ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 2, с. 92-104
УДК524.387-54; 524.352.3
СВЕРХНОВЫЕ ТИПА Ia В ПОЛУРАЗДЕЛЕННЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМАХ
© 2004 г. А. В. Федорова, А. В. Тутуков, Л. Р. Юнгельсон*
Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 19.06.2003 г.
Рассмотрены сценарии эволюции тесных двойных звезд, ведущие к образованию полуразделенных систем, в которых белый карлик может накопить чандрасекаровскую массу в результате аккреции вещества спутника — звезды главной последовательности или субгиганта с массой M ~ 2Mq. Подобные карлики, вероятно, взрываются как сверхновые типа Ia или коллапсируют с образованием нейтронной звезды. Методом популяционного синтеза проанализирована зависимость модельной частоты этих событий в Галактике от параметра общих оболочек, скорости обмена веществом в системе, реакции звезды главной последовательности на аккрецию гелия на промежуточной стадии эволюции. Найдено, что в Галактике частота взрывов в полуразделенных системах данного типа не превышает ~ 0.2 х х 10-3 год-1, что составляет не более 10% нижнего предела эмпирической оценки частоты SN Ia.
Ключевые слова: звезды — строение и эволюция, двойные звезды, аккреция, сверхновые звезды.
TYPE-Ia SUPERNOVAE IN SEMIDETACHED BINARIES, by A. V. Fedorova, A. V. Tutukov, and L. R. Yungelson. We consider the evolutionary scenarios for close binaries that lead to the formation of semidetached systems in which a white dwarf can accumulate the Chandrasekhar mass through mass accretion from its companion, a main-sequence star or a subgiant of mass M ~ 2M0. Such dwarfs probably explode as type-Ia supernovae or collapse to form a neutron star. The population-synthesis method is used to analyze the dependence of the model rate of these events in the Galaxy on the common-envelope parameter, the mass-transfer rate, and the response of a main-sequence star to helium accretion at an intermediate evolutionary stage. The rate of explosions in semidetached systems of this type in the Galaxy was found to be no higher than ~ 0.2 х 10-3 yr-1, which is less than 10% of the lower level for the empirically estimated SN Ia rate.
Key words: stars — structure and evolution, binaries, accretion, supernovae.
ВВЕДЕНИЕ
Проблема предшественников сверхновых звезд типа Ы (SN Ы) до настоящего времени не решена. Относительно большая численность так называемых "пекулярных" SN Ы (возможно, до ~ 40% (Ли и др., 2001)) может указывать на то, что предшественники SN Ы не однородны. Обычно рассматриваются три варианта: a) взрыв белого карлика, накопившего чандрасекаровскую массу М^ за счет аккреции вещества спутника в полуразделенной (Вилан, Ибен, 1973; Ибен, Тутуков, 1984) или разделенной (Тутуков, Юнгельсон, 1976; Мунари, Ренцини, 1992) двойной системе; б) взрыв при слиянии двух белых карликов с (сверх)чандрасекаровской общей массой (Тутуков, Юнгельсон, 1981; Веббинк, 1984; Ибен, Тутуков, 1984); в) взрыв карлика (суб)чандрасекаровской
Электронный адрес: lry@inasan.rssi.ru
массы, инициированный детонацией слоя аккре-цированного гелия в полуразделенной системе с гелиевым донором (Ливне, 1990).
В настоящей работе на основе популяционного синтеза для тесных двойных звезд оценена возможная частота взрывов SN Ы и аккреционно-индуцированных коллапсов в результате накопления белыми карликами чандрасекаровской массы в полуразделенных системах c водородно-гелиевыми донорами. Проведено подробное исследование зависимости потенциальной частоты SN Ы от параметров расчетов и найдено, что через данный канал могут проходить < 10% предшественников SN Ы.
СЦЕНАРИИ ЭВОЛЮЦИИ К SN к
Сценарии эволюции к SN Ы через канал полуразделенных систем схематически (без соблюдения
1. Двойная звезда ГП
2. (Сверх)гигант
с гелиевым ядром и спутником - звездой ГП
О О
I
О
1. Двойная звезда ГП
2. Сверхгигант с СО-ядром и спутником - звездой ГП
3. Потеря общей оболочки
О)
3. Потеря общей оболочки
4. Гелиевая звезда со спутником - звездой ГП
5. Заполнение полости Роша гелиевой звездой
6. Белый карлик со спутником - звездой ГП или субгигантом
7. Заполнение полости Роша звездой, обогащенной гелием
БК 1а?
О
о
I
О
I
Рис. 1. Сценарий эволюции, ведущий к образованию потенциальной предсверхновой типа ¡в в случае B обмена веществом (канал "обогащенных гелием источников сверхмягкого рентгеновского излучения", сценарий I).
масштаба) изображены на рис. 1 и 2 (далее — сценарии I и II соответственно). В обоих сценариях исходная масса первичного компонента системы М10 примерно равна 5—11М©, масса спутника М20 ~ « 0.8—3.5М®. В сценарии I большая полуось орбиты соответствует заполнению первичным компонентом полости Роша на стадии горения водорода в слоевом источнике (случай В обмена веществом). Потеря вещества донором приводит к образованию общей оболочки, в которой компоненты сближаются. Остаток первичного компонента в данном случае — гелиевая звезда с массой ~ 0.8—2.5М©. Гелиевые остатки звезд этого диапазона масс после образования СО-ядра расширяются (Ибен, Туту-ков, 1985; Битцараки и др., 2002), что должно приводить к повторному заполнению ими полости Роша и аккреции спутником вещества, обогащенного гелием. Скорость потери вещества звездой с СО-ядром и расширяющейся гелиевой оболочкой определяется тепловой шкалой времени звезды
4. Белый карлик со спутником - звездой ГП или субгигантом
5. Заполнение полости Роша звездой ГП
или субгигантом
БК 1а?
Рис. 2. Сценарий эволюции, ведущий к образованию потенциальной предсверхновой типа Ы в случае С обмена веществом (сценарий II).
(~105 лет). Используя данные эволюционных расчетов (Ибен, Тутуков, 1985), можно оценить массу оболочек, которые теряют остатки первичных компонентов с исходными массами 5—11М© при повторном обмене веществом:
ДМ
Ж
( М10 0.2 —^ \7Ме
и скорость потери вещества:
МНе ~ 6.3 X 10
-13
М
10
М
7.5
М год
1
(1)
(2)
В результате потери вещества гелиевая звезда превращается в углеродно-кислородный карлик. Аккреция, скорее всего, приводит к полному перемешиванию вещества спутника (см. ниже), который приобретает несколько повышенное содержание гелия: У ~ 0.4. Хацису и др. (1999) дали этому сценарию название "канал обогащенных гелием источников сверхмягкого рентгеновского излучения"). Спутник, в свою очередь, заполняет полость Роша на главной последовательности или вскоре после ухода с нее. При условии устойчивого обмена массой возможно накопление аккрецирующим карликом чандрасекаровской массы.
4
Таблица 1. Параметры треков с аккрецией гелия
Номер трека Ма, М0/ГОД Перемешивание Дтах/До Дтш/До
1 2 х Ю-5 Диффузия 1.00 0.73
2 ю-5 Диффузия 1.00 0.64
3 ю-6 Диффузия 1.00 0.56
4 2 х 1(Г5 Полное 2.84 1.00
5 ю-5 Полное 1.91 1.00
6 ю-6 Полное 1.17 1.00
Примечание. Ма — скорость аккреции, Ктах/К0 и ЯШщ/Ко — соответственно отношение максимального и минимального радиуса звезды к ее исходному радиусу Ко.
Сценарий II отличается от сценария I большим исходным расстоянием между компонентами. Соответственно первичный компонент заполняет полость Роша на стадии асимптотической ветви гигантов и превращается в белый карлик, минуя стадию гелиевой звезды. В обоих сценариях на стадии аккреции на белый карлик двойная система может проявлять себя как источник сверхмягкого рентгеновского излучения (Килафис, Лэмб, 1982; ван ден Хевел и др., 1992).
В сценарии I одним из этапов эволюции является стадия аккреции звездой главной последовательности гелия из оболочки остатка первичного компонента (рис. 1, стадия 5). В наших предыдущих работах мы полагали, что ввиду высокой скорости аккреции, определяемой уравнением (2), при этом образуется общая оболочка, вещество которой полностью теряется из системы. С другой стороны, например, Хацису и др. (1999) принимали, что общая оболочка не возникает, а происходит полностью консервативный обмен веществом. В реальности же возможность образования общей оболочки зависит от изменения радиуса звезды в ходе аккреции, которое, таким образом, становится параметром задачи. Возникает необходимость исследовать его влияние на результаты сценарного моделирования потенциальной частоты SN Ы. Рассмотрим этот вопрос более подробно.
АККРЕЦИЯ ГЕЛИЯ ЗВЕЗДОЙ ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ С ИСХОДНОЙ МАССОЙ 2М©
На возможность аккреции одним из компонентов двойной системы — звездой главной последовательности — гелия, т.е. вещества, молекулярный вес которого превышает молекулярный вес на поверхности аккретора, обратили внимание достаточно давно (Стозерс, Саймон, 1969). Однако эволюционные расчеты с учетом аккреции гелия
для звезд малых и умеренных масс до настоящего времени не проводились.
Мы рассмотрели эволюцию звезды главной последовательности с исходной массой 2М©, которая аккрецирует ДМ = 0.5М© богатого гелием вещества с постоянной скоростью Ма. Данная комбинация масс соответствует достаточно типичной двойной системе — предшественнице потенциальной SN Ы с исходными массами компонентов 9 и 2М® (см. (1) и рис. 5 ниже).
Расчеты проведены для нескольких значений
Ма (табл. 1), выбор которых обусловлен возможностью их реализации в сценариях эволюции тесных двойных звезд, ведущих к SN Ia (см. (2) и рис. 5). Для расчетов использовалась программа, ориентированная на исследование эволюции маломассивных звезд (Тутуков, Федорова, 2001). Исходный химический состав вещества аккрецирующей звезды принимался следующим: X = 0.70, У = 0.28, Z = 0.02. Химический состав аккреци-руемого вещества: У = 0.98, Z = 0.02.
Мы рассмотрели два варианта возможной эволюции аккрецирующей звезды.
Обратный градиент молекулярного веса должен приводить к неустойчивости и перемешиванию вещества на границе гелиевого слоя (см., например, Ульрих, 1972). Киппенхан и др. (1980) показали, что процесс перемешивания для сферически-симметричной невращающейся звезды можно рассматривать как формирование гелиевых "пузырей" и их диффузию вовнутрь водородной подложки. По мере погружения пузыри разрушаются и перемешиваются с окружающей средой. В рамках этой модели коэффициент диффузии Б равен:
4асТ 3
Б
Н
Vad - V СрКр2
йд
йт
(3)
Здесь использован
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.