Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Как взрываются похудевшие сверхгиганты? http://variable-stars.ru/db/msg/1252141

Как взрываются похудевшие сверхгиганты?
10.06.2011 19:10 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва

Взрывы сверхновых очень сложные явления, и многие их свойства до конца не изучены. Сам механизм взрыва включает в себя сочетание ряда процессов, которые трудно моделировать. Затем, расширение оболочки и ее взаимодействие с веществом вокруг также с трудом поддается описанию. Все это усложняет понимание наблюдательных проявлений сверхновых.

Самым, казалось бы, простым наблюдательным проявлением является кривая блеска вспышки. Можно говорить об изменении интегрального (болометрического) потока излучения, которое в основном приходится на видимый и ультрафиолетовый диапазоны, можно говорить о кривых блеска, измеренных в разных частях видимого спектра. Для описания изменения блеска вспышки наиболее существенным оказываются не особенности коллапса ядра, и не структура звезды, а количество и распределение вещества вокруг нее, на расстоянии в несколько десятков звездных радиусов (что соответствует нескольким десяткам астрономических единиц, ведь звезда - сверхгигант).

Поскольку взрываются массивные звезды, заканчивающие свой жизненный путь (оставим в стороне взрывы белых карликов т.е. сверхновые типа Ia), то вещества вокруг может быть много, поскольку светила активно сбрасывают внешние оболочки на поздних стадиях эволюции. Это может происходить как в виде быстрой потери большой массы, так и в виде сильного звездного ветра.

В своей работе Мория Такаши (Takashi Moriya, Япония), Нозому Томинага (Nozomu Tominaga, Япония), Сергей Блинников (ИТЭФ, ГАИШ), Петр Бакланов (ИТЭФ) и Елена Сорокина (ГАИШ) изучили, как разные варианты большой потери массы незадолго до вспышки влияют на кривые блеска сверхновых после взрывов красных сверхгигантов. Для этого использовался комплекс программ STELLA, разработанный в ГАИШ и ИТЭФ.

Пусть в начале вещества около звезды нет. Когда ударная волна, возникшая в результате собственно быстрого (взрывного) энерговыделения в коллапсирующем ядре, выходит на поверхность, то мы видим резкое увеличение блеска звезды вспышку (рис. 1, голубая кривая). Затем выброшенное вещество расширяется и остывает. Мы видим резкое падение блеска за несколько дней. Затем температура вещества снаружи выброса достигает температуры рекомбинации водорода. И тут падение блеска прекращается. На кривой блеска возникает плоский участок плато. Через пару месяцев, когда фотосфера доберется до внутренней границы водородного слоя в выбросе, начнется новая стадия, на которой светимость будет определяться радиоактивным распадом, но это не является предметом детального моделирования в рассматриваемой работе. Так было бы, если звезда взрывается в пустоте, но вид кривой сильно изменится, если вокруг звезды есть сброшенное до взрыва вещество.

На рисунке 1 приведено четыре болометрические кривые блеска для разного темпа потери массы звездой незадолго до взрыва: 0.0001 массы солнца в год, 0.001, 0.01 и 0.1 солнечной массы. Они сильно отличаются от кривой блеска в отсутствие вещества вокруг звезды (голубая кривая на том же рисунке. Это происходит во-первых, из-за того, что внешняя надутая оболочка непрозрачна, излучение, связанное со вспышкой в момент выхода ударной волны на поверхность звезды, не может сразу уйти на бесконечность. Т.о., возникнет задержка и растягивание максимума блеска. Во-вторых, взаимодействие выброшенного во время взрыва вещества с окружающим звезду газом приводит к замедлению выброса. Т.о., часть кинетической энергии переходит в тепловую, которая высвечивается. Поэтому при наличии вещества вокруг взорвавшейся звезды полное энерговыделение в видимом диапазоне будет выше. Кроме того, вспышка будет яркой и в ультрафиолетовых лучах.

Важно, конечно, не только рассчитать кривые блеска, но и сравнить результаты модели с данными наблюдений. На рисунке 2 показано сопоставление расчетов с наблюдениями сверхновой SN 2009kf, которую наблюдали не только в оптическом диапазоне, но и в ультрафиолетовом, благодаря работе спутника GALEX. Линии показывают результаты расчетов, а точки данные наблюдений в разных полосах (черные символы соответствуют ультрафиолетовым наблюдениям, остальные оптическим). Видно, что модель позволяет достичь хорошего согласия результатов расчетов с данными наблюдений (некоторое расхождение, видимое на правой панели рисунка 2 на временах более 100 дней, объясняется тем, что эта часть кривой, связанная с радиоактивным распадом, в модели детально не исследовалась).

Чтобы получить такую вспышку с большим ультрафиолетовым потоком спустя недели после взрыва, а также с повышенной светимостью в оптическом диапазоне спустя десятки дней после коллапса ядра, необходимо, чтобы звезда потеряла большую массу незадолго до сверхновой. Почему это происходит - окончательно не ясно. Может быть, виноваты пульсации звезды, может быть вспышки в ядерной области приводят к быстрому сбросу массы. Также не ясно, при какой начальной массе звезды будут проявлять такие свойства. Возможно, что лишь самые массивные красные сверхгиганты (начальная масса около 17 солнечных) будут давать вспышки, подобные SN 2009kf.

Работа опубликована в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Электронный препринт статьи можно найти здесь.