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.