ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 5, с. 340-344

ПЕРВЫЙ ДЕНЬ СВЕРХНОВОЙ ТИПА IIP SN 2013fs:

Hα ОТ УСКОРЕННОГО ГАЗА ПЕРЕД УДАРНОЙ ВОЛНОЙ

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 16.04.2020 г.

После доработки 28.04.2020 г.; принята к публикации 28.04.2020 г.

Исследуется природа асимметрии эмиссии Hα от околозвездной оболочки вокруг сверхновой IIP SN

2013fs в спектре, полученном спустя 10.3 часа после выхода ударной волны. Cферическая модель

формирования Hα, с учетом ускорения газа перед ударной волной излучением сверхновой, позволяет

воспроизвести асимметричный профиль Hα. Основные факторы, ответственные за асимметрию:

высокая скорость околозвездного газа перед ударной волной (∼3000 км с-1) и низкая соболевская

оптическая толща в линии в совокупности с экранированием излучения Hα фотосферой.

Ключевые слова: звезды, сверхновые, SN 2013fs.

DOI: 10.31857/S0320010820050010

ВВЕДЕНИЕ

том, что излучение околозвездной оболочки испы-

тывает многократное томсоновское рассеяние при

Сверхновая IIP (SN IIP) перед взрывом, как

оптической толщине оболочки в пределах 2-3 (Гро,

правило, имеет структуру красного сверхгиганта

2014; Чугай, 2001). Наиболее интересен случай

(RSG) и теряет вещество в виде медленного (10-

хорошо исследованной сверхновой IIP SN 2013fs

30 км с-1) звездного ветра. Торможение оболочки

(Ярон и др., 2017), для которой получена серия

сверхновой в ветре приводит к радио- и рентге-

спектров, начиная с 6 ч после выхода ударной

новскому излучению (Шевалье, 1982), и это дает

волны на границу звезды (shock breakout). Све-

возможность оценить параметр плотности ветра,

тимость околозвездной оболочки в Hα на стадии

величина которого составляет для SNe IIP w =

1.4 дня составляет 1.9 × 10³⁹ эрг с-1, это значи-

= M˙ /u ∼ 10¹⁴-10¹⁵ г см-1 (Шевалье и др., 2006).

тельно выше ожидаемой светимости ветра красно-

Оптические эмиссионные линии от ионизованного

го сверхгиганта. Данные наблюдений говорят о том,

ветра при указанных параметрах плотности слиш-

что предсверхновая имела плотную околозвeздную

ком слабы для их обнаружения. В частности, ожи-

оболочку с радиусом <10¹⁵ см и массой (несколь-

даемая рекомбинационная светимость ветра в Hα

ко) ×10-3 M_⊙ (Ярон и др., 2017).

составит ≈4.8 × 10³⁷w²¹⁵/(v₉t_d) эрг с-1, где v₉ —

максимальная скорость невозмущенной оболочки

Происхождение плотной компактной оболочки

сверхновой в единицах 10⁹ см с-1, t_d — возраст

вокруг сверхновых IIP не вполне ясно. С одной

сверхновой в днях, w₁₅ — параметр плотности вет-

стороны, возможно, оболочка — результат усилен-

ра в единицах 10¹⁵ г см-1. Таким образом, свети-

ной потери массы предсверхновой за несколько

мость ветра в узкой линии Hα через день после

лет до коллапса. С другой стороны, оболочка мо-

взрыва SN IIP должна быть в диапазоне ∼5 ×

жет являться буферной зоной между атмосферой

красного сверхгиганта и звездным ветром, подоб-

× 1035-37 эрг с-1 при томсоновской оптической

но оболочке вокруг Бетельгейзе (Дессарт и др.,

толще ветра τ_T ∼ (0.03 - 0.3)/t_d.

2017). Последняя имеет существенно несфериче-

Между тем спектры некоторых сверхновых IIP,

скую клочковатую структуру с характерным ради-

полученные в течение первых двух суток после

усом ∼2 × 10¹⁵ см (Кервелла и др., 2011). Ее ди-

взрыва, показывают довольно интенсивные эмис-

намическое равновесие предположительно поддер-

сионные линии с узким ядром и широкими кры-

льями (Гро, 2014; Хазов и др., 2016; Ярон и др.,

живается пульсациями и/или интенсивными кон-

2017). Такие профили линий свидетельствуют о

вективными движениями (Кервелла и др., 2011).

Эта картина находит подтверждение в наблюдени-

^*Электронный адрес: nchugai@inasan.ru

ях СО линий, которые показывают присутствие в

340

ПЕРВЫЙ ДЕНЬ СВЕРХНОВОЙ ТИПА

341

оболочке восходящих и нисходящих движений со

коэффициенты поглощения и томсоновского рас-

скоростями 10-30 км с-1 (Охнака и др., 2011).

сеяния соответственно. Кинетическая температура

Исследование компактной оболочки сверхно-

оболочки предполагается равной температуре фо-

вых IIP важно для понимания ее происхождения,

тосферы, которая составляет около 25000 K при

в частности, для ответа на вопрос, в какой мере

радиусе фотосферы R₁ = 10¹⁴ см на момент t =

оболочки вокруг SN IIP имеют ту же природу,

= 10.3 часа (Ярон и др., 2017). Внешний ради-

что и оболочка Бетельгейзе. В этой связи обра-

ус околозвездной оболочки взят равным R₂ = 5 ×

щает на себя внимание тот факт, что в спектре

× 10¹⁴ (Ярон и др., 2017). По аналогии с моде-

SN 2013fs, полученном на телескопе Keck-I/LRIS

лью сверхновой SN 1998S на ранней стадии (Чу-

через 10.3 часа после выхода ударной волны, ли-

гай, 2001), рассматривается фотосфера радиуса R₁

ния Hα показывает заметную асимметрию (Ярон и

с резкой границей, погруженная в ионизованный

др., 2017), которая не объясняется спектральной

околозвездный газ, распределенный в интервале

моделью. Хотя намек на аналогичную асимметрию

R₁ < r < R₂. Распределение плотности предпола-

имеется и в четырех предыдущих спектрах, полу-

гается однородным в диапазоне R₁ < r < R₂, в

ченных на том же инструменте, но в последнем

соответствии с прежней моделью околозвездной

спектре серии асимметрия наиболее четко выра-

оболочки SN 2013fs (Чугай, 2020).

жена, что подчеркивается гауссовой декомпози-

Мощное излучение сверхновой на ранней ста-

цией, показанной авторами на отдельном рисунке

дии приводит к ускорению околозвездного газа, в

(Ярон и др., 2017, Supplement Fig. 2). Заметим,

результате чего перед ударной волной формируется

что в описанной модели (Ярон и др., 2017) Hα

поле скоростей с отрицательным градиентом ско-

формируется в плотной околозвездной оболочке

рости. Вообще говоря, кинематика ускоренного га-

с постоянной скоростью расширения 100 км с-1,

за должна быть результатом моделирования взры-

что является некоторым допущением, поскольку

ва в рамках радиационной гидродинамики (Дессарт

на ранней стадии может иметь место значительное

и др., 2017). Однако мы используем удобное пара-

ускорение газа перед ударной волной.

метрическое описание

В предлагаемой статье исследуется вопрос о

v = (v₁ - v₂)[(R₂ - r)/(R₂ - R₁)]^q + v₂,

(1)

происхождении асимметрии, наблюдаемой в эмис-

сии Hα в раннем спектре SN 2013fs, с целью

где v₁ — скорость газа непосредственно перед

понять, может ли наблюдаемая асимметрия воз-

ударной волной при r = R₁, a v₂ — скорость невоз-

никать в сферической околозвездной оболочке,

мущенного ветра, причем v(R₂) = v₂. Скорость

или же она отражает асимметрию околозвездной

невозмущенного ветра принята равной 50 км с-1,

оболочки. Как будет показано ниже, наблюдаемая

что практически совпадает со спектральным раз-

асимметрия профиля Hα не связана с асимметрией

решением (60 км с-1).

околозвездной оболочки, а возникает естествен-

Свободными параметрами модели являются τ_T ,

ным образом в сферическом случае.

v₁, q и параметр соболевской оптической тол-

Исследование основано на спектре SN 2013fs,

щи в линии Hα τ₀ = (πe²/mc)f₂₃λ₂₃n₂(R₁/v₁),

полученном на телескопе Keck-I/LRIS через

где f23 и λ23 —сила осциллятора и длина вол-

10.3 часа после выхода ударной волны (Ярон и

ны Hα, а остальные величины имеют обычный

др., 2017). Спектр был извлечен из базы данных

смысл. Соболевская толща на данном радиусе для

WISeREP (Ярон, Гал-Ям, 2012) (https://wiserep.

фотона с волновым вектором k и μ = (kv)/(kv)

weizmann.ac.il).

равна τ_S = τ₀(v₁/R₁)(r/v)/[1 - μ(γ - 1)], где γ =

= (r/v)(dv/dr).

МОДЕЛИРОВАНИЕ Hα

Перенос излучения в околозвездной оболочке

с учетом томсоновского и резонансного рассеяния

Описание модели

рассчитывается методом Монте-Карло. В модели

Высвечивание ударной волны в начальном пике

учтено диффузное отражение фотонов от фото-

светимости приводит к формированию на границе

сферы с конечной величиной альбедо, но далее

оболочки сверхновой тонкой плотной оболочки, с

полагаем альбедо фотосферы ω = 0, поскольку ре-

которой совпадает фотосфера в течение несколь-

зультат не меняется даже при высоком альбедо,

ких дней в случае SN 2013fs (Чугай, 2020). Под-

ω = 0.5. Причина в том, что диффузно отраженные

черкнем, что под фотосферой понимается уровень,

от фотосферы фотоны Hα рассеиваются в далекое

на котором эффективная оптическая толща со-

синее крыло из-за высокой скорости фотосферы

ставляет единицу. Околозвездная оболочка даже с

на этой стадии ∼26 000 км с-1 (Чугай, 2020) и

томсоновской толщей τ_T ≈ 2 является эффективно

поэтому заметно не влияют на профиль линии в

тонкой, т.е. τ_T [k_a/(k_a + k_T )]1/2 ≪ 1, где k_a и k_T —

рассматриваемом интервале лучевых скоростей.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

342

ЧУГАЙ

(a)

(b)

1.2

0.8

0.4

Radial velocity (10³ km s¹)

Рис. 1. Линия Hα в спектре SN 2013fs на момент 10.3 часа после выхода ударной волны. Оптимальная модель

сравнивается с наблюдаемым спектром (серая линия) на большом интервале лучевых скоростей (a) и вблизи центра

линии (b). В последнем случае асимметрия линии становится более очевидной.

Результаты

показано на рис. 2а. В данном случае в модели

возникают абсорбция и асимметрия противопо-

Предварительное моделирование показывает,

ложного вида. Это убедительно демонстрирует,

что принятое ранее красное смещение SN 2013fs

что на рассматриваемой стадии линия Hα должна

v_rs = 3554 км с-1 в соответствии с красным

быть существенно оптически тонкой. Модель со

смещением галактики NGC 7610 (z = 0.011855,

скоростью перед ударной волной v₁ = 1000 км с-1

NED) следует увеличить на 140 км с-1. Вывод

иллюстрирует важность величины скорости. В

подтверждает спектр SN 2013fs, полученный на

данном случае эффект асимметрии практически

51-й день (P200/BBSP, Ярон и др., 2017); спектр

полностью исчезает и, следовательно, модель с

содержит слабые узкие эмиссии Hα и [O III]

более высокой скоростью предпочтительна.

5006.843

A, которые также требуют дополни-

Вывод о низкой оптической толщине в линии

тельного красного смещения +140 км с-1. Ниже

Hα можно сопоставить с расчетами ионизации

используется исправленное красное смещение

водорода и населенности второго уровня в модели

двух уровней (n = 1 и n = 2) с континуумом. Учте-

v_rs = 3694 км с-1.

ны все радиационные и столкновительные про-

Расчеты показали, что при любых значени-

цессы в данной модели атома. Соответствующие

ях свободных параметров согласие модели с на-

уравнения стационарной кинетики решались при

блюдаемым спектром требует, чтобы линия Hα

оптимальных значениях модельных параметров R₁,

была оптически тонкой. При τ₀ > 0.1 наблюдае-

R₂, T и электронной концентрации определяемой

мую асимметрию описать не удается. Оптималь-

величиной томсоновской толщи τ_T = 2. Найденное

ная модель (рис. 1) с параметрами τ₀ = 0, v₁ =

решение указывает на полную ионизацию (x ≈

= 3000 км с-1, τ_T = 2 и q = 1.7 успешно воспро-

≈ 0.999) и довольно низкую населенность второго

изводит профиль Hα, включая эффект асимметрии,

уровня, при которой соболевская оптическая тол-

который наиболее очевиден на рис. 1b. Неопреде-

ща в Hα составляет всего лишь τ_S = 7 × 10-4 на

ленность найденных значений параметров состав-

уровне r = R₁ в согласии с выводом, полученным

ляет ±0.3 для τ_T , ±0.1 для q и ±500 км с-1 для v₁.

из моделирования Hα. Проблема, однако, в том,

Влияние небольшой величины оптической тол-

что модель предсказывает увеличение соболевской

щи в линии Hα с параметром τ₀ = 0.2 на уровне R₁

оптической толщи к периферии. В частности, на

(соболевская оптическая толща вдоль радиу-

радиусе r = 3.5R₁ достигается величина τ_S = 0.1,

са 0.08) при неизменных остальных параметрах

что находится в явном противоречии с выводом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

ПЕРВЫЙ ДЕНЬ СВЕРХНОВОЙ ТИПА

343

(a)

(b)

1.2

0.8

0.4

Radial velocity (10³ km s¹)

Рис. 2. То же, что и на рис. 1, но рис. 2а показывает оптимальную модель, в которой параметр оптической толщи в Hα

равен τ0 = 0.2, тогда как рис. 2b показывает модель со скоростью газа перед ударной волной 1000 км с-1. Обе модели

плохо согласуются с наблюдаемым спектром.

о прозрачной Hα. Это противоречие является се-

t = 3.6 часа после выхода ударной волны состав-

рьезным и требует разрешения. В принципе, оно

ляет L ≈ 3 × 10⁴⁴ эрг с-1 (Ярон и др., 2017), что

может быть устранено, если допустить, что около-

приводит к оценке E_r ≈ 4 × 10⁴⁸ эрг. При этом

звездная оболочка имеет клочковатую структуру с

значении энергии из уравнения (1) следует оценка

низкой плотностью межоблачной среды. При фак-

скорости ∼3400 км с-1 на уровне 1014 см на

торе объемного заполнения облаков f < 0.01 эф-

момент 10.3 часов после выхода ударной волны.

фективная соболевская оптическая толщина обо-

Таким образом, скорость газа в нашей модели v₁ =

лочки в Hα (∼f) становится пренебрежимо малой.

= 3000 км с-1 в пределах неопределенностей со-

Подчеркнем, что клочковатая структура не влияет

гласуется с ожидаемой скоростью газа в результате

на оптическую толщину томсоновского рассеяния,

его ускорения излучением.

если число облаков вдоль радиуса превышает еди-

ницу.

Возникает следующий вопрос, может ли вели-

ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

чина скорости газа перед ударной волной v₁ =

Цель работы состояла в поиске причины асим-

= 3000 км с-1 быть следствием ускорения газа

метрии профиля Hα в раннем спектре SN 2013fs.

излучением. Приемлемую оценку скорости можно

Модель излучения Hα в плотной сферической око-

получить из уравнения движения под действием

лозвездной оболочке может объяснить асиммет-

излучения с учетом лишь томсоновского рассеяния

рию при определенных условиях. Для этого мо-

и пренебрегая смещением газа по радиусу за время

дель, помимо томсоновского рассеяния, должна

ускорения. Решение приводит к скорости на дан-

учитывать значительное ускорение газа излучением

ном радиусе r в данный момент t

сверхновой. Примечательно, что требуемая ско-

k_T E_r

рость газа перед ударной волной 3000 км с-1 со-

= 8.5 × 10⁷Er,48r-214 см с-1,

(2)

гласуется с величиной, предсказываемой радиаци-

4πr²c

онным ускорением. Дополнительным условием для

где k_T = 0.34 см² г-1 — томсоновская непрозрач-

возникновения асимметрии Hα является низкая

ность, Er,48 — интеграл светимости по времени за

соболевская оптическая толща в линии, что имеет

10.3

часа в единицах

10⁴⁸

эрг, r₁₄ — радиус в

место вблизи ударной волны. Однако клочкова-

единицах 10¹⁴ см, а остальные величины имеют

тая структура внешних слоев околозвездной обо-

обычный смысл. Светимость SN 2013fs на стадии

лочки с низким фактором объемного заполнения

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

344

ЧУГАЙ

необходима, чтобы избежать появления сильной

Сферическая симметрия компактной около-

абсорбции Hα. В этой связи важно проверить,

звездной оболочки в SN 2013fs ставит вопрос

присутствуют ли в других SNe IIP с компактыми

о том, имеет ли место близкая аналогия между

плотными оболочками абсорбционные компоненты

плотными компактными оболочками вокруг пред-

в Hα на стадии около одного дня после взрыва.

сверхновых IIP и оболочкой вокруг Бетельгей-

Дессарт и др. (2017) представили модельные

зе. Проблема в том, что оболочка Бетельгейзе

спектры SNe IIP на ранней стадии для различных

показывает значительные отклонения от сфери-

вариантов плотных оболочек с учетом кинематики

ческой симметрии (Кервелла и др., 2011). Если

ускоренного газа перед ударной волной, рассчи-

асимметрия оболочки Бетельгейзе порождается

танной в рамках радиационной гидродинамики. Из

асимметрией потери массы, связанной с крупно-

опубликованных модельных спектров два показы-

масштабной конвекцией (Кервелла и др., 2011),

вают признаки требуемой асимметрии Hα: модель

то следует допустить, что сферичность оболочек

r1w5r на моменты 20h и 24h, а также модель r1w5h

вокруг предсверхновых IIP отражает, скорее,

на момент 11.6h. Однако неясно, может ли исполь-

сферический режим потери массы красным сверх-

зованная вычислительная процедура воспроизве-

гигантом, вероятно, обусловленный радиальными

сти желаемую асимметрию Hα в модели, предна-

пульсациями.

значенной для SN 2013fs на стадии 10.3 часа.

В случае SN 1998S модель для описания Hα с

узким ядром и широкими крыльями на стадии око-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ло недели после взрыва включала ускорение газа

перед ударной волной до 1000 км с-1 (Чугай, 2001).

1. Гро (J.H. Groh), Astron. Astrophys. 572, L11 (2014).

Однако ни наблюдаемый профиль, ни модель не

2. Дессарт (L. Dessart, D.J. Hillier, and E. Audit),

показывают асимметрию в этом спектре. Причина

Astron. Astrophys. 605, A83 (2017).

в том, что благодаря большой величине томсо-

3. Кервелла и др. (P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa,

новской оптической толщи (τ_T = 3.6) и небольшой

S.T. Ridgway, J. Cami, X. Haubois, and T. Verhoelst),

скорости ускоренного газа, эффекты томсоновско-

Astron. Astrophys. 531, A117 (2011).

го рассеяния полностью замывают асимметрию.

4. Охнака (K. Ohnaka, G. Weigelt, F. Millour, K.-

Обращает на себя внимание интересное совпа-

H. Hofmann, T. Driebe, D. Schertl, A. Chelli.

F. Massi, R. Petrov, and Ph. Stee), Astron. Astrophys.

дение. При плотности газа околозвездной оболочки

529, A163 (2011).

в оптимальной модели ρ ≈ 1.5 × 10-14 г см-3 и ско-

5. Хазов и др. (D. Khazov, O. Yaron, A. Gal-Yam,

рости плотной оболочки v_s = 2.6 × 10⁴ км с-1 на

I. Manulis, A. Rubin, S.R. Kulkarni, I. Arcavi,

момент 10.3 часа (Чугай, 2020) кинетическая све-

M.M. Kasliwal, et al.), Astrophys. J. 818, 3 (2016).

тимость ударной волны составляет L = 2πR²¹ρv3s =

6. Чугай (N.N. Chugai), MNRAS 494, L86 (2020).

= 1.6 × 10⁴³ эрг с-1. Полученная величина совпа-

7. Чугай (N.N. Chugai), MNRAS 326, 1448 (2001).

дает с наблюдательной оценкой болометрической

8. Шевалье (R.A. Chevalier), Astrophys. J. 259, 302

светимости SN 2013fs на рассматриваемой стадии

(1982).

(Ярон и др., 2017). На первый взгляд, излучение

9. Шевалье и др. (R.A. Chevalier, C. Fransson, and

внешней ударной волны определяет светимость

T.K. Nymark), Astrophys. J. 641, 1029 (2006).

сверхновой на данной стадии. Однако при указан-

ной плотности околозвездного газа время высве-

10. Ярон и др. (O. Yaron, D.A. Perley, A. Gal-Yam,

J.H. Groh, A. Horesh, E.O. Ofek, S.R. Kulkarni,

чивания газа за фронтом внешней ударной волны

J. Sollerman, et al.), Nature Phys. 13, 510 (2017).

составляет несколько суток, и по этой причине

вопрос о величине вклада внешней ударной волны

11. Ярон, Гал-Ям (O. Yaron and A. Gal-Yam), Publ.

в светимость на этой стадии остается открытым.

Astron. Soc. Pacific 124, 668 (2012).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020