УДК 524.387+524.352+524.31.084+524.31. 084
СЛИЯНИЯ КОМПОНЕНТ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ: СВЕРХНОВЫЕ ТИПА МАССИВНЫЕ БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
И Ap-ЗВЕЗДЫ
© 2009 г. А. И. Богомазов1, А. В. Тутуков2
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга
МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 2Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 24.06.2008 г.; принята в печать 02.07.2008 г.
Приводятся результаты популяционного синтеза, выполненного при помощи "Машины сценариев" (комьютерного кода для изучения эволюции тесных двойных звезд). Исследуются слияния широкого круга астрофизических объектов: звезд главной последовательности со звездами главной последовательности, белых карликов с белыми карликами, нейтронными звездами и черными дырами, нейтронных звезд с нейтронными звездами и черными дырами, черных дыр с черными дырами. Рассчитаны частоты таких событий, построены распределения по массам сливающихся белых карликов и звезд главной последовательности. Показано, что сверхновые типа 1а могут приниматься в качестве стандартных свечей только после примерно 1 млрд. лет эволюции галактик. В процессе эволюции средняя энергия сверхновых типа 1а должна падать приблизительно на 10%, при этом разница между максимальным и минимальным значением энергии сверхновых типа 1а может составлять не менее 1.5 раз. Это обстоятельство необходимо учитывать при оценках параметров ускорения расширения Вселенной. Согласно теоретическим оценкам, наиболее массивные, как правило магнитные, белые карлики, вероятно, являются результатом слияний белых карликов меньших масс. По крайней мере, часть магнитных Ар- и Вр-звезд может быть продуктами слияний маломассивных звезд главной последовательности (М < 1.5 Мо) с конвективными оболочками.
РАС Б: 97.80.Fk, 97.60.Bw, 97.20.Rp, 97.30.Fi, 97.10.Cv
1. ВВЕДЕНИЕ
Цель настоящей работы — исследование роли слияний компонент различных тесных двойных звезд в образовании некоторых астрофизических объектов и в возникновении одного из важнейших феноменов природы — сверхновых типа 1а (БЫ 1а).
Наиболее популярным на сегодняшний день объяснением БЫ 1а в настоящее время является слияние под действием излучения гравитационных волн углеродно-кислородных белых карликов (БК) с углеродно-кислородными БК, если суммарная масса сливающихся карликов превышает предел Чандрасекара. Этот сценарий образования БЫ 1а был предложен в начале 80-х гг. прошлого века (см., например, работы [1, 2]). До 40% наблюдаемых БЫ 1а имеют свои особенности, позволяющие утверждать, что предшественники этих сверхновых могут образовывать неоднородную группу объектов [3]. Помимо слияний двух СО-карликов, это может быть термоядерный взрыв белого карлика в полуразделенной системе при превышении им предела Чандрасекара в процессе аккреции вещества
с компаньона [4], а также термоядерный взрыв белого карлика с гелиевым донором, при этом БК при определенных условиях может иметь массу ниже предела Чандрасекара [5]. Однако в данной работе для БЫ 1а мы рассматриваем в качестве основного сценарий слияния двух СО-карликов с суммарной массой выше предела Чандрасекара. Большая дисперсия возрастов предсверхновых типа 1а ~108—1010 лет [6] удовлетворяет этому сценарию. Условия взрыва БЫ 1а были также рассмотрены, например, в работе [7].
В конце прошлого века по результатам наблюдений далеких БЫ 1а было открыто ускоренное расширение Вселенной [8, 9]. При этом предполагалось, что БЫ 1а может использоваться в качестве стандартной свечи, а ее звездная величина в максимуме может быть определена по наклону кривой блеска согласно закономерностям, установленным Псковским [10]. Принимая во внимание упомянутую выше наиболее популярную модель БЫ 1а, можно высказать предположение о том, что использование сверхновых этого типа в каче-
стве стандартных свечей может столкнуться с очевидной трудностью: с одной стороны, суммарные массы сливающихся БК могут незначительно превышать предел Чандрасекара, а с другой — можно предположить, что их суммарная масса будет лишь ненамного меньше 2 пределов Чандрасекара. В этом случае разброс светимости БЫ 1а в максимуме мог бы достигать 2 раз. Помимо этого, дополнительную неопределенность добавляет тот факт, что, исходя из современных представлений, нельзя исключить возможность термоядерного взрыва двух слившихся вырожденных карликов, суммарная масса которых несколько ниже предела Чанд-расекара.
Оптические наблюдения БЫ 1а обнаружили признаки неоднородности данного типа сверхновых, что позволяет выделить среди них семейство сверхновых пониженной светимости и, вероятно, энерговыделения (см., например, работу [11]). Является ли причиной выделения этого семейства пониженное обилие тяжелых элементов в пред-сверхновой или ее меньшая масса, остается пока неясным. Возможно, что сверхновые этого типа несколько отличаются друг от друга и по характерной скорости расширения оболочки [12]. Снова остается неясным, является ли причиной этого разность в энергии взрыва сверхновой или, например, ориентация оболочки сверхновой относительно наблюдателя [13]. Увеличение частоты взрывов БЫ 1а на ранних стадиях эволюции галактик [14], когда скорость звездообразования была выше современной [15], свидетельствует о том, что среди предшественников БЫ 1а есть и сравнительно короткоживующие объекты со временем жизни около (1—2) х 109 лет. Однако в большинстве случаев предшественники БЫ 1а обладают большим временем жизни [16]. Некоторые БЫ 1а окружены околозвездными оболочками, расширяющимися со скоростями до 50 км/с [17], что дает возможность предположить, что эти сверхновые являются результатом эволюции симбиотических двойных с донором — красным гигантом. Такая модель была предложена, например, в работе [18] для объяснения вспышек новых звезд, а в работе [4] — для объяснения сверхновых I типа, тогда еще не разделяемого на подгруппы 1а, 1Ь, 1с. Следует также отметить, что сценарий со сливающимися под действием гравитационных волн вырожденными компонентами тесных двойных остается в этом случае также возможным, хотя и маловероятным. Наблюдаемые оболочки в этом случае являлись бы остатками общих оболочек со временами "растворения" в межзвездной среде ~105 лет.
Для исследования вопроса о стандартности БЫ 1а в настоящей работе рассчитаны частоты слияний вырожденных карликов различных химических составов, построены функции масс
сливающихся БК, а также получена зависимость средней массы сливающихся карликов от времени, прошедшего с момента начала образования звезд в галактике при различных предположениях об истории звездообразования. Следующий вопрос, связанный со слияниями БК, — каков результат слияний БК с суммарной массой меньше предела Чандрасекара и какие звезды могли бы быть образованы в результате слияний вырожденных карликов различных масс и возрастов.
Магнитные поля невзаимодействующих магнитных белых карликов (МБК) распределены в диапазоне 0.1—1000 МГс с пиком около 16 МГс (см. обзор [19]). Принято считать, что МБК — это остатки эволюции магнитных Ар- и Вр-звезд. Также есть основания полагать, что функция масс МБК бимодальна со вторым максимумом вблизи предела Чандрасекара. Этот максимум может быть объяснен слияниями вырожденных карликов. Скорости осевого вращения МБК также бимодальны: с одной стороны существуют быстровра-щающиеся звезды с периодами осевого вращения от приблизительно 700 с до нескольких часов, с другой — практически невращающиеся МБК (формальные оценки периода вращения составляют около 100 лет). МБК с быстрым вращением естественно считать результатом слияний БК-компонент тесных двойных — их предшественников. Кроме того, они могли быть значительно ускорены в процессе эволюции в тесной двойной системе за счет аккреции. Медленные МБК, скорее всего, являются остатками эволюции звезд (одиночных или компонент широких двойных), ядра которых были сильно замагничены и потеряли свой угловой момент при взаимодействии с протяженной оболочкой звезды. Не исключено, что магнитное поле оказывает значительное влияние на начальные соотношения "масса—радиус" и следовательно на результаты эволюции тесных двойных, например, на частоту возникновения БЫ 1а (см. обзор [19]).
В работе [20] составлен каталог 112 массивных (с массами >0.8 М©) БК (как одиночных, так и двойных), не взаимодействующих с другими звездами. Распределение по массам этих карликов в целом непрерывное и довольно быстро убывающее с ростом массы. Массивные БК с сильными магнитными полями имеют почти плоское распределение по своим массам. Интересно, что при этом 4 наиболее массивных (с массами >1.3 М©) БК — магнитные. Наличие магнетизма не коррелирует с температурой карлика (поэтому, вероятно, не коррелирует и с возрастом белого карлика): распределения по температуре магнитных и немагнитных вырожденных карликов одинаковы [20]. Как следует из табл. 1 работы [20], 3 из 25 МБК являются членами двойных систем. Из этих трех карликов
лишь один (ЕиУЕ Л0317-855) относится к наиболее массивным, причем он находится в очень широкой системе. Расстояние между компонентами — БК составляет приблизительно 1000 а.е. (см., например, [21]), следовательно, эти звезды никогда в прошлом не взаимодействовали между собой. Высокая скорость осевого вращения, большая масса и расхождения возрастов с предполагаемым компаньоном (БК ЬВ 9802) позволяют считать, что ЕиУЕ Л0317-855 — возможный результат слияния двух БК [19, 22,23].
К интересным последствиям ведут слияния вращающихся тесных двойных черных дыр звездных масс [24, 25]. Моделирование показало, что продукты слияния — черные дыры могут приобретать скорости в несколько тыс. км/с. Эти звезды покидают не только свои родительские галактики, но и скопления галактик, к которым принадлежат последние. За хаббловское время эти черные дыры могут преодолеть ъ50 Мпк. Таким образом, они образуют непрерывную среду, так как заполняют пространство между скоплениями галактик, расположенных на расстояниях до 35—70 Мпк [26]. В настоящей работе были рассчитаны частоты слияний нейтронных звезд с БК, нейтронными звездами и черными дырами. Это сделано для того
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.