УДК 524.352
ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ЛИНИИ NaI И CaII В СВЕРХНОВЫХ
ТИПА IIP И SN 1998S
© 2008 г. Н. Н. Чугай1*, В. П. Утробин2**
1Институт астрономии РАН, Москва 2Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва Поступила в редакцию 01.04.2008 г.
Исследуется возможность наблюдения околозвездных линий поглощения NaI Dij2 и CaII H,K в спектрах сверхновых типа IIP на фотосферной стадии. Моделирование показывает, что линии дублета NaI не будут видны в спектрах сверхновых типа IIP при умеренных плотностях звездного ветра, например, характерного для SN 1999em, тогда как довольно интенсивные линии CaII с профилем типа P Cyg должны быть обнаружимы. Эта же модель используется для описания околозвездных линий NaI и CaII в спектре SN 1998S, сверхновой типа IIL с плотным ветром. Показано, что интенсивности околозвездных линий в этой сверхновой воспроизводятся лишь при наличии УФ-избытка, который в основном обусловлен комптонизацией излучения сверхновой в ударной волне.
Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых.
CIRCUMSTELLAR NaI AND CaII LINES IN TYPE IIP SUPERNOVAE AND SN 1998S, by N. N. Chugai and V. P. Utrobin. We investigate the possibility of detecting the circumstellar NaI Dij2 and CaII H, K absorption lines in the spectra of type IIP supernovae at the photospheric stage. Our modeling shows that the NaI doublet lines will not be seen in the spectra of type IIP supernovae at moderate stellar wind densities, for example, characteristic of SN 1999em, while the rather intense CaII lines with P Cyg profiles should be detectable. The same model is used to describe the circumstellar NaI and CaII lines in the spectrum of SN 1998S, a type IIL supernova with a dense wind. We show that the circumstellar line intensities in this supernova are reproduced only if there is an ultraviolet excess that is mainly attributable to the Comptonization of supernova radiation in the shock wave.
PAC S numbers : 97.60.Bw
Key words: supernovae and supernova remnants.
ВВЕДЕНИЕ
Сверхновые типа IIP (SN IIP) порождаются звездами с начальными массами в интервале 9—25M© (Хегер и др., 2003). Непосредственно перед взрывом предсверхновая типа IIP имеет структуру красного сверхгиганта (Грасберг и др., 1971 ), который предположительно теряет вещество в виде плотного медленного ветра. Естественно полагать, что темп потери массы предсверхновыми должен соответствовать красным сверхгигантам с начальной массой, характерной для SN IIP, т.е. — -(1-10) х 10"6M© год"1 (Шевалье и др., 2006).
Электронный адрес: nchugai@inasan.ru
Электронный адрес: utrobin@itep.ru
Однако далеко не ясно, так ли это на самом деле. Существует мнение, что массивные красные сверхгиганты (10—20M©) в течение 104 лет перед коллапсом теряют вещество в виде сверхветра с темпом —10-4M© год-1 из-за пульсацион-ной неустойчивости (Хегер и др., 1997). С другой стороны, для SN 1999em (тип IIP) с известной массой предсверхновой ^20M© темп потери массы по рентгеновским и оптическим данным составляет
всего лишь M ^ 10-6 M© год-1 (Чугай и др., 2007), т.е. меньше не только пульсационного темпа потери массы, но и величины х 10-6M© год-1, предсказываемой феноменологическим соотношением Ньювенхьюзена и де Ягера (1990) для красного сверхгиганта с данной начальной массой на глав-
ной последовательности. Это расхождение подтверждает значительную неопределенность в вопросе потери массы предсверхновыми IIP. Для построения более ясной картины потребуется получение достаточно большой выборки SN IIP с оценками плотности околозвездного газа.
В настоящее время о темпе потери массы предсверхновыми IIP судят по радио- и рентгеновскому излучению, порождаемому ударным взаимодействием сверхновой с ветром (Шевалье, 1982; Пули и др., 2002), причем оценки, основанные на рентгеновских данных, по-видимому, являются более надежными. Для четырех сверхновых: SN 1999em, SN 1999gi, SN 2004dj и SN 2004et -полученные по рентгеновскому излучению темпы потери массы заключены в пределах (1-2.5) х х 10"6MQ год"1 (Шевалье и др., 2006; Ро и др., 2007), а для SN 2006bp получена оценка — —10"5MQ год"1 (Иммлер и др., 2007). Недавно предложен еще один способ, основанный на анализе высокоскоростных компонентов поглощения
в линиях Ha и HeI 10830 A, который в случае SN 1999em приводит к оценке ^ 10 6Mq год 1 (Чугай и др., 2007).
Здесь будет изучена возможность использования в случае SN IIP более прямого метода диагностики плотности ветра, основанного на наблюдении околозвездных линий поглощения NaI D1>2 и CaII H,K на фоне яркой фотосферы сверхновой. В настоящее время таким способом удалось уверенно наблюдать околозвездные линии поглощения лишь в сверхновой типа IIL SN 1998S (Боуэн и др., 2000). Для SN IIP поиск околозвездных линий не проводился, хотя такие наблюдения ведутся для SN Ia (Патат и др., 2007а; Патат и др., 2007б). В случае SN 1998S плотность ветра, судя по высокой рентгеновской и радиосветимости, довольно велика и соответствует темпу потери массы -2 х 10"4MQ год"1 (Пули и др., 2002). По этой причине заранее не ясно, можно ли вообще будет наблюдать линии NaI и CaII в SN IIP, для которых темп потери массы гораздо ниже, чем в случае SN 1998S.
В предлагаемой работе исследуется формирование линий NaI и CaII в ветре красного сверхгиганта после вспышки SN IIP и использование этих линий для диагностики плотности ветра. Мы начнем с описания модели, рассчитаем ионизацию NaI и CaII в ветре до вспышки и после вспышки, а затем представим модельные профили
околозвездных линий NaI 5890 A и CaII 3934 A для характерных плотностей ветра. Далее, мы применим нашу модель к объяснению околозвездных линий NaI 5890 A и CaII 3934 A в спектре сверхновой типа IIL SN 1998S и обсудим условия, при которых линии NaI и CaII имеют наблюдаемую в спектре
этой сверхновой интенсивность. В заключение рассмотрим возможности детектирования околозвездных линий и факторы, которые могут привести к отклонениям интенсивностей линий от модельных результатов.
МОДЕЛЬ
Ниже рассматривается сферически-симметричный стационарный ветер с плотностью р = = w/(4nr2) и скоростью и, в котором взрывается сверхновая типа IIP. В дальнейшем удобно иметь дело с безразмерным параметром плотности ветра и, определяемым посредством соотношения w = 6.3 х 1013и г см"1; величина и = 1 соответствует темпу потери массы 10"6(и/10 км с"1 )MQ год"1. Перед вспышкой сверхновой водород в ветре нейтральный, тогда как Na и Ca могут быть однократно ионизованы в поле излучения сверхгиганта. Основным агентом, ионизующим ветер предсверхновой, является хро-мосферное излучение красного сверхгиганта.
Представление об интенсивности и спектре хро-мосферного излучения предсверхновой дает галактический красный сверхгигант a Ori (Бетельгей-зе). Согласно данным спутника IUE (Ринехарт и др., 2000), потоки в полосах 1250-1750 A и 1900-3200 A составляют (4-6) х 10"11 и (2-3) х х 10"9 эрг см"2 с"1 соответственно. В степенном представлении спектра fx — Xq эти потоки воспроизводятся при q = 5. Абсолютное значение монохроматической светимости хромосферы a Ori определяется с использованием стандартного расстояния 131 пк. Для расчета ионизации металлов в ветре предсверхновой мы решаем уравнения нестационарной ионизации с учетом движения газа со скоростью и = 15 км с"1, полагая, что УФ-светимость такая же, как и в Бетельгейзе. Металлы, вносящие основной вклад в электронную концентрацию (Mg, Si, Fe), рассматриваются как один элемент с концентрацией 10"4 по отношению к водороду и со средним потенциалом ионизации 7.9 эВ. Нестационарные ионизационные уравнения для металлов, Na и Ca, решаются на шкале времени 105 лет. Температура в ветре принималась равной локальной радиационной температуре T = TsW0'25, где W - фактор дилюции, а Ts = 3900 K - эффективная температура красного сверхгиганта, которая соответствует светимости 105 Lq и радиусу R = 700R©.
Рассчитанные степени ионизации NaI и CaII в ветре предсверхновой используются затем в качестве начальных условий для расчета нестационар -ной ионизации этих ионов после вспышки сверхновой (Чугай, 2008). Высокая начальная светимость
0
-6
16 17 18 16 17 18
^ г
Рис. 1. Доля ионов (тонкие линии) и CaII (толстые линии) в ветре: — перед вспышкой сверхновой, (б) — после вспышки сверхновой. Нижняя линия каждой пары соответствует и = 1, а верхняя — и = 10.
сверхновой с температурой >105 K ведет к сильной ионизации водорода в ветре, который не успевает рекомбинировать в течение последующего рассматриваемого периода 50 дней. По этой причине мы предполагаем полную ионизацию водорода в ветре. Ионизация металлов рассчитывается при фиксированной температуре ветра 3 х 104 ^ которая является промежуточной между характерными крайними значениями 104 K и 105 K (Лунд-квист, Франссон, 1988). Болометрическая светимость сверхновой и скорость на уровне фотосферы как функции времени задаются такими же, как и в случае SN 1999em (Утробин, 2007). Для описания УФ-спектра вводится фактор ослабления черно-тельного излучения, зависящий от времени и длины волны. Величина ослабляющего фактора и его эволюция согласованы с эволюцией УФ-спектра SN 1987A (Пан и др., 1995).
При расчете профилей линий рассматривается область ветра вне ударной волны, которая в модели тонкой оболочки (Шевалье, 1982) совпадает с радиусом контактной поверхности на границе между сверхновой и ветром. Эволюция этого радиуса рассчитывается в численной модели торможения в ветре оболочки сверхновой с массой 18М0 и кинетической энергией 1.3 х 1051 эрг, близкими к параметрам SN 1999em (Утробин, 2007). Распределение плотности в сверхновой задавалось в виде плато во внутренней зоне V < vo, степенного падения р х V 9 во внешней зоне V > v0 и резкого падения на границе V = vb. Существование такой резкой границы связано с выходом ударной волны на поверхность и переходом от адиабатического к радиативному режиму (Грасберг и др., 1971). Граничная скорость принята равной vb =
= 15 000 км с 1 в согласии с лучевыми скоростями в синем крыле Ha в ранних спектрах нормальных SN IIP: SN 1999em (Леонард и др., 2002а) и SN 1999gi (Леонард и др
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.