научная статья по теме ПОЗДНИЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ КОМПАКТНЫХ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД: СВЕРХНОВЫЕ I ТИПА, ГАММА-БАРСТЕРЫ, ИСТОЧНИКИ СВЕРХМЯГКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПОЗДНИЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ КОМПАКТНЫХ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД: СВЕРХНОВЫЕ I ТИПА, ГАММА-БАРСТЕРЫ, ИСТОЧНИКИ СВЕРХМЯГКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ»

Оценка частоты SNIa в расчете на нашу Галактику составляет ^0.003 в год [9]. Она вытекает из сравнения наблюдаемой объемной частоты SNIa и наблюдаемой объемной скорости звездообразования. Другими словами, на ^300 вновь образованных звезд приходится одна сверхновая этого типа. Частота SNIa примерно в 10 раз меньше наблюдаемой суммарной частоты массивных сверхновых: SNII, SNIb,c [9]. Интересно и важно, что частота SNIa оказалась связанной не только с массой родительской галактики, но и с историей звездообразования во Вселенной [10]. Максимум этой частоты достигается при z ~ 1. При больших красных смещениях (z > 1.5) частота SNIa уменьшается [11], что указывает на среднее время жизни их предшественников ^3 х х 109 лет. Интересно, что некоторая часть SNIa имеет возраст менее 109 лет [ 12]. Для оценки минимального времени жизни предшественников SNIa было важным обнаружение почти четырехкратного увеличения их частоты у Е-галактик с активным звездообразованием по сравнению с частотой у обычных "инертных" Е-галактик [13]. Длительность вспышки звездообразования в галактике — порядка динамической шкалы времени галактики ~108 лет. Это значит, что и такого короткого времени достаточно для "вызревания" по крайней мере, части предшественников этих сверхновых. Кроме того, поскольку SNIa встречаются и в обычных Е-галактиках, это означает, что какая-то их часть имеет хаббловский (~1010 лет) возраст. Очевидны большая дисперсия возрастов предшественников SNIa и, вероятно, действие нескольких сценариев их формирования.

Следует иметь в виду, что обычное предположение о "стандартности" SNIa не абсолютно. Детальное изучение близких сверхновых этого типа позволило обнаружить дисперсию их яркостей в максимуме блеска во всех (UBVI) фотометрических полосах порядка ~0.5т [14]. Свидетельства неоднородности накапливаются с ростом числа детально изученных событий. В частности, на основе анализа 28 хорошо изученных SNIa было заподозрено, что можно выделить несколько подклассов этих взрывов, отличающихся по выходу энергии в пределах фактора 2 [15]. Прямые оценки массы выброшенного никеля на примере 16 сверхновых показали, что она меняется от 0.1 до 0.9 [16]. Причиной разницы в выходе энергии и никеля могут быть разные скорости вращения карликов перед взрывом, разные суммарные массы сливающихся вырожденных карликов, разные режимы горения углерода или различное содержание углерода в карликах-предшественниках [17]. Заподозрена возможная связь максимальной яркости сверхновой и обилия тяжелых элементов

в родительской галактике: MV = -19.6m — [O/H] при —0.8 < [O/H] < 0.3 [18], где [O/H] - десятичный логарифм отношения обилий кислорода и водорода в солнечных единицах. Причина такой корреляции пока не ясна, но очевидно, что это обстоятельство может служить источником дисперсии яркости SNIa, к тому же зависящим от возраста Вселенной, и может "ослаблять" самые молодые и далекие сверхновые в галактиках малой металличности. Наблюдения обнаружили и отсутствие "стандартной" скорости расширения оболочек SNIa [19]. Неоднородность SNIa накладывает определенные, хотя количественно пока не вполне ясные ограничения на их использование в качестве "стандарта" при изучении истории звездообразования во Вселенной и геометрии последней. Дополнительное поглощение излучения далеких сверхновых возможно за счет крупной "серой" пыли, не дающей покраснения, которое позволяет учесть поглощение света мелкой пылью. Это обстоятельство вместе с упомянутой выше зависимостью яркости от обилия тяжелых элементов в родительской галактике ограничивает, вообще говоря, использование SNIa в качестве инструмента для изучения космологии Вселенной. И наблюдаемое ослабление яркости далеких (z ~ 1) SNIa примерно на 0.5m [20] может быть как следствием ускоренного расширения Вселенной [4], так и следствием двух указанных выше причин: их малой металличности и наличия "серой" пыли. Для нас сейчас важно, что наблюдаемая неоднородность семейства SNIa стимулирует поиск различных эволюционных путей получения критической массы вырожденным карликом в ходе его эволюции в ТДС.

Гамма-барстеры долгое время после их случайного открытия оставались загадкой [21, 22], несмотря на то, что частота появления публикаций, посвященных ГБ, давно превзошла частоту их регистрации. По длительности вспышки ГБ делятся на длинные и короткие. Границей служит длительность ^2 с. Длинные ГБ оказались связанными со сверхновыми звездами типа Ib,c, которые являются продуктами взрыва гелиевых звезд в ТДС, ведущего к образованию нейтронных звезд (НЗ) и черных дыр (ЧД) [23]. Короткие ГБ, не обнаруживая связи со сверхновыми, встречаются и в Е-галактиках. Последнее дало возможность предположить слияние тесных двойных НЗ в качестве их источника [24]. Частота ГБ в расчете на нашу Галактику составляет ^4 х 10_4 в год [25].

Светимость длинных ГБ за 1-10 дней падает от -1052 эрг/с (что сопоставимо со светимостью всей Вселенной в оптическом диапазоне в пределах горизонта) до ~1045 эрг/с [25]. Рекордные яркости ГБ, являющиеся отчасти результатом коллимации их излучения в телесный угол <^0.01 ср, позволяют

обнаруживать их до z ~ 6.3 и далее [26]. Это при наличии надежной модели дает реальную возможность восстановления истории звездообразования во Вселенной до z ~ 6—15 [1, 26, 27]. Сравнение эмпирической истории изменения частоты ГБ с теоретической в предположении пропорциональности частоты ГБ и скорости звездообразования дает их согласие в пределах остающихся неопределенностей их современных оценок до z ~ 6—10 [1, 2, 27].

Установление корреляции некоторых параметров излучения ГБ, вероятно, дает надежду на нахождение "стандартной свечи" для этих уникально ярких источников, "проникающих" во Вселенную с возрастом всего ^2 х 108 лет [28]. Успех этого направления поиска позволит получить незаменимый инструмент для исследования космологии и изучения истории звездообразования до "первых" звезд Вселенной.

Перечисленные выше обстоятельства стимулируют детальное восстановление возможных сценариев эволюции ТДС, ведущих к образованию компактных массивных аккреционно-декреционных дисков около вращающихся с предельной скоростью молодых НЗ и керровских ЧД в качестве моделей ГБ. Эволюция таких дисков была рассмотрена ранее [29]. Угловой момент такие системы теряют, вероятно, в основном за счет излучения гравитационных волн, а энергию — за счет нейтрино [30]. Характерное время эволюции таких дисков при наличии достаточно эффективного отвода энергии определяется величиной (R/h)2тк, где R — радиус диска, h — его толщина, а тк — кеплеровское время [29]. Это обстоятельство, вероятно, может согласовать короткие кеплеровские времена (~10_4 c) для компактных дисков около НЗ и ЧД с наблюдаемой продолжительностью ГБ. При этом внешние "холодные" части диска носят декреционный характер, что, вероятно, обусловливает длинные вспышки рентгеновского излучения, сопровождающие наблюдаемые ГБ [31, 32]. Дисковая аккреция при участии сильного магнитного поля ведет к формированию полярных струй, канализирующих энергию ГБ в узкие лучи с раствором всего несколько градусов [33, 34]. Отметим, что аналогичные полярные струи известны и у других дисковых аккреторов: вырожденных компонентов симбиотических звезд (Z And), звезд типа Т Тельца, квазаров.

2. ОПИСАНИЕ СЦЕНАРИЕВ ВЗРЫВА SNIa 2.1. Механизм взрыва SNIa

В основе всех современных моделей SN^ лежит идея о тепловой неустойчивости термоядерных реакций в звездном вырожденном веществе,

ведущей к детонации ядерного топлива [35]. Хойл и Фаулер [36] показали, что приближение в ходе аккреции массы вырожденного СО-карлика к чан-драсекаровской массе вызывает его сжатие, нагрев и термоядерный взрыв масштаба сверхновой звезды. Выделение энергии обеспечивается горением углеродно-кислородной смеси и радиоактивной цепочкой 56№—56^—56Fe. "Стандартность" кривых блеска и энерговыделения предопределяется универсальностью величины чандрасекаровской массы и сходством химического состава углеродно-кислородных карликов в момент взрыва. Отсутствие наблюдаемых линий водорода и гелия в спектре SNIa исключает из числа их предшественников красные сверхгиганты с СО-ядром. Поэтому все сценарии для этих сверхновых, предложенные за последние несколько десятков лет, основаны на росте массы СО-карлика в ходе аккреции вещества спутников различной природы, входящих в состав подходящих ТДС (рис. 1). Исходно первичный компонент ТДС при этом служит предшественником достаточно массивного вырожденного СО-карлика, а вторичный компонент — источником вещества для увеличения массы карлика до критической.

Необходимо отметить, что наиболее массивные вырожденные карлики, возникающие в ходе эволюции звезд с начальными массами около 10 М©, в результате выгорания углерода в их ядрах становятся кислородно-неоновыми [37, 38]. ONe-карлик есть результат быстрой (М > > 0.зМЕм, где МЕм — скорость аккреции, приводящая к эддингтоновской светимости) аккумуляции СО, приводящей к слоевому горению и исчерпанию углерода [39]. Исходные массы звезд, производящих ONe-карлики, остаются пока слабо определенными [40] в силу ряда осложняющих моделирование эволюции звезд обстоятельств, но сам факт их образования в ТДС сомнению не подлежит, поскольку они обнаружены в качестве вырожденных компонентов новых звезд [41]. Горение кислорода и неона в ходе термоядерной вспышки таких карликов по достижению ими чандрасека-ровской массы не приводит к взрыву SNIa из-за малой ядерной энергии топлива и большой глубины потенциальной ямы, но в результате выгорания ядерного топлива и возникновения рентгеновской вспышки ONe-карлик коллапсирует с образованием НЗ [37, 38,42]. Коллапс ONe-карликов, вероятно, ведет к образованию НЗ рекордно малых масс (~1.25 М©) [43] из-за релятивистского дефекта массы. В результате приходим к выводу, что, вероятно, только взрывы СО-карликов проявляют себя в качестве SNIa и являются основными производителями железа во Вселенной. В то же время взрывы ONe-карликов производят, вероятно, некоторые классы НЗ и, как мы увидим позднее, возмож-

MS + MS

SNIa, Gamma-ray burster

Рис. 1.

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