научная статья по теме О ПРОИСХОЖДЕНИИ МЕЖГАЛАКТИЧЕСКИХ ТЕРМОЯДЕРНЫХ СВЕРХНОВЫХ Астрономия

Текст научной статьи на тему «О ПРОИСХОЖДЕНИИ МЕЖГАЛАКТИЧЕСКИХ ТЕРМОЯДЕРНЫХ СВЕРХНОВЫХ»

УДК524; 524.352.3

О ПРОИСХОЖДЕНИИ МЕЖГАЛАКТИЧЕСКИХ ТЕРМОЯДЕРНЫХ

СВЕРХНОВЫХ

© 2004 г. А. Г. Куранов*, К. А. Постнов**

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва

Поступила в редакцию 21.08.2003 г.

Методом популяционного синтеза изучается возможность объяснения заметной доли межгалактических сверхновых SN Ia (20115%), наблюдаемых в скоплениях галактик (Гал-Ям и др., 2003) при слиянии тесных двойных белых карликов в ядрах шаровых скоплений. В характерном шаровом скоплении число слияний двойных белых карликов в расчете на 1 звезду за все время эволюции скопления не превышает —10l13 в год, что в —3 раза выше, чем в спиральной галактике типа Млечного Пути. От 5 до 30% сливающихся белых карликов динамически выбрасываются из скопления со скоростями центра масс до 150 км/с. Вспышки SN Ia при слиянии двойных белых карликов в плотных звездных скоплениях могут составить — 1% от общего темпа вспышек термоядерных сверхновых в центральных частях скоплений галактик, если доля массы барионов в таких звездных скоплениях -0.3%.

Ключевые слова: сверхновые, шаровые скопления, эволюция звезд.

THE ORIGIN OF INTERGALACTIC THERMONUCLEAR SUPERNOVAE, by A. G. Kuranov and K. A. Postnov. The population synthesis method is used to study the possibility of explaining the appreciable fraction of intergalactic type-Ia supernovae (SN Ia), 20115%, observed in clusters of galaxies (Gal-Yam et al., 2003) during the mergers of close binary white dwarfs in the cores of globular clusters. In a typical globular cluster, the number of mergers of binary white dwarfs per one star in the entire evolution time of the cluster does not exceed —10l13 per year, which is a factor of —3 larger than that in a Milky-Way-type spiral galaxy. From 5 to 30% of the merging white dwarfs are dynamically ejected from the cluster with center-of-mass velocities up to 150 km s_1. SN Ia explosions during the mergers of binary white dwarfs in dense star clusters can account for —1% of the total explosion rate of thermonuclear supernovae in the central parts of clusters of galaxies if the fraction of the baryon mass in such star clusters is —0.3%.

Key words: supernovae, globular clusters, stellar evolution.

ВВЕДЕНИЕ

Сверхновые типа SN 1а (термоядерные сверхновые) являются одним из важнейших объектов современных астрофизических исследований, поскольку величина максимума их оптических кривых блеска имеет малый разброс, что позволяет использовать их1 в качестве "стандартной свечи" в современной космологии и делать фундаментальные заключения о кинематике расширения Вселенной (Рисс и др., 1998; Перлмуттер и др.,

Электронный адрес: alex@xray.sai.msu.ru

Электронный адрес: pk@sai.msu.ru

1 С определенными, однако, оговорками до 40% БЫ 1а могут быть пекулярными (Ли и др., 2001), плюс значительный разброс теоретических кривых блеска (Сорокина и др., 2000).

1999). Физической причиной вспышки SN 1а является термоядерный взрыв белого карлика (БК) с массой, близкой к Чандрасекаровскому пределу (Хойл, Фаулер, 1960). Эта идея полностью подтверждается подробными численными расчетами эволюции белого карлика в двойной системе (см., например, Дунина-Барковская и др., 2001). Увеличение массы БК возможно при обмене масс между компонентами в тесной двойной системе, что и определяет астрофизические источники таких сверхновых — двойные белые карлики (БК), сливающиеся из-за излучения гравитационных волн (Ибен, Тутуков, 1984; Веббинк, 1984), или аккрецирующие БК в полуразделенных или симбиотиче-ских двойных системах со вторым невырожденным компонентом (Уилан, Ибен, 1973; Номото, 1982). Сверхновые SN 1а наблюдаются в галактиках всех

морфологических типов (Ван ден Берг и др., 2003) и их темп (в единицах SNU) слабо зависит от типа галактики (см. Капелларо и др., 1997, и более поздние работы группы Капелларо).

В настоящее время до конца не ясно, какой из этих сценариев (или оба) дают основной вклад в темп SN Ia, и предпринимаются значительные наблюдательные усилия по поиску галактического населения двойных БК с суммарной массой, близкой или превышающей предел Чандрасекара (например, проект SPY Напивоцкого и др., 2003). Мы будем придерживаться сценария сливающихся двойных БК как прародителей сверхновых типа Ia. Недавнее обнаружение эмиссионных линий водорода в спектре SN 2002ic (Хамуй и др., 2003) не может исключить этот канал образования термоядерных сверхновых, так как подобные SN Ia нетипичны, их происхождение является предметом дискуссий (например, Ливио, Рисс, 2003; Чугай, Юнгельсон, 2003).

В результате целенаправленного поиска сверхновых в эйбелловских скоплениях галактик (проект WOOTS; Гал-Ям и др., 2003) было обнаружено, что 2 из 7 найденных SN Ia (SN 1998fc в Abell 403 с z = 0.1 и SN 2001al в Abell 2122/4 на z = 0.066) не имеют видимых родительских галактик и могут ассоциироваться только со слабыми карликовыми галактиками с Mr > -12m. В действительности в обоих случаях сверхновые проецируются на гало центральных cD-галактик соответствующих скоплений, однако авторы отвергают принадлежность к ним из-за высокой разницы лучевых скоростей 750-2000 км/с между сверхновыми и соответствующими cD-галактиками.

Предполагая модифицированную шехтеров-скую функцию светимости галактик в скоплении Virgo (Трентам, Талли, 2002), доля светимости карликовых галактик в изучаемых скоплениях должна была бы быть меньше 0.3%. Если темп вспышек сверхновых пропорционален светимости и доля сверхновых без видимых родительских галактик порядка 10%, это приведет к их ~30-кратному избытку из таких карликовых галактик по сравнению с галактиками большой массы. Поэтому авторы считают, что эти сверхновые вспыхнули вне галактик ("межгалактические сверхновые") в результате эволюции межгалактического звездного населения. Из этих наблюдений делается вывод, что доля межгалактических SN Ia составляет 20+Ц%, в соответствии с теоретически ожидаемой долей звезд вне галактик из-за приливного взаимодействия галактик в скоплениях. Сами авторы (Гал-Ям и др., 2003) отмечают невысокую статистическую значимость полученного результата, и столь высокий процент внегалактических

SN Ы должен быть подтвержден дальнейшими наблюдениями.

Существует потенциальный канал образования межгалактических сверхновых путем динамического выброса тесных пар БК из системы шаровых скоплений (ШС) галактик. Доля массы звезд в наблюдаемых ШС ^0.1% видимой массы галактик, однако динамические процессы взаимодействия звезд в плотных ядрах скоплений увеличивают темп слияния тесных пар с белыми карликами, часть из которых может выбрасываться из скоплений при тройных столкновениях, и предположение о пропорциональности темпа вспышек термоядерных сверхновых светимости для плотных скоплений становится неверным. Численные расчеты эволюции БК в рассеянных звездных скоплениях Шара и Арли (2002) подтвердили существенное увеличение темпа образования тесных пар БК за счет динамических взаимодействий.

Цель нашей работы состоит в количественной оценке темпа слияний двойных БК в плотных ядрах звездных скоплений методом популяционного синтеза эволюции двойных звезд с полуаналитическим учетом их динамических взаимодействий с одиночными звездами в ядре скопления. Мы показываем, что эффективность темпа слияний двойных БК в ШС в расчете на 1 звезду в раза выше среднего темпа слияния двойных БК в спиральных галактиках с постоянным звездообразованием. Если ^0.3% барионной массы в центрах скоплений сосредоточено в вириализованных плотных звездных скоплениях с массой 105—108Мо, то ~1% SN Ы в центре скоплений могут естественно объяснять -ся без дополнительного предположения о наличии 10% межгалактического звездного населения.

МОДЕЛЬ

Строение и эволюция шарового скопления

В наших вычислениях для описания структуры шарового скопления использовалась модель Миши—Кинга (Миши, 1963). Звездное население разбивалось на подсистемы (в зависимости от их массы), пространственная плотность которых ра описывалась степенным приближением:

{Pca , Г < Гса ,

Pa(r) = < Pca (r/Vca )-2, Tca < r < rha , (1) [pha (r/rha ) -4, rha <r < rt,

где rCa и rha — радиусы ядра и сферы, в которой заключена половина массы "а" подсистемы звезд, rt — приливный радиус скопления.

Таким об разом pha = pca(rha/rca ) 2 и рСа = = МЫа/ [втгг^ (rha - frcJ]. При условии равнораспределения энергии звезд ШС можно положить:

m c

-г с

mn

где mc — средняя масса звезд в ядре ШС, rc = = \J-щщ: ~ радиус ядра ШС, vm — среднеквадра-

тичная пространственная скорость, рс - центральная плотность числа звезд:

Pc = Y1 Pca ■

(2)

Скорости звезд описываются усеченным максвел-ловским распределением

g(E ) =

'Ke-Yj2[e-eE - e-eEt], E < Et, J < JC(E),

0,

E > Et,

(3)

rc

a

где Е и 3 — энергия и угловой момент (на единицу массы), 3с(Е) — значение 3 для звезды на круговой орбите с энергией Е, в = З/и^. Звезды с Е > считаются покинувшими скопление.

В детальных расчетах эволюции стандартной модели выявляются коллапс внутреннего ядра и расширение внешних слоев. Как следует из численных расчетов (см., например, Ким и др., 1998), процесс сжатия ядра на поздних стадиях асимптотически приближается к степенному закону:

Рс(Ь) - Рс(0)(1 - Ь/Ьсо11)-1-2,ут(Ь) - (4) - М0)(1 - ¿/¿сои)-0'12,

где г — текущее время, ¿соц — время коллапса скопления.

По мере сжатия ядра ШС быстро возрастает центральная плотность числа звезд, что приводит к росту темпа образования и увеличению энергии связи двойных звезд. После остановки начального коллапса в результате приливного образования двойных звезд можно ожидать некоторое расширение ядра скопления. Вновь образующиеся двойные будут в течение некоторого времени источником энергии, поддерживающим расширение внутренних областей скопления. Процесс расширения описывается следующими асимптотическими формулами (см. Ким и др., 1998):

Рс(£) - ¿-2,ут(г) - г-0-32. (5)

Мы использовали несколько моделей ШС, отличающихся центральной плотностью рс и радиусом гс на момент коллапса. Во всех моделях время коллапса принималось равным ¿соц = 7 х 109 лет, центральный потенциал Ш0 = — вф(0) = 9 (ф(г) —

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