ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 11, с. 765-772

ТРАНЗИЕНТ AT2018cow: СЦЕНАРИЙ

С ЭКВАТОРИАЛЬНЫМ ДИСКОМ

¹Всероссийский научно-исследовательский институт автоматики им. Н.Л. Духова, Москва, Россия

²НИЦ “Курчатовский институт” — ИТЭФ, Москва, Россия

³Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга,

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

⁴Кавли институт физики и математики Вселенной, Токийский университет, Кашива, Япония

Поступила в редакцию 19.10.2021 г.

После доработки 05.11.2021 г.; принята к публикации 05.11.2021 г.

Для объяснения наличия раннего рентгеновского излучения от объекта AT2018cow проведено

исследование сценария с наличием в системе выброса плотного вещества в экваториальной плос-

кости. На основе упрощенной одномерной модели разработана двумерная модель с присутствием в

системе плотного экваториального диска. В результате двумерного радиационно-гидродинамического

моделирования многомерным параллельным кодом FRONT показано, что ударная волна бежит по

такому диску медленнее, чем по исходному облаку малой плотности, и приводит к образованию

области с высокой температурой, видимой в рентгеновском диапазоне в определенном интервале углов

наблюдения.

Ключевые слова: сверхновые, кривые блеска, перенос излучения.

DOI: 10.31857/S0320010821110073

ВВЕДЕНИЕ

МОДЕЛЬ

Быстропеременный

объект

(транзиент)

Для транзиента AT2018cow с помощью од-

AT2018cow обладает целым рядом удивительных

номерного лагранжевого кода STELLA (Блинни-

наблюдательных особенностей (Прентис и др.,

ков и др., 2006) в приближении ударно-волнового

2018; Перли и др., 2019). Высокая светимость

механизма было разработано несколько моделей,

объекта может объясняться ударно-волновым

согласующихся с наблюдаемыми кривыми блеска

сценарием, когда бегущая по плотному околозвезд-

в течение первых десятков дней после вспышки.

ному веществу сильная ударная волна приводит к

Модель (Леунг и др., 2020) на основе взрыва

значительным потерям на излучения. Тем не менее

массивной звезды требует довольно искусствен-

ного перемешивания радиоактивного материала во

для объяснения высокой светимости на хвосте

кривой блеска требуется наличие дополнительного

внешних слоях. Другая многообещающая модель

источника энергии: магнитарная накачка, прилив-

(Сорокина и др., готовится к печати) основана на

ное разрушение в поле черной дыры и т.д.

расчетах эволюции и взрыва с выбросом малой

массы (Толстов и др., 2019). В настоящей работе

Настоящая статья посвящена исследованию

используется модификация такой маломассивной

источников раннего рентгеновского излучения от

модели: в центре находится плотное ядро (“ней-

объекта AT2018cow. Согласно одному из воз-

тронная звезда”) массой 1.37 M_⊙, окруженное вы-

можных сценариев, это излучение объясняется

наличием в системе плотного экваториального

бросом с малой массой 0.28 M_⊙. Для уменьшения

диска (Маргутти и др., 2019). Для радиационно-

вычислительной стоимости многомерных расчетов

гидродинамического моделирования такого сцена-

эта модель была упрощена: было использовано

рия используется многомерный параллельный код

уравнение состояния идеального газа с γ = 5/3

и μ = 1.33, а также постоянная непрозрачность

FRONT (Глазырин, 2013), развиваемый в том числе

для моделирования сверхмощных сверхновых

чистого поглощения κ = 0.2 см²/г, не зависящая

(Урвачев и др., 2021).

от частоты и состояния среды. На момент времени

t_m = 0.38 дней после взрыва профили физиче-

^*Электронный адрес: urvachevyegor@gmail.com

ских величин из кода STELLA были отображены

765

766

УРВАЧЕВ и др.

10¹¹

10¹²

10¹³

10¹⁴

10⁵

10⁴

10¹⁴

10⁹

10¹⁴

R, cm

Рис. 1. Профили плотности,температуры и скорости, используемые в качестве начальных для одномерного моделирова-

ния кодом FRONT.

на одномерную сферически-симметричную сетку

× 10¹⁴ см (внутренний радиус), r_out = 7.5 × 10¹⁴ см

в многомерный радиационно-гидродинамический

(внешний радиус) и tg θ_disk = 0.18 (θ_disk — угол

код FRONT. Использованные профили изображе-

раскрытия диска). Связь плотности ρ_d, скорости v_d

ны на рис. 1. Полная энергия системы на этот мо-

и температуры T_d вещества в каждой конкретной

мент времени составляет 1.2 × 10⁵¹ эрг, из которых

точке диска со значениями аналогичных величин

в начальной одномерной модели в точке с со-

6 × 10⁵⁰ эрг приходится на кинетическую энергию

ответствующим радиусом (обозначены индексом

и столько же — на тепловую.

“0”) задается следующим образом: ρ_d = 5ρ₀, v_d =

Для построения модели с наличием плотного эк-

= 0.2v₀, T_d = 0.2T₀. Использованные начальные

ваториального диска, окружающего центральный

профили физических величин для двумерного

источник, подобного тому, который обсуждался

моделирования изображены на рис. 2.

в работе (Маргутти и др., 2019) лишь на каче-

ственном уровне, начальные профили физических

величин из сферической модели были отображены

РАДИАЦИОННО-ГИДРОДИНАМИЧЕСКИЙ

уже на двумерную сетку кода FRONT с RZ-

РАСЧЕТ

цилиндрической геометрией, обладающей азиму-

тальной симметрией. Затем была задана область

Методика расчета аналогична использованной в

диска со следующими параметрами: r_in = 2 × предыдущих исследованиях (Урвачев и др., 2021).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 11

2021

ТРАНЗИЕНТ AT2018cow

767

t = 0 days

lg , g/cm3

T, K

1e14

250 000

200 000

150 000

100 000

50 000

r, cm

1e14

r, cm

1e14

Рис. 2. Профили плотности и температуры, используемые в качестве начальных для двумерного моделирования кодом

FRONT.

10⁴⁵

10⁴⁴

10⁴³

10⁴²

Stella bol

10⁴¹

Obs bol

Obs X-ray

10⁴⁰

Front bol

10³⁹

2.5

5.0

7.5

10.0

12.5

15.0

t, days

Рис. 3. Болометрические кривые блеска, рассчитанные с помощью кода STELLA (штрихпунктирная линия) и кода

FRONT (сплошная линия). Наблюдаемые значения для болометрики изображены треугольниками, а для рентгена (в

интервале 0.3-10 кэВ) — квадратами. Данные взяты из статьи Маргутти и др. (2019).

Сравнение кривых блеска в одномерных расчетах

щество крайне сильно расширяется по сравнению

различными кодами представлено на рис. 3.

с радиусом начальной области, в которой оно со-

средоточено. Для моделирования такого эффекта

На этапе роста кривой блеска и в максимуме

на фиксированной эйлеровой сетке в коде FRONT

светимости результаты, полученные с помощью

область вне начального радиуса заполняется ве-

различных кодов, хорошо совпадают. Различие на-

ществом с низкой плотностью и температурой. Это

чинает проявляться на участке падения светимости

приводит к образованию на границе плотного и

(хвосте кривой блеска). В численной схеме кода

низкоплотного вещества ударной волны, которая

STELLA присутствует член, ответственный за до-

полнительное размытие плотного слоя, возникаю-

ответственна за небольшой горб в кривой блеска

щего на фронте ударной волны. Таким образом,

на момент времени t ≈ 5 дней. На лагранжевой

моделируются возможные многомерные эффекты,

же сетке кода STELLA вещество расширяется в

которые приводят к развалу слоя и, как следствие,

вакуум. Несмотря на сильное упрощение модели,

меньшей светимости объекта (Блинников и др.,

расчетные болометрические кривые согласуются с

1998). Кроме того, в рассматриваемой модели ве-

наблюдательными данными. Тем не менее исполь-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 11

2021

ТРАНЗИЕНТ AT2018cow

769

10¹⁵

= 0

10¹⁵

= _disk

42 500

40 000

37 500

35 000

32500

32 500

30 000

27 500

25 000

10¹⁵

= /4

10¹⁵

= /2

42 500

40 000

37 500

35 000

32500

32 500

30 000

27 500

25 000

10¹⁵

Рис. 5. Карты фотосферных температур для различных

углов наблюдения на момент времени t = 5 дней при

непрозрачности κ = 0.2 см²/г.

зованная модель постоянной непрозрачности, ка-

Резкие небольшие провалы в профилях тем-

чественно воспроизводящая общую динамику си-

пературы (соответствуют черным точкам на гра-

стемы, приводит к нефизичному катастрофическо-

фиках) возникают в области низкой плотности,

му занижению значения рентгеновского потока в

которая нужна для описания расширения в ваку-

интервале 0.3-10 кэВ. Кривая светимости в этом

ум на эйлеровой сетке. Эти провалы имеют как

интервале, вычисленная с помощью кода STELLA,

численную, так и физическую причину: наличие

идет гораздо ниже, чем 10³⁹ эрг/с, поэтому даже

скорости вследствие образовавшейся на границе

раздела плотного и низкоплотного вещества удар-

не изображается на рис. 3. В коде FRONT не

ной волны приводит к тому, что из-за используемой

производилось разбиение на группы по энергиям

численной схемы образуются ячейки, в которых

фотонов, поэтому кривая светимости в указан-

плотность энергии излучения, а также и темпера-

ном интервале также не приводится. Расчеты с

тура вещества становятся отрицательными. В рас-

реалистичной моделью непрозачности (Сорокина

сматриваемом расчете эти значения исправляются

и др., готовится к печати) дают более физиче-

на некоторое небольшое число, что, тем не менее,

ски правильную картину, но все равно значения

не приводит к изменению динамики системы.

светимости в интервале 0.3-10 кэВ оказывают-

Хорошо видно, что ударная волна по плот-

ся меньше наблюдаемых. Именно поэтому для их

ному диску распространяется медленнее, чем по

объяснения необходим дополнительный источник

исходному облаку меньшей плотности, а также

рентгеновского изучения. Тем не менее в целом

приводит к более сильному нагреву вещества. Та-

болометрические результаты согласуются друг с

кая сильно нагретая область как раз и может

другом, что позволяет сделать вывод о возможно-

объяснять наличие раннего рентгеновского излу-

сти использования кода FRONT для моделирования

чения от AT2018cow. Тем не менее эта область

ударно-волнового сценария для AT2018cow.

будет видна для наблюдателя лишь в некотором

Результаты двумерного моделирования кодом

интервале углов. Поскольку используется модель

FRONT на сетке 1024² представлены на рис. 4.

постоянной непрозрачности поглощения, то можно

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 11

2021

770

УРВАЧЕВ и др.

10¹⁵

= 0

10¹⁵

= _disk

20 000

18 000

16 000

14 000

12 000

10¹⁵

= /4

10¹⁵

= /2

20 000

18 000

16 000

14 000

12 000

10¹⁵

Рис. 6. Карты фотосферных температур для различных

углов наблюдения на момент времени t = 10 дней при

непрозрачности κ = 0.2 см²/г.

легко проинтегрировать оптическую толщину dτ =

хорошо заметна уже на момент времени t = 5 дней

= κρdx (Сузуки, Маеда, 2017) вдоль лучей под

(рис.

7). Важно отметить, что значение κ =

определенным углом θ, предполагая, что как и

= 0.02 см²/г использовалось лишь для постобра-

для радиационно-гидродинамического расчета κ =

ботки результатов проведенного при κ = 0.2 см²/г

= 0.2 см²/г. На следующих рисунках изображе-

радиационно-гидродинамического моделирования.

ны карты фотосферных температур (T_ph = T , где

Это позволяет получить более реалистичную

T —температура вещества в точке, где τ = 1) для

картину для наблюдателя, когда высокоэнергичные

различных углов наблюдения: рис. 5 соответствует

рентгеновские фотоны имеют больший пробег.

моменту времени t = 5 дней, а рис. 6 — t = 10 дней.

Можно оценить долю излучения, попадающую в

При наблюдениях на объект сверху (θ = π/2)

наблюдаемый рентгеновский диапазон 0.3-10 кэВ

четко виден известный эффект потемнения к

в чернотельном приближении (рис. 8). На рис. 7 хо-

краю (проявляющийся уже при наблюдениях

рошо видно, что при наблюдениях объекта сверху

Солнца), что указывает на правильность реали-

(θ = π/2) температура фотосферы T_ph ∼ 50 000 К.

зации постобработки результатов радиационно-

Относительный вклад интервала 0.3-10 кэВ в

гидродинамического моделирования. Область вы-

полный поток при такой температуре оказывает-

сокой температуры лучше видна при наблюдениях

ся пренебрежимо малым (∼2 × 10-24). При на-

под углами, близкими к углу раскрытия диска.

блюдениях же в плоскости экваториального диска

Различие в температурах при этом проявляется

оказывается видим более горячий участок с T_ph ∼

сильнее на момент времени t = 10 дней, поскольку

∼ 65 000 К. Относительный вклад рассматривае-

в этот момент фронт ударной волны находится

мого интервала в таком случае оказывается боль-

ближе к внешнему краю диска, чем на момент

ше, но все равно он крайне мал (∼10-19). Как

времени t = 5 дней. Если же предположить κ =

было отмечено ранее, более реалистичная модель

= 0.02 см²/г (что в 10 раз меньше использованного

непрозрачности приведет к еще большей доле в

ранее значения), то разница в температуре будет

этом интервале за счет существенно нетеплового

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

2021

№ 11

772

УРВАЧЕВ и др.

спектра или комптонизации. Заметим также, что

Е.М. Урвачев и С.И. Блинников благода-

другие параметры диска могут увеличить темпе-

рят грант РНФ № 19-12-00229 за поддержку

ратуру на фронте ударной волны. Например, при

радиационно-гидродинамического моделирования

T_ph ∼ 400000 К относительный вклад интервала

объекта AT2018cow. Авторы крайне благодарны

0.3-10 кэВ в полный поток составляет несколько

Е.И. Сорокиной за обсуждение начальных моделей

процентов даже для теплового спектра, что уже мо-

для AT2018cow.

жет объяснить наблюдаемые данные. Для оконча-

тельного ответа на вопрос необходимо проведение

многомерных многогрупповых расчетов, что будет

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

являться предметом будущего исследования.

Блинников и др. (S.I. Blinnikov, R. Eastman,

O.S. Bartunov, V.A. Popolitov, and S.E. Woosley),

Astrophys. J. 496, 454 (1998).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Блинников и др. (S.I. Blinnikov, F.K. R ¨opke,

В статье рассмотрено моделирование объекта

E.I. Sorokina,M. Gieseler,M. Reinecke,C. Travaglio,

AT2018cow, который помимо прочего примечате-

W. Hillebrandt, and M. Stritzinger), Astron.

лен наличием раннего рентгеновского излучения.

Astrophys. 453, 229 (2006).

Одним из возможных объяснений такого излу-

Глазырин С.И., Письма в Астрон. журн. 39, 249

чения является наличие более плотного выброса

(2013) [S.I. Glazyrin, Astron. Lett. 39, 221 (2013)].

массы в экваториальной плоскости. Результаты

Леунг и др. (S.-C. Leung, S. Blinnikov, K. Nomoto,

расчета упрощенной одномерной модели ударно-

P. Baklanov, E. Sorokina, and A. Tolstov), Astrophys.

волнового сценария, качественно воспроизводя-

J. 903, 66 (2020).

щие болометрическую кривую блеска, согласуются

Маргутти и др. (R. Margutti, B.D. Metzger,

между многомерным кодом FRONT и одномерным

R. Chornock, I. Vurm, N. Roth, B.W. Grefenstette,

V. Savchenko, R. Cartier, et al.), Astrophys. J. 872,

кодом STELLA. На основе этой модели была со-

здана двумерная модель с присутствием в систе-

18 (2019).

ме плотного экваториального диска. Результаты

Перли и др. (D.A. Perley, P.A. Mazzali, L. Yan,

двумерного радиационно-гидродинамического мо-

S.B. Cenko, S. Gezari, K. Taggart, N. Blagorodnova,

делирования кодом FRONT показали, что ударная

C. Fremling et al.), MNRAS 484, 1031 (2019).

волна движется по такому диску медленнее, чем по

Прентис и др. (S. Prentice, K. Maguire, S. Smartt,

исходной области меньшей плотности, и приводит

M. Magee, P. Schady, S. Sim, T.-W. Chen, P. Clark,

к образованию сильно нагретой области. Такая

et al.), Astrophys. J. Lett. 865, L3 (2018).

область, лучше всего видимая в рентгеновском

Сузуки, Маеда (A. Suzuki and K. Maeda), MNRAS

диапазоне под углами, близкими к углу раскрытия

466, 2633 (2017).

диска, как раз и может объяснять особенности

Толстов и др. (A. Tolstov, K. Nomoto, E. Sorokina,

рентгеновского излучения транзиента. Детальное

S. Blinnikov, N. Tominaga, and Y. Taniguchi),

моделирование сценария с учетом реалистичной

Astrophys. J. 881, 35 (2019).

модели непрозрачности, а также конфигурации

10.

Урвачев и др. (E. Urvachev, D. Shidlovski,

диска будет являться предметом следующих иссле-

N. Tominaga, S. Glazyrin, and S. Blinnikov),

дований.

Astrophys. J. Suppl. Ser. 256, 8 (2021).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№ 11

2021