научная статья по теме ЗАВИСИТ ЛИ ЭНЕРГИЯ СВЕРХНОВЫХ IIP ОТ МАССЫ ЗВЕЗДЫ? Астрономия

Текст научной статьи на тему «ЗАВИСИТ ЛИ ЭНЕРГИЯ СВЕРХНОВЫХ IIP ОТ МАССЫ ЗВЕЗДЫ?»

УДК 524.352

ЗАВИСИТ ЛИ ЭНЕРГИЯ СВЕРХНОВЫХ IIP ОТ МАССЫ ЗВЕЗДЫ?

© 2014 г. Н. Н. Чугай*, В. П. Утробин

Институт астрономии РАН, Москва Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва Поступила в редакцию 18.12.2014 г.

Определена плотность кислорода в центральной зоне оболочек девяти сверхновых типа IIP (SN IIP) на небулярной стадии по линиям дублета кислорода [O I] 6300, 6364 A. В совокупности с известными оценками для двух сверхновых результаты измерений показывают, что концентрации кислорода на 300 день распределены в узком диапазоне (2.3 ± 1) х 109 см~3. Этот результат не зависит от расстояния, экстинкции и модельных предположений. Анализ найденного распределения плотностей приводит к выводу, что энергия взрыва SN IIP растет с увеличением массы звезды.

Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых, звезды — строение и эволюция.

DOI: 10.7868/S0320010814050015

ВВЕДЕНИЕ

Сверхновые типа IIP (SN IIP) являются результатом взрыва массивной звезды, инициируемого гравитационным коллапсом ядра. Теория звездной эволюции предсказывает, что прародители SN IIP должны иметь массу (M) в диапазоне 9—25 Mq (Хегер и др., 2003); границы имеют неопределенность, достигающую 20%. Масса сброшенных оболочек сверхновых (Me), естественно, меньше начальной массы на величину массы нейтронной звезды и массы, потерянной в виде звездного ветра. Как взрываются SN IIP — вопрос, на который пока нет определенного ответа. Более 40 лет широко обсуждаются два механизма: нейтринный (Колгейт, Уайт, 1966) и магниторотационный (Бисноватый-Коган, 1970). Предлагается и третья возможность: фрагментация протонейтронной звезды с критическим вращением и последующий взрыв нейтронной мини-звезды с массой 0.1 Mq (Имшенник, 1992).

Для наблюдательной проверки теорий взрыва SN IIP большое значение могло бы иметь сравнение теоретической и феноменологической зависимости энергии взрыва от начальной массы пред-сверхновой. Из общих соображений естественно ожидать, что энергия взрыва должна возрастать с увеличением энергии связи оболочки. Поскольку последняя возрастает с массой звезды (Вусли и др., 2002), то в рамках такой парадигмы энергия взрыва

Электронный адрес: nchugai@inasan.ru

SN IIP (т.е. кинетическая энергия на бесконечности) должна увеличиваться с массой звезды. Однако анализ нейтринного механизма взрыва в рамках двумерной гидродинамической модели с упрощенным переносом нейтрино приводит к выводу, что энергия взрыва должна, наоборот, уменьшаться с ростом массы по крайней мере для звезд с массой 15—25 Mq (Фраер, 1999). Недавние численные эксперименты в рамках одномерной гидродинамической модели с аналитическим описанием нейтринной светимости предсказывают немонотонную зависимость E(M) в диапазоне масс 10—28 Mq с энергией взрыва в диапазоне (0.5—2) х 1051 эрг (Ульяно и др., 2012). С другой стороны, в рамках магниторотационного механизма вполне возможно увеличение энергии взрыва с ростом массы пред-сверхновой коллапсирующего ядра, если отношение энергии вращения к гравитационной постоянно для разных масс (Моисеенко, Бисноватый-Коган, 2012).

Феноменологическую зависимость энергии взрыва от массы можно получить как результат гидродинамического моделирования достаточно большого числа SN IIP. Такого рода исследования для восьми SN IIP указывают на существование корреляции энергии взрыва с массой предсверхно-вой (Утробин, Чугай, 2013). Проблема, однако, в том, что исследованная выборка охватывает лишь звезды с массой более 15 Mq и не вполне ясно, не является ли это обстоятельство результатом наблюдательной селекции или же переоценки массы исследованных предсверхновых. Иные выводы

следуют из оценок на основе аппроксимационных соотношений между наблюдаемыми характеристиками SN IIP и параметрами сверхновых (Надёжин, 2003). В этой работе не найдено корреляции между энергией и массой для выборки из 14 сверхновых IIP. Таким образом, на вопрос, существует ли определенная зависимость энергии взрыва от массы, пока нет окончательного ответа ни c теоретической, ни с наблюдательной точки зрения.

В данной работе предлагается исследовать вопрос о соотношении между энергией взрыва и массой, используя модельно независимые аргументы. Для свободно расширяющейся оболочки сверхновой плотность в центральной зоне зависит от массы

и энергии как р x Me/(vt)3 x t-3Ml/2E-3/2, где учтено, что v2 = 2E/Me. Связь p(E,Me) предполагает, что наличие или отсутствие корреляции между E и Me можно проверить путем измерения плотности в оболочках различных SN IIP на фиксированной стадии.

Cуществует простой и эффективный метод оценки плотности кислорода в оболочке SN IIP на небулярной стадии с использованием дублета [O I]

6300, 6364 A. Известно, что отношение интенсив-ностей красного компонента дублета к синему для оптически тонкого случая составляет R/B = 1/3. Однако во внутренней зоне SN IIP, где находится основная масса кислорода, синтезированного в предсверхновой, оптическая толщина в линии [O I] 6300 A может оказаться высокой, порядка единицы. В этом случае дублетное отношение R/B будет заметно превышать 1/3. Этот эффект впервые наблюдался в SN 1987A и был использован для оценки плотности и объемного фактора заполнения кислорода (Чугай, 1988; Спиромилио, Пинто, 1991).

Следует, однако, иметь в виду, что измерение дублетного отношения может осложняться из-за томсоновского рассеяния, которое приводит к образованию красного крыла линии [O I] 6300 A и, вследствие этого, к увеличению отношения R/B на ранней небулярной стадии (t < 200 дней) вплоть до R/B > 1 (Чугай, 1992). По этой причине для измерения плотности кислорода следует использовать спектры SN IIP на более поздней фазе. С другой стороны, со временем отношение R/B стремится к оптически тонкому пределу R/B = 1/3, при котором измерение оптической толщины в линиях становится невозможным. Наиболее оптимальные условия для оценки концентрации кислорода имеют место на стадии 250—400 дней после взрыва. Любопытно, хотя значение диагностики плотности по линиям дублета [O I] понято давно, до настоящего времени данный метод, помимо SN 1987A, был

использован лишь для двух объектов: SN 1988A и SN 1988H (Спиромилио, Пинто, 1991).

В предлагаемой работе на основе анализа дублета [O I] 6300, 6364 A будет измерена концентрация кислорода во внутренней зоне оболочек SN IIP с достаточно качественными спектрами на небулярной стадии. В результате мы получим представление о функции распределения плотности кислорода среди сверхновых данного класса. Анализ функции распределения в терминах массы и энергии взрыва позволит нам сделать выводы относительно зависимости энергии взрыва от массы предсверхновой и ответить на вопрос, поставленный в названии статьи. Мы начнем с описания физических условий в зоне свечения кислорода и метода измерения плотности кислорода, далее, найдем концентрации кислорода для выборки SN IIP и, наконец, представим результаты анализа функции распределения концентраций.

ИЗМЕРЕНИЕ КОНЦЕНТРАЦИИ КИСЛОРОДА

Не вызывает сомнения, что светящийся кислород в SN IIP — продукт термоядерного горения гелия в ядре предсверхновой. Непосредственно перед взрывом кислородное вещество входило в состав кислородной оболочки, которую отделяет от железного ядра кремниевая мантия с массой ^0.2 Mq (Вусли и др., 2002). Модели предсверхно-вых предсказывают, что доля кислорода по массе в кислородном веществе составляет œ0.8 (Истман и др., 1994). Остальное приходится на Si, Mg, Ne и C, причем кремний доминирует в самых внутренних слоях, а углерод — во внешних слоях кислородной оболочки. При взрыве сверхновой происходит макроскопическое перемешивание кислородного вещества с внешним гелиевым и водородным веществом, инициируемое неустойчивостью Рэлея-Тейлора (Мюллер и др., 1991). В результате такого перемешивания кислородное вещество в разлетающейся оболочке сверхновой находится в виде конденсаций, внедренных в гелиевое и водородное вещество. Подобные кислородные конденсации наблюдаются в остатке сверхновой Cas A, но там их скорости существенно выше, чем в SN IIP, поскольку Cas A является результатом взрыва SN IIb (Краузе и др., 2008), сверхновой, практически лишенной водородной оболочки. Анализ дублета [O I] в SN 1987A показывает, что фактор заполнения объема для кислородных конденсаций составляет f œ 0.1 (Чугай, 1988; Спиромилио, Пинто, 1991). Такая же оценка получена на основе анализа флук-туаций потока в профиле дублета (Чугай, 1994).

Излучение в линиях [О I ] 6300, 6364 Л возникает при переходах между верхним уровнем и двумя нижними уровнями 3Р2 (основной) и 3Р1. Из общих соображений ясно, что при сопоставимых скоростях столкновительных и радиативных переходов населенности уровней 3Р0д,2 должны быть близки к больцмановским. Однако, учитывая важность рассматриваемой диагностики, следует убедиться в том, что применение формулы Больцмана для оценки населенностей этих уровней оправдано.

Рассмотрим вначале ионизационный и тепловой баланс кислородного вещества. Ионизация и нагрев на небулярной стадии определяются поглощением энергии гамма-излучения радиоактивного распада 56Со—56Fe. Доля поглощенной энергии, идущая на нагрев кислородного вещества (п), взята согласно расчетам Козмы и Франссона (1992), а энергия, идущая на ионизацию и возбуждение кислорода, принималась одинаковой, 0.5(1 — п). Коэффициент рекомбинации для кислорода взят из работы Шал и Стинберг (1982). Параметрами модели являются скорость расширения (у) на внешней границе сферической зоны, в которой локализована основная масса кислорода, масса радиоактивного 56№ (Мп;), который распределен в той же зоне, что и кислород, концентрация кислорода (п) и контраст кислородных конденсаций относительно средней плотности в зоне свечения кислорода (х). Мы примем в данном случае х = 3; обоснование этого выбора будет сделано в следующем разделе. В охлаждении учитываем дублет кислорода 6300 Л и дублет Mg II 2800 Л; последний в рассматриваемых условиях вносит небольшой вклад, менее 10% при содержании магния по массе 0.1. Заметим, что компонент кислородного вещества, в котором из числа примесных элементов

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

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»