Вселенной.
Другим возможным источником ошибок являются неправильная классификация и примесь необыч-
ных событий типа SN Ia. Например, был открыт своеобразный класс SN Ia, подтип SN 2002cx сверхновых. Они являются слабыми, но медленными (см., например, [8]), т.е. ведут себя противоположно соотношению Псковского-Филлипса (PP), которое используется для космологии. Согласно PP медленно спадающие SN Ia являются самыми яркими. Теперь представим себе, что число событий подтипа SN 2002cx растет с космологическим красным смещением z. Опираясь на соотношение PP, которое установлено для близких SN Ia (т.е. при z = 0), получим, что сверхновые Ia при больших z в среднем кажутся более слабыми. Следовательно, фотометрическое расстояние до них больше, чем при истинном значении Пл. Таким образом, будет получен ложный вклад в DE.
Можно процитировать работу Конлей и др. [9]: "Эволюцию абсолютной величины сверхновых Ia с красным смещением нельзя получить без детальной физической модели, поскольку она в принципе может имитировать любою космологию". Это не означает, что сверхновые нельзя использовать для надежной космографии. Нужно просто развивать новые подходы к данной задаче. Один из таких подходов и обсуждается в настоящем миниобзоре.
Для методов "стандартной свечи" требуется знать расстояние до большого числа сверхновых, измеренное совсем другим независимым методом с привлечением лестницы космологических расстояний [10]. Иначе, без набора большой статистики объектов с известным расстоянием, невозможно провести калибровку процедуры стандартизации свечи (см., например, обзоры [11, 12]). Таким образом, в этой группе методов сверхновые используются как вторичные индикаторы расстояний (secondary distance indicators).
Наш метод принадлежит к другой группе методов, позволяющих использовать сверхновые как первичные индикаторы расстояний (primary distance indicators). Вообще говоря, сверхновые типа II (SN II) очень сильно различаются по светимости и по формам кривых блеска и не годятся для применения в методе стандартной свечи. Вместе с тем их большое преимущество - возможность прямых измерений расстояния, например методом расширяющейся фотосферы (Expanding Photosphere Method, EPM). Для этого не нужны стандартизация свечи и не нужна лестница космологических расстояний.
Хорошие спектральные наблюдения сверхновой позволяют получить расстояние методом SEAM (Spectral-fitting Expanding Atmosphere Method [13]). В отличие от EPM в этом методе нет необходимости
делать предположение о чернотельном характере спектра сверхновой.
В настоящем обзоре мы показываем развитие нового метода для измерения расстояний в космологии, частично основанного на EPM и SEAM и частично -на ESM (Expanding Shock Front Method [14]). В этом методе должны использоваться сверхновые типа IIn наивысшей светимости, которые в последние годы стали не только активно открывать, но и детально исследовать [15].
Данный метод предлагается называть DSM (Dense Shell Method), так как светимость SN IIn обусловлена распространением тонкого плотного слоя в окружающей среде. На примере SN 2006gy и SN 2009ip показано, что метод DSM является работоспособным: расстояние до этих сверхновых получено независимо от обычных калибровок расстояний. Для нового метода не требуется приближения стандартной свечи, как для сверхновых типа Ia, и нет необходимости опираться на шкалу (так называемую лестницу) космологических расстояний.
В SN II фотоны рождаются в ударных волнах, распространяющихся в их оболочках (за время < 104 с в SN 1987A и до - 107 си больше в SN IIn). В обычных SN II ударная волна порождает не только кратковременную вспышку жесткого излучения, но и резервуар энтропии, обеспечивающий свечение на стадии "плато" в течение нескольких месяцев. У сверхновых SN IIn, где ударная волна распространяется в окружающей среде несколько месяцев, она и является источником свечения [16-19].
Кривые блеска SN II очень разнообразны по форме и амплитуде. Это делает невозможным введение для их описания стандартной свечи, т.е. какой-то унифицированной кривой блеска. Кривая блеска сильно зависит от свойств оболочки, окружающей источник энергии сверхновой, будь то коллапсиру-ющее ядро или термоядерное горение в ядре. В то же время оболочка делает SN II гораздо менее зависимой от деталей взрыва. В течение месяцев в оболочке наблюдается реальная фотосфера, проявляющаяся на кривых блеска в виде классического плато.
Аббревиатура "EPM" происходит от слов "Expanding Photosphere Method". Идея этого метода восходит к работам Бааде [20] и Весселинка [21], которые развивали его для определения расстояний до пульсирующих звезд - цефеид.
Поскольку мы в состоянии построить детальную модель SN IIn, на основе той же идеи возникает новый прямой метод, DSM, позволяющий использовать яркий свет SN IIn для космологии.
Суть данного метода состоит в следующем. Если V - скорость фотосферы, то за время измерений сМ ее радиус изменится на ¿т = vdt. Таким образом, при известной V мы сразу узнаем изменение радиуса ¿т безо всяких лестниц космологических расстояний. Измеряемый поток излучения равен
F = 4nr2aT 4/D2,
(1)
где Б - фотометрическое расстояние. Температура Т измерима, ¿т и ¿Г измеримы, а Б не меняется. Удобнее ввести величину Б = л/Ё:
S = 2^/тйтгТ2 / D.
(2)
Отсюда, если T не изменяется значительно между двумя измерениями, имеем
dS = 2л/тш drT2 / D. (3)
В ряде случаев величина dr может быть измерена непосредственно: dr = vphdt, если vph есть скорость фотосферы. Тогда из измерения dS, dr и T прямым путем находим расстояние D.
Авторы [22] четко осознали, что по спектральным линиям мы определяем скорость вещества u, тогда как сама фотосфера движется относительно вещества (при расширении коэффициент поглощения вещества падает). Даже знаки u и vph могут быть противоположными, когда фотосфера сжимается. В этом состоит главная трудность методов EPM и SEAM: чтобы эти методы работали, необходимо полагать, что идет свободный разлет и скорость вещества составляет u = r/t. Так бывает, когда спустя какое-то время после взрыва вокруг отсутствует плотное вещество. Вместе с тем в SN IIn вокруг как раз находится много вещества и ударная волна месяцами или даже годами не прорывается в разреженную среду.
С другой стороны, как видно из графиков работ [19] и [16], в таких сверхновых все вещество за фронтом ударной волны сжато в холодный плотный слой (Cold Dense Shell, CDS или DS). Фотосфера приклеена к этому плотному слою. В результате u = vph и ее можно измерить. Все вышеописанное соответствует идее Бааде [20], выдвинутой еще в 1920-е годы.
Итак, мы можем сформулировать новый метод DSM для определения космологических расстояний с помощью сверхновых типа SN IIn. Этот метод состоит из следующих этапов.
• Измеряются
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.