ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 2, с. 83-91
УДК 524.352.3
СВЕРХНОВЫЕ Ia В ПЛОТНОМ ОКОЛОЗВЕЗДНОМ ГАЗЕ
© 2004 г. Н. Н. Чугай*, Л. Р. Юнгельсон**
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 16.07.2003 г.
Для описания кривых блеска сверхновых 2002ic и 1997су предложена модель болометрической кривой блеска сверхновой типа Ia (SN Ia), взорвавшейся в плотной околозвездной оболочке. Моделирование кривых блеска сверхновых SN 2002ic и SN 1997cy приводит к выводам, что на радиусе х х 1015 см плотность околозвездной оболочки в обоих случаях практически одинакова, а характерное время выброса этой оболочки не превышало 600 лет. Анализируются два возможных эволюционных сценария, которые могли бы привести к взрыву SN Ia внутри плотной водородной оболочки: аккреция на СО-карлик в симбиотической двойной системе и эволюция одиночной звезды с массой около 8Mq. Если гипотеза взрыва SN Ia в плотной околозвездной оболочке верна в случае SN 2002ic и SN 1997cy, то необходимо допустить, что интенсивное истечение огромной массы вещества оболочки за несколько сотен лет и последующий взрыв СО-карлика синхронизованы каким-то физическим механизмом. Возможно, этот механизм связан с уменьшением радиуса карлика при приближении его массы в окрестности чандрасекаровского предела. Показано, что формирование карлика чандрасекаровской массы в результате слияния СО-карлика и СО-ядра красного сверхгиганта с последующим взрывом сверхновой маловероятно, поскольку этот механизм не обеспечивает требуемой синхронизации быстрой потери массы и взрыва.
Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых.
TYPE-Ia SUPERNOVAE IN DENSE CIRCUMSTELLAR GAS, by N. N. Chugai and L. R. Yun-gelson. We suggest a simple model for the bolometric light curve of a type-Ia supernova (SN Ia) that explodes in a dense circumstellar (CS) envelope. Our modeling of the light curves for SN 2002ic and SN 1997cy leads us to conclude that the densities of the CS envelopes around both supernovae at a radius of ^7 х 1015 cm are similar. The characteristic ejection time for these envelopes does not exceed 600 yr. We analyze two possible evolutionary scenarios that could lead to the explosion of a SN Ia inside a dense CS hydrogen envelope: accretion onto a CO white dwarf in a symbiotic binary and the evolution of a single star with an initial mass of about 8 MQ. If the hypothesis of a SN Ia explosion in a dense CS envelope is correct for SN 2002ic and SN 1997cy, then we must assume that the the rapid loss of the red-supergiant envelope in several hundred years and the subsequent explosion of the CO white dwarf are synchronized by some physical mechanism. This mechanism may be related to the contraction of the white dwarf as it approaches the Chandrasekhar limit. We show that the formation of a (super-)Chandrasekhar-mass object due to the merger of a CO white dwarf and the CO core of a red supergiant followed by a supernovae explosion is unlikely, since this mechanism does not provide the required synchronization of the rapid mass loss and the explosion.
Key words: supernovae and supernova remnants.
ВВЕДЕНИЕ
Недавно на основе спектров и кривой блеска сверхновой SN 2002ic с узкой эмиссией Ha Хамуй и др. (2003) сделали вывод о том, что этот объект представляет собой сверхновую типа Ia (SN Ia), взаимодействующую с плотной око-
Электронный адрес:nchugai@inasan.rssi.ru
Электронный адрес: lry@inasan.rssi.ru
лозвездной оболочкой. Более того, Хамуй и др. (2003) считают, что другая сверхновая, SN 1997cy, классифицированная как SN Пп (т.е. сверхновая с узкой эмиссией Ha), является полным аналогом SN 2002ю. Узкая неразрешенная линия Ha формируется в ионизованном плотном околозвездном газе, тогда как широкий компонент с полушириной 1800 км с 1 идентифицируется с излучением ударных волн в плотных облаках околозвездного
газа. Плотная околозвездная оболочка, по мнению Хамуй и др. (2003), является результатом интенсивной потери массы из оболочки красного сверхгиганта либо в составе двойной системы с аккрецирующим СО-карликом, либо самой предсверхно-вой, если предполагать сценарий взрыва СО-ядра одиночного сверхгиганта (SN 1.5 по терминологии Ибена и Ренцини (1983)).
Светимость SN 2002ю довольно высока по сравнению со сверхновыми SN 1а и предположительно обусловлена взаимодействием с плотным околозвездным газом (Хамуй и др., 2003). Примечательно в этой связи, что кривая блеска SN 1997cy, уже моделировалась Туратто и др. (2000) в рамках модели взаимодействия сверхновой с плотной околозвездной оболочкой. Однако в этой работе предполагалось, что имел место взрыв гиперновой с огромной энергией 3 х 1052 эрг и большой массой 25М©. Разумеется, эта модель противоречит гипотезе (Хамуй и др., 2003) о природе SN 1997cy.
Наряду с этим недавно было показано, что объяснение кривой блеска SN 1997cy в рамках модели взаимодействия вовсе не требует привлечения гиперновой: взаимодействие с околозвездным газом сверхновой с нормальной энергией 1051 эрг и массой 1.5М© способно вполне успешно объяснить это явление (Чугай, Данцигер, 2003). Поскольку последний результат согласуется с гипотезой Хамуй и др. (2003) относительно природы SN 1997cy, то данное обстоятельство, в сочетании с аргументами в пользу взрыва SN 1997cy как SN 1а, основанными на спектральном подобии, заставляет нас рассматривать взрыв SN 1а в плотной околозвездной оболочке как весьма плодотворную гипотезу.
Несмотря на то что еще не вполне ясно, как формируется спектр SN Ia в случае сильного ударного взаимодействия с околозвездным газом, имеет смысл исследовать плотность и структуру околозвездной оболочки, используя ограничения, налагаемые болометрической кривой блеска. В предлагаемой работе моделируются кривые блеска обеих указанных сверхновых в рамках предположения, согласно которому свечение сверхновой является комбинацией радиоактивной светимости SN Ia и светимости, обусловленной взаимодействием сверхновой с плотным околозвездным газом. Полученные результаты затем обсуждаются в терминах различных эволюционных сценариев, приводящих к сверхновым SN 2002ю и SN 1997cy.
МОДЕЛЬ КРИВОЙ БЛЕСКА
Предположим, что SN 1а взрывается в сферически-симметричной околозвездной оболочке. Нас
интересует болометрическая кривая блеска сверхновой с учетом собственной радиоактивной светимости и эффекта взаимодействия сверхновой с околозвездным веществом. При расчете кривой блеска воспользуемся моделью, которая применялась для SN 1998S (Чугай, 2001). В этой модели динамика взаимодействия рассчитывается в приближении тонкого слоя, т.е. слой между внешней и внутренней ударными волнами заменяется тонкой оболочкой (Шевалье, 1982). Сверхновая определяется массой (М), кинетической энергией (Е) и радиусом предсверхновой (До). Предполагается, что сверхновая вначале расширяется свободно (V ж г) и имеет экспоненциальное распределение плотности р <х ехр(—v/v0), где v0 определяется величинами М и Е. Ниже всюду предполагается, что масса сверхновой М = 1.4М©, кинетическая энергия Е = 1.5 х 1051 эрг и масса 56 № равна 0.7 М©. Эти параметры соответствуют SN 1а с наибольшей массой 56№ в модели с задержанной детонацией (Хефлих и др., 1995).
Численное решение уравнения движения дает эволюцию радиуса и скорости тонкой оболочки. Кинетические светимости внешней и внутренней ударных волн преобразуются в рентгеновскую светимость ударных волн с учетом скоростей охлаждения горячего газа в предположении нормального химического состава (Чугай, 1992). Рентгеновское излучение поглощается в оболочке сверхновой, плотной оболочке на контактной поверхности и в околозвездном газе перед ударной волной. Поглощенная мощность рентгеновского излучения идентифицируется с болометрической светимостью, обусловленной взаимодействием. Заметим, что модель игнорирует детали процесса переработки жесткого излучения в оптическое излучение и поэтому не годится для детального описания спектра оптического излучения сверхновой.
Вклад в кривую блеска внутренней энергии оболочки сверхновой, запасенной при взрыве, и эффект радиоактивного распада 56№—556 Со—5^е учитываются в рамках приближенной аналитической теории для однородной оболочки (Арнетт, 1980). Для расчета коэффициента депозиции гамма-излучения мы принимаем, что 56№ перемешан во внутренних слоях с массой 0.8М©. Взаимодействие гамма-квантов с веществом трактуется в однопролетном приближении с коэффициентом поглощения 0.03 см2 г-1. Коэффициент непрозрачности принят равным 0.15 см2 г-1.
Модельные болометрические кривые блеска SN 1а без учета и с учетом взаимодействия с межзвездным газом приведены на рис. 1 для случая ветра с постоянным темпом истечения (р ж г-2). Параметр плотности ш = 4пг2р в представленных
Рис. 1. Болометрические кривые блеска (а), радиус тонкой оболочки (б) и скорость тонкой оболочки (в) в модели расширения SN 1а в ветре. Кривая блеска SN 1а в отсутствие ветра показана пунктиром. Линии разной толщины, от тончайшей до самой толстой, соответствуют параметру плотности ветра равному 4 х х 1015 г см-1, 2 х 1016 г см-1 и 1017 г см-1 соответственно.
моделях принимает значения 4 х 1015 г см-1,
2 х 1016 г см-1, и 1017 г см-1. При скорости истечения 10 км с-1 эти величины соответствуют темпу потери массы 6 х 10-5год-1,
3 х 10-4И& год-1 и 1.5 х 10-3И& год-1. Рисунок 1 демонстрирует, что вклад взаимодействия в кривую блеска SN 1а в максимуме блеска становится существенным при т > 1016 г см-1, тогда как на поздней стадии (£ > 1 год) можно обнаружить вклад в болометрическую кривую существенно более разреженного ветра, т ~ 1016 г см-1. Любопытно, что на поздней стадии (£ ~ 300 дней) светимость, обусловленная взаимодействием при малых плотностях, увеличивается с ростом т сильнее, чем при высоких плотностях, т.е. имеет место эффект насыщения. Это связано с тем, что при малых т основной вклад в светимость вносит внутренняя ударная волна, а вклад внешней ударной волны возрастает с ростом т. При больших т внешняя ударная волна становится радиативной и полностью доминирует в светимости. Поскольку светимость внешней ударной волны в радиати
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.