научная статья по теме НЕСООТВЕТСТВИЕ МЕЖДУ H И H В SN 2008IN: НЕОДНОРОДНАЯ СТРУКТУРА ВНЕШНИХ СЛОЕВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IIP? Астрономия

Текст научной статьи на тему «НЕСООТВЕТСТВИЕ МЕЖДУ H И H В SN 2008IN: НЕОДНОРОДНАЯ СТРУКТУРА ВНЕШНИХ СЛОЕВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IIP?»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 2-3, с. 131-140

УДК 524.352

НЕСООТВЕТСТВИЕ МЕЖДУ Ha И H@ В SN 2008in: НЕОДНОРОДНАЯ СТРУКТУРА ВНЕШНИХ СЛОЕВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IIP?

© 2014 г. Н. Н. Чугай*, В. П. Утробин

Институт астрономии РАН, Москва Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва Поступила в редакцию 22.03.2014 г.

Исследуется несоответствие между линиями Ha и H^ в ранних спектрах сверхновой SN 2008in (тип IIP). Проблема состоит в том, что эти линии не могут быть описаны одновременно в рамках сферической модели с гладким распределением плотности. Показано, что в предположении клочковатой структуры внешних слоев оболочки проблема несоответствия может быть решена. Получены оценки скорости на внутренней границе зоны неоднородности («6100 км с-1), объемного фактора заполнения (<0.5) и полной массы неоднородной зоны (^0.03 Mq). С использованием величины амплитуды флуктуаций потока в наблюдаемом профиле линии Ha (AF/F ~ 10-2) получена оценка сверху характерного масштаба неоднородностей (<200 км с-1). Обнаружение таких флуктуаций в раннем профиле линии Ha может стать проверкой гипотезы неоднородной структуры оболочек сверхновых типа IIP. Предложена косвенная проверка гипотезы неоднородности, основанная на исследовании характеристик начального всплеска излучения сверхновой, связанного с выходом ударной волны на поверхность предсверхновой. Неоднородная структура внешних слоев сверхновой типа IIP может быть следствием возмущений плотности и инверсии плотности во внешних слоях красного сверхгиганта.

Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых, звезды — строение и эволюция.

DOI: 10.7868/S032001081401001X

ВВЕДЕНИЕ

К сверхновым типа IIP (SN IIP) относится большинство событий, связанных с коллапсом ядра массивной звезды в интервале 9—25 MQ (Хегер и др., 2003). Несмотря на то что механизм взрыва не вполне понят, основные характеристики SN IIP указывают на то, что мы имеем дело со взрывом красного сверхгиганта (Грасберг и др., 1971; Фалк, Арнетт, 1976; Истман и др., 1994; Бакланов и др., 2005; Утробин, 2007). Вместе с тем, детальное моделирование, выполненное для восьми хорошо исследованных SN IIP, выявило серьезную проблему, смысл которой в том, что масса предсверхновых на главной последовательности для всех изученных событий оказывается заметно выше нижнего предела диапазона массивных звезд, Mpsn > 15 MQ (Утробин, Чугай, 2013). Хотя выборка немногочисленна и селекция по потоку может искажать наблюдаемое распределение, данный факт ставит нас перед трудным вопросом, достаточно ли хорошо мы понимаем физику свечения SN IIP и формирования их спектров.

Электронный адрес: nchugai@inasan.ru

Недавно в процессе моделирования SN 2008in (SN IIP) возникла новая проблема (проблема Ha/He), суть которой состоит в том, что профили линий Ha и He не удается одновременно описать в рамках сферически-симметричной модели (Утробин, Чугай, 2013). В частности, абсорбция H^ оказывается существенно глубже, чем предсказывает модель, настроенная на описание Ha. Обнаруженная проблема представляется нам достаточно серьезной, если учесть, что спектр водорода прост и что обе линии имеют общий нижний уровень. В указанной работе было выдвинуто предположение, что несоответствие между линиями Ha и H^ может быть следствием неоднородной структуры оболочки сверхновой во внешних слоях.

Здесь исследуется возможность решения проблемы Ha/Hp в SN 2008in в рамках гипотезы неоднородной (клочковатой) структуры распределения вещества во внешних слоях оболочки сверхновой. Мы ограничимся вопросом, можно ли получить приемлемое описание профилей линий Ha и He на ранней стадии SN 2008in в рамках модели неоднородной атмосферы, и если да, то какими должны быть параметры неоднородности.

0.6

0.4

0.2

1 1 1 /I 1 1 1 1 1 Hß _

1 1 1 lili

-10

0.6 0.4 0.2

0

10 -10 Vz, 103 км/с

1 1 1 - (г) 1 1 1 1 Hß _

i 1 i lili

10

Рис. 1. Линии Ha и Hв в спектре SN 2008т на 11-й день (тонкая линия) в сравнении с моделями сферической гладкой атмосферысверхновой: — параметры модели подогнаны под наблюдаемый профиль Ha; (б) — модельный профиль Hв при той же населенности второго уровня водорода в атмосфере, что и в модели Ha без вклада собственного излучения (нижняя кривая) и с вкладом собственного излучения (верхняя кривая); (в) — модельный профиль Ha при населенности второго уровня в атмосфере, настроенной на описание линии Hв (г).

0

0

Изложение начнем с описания проблемы Ha/Hß на основе моделирования в рамках однородной модели. Затем будут представлены модель неоднородной структуры сверхновой для описания линий и результаты моделирования профилей Ha и Hß. В заключение будет рассмотрен вопрос о величине флуктуаций потока в профиле Ha, порождаемых неоднородной структурой оболочки.

Наше исследование основано на спектрах SN 2008in, опубликованных ранее (Рой и др., 2011).

ПРОБЛЕМА Ha/Hß

Рассмотрим свободно расширяющуюся сферическую оболочку, в которой лагранжевы скорость и радиус связаны соотношением v = r/t, где t — время, прошедшее от момента взрыва. Предполагается, что фотосфера имеет резкую границу на уровне значения скорости vp, выше которого лежит прозрачная в континууме атмосфера. При умеренной оптической толщине в линии Ha (т23 < < 105) характерный размер области резонансного рассеяния равен звуковому радиусу ls ~ ut (где u — тепловая скорость водорода), который существенно меньше характерных размеров оболочки (r ~ ~ vt). Следовательно, в данном случае с большой

точностью применимо приближение Соболева локального выхода фотонов. Профиль линии, формирующейся в оболочке сверхновой, определяется поведением оптической толщины в частотах линии т(V) и функции источников 5(V). Поскольку нас интересует профиль в относительных единицах потока, то функцию источников в атмосфере сверхновой при яркости фотосферы Iе, не зависящей от угла между волновым вектором и нормалью, можно представить в безразмерном виде 5 = Ш + + 5^ где Ш — фактор дилюции. Первое слагаемое соответствует рассеянию, а второе — собственному излучению среды. Будем использовать степенные зависимости величин т (V) = Тр, (v/vp )р и 5e (V) = = (v/vp)д, где ^ и — величины на уровне фотосферы.

На рис. 1 представлены два варианта расчета профилей бальмеровских линий в спектре SN 2008т на 11-й день. Первый вариант нацелен на описание линии Ha, а второй — линии Hв. Оптимальная скорость на уровне фотосферы равна 6100 км с-1. Результаты показывают, что модель, воспроизводящая Ha (рис. не описывает линию с Hв. На рис. 1б для линии Hв показаны две возможности: 1) в линии происходит только рассеяние; 2) в линии происходит не только рассеяние, но и излучение. В обоих случаях теоретический

профиль линии Нв заметно отличается от наблюдаемого. С другой стороны, модель, нацеленная на описание линии Нв (рис. 1г), не описывает линию На: теоретическая абсорбция оказывается слишком глубокой (рис. 1в).

Проведенное моделирование демонстрирует суть проблемы На/Нв в раннем спектре БЫ 2008т: в модели с гладким распределением вещества эти линии не могут быть воспроизведены одновременно. Иными словами, поглощение в Нв сильнее, чем следует из модели На, и наоборот, поглощение в На слабее, чем следует из модели Нв. Подчеркнем, что данная проблема не может быть решена за счет учета блендирования с линиями металлов, поскольку на 11 день после вспышки сверхновой линии металлов отсутствуют в спектре и, следовательно, не могут заметно исказить профили водородных линий.

Мы исследовали возможную роль многократного томсоновского рассеяния на тепловых электронах фотонов На и Нв, рожденных на большой глубине тт < 3. Этот механизм приводит к формированию широких эмиссионных крыльев баль-меровских линий в спектрах некоторых БЫ 11п (Чугай, 2001). Однако моделирование показало, что при разумных значениях температуры (^104 К) эффект крыльев мал и не может решить проблему На/Нв.

НЕОДНОРОДНАЯ ОБОЛОЧКА

Основание для рассмотрения неоднородной модели дает простое соображение, что в среде с облачной структурой и высоким контрастом между облаками и межоблачной средой глубина абсорбции На и Нв определяется не только атомными константами, но и средним фактором покрытия фотосферы облаками. Можно представить условия, при которых поглощение На и Нв в облаках близко к насыщению. В этом случае в пределе, когда поглощение в межоблачной среде отсутствует, отношение глубин абсорбционных компонентов На/Нв может стать порядка единицы, т.е. гораздо меньше того, что предсказывает однородная модель (~7). Это именно то свойство данной модели, которое могло бы решить проблему На/Нв.

Описание неоднородной модели

Рассматривается атмосфера сверхновой, состоящая из ансамбля плотных облаков на фоне разреженной межоблачной среды. Неоднородную структуру будем характеризовать объемным фактором заполнения облаков / = NVс/Ь3, где N — среднее число облаков в объеме Ь3, Ус — средний объем

облака. Величина f, вообще говоря, может зависеть от лагранжева радиуса. В том случае, если размер облаков 1с существенно превосходит звуковой радиус (или ширину резонансной области) 1с ^ ^ ls, средняя суммарная площадь сечений облаков произвольной плоскостью (в нашем случае резонансной плоскостью) в пределах площадки АЛ составляет f АЛ в соответствии с известной теоремой геометрической вероятности (Кендал, Моран, 1963). С учетом этого средняя интенсивность фо-тосферного излучения, выходящего из атмосферы (без учета излучения и рассеяния) на частоте v = = v0(1 + vz/с), где vz — лучевая скорость, составит

Iv = IV[f exp(—Тс) + (1 - f)exp(—Tic)], (1)

где тс — оптическая толщина облака в линии на радиусе r = vt, а Tic — оптическая толщина в межоблачной среде на том же радиусе. Выражение в скобках можно назвать фактором ослабления фотосферного излучения, он зависит от частоты и прицельного расстояния. В пределе 1с » ls фактор ослабления не зависит от размеров облаков.

Как увидим ниже, для описания бальмеровских линий требуется наличие неоднородности лишь во внешних слоях. В соответствии с этим во внутренних слоях оболочки распределение вещества предполагается гладким, f = 1 п

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»