ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2008, том 34, № 6, с. 428-436
УДК 524.352
ОКОЛОЗВЕЗДНЫЕ ЛИНИИ ПОГЛОЩЕНИЯ СВЕРХНОВЫХ Ia В СИМБИОТИЧЕСКОМ СЦЕНАРИИ
© 2008 г. Н. Н. Чугай*
Институт астрономии РАН, Москва
Поступила в редакцию 10.01.2008 г.
Исследуется формирование околозвездных резонансных линий поглощения NaI и CaII в спектре сверхновой типа Ia в случае, когда сверхновая взрывается в двойной системе с красным гигантом. Модель предполагает сферически-симметричной ветер и учитывает нестационарную ионизацию и нагрев ветра рентгеновским излучением ударной волны и гамма-квантами радиоактивного распада 56Ni. Показано, что при плотностях ветра, характерных для красного гиганта, ожидаемая оптическая толщина ветра в линиях NaI слишком мала (т < 10"3) для их детектирования. При тех же условиях предсказываемая линия поглощения CaII 3934 A имеет достаточную интенсивность для обнаружения (т > 0.1). Сделан вывод, что линии поглощения NaI и CaII, которые наблюдались в SN 2006X, не могли формироваться в обычном ветре красного гиганта, и скорее всего они связаны с облаками на расстояниях, превышающих радиус испарения пыли (r > 1017 см). Из факта отсутствия в SN 2006X линий поглощения CaII, не связанных с аналогичными компонентами NaI, получен верхний предел темпа потери массы посредством стационарного ветра со скоростью и: M < 10"8(u/10 км с^1) И& год"1.
Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых.
CIRCUMSTELLAR ABSORPTION LINES OF TYPE Ia SUPERNOVAE IN THE SYMBIOTIC SCENARIO, by N. N. Chugai. We investigate the formation of circumstellar NaI and CaII resonance absorption lines in the spectrum of a type Ia supernova in the case where the supernova explodes in a binary system with a red giant. The model assumes a spherically symmetric wind and includes the nonstationary ionization and heating of the wind by X rays from the shock and by gamma rays from radioactive 56Ni decay. At wind densities characteristic of a red giant, the expected optical depth of the wind in NaI lines is shown to be too small (т < 10"3) for their detection. Under the same conditions, the predicted CaII 3934 A absorption line is intense enough to be detected (т > 0.1). We conclude that the NaI and CaII absorption lines observed in SN 2006X could not originate in the ordinary wind from a red giant and are most likely associated with clouds at distances exceeding the dust evaporation radius (r > 1017 cm). Based on the fact that there are no CaII absorption lines in SN 2006X unrelated to similar NaI components, we have obtained an upper limit for the rate of mass loss through a stationary wind with velocity u: M < 10"8(u/10 km s"1) M& yr"1.
PAC S numbers : 97.60.Bw
Key words: supernovae and supernova remnants.
ВВЕДЕНИЕ
Термоядерные сверхновые (SNIa) — результат взрыва углeродно-кислородного белого карлика, который предположительно достигает чандрасе-каровской массы 1.4M© в результате аккреции вещества в двойной системе (Уилан, Ибен, 1973).
Электронный адрес: nchugai@inasan.ru
Вопрос о том, какие типы двойных систем отвечают за SNIa, остается дискуссионным. Взрыв SNIa в симбиотической системе (так называемый "сим-биотический сценарий"), в которой донором является красный гигант, — один из возможных вариантов (Тутуков, Юнгельсон, 1976; Ибен, Тутуков 1984; Хачису, Като, 2000). Данный сценарий является предметом особого внимания из-за возможности наблюдательных проверок.
Одним из следствий симбиотического сценария является возможное присутствие в оболочке SNIa вещества красного гиганта (Чугай, 1986; Ливне и др., 1992; Мариетта и др., 2000), которое может проявиться в спектре сверхновой на небулярной стадии в виде узкой эмиссионной линии Ha, возбуждаемой радиоактивным распадом 56Со. На сегодня такой линии в спектрах SNIa обнаружить не удалось. Более очевидное следствие симбиотического сценария — возможное наличие медленного ветра красного гиганта вокруг SNIa. Такой ветер мог бы проявиться в виде радио- и рентгеновского излучения, порождаемых расширением сверхновой в околозвездном газе. Поиски в радио- (Панаджиа и др., 2006) и в рентгеновском (Хьюджес и др., 2007) диапазонах дают пока лишь верхние пределы потоков. Признаки ветра гиганта могли бы присутствовать на ранней стадии сверхновой в оптическом диапазоне в виде слабой узкой эмиссии Ha, которая тоже пока не обнаружена (Камминг и др., 1996). Наконец, ветер красного гиганта можно было бы в принципе наблюдать на фоне SNIa в виде околозвездных резонансных линий поглощения №1 и CaII переменной интенсивности со скоростями в несколько десятков км с 1.
Недавно Патат и др. (2007) впервые наблюдали
переменные линии поглощения №1 5890, 5896 Л с низкими скоростями расширения в спектре нормальной сверхновой типа 1а, SN 2006Х. Эти абсорбции, отождествленые с ветром красного гиганта, являются серьезным аргументом в пользу сим-биотического сценария по крайней мере в случае конкретной сверхновой SN 2006Х (Патат и др., 2007). Учитывая важность данного результата и то обстоятельство, что вопрос об интенсивности околозвездных линий №1 и Са11 в SNIa, взрывающихся в ветре красного гиганта, до сих пор не исследовался, было бы важно понять, какова ожидаемая интенсивность таких линий в рамках симбиотического сценария и можно ли их наблюдать.
Ниже предлагается достаточно простая модель, описывающая физические условия в ветре красного гиганта после вспышки SNIa, которая позволяет рассчитать интенсивности околозвездных линий поглощения №1 и Са11 на фоне сверхновой. Мы начнем с анализа физических условий в ветре перед вспышкой сверхновой. Затем рассчитаем температуру и ионизацию ветра после вспышки сверхновой на основе нестационарной модели с учетом поглощения в ветре рентгеновского излучения ударной волны и комптоновского рассеяния гамма-квантов радиоактивного распада 56N1. Это даст нам возможность найти степень ионизации №1 и Са11 и оптическую толщину в резонансных линиях этих ионов в разные моменты времени. В последнем
разделе предлагаются наблюдательные тесты для проверки симбиотического сценария SNIa по околозвездным линиям поглощения, и сравниваются результаты моделирования с наблюдениями этих линий в SN 2006Х.
МОДЕЛЬ И РЕЗУЛЬТАТЫ
Моделирование околозвездных линий №1 и Са11 в спектрах SNIa в рамках симбиотического сценария в общем случае предполагает решение двух задач: 1) определение начального состояния околозвездного газа перед вспышкой сверхновой; 2) расчет условий в ветре после вспышки сверхновой. В действительности, как мы увидим, первый этап не имеет решающего значения для окончательного результата. Тем не менее мы рассмотрим эту задачу, используя простую модель ветра и центрального источника ионизующего излучения в симбиотической системе. Вторая задача более важна для конечного результата и при ее решении желательно рассмотреть всю существенную физику ионизации и нагрева ветра, а также ионизации №1 и Са11.
Ветер перед вспышкой сверхновой
Свойства ветра красного гиганта в симбиотиче-ском сценарии SNIa известны довольно плохо; даже для хорошо изученных галактических симбио-тических двойных темп потери массы определяется с большой неопределенностью. Оценки темпа потери массы лежат в пределах 10_8—10_6М& год-1 (Коррек и др., 2007), а скорости ветра лежат в пределах 10—50 км с-1. Мы примем в дальнейшем скорость ветра и = 30 км с-1. Орбитальное движение и быстрый биполярный дисковый ветер могут приводить к несферичности медленного ветра за пределами орбиты. Мы, однако, ограничимся рассмотрением стационарного сферического ветра красного гиганта с плотностью р = ш/4пг2. Результаты, полученные для такой модели, можно будет использовать и для оценки условий в околозвездной среде с более сложной структурой. Вместо параметра ш удобно иметь дело с безразмерным параметром плотности и, определяемым соотношением ш = 6.3 х 1013и г см-1. При таком определении темп потери в терминах и равен М = = 10-6ии1о МСд год-1, где и10 — скорость ветра в единицах 10 км с-1.
Перед вспышкой сверхновой водород в ветре ионизуется и нагревается излучением аккреционного диска и белого карлика, а также частично излучением красного гиганта. Мы упростим модель, предполагая один сферический чернотельный источник излучения с температурой Т5 = 30 000 К
п ^
Ы О
14
15 16
lg r, см
17
больших расстояниях, представляет интерес простая модель рекомбинации во внешней зоне ветра, в которой учитываются лишь рекомбинация и расширение. В предположении постоянства температуры уравнение для электронной концентрации в сопутствующей системе координат имеет следующий вид:
dne dr
2ne
ane
(i)
Рис. 1. Степень ионизации и температура в ветре перед вспышкой сверхновой для двух величин параметра плотности ветра и = 0.01 (/) и 0.1 (2).
и светимостью = 3ООЬ0; эти параметры близки к параметрам симбиотической повторной новой НБ ОрЬ между вспышками (Добржичка и др., 1996). В зависимости от радиальной протяженности зоны Стремгрена ветер либо полностью, либо частично ионизован. В зоне Стремгрена будем полагать степень ионизации водорода х = 1, а электронную температуру Те = 104 К. Для моделирования условий в зоне частичной ионизации мы примем равновесное распределение температуры
в ветре Т = ТW1/4, где W — фактор дилюции. Ионизация водорода рассчитывается в приближении двухуровенного атома водорода с континуумом. В этом случае основным оказывается двухступенчатый процесс ионизации: возбуждение второго уровня излучением центрального источника в линии Ьа с последующей фотоионизацией со второго уровня. Перенос Ьа излучения рассматривается в рамках упрощенного вероятностного подхода, который широко использовался при моделировании спектров активных галактик (Коллен-Суфрен, Дю-мон 1989). Вероятность выхода Ьа кванта принимается равной в 12 = 1/(1 + П2), где Т12 = П2,1п + + т12,оиЬ а т12дп — оптическое расстояние данной точки от внутренней границы ветра, тогда как т12,ои — оптическое расстояние от данной точки до внешней границы. Скорость возбуждения второго уровня определяется вероятностью в12,т = 1/(1 +
+ П2,1п ).
Ионизация водорода рассчитывалась в стац
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.