ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2022, том 48, № 4, с. 229-242
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P С БЫСТРЫМ ПОДЪЕМОМ
БЛЕСКА И КОРОТКОЙ СТАДИЕЙ ПЛАТО
© 2022 г. Д. Ю. Цветков1*, А. А. Белинский1, Н. П. Иконникова1,
М. А. Бурлак1, И. М. Волков1,2, Н. Н. Павлюк1, П. В. Бакланов3,4,5,
С. И. Блинников3,1, М. Г. Ушакова1, В. А. Ечеистов1
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного
университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия
2Институт астрономии РАН, Москва, Россия
3НИЦ “Курчатовский институт”, Москва, Россия
4Национальный исследовательский ядерный университет (МИФИ), Москва, Россия
5Институт прикладной математики им. М.В. Келдыша РАН, Москва, Россия
Поступила в редакцию 27.01.2022 г.
После доработки 05.03.2022 г.; принята к публикации 05.03.2022 г.
Представлены результаты BVRI фотометрии сверхновой типа II-P 2019edo в NGC 4162, полученные
за период с 29 апреля 2019 г. по 26 января 2020 г. на нескольких телескопах, в том числе на 60-см
телескопе Кавказской Горной обсерватории ГАИШ МГУ. Форма кривых блеска типична для SN II-P,
однако плато продолжалось около 76 сут, что меньше характерного значения для SNe этого класса,
а рост светимости до максимума оказался необычно быстрым. Абсолютная величина в максимуме
в фильтре V составила -16m. 9, что близко к среднему для SNe II-P значению. Скорость падения
блеска на поздней стадии несколько выше ожидаемой для излучения, обусловленного распадом
56Co. В результате радиационно-газодинамического моделирования вспышки сверхновой кодом
STELLA удалось согласованно воспроизвести стадии начального роста и стадии плато на кривых
блеска. Полученная модель сверхновой имеет параметры: масса выброса Menv = 6.6M⊙, радиус
предсверхновой R0 = 500R⊙, масса радиоактивного56Ni ≈ 0.05M⊙. Предсверхновая находилась
внутри кокона — звездного ветра — с полной массой Mwind ≈ 0.01M⊙ и радиусом Rwind = 1015 см.
Энерговыделение при взрыве составило Eburst = 0.8 × 1051 эрг.
Ключевые слова: сверхновые, SN 2019edo.
DOI: 10.31857/S0320010822040064
ВВЕДЕНИЕ
разброс светимостей и параметров кривых блеска,
однако были предложены методы, позволяющие
Сверхновые (SNe) II типа возникают при взры-
использовать их как независимые индикаторы
вах массивных (M > 8M⊙) звезд, вызываемых
внегалактических расстояний (Киршнер, Кван,
коллапсом ядра. Если взрываются сверхгиганты с
1974; Хамуи, Пинто, 2002). В связи с этим важно
массивной, богатой водородом оболочкой, возни-
подробно исследовать различия фотометрических
кают SNe II-P, которые характеризуются наличием
характеристик SN II-P и их связь с физическими
в спектре сильных линий водорода и формой кри-
параметрами предсверхновых.
вых блеска: светимость остается почти постоянной
SN 2019edo была открыта при обзоре неба
на протяжении 80-120 сут. Более 20 предсверх-
по программе ASAS-SN (Шаппи и др., 2014)
новых SNe II-P были отождествлены на архивных
2019-04-27.32 UT, ее блеск в фильтре g составил
изображениях, в результате было установлено, что
.566, δ =
вспыхивают красные сверхгиганты с начальными
= +24◦08′11′′. 67, расстояние от центра галактики
массами от 8 до ∼17M⊙ (Смартт и др., 2009;
NGC 4162 равно 48′′. 12 (Бримакомб и др., 2019).
Смартт, 2015). SNe II-P показывают большой
Спектр SN был получен 2019-04-30.7 UT на
*Электронный адрес: tsvetkov@sai.msu.su
2.16-м телескопе Национальной астрономической
229
230
ЦВЕТКОВ и др.
N
7
6
5
8
9
13
4
E
SN- -
10
11
14
3
1
12
2
2
Рис. 1. Изображение SN 2019edo и звезд сравнения, полученное на телескопе K60 в фильтре R.
обсерватории Китая. Он показал, что SN принад-
НАБЛЮДЕНИЯ
лежит ко II типу, наибольшее сходство обнаружи-
Фотометрические наблюдения SN 2019edo бы-
лось со спектром SN II-P 1999em в фазе 5 сут по-
ли начаты 2019-04-29.88 UT немедленно после
сле взрыва, получена оценка скорости расширения
открытия. ПЗС-изображения в фильтрах BVRI
оболочки около 11 500 км с-1 по смещению линии
были получены в четырех обсерваториях, исполь-
поглощения Hα (Саи и др., 2019).
зовались следующие телескопы: 60-см телескоп
Кавказской Горной обсерватории ГАИШ (K60),
(Бердников и др., 2020), 1-м телескоп Симеизской
Фотометрические наблюдения на спутнике Gaia
обсерватории (S100) (Николенко и др., 2019),
в полосе G проводились с 2019-04-29.0 UT по
60-см телескоп Крымской астрономической стан-
2019-12-20.3 UT1.
ции ГАИШ (C60), 70-см телескоп ГАИШ в Москве
(М70). Все телескопы были оснащены ПЗС-
В статье представлены результаты мониторинга
камерами и наборами BVRI фильтров Джонсона-
SN 2019edo в оптических диапазонах, осуществ-
Кузинса.
ленного на четырех обсерваториях. Удалось по-
Стандартная обработка и фотометрия осу-
строить достаточно подробные кривые блеска в
ществлялись с помощью пакета программ IRAF2.
полосах BVRI и кривые цвета. Проведено модели-
Звездные величины SN были получены апертурной
рование кривых блеска с использованием много-
или PSF-фотометрией относительно местных
группового радиационно-гидродинамического чис-
стандартов. ПЗС-изображение SN
2017edo и
ленного кода STELLA.
2IRAF распространяется NOAO, управляемой AURA по
соглашению с NSF.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
231
B+0.8
V
R 0.3
16
I
1
g ASASSN
G Gaia
18
20
22
600
700
800
900
JD-2458000
Рис. 2. Кривые блеска SN 2019do в фильтрах BVRI. Показаны оценки от ASAS-SN, Gaia и верхний предел блеска от
ATLAS (символ V).
местных звезд сравнения показано на рис.
1.
блеск SN в JD 2458599.9: в фильтре “orange” SN
Величины gri звезд сравнения были взяты из
была слабее 19m. 63. Эти данные получены в по-
базы данных Pan-STARRS3, величины BVRI
лосах, не совпадающих с используемыми в наших
вычислены, используя соотношения из работы
Костова и Бонева (2018).
Таблица 1. Величины звезд сравнения для SN 2019edo
Фотометрия была приведена к стандартной си-
стеме Джонсона-Кузинса с помощью инструмен-
Звезда
B
V
R
I
тальных цветовых уравнений, определенных по на-
1
15.21
14.60
14.24
13.90
блюдениям фотометрических стандартов. Величи-
ны звезд сравнения приведены в табл. 1, фотомет-
2
16.41
15.87
15.55
15.23
рия представлена в табл. 2.
3
17.74
17.06
16.65
16.26
4
18.06
16.55
15.63
14.84
КРИВЫЕ БЛЕСКА И ЦВЕТА
5
16.86
16.06
15.58
15.14
6
16.22
15.32
14.77
14.33
Кривые блеска SN 2019edo показаны на рис. 2.
Результаты для всех телескопов достаточно хоро-
7
17.01
15.98
15.35
14.81
шо согласуются. Наши наблюдения, начавшиеся
8
16.92
15.92
15.30
14.87
в эпоху JD2458603.4, не показывают восходящей
9
16.56
16.08
15.78
15.45
ветви кривых блеска, однако данные о характере
10
17.52
16.26
15.49
14.91
роста блеска имеются. При открытии SN про-
граммой ASAS-SN была получена оценка блеска
11
14.36
13.70
13.31
12.96
в фильтре g (система AB) 16m. 7 в JD2458600.8, а
12
17.09
16.60
16.30
15.98
обзор ATLAS сообщил оценку верхнего предела на
13
16.96
16.27
15.84
15.48
14
16.76
15.41
14.58
13.94
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
232
ЦВЕТКОВ и др.
Таблица 2. BVRI-фотометрия SN 2019edo
JD-2450000
B
σB
V
σV
R
σR
I
σI
Телескоп
603.38
16.46
0.03
16.37
0.03
16.20
0.04
16.09
0.03
K60
604.31
16.52
0.03
16.41
0.02
16.21
0.02
16.07
0.02
K60
604.34
16.45
0.05
16.41
0.02
16.13
0.03
16.00
0.04
M70
610.26
16.63
0.03
16.43
0.02
16.16
0.03
16.05
0.03
K60
610.32
16.69
0.05
16.55
0.04
16.16
0.03
16.10
0.06
M70
611.33
16.77
0.05
16.60
0.04
16.17
0.02
15.99
0.05
M70
611.41
16.75
0.03
16.52
0.02
16.27
0.02
16.14
0.03
K60
612.26
16.74
0.03
16.52
0.02
16.24
0.02
16.10
0.02
K60
614.46
16.91
0.03
16.60
0.02
16.31
0.03
16.23
0.03
K60
615.35
16.83
0.03
16.56
0.02
16.23
0.04
16.12
0.03
K60
618.23
17.02
0.05
16.60
0.04
16.22
0.04
16.22
0.08
K60
619.25
17.03
0.03
16.62
0.04
16.33
0.04
16.20
0.07
K60
620.25
17.08
0.03
16.63
0.02
16.29
0.03
16.09
0.05
K60
621.25
17.06
0.04
16.55
0.03
16.18
0.03
16.02
0.05
K60
621.36
17.21
0.08
16.68
0.04
16.20
0.03
16.00
0.09
M70
622.27
-
-
16.51
0.06
16.17
0.06
16.06
0.07
K60
625.32
17.24
0.03
16.63
0.03
-
-
-
-
K60
629.30
17.49
0.03
16.76
0.02
16.35
0.02
16.18
0.03
K60
630.29
17.45
0.05
16.81
0.04
16.35
0.04
16.12
0.05
K60
630.35
-
-
16.74
0.09
16.37
0.08
-
-
M70
633.34
17.56
0.17
16.77
0.06
16.33
0.05
-
-
M70
634.26
17.66
0.03
16.81
0.02
16.40
0.02
16.19
0.02
K60
635.30
17.66
0.03
16.75
0.03
16.35
0.03
16.13
0.03
K60
636.37
17.71
0.03
16.79
0.03
16.37
0.03
16.16
0.03
K60
639.36
-
-
16.87
0.04
16.31
0.04
16.05
0.08
M70
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 48
№4
2022
SN
2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
233
Таблица 2. Окончание
JD-2450000
B
σB
V
σV
R
σR
I
σI
Телескоп
641.37
-
-
16.92
0.10
16.33
0.06
-
-
M70
643.29
17.80
0.04
16.75
0.04
16.30
0.03
16.03
0.05
K60
650.28
17.95
0.04
16.77
0.04
16.34
0.04
16.05
0.04
K60
651.28
17.91
0.05
16.74
0.04
16.29
0.04
16.00
0.05
K60
653.27
17.91
0.05
16.77
0.03
16.29
0.03
16.00
0.04
K60
653.28
18.03
0.07
16.88
0.06
16.36
0.03
16.13
0.04
S100
654.30
17.98
0.05
16.80
0.06
16.30
0.06
16.02
0.17
K60
654.32
-
-
16.93
0.07
16.31
0.05
-
-
M70
655.29
18.02
0.11
16.83
0.03
16.38
0.03
16.16
0.03
S100
655.32
18.09
0.03
16.87
0.02
16.42
0.03
16.15
0.03
K60
656.29
18.03
0.07
16.86
0.03
16.38
0.02
16.15
0.03
S100
657.29
18.06
0.04
16.86
0.03
16.37
0.04
16.07
0.03
K60
659.29
18.03
0.04
16.83
0.03
16.33
0.03
16.06
0.05
K60
662.31
18.14
0.04
16.85
0.03
16.34
0.04
16.08
0.04
K60
666.29
18.23
0.03
16.86
0.02
16.37
0.03
16.10
0.04
K60
667.29
18.18
0.05
16.87
0.07
16.34
0.07
16.08
0.05
K60
668.29
18.20
0.04
16.84
0.03
16.34
0.03
16.08
0.03
K60
681.27
-
-
17.24
0.19
16.34
0.10
16.27
0.10
S100
683.28
-
-
17.49
0.10
16.64
0.07
16.44
0.15
S100
789.53
-
-
-
-
18.81
0.22
-
-
C60
804.58
-
-
19.92
0.16
18.80
0.08
-
-
C60
843.51
-
-
-
-
19.24
0.11
18.97
0.16
K60
849.53
21.10
0.34
20.39
0.10
19.44
0.05
19.23
0.09
K60
854.61
-
-
20.33
0.07
19.29
0.06
19.03
0.11
K60
874.50
-
-
20.94
0.10
19.95
0.06
19.32
0.10
K60
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 48
№4
2022
234
ЦВЕТКОВ и др.
1.5
1.0
2019edo
0.5
1999em
2004et
0
2017eaw
1.5
1.0
0.5
0
0.6
0.4
0.2
0
0.2
600
700
800
900
JD-2458000
Рис. 3. Кривые цвета SN2019edo и сравнение с кривыми цвета трех SN II-P, все данные исправлены за полное
поглощение света.
наблюдениях, однако можно оценить величины в
после максимума позволяют приблизительно оце-
фильтрах BV R, используя соотношения между ве-
нить скорость падения блеска: 0m. 13/100d. Почти
личинами в разных системах из работ Жорди и др.
такое же значение скорости падения блеска дают
(2006), Тонри и др. (2018). Необходимые для этого
наблюдения Gaia: 0m. 12/100d, что несколько быст-
показатели цвета можно оценить, экстраполируя
рее скорости, ожидаемой для излучения, обуслов-
построенные нами кривые цвета (рис. 3). Полу-
ленного распадом56Co.
чены результаты: в JD 2458600.8 B = 16m. 9, V=
Кривые показателей цвета B - V , V - R, R -
. 3); в
- I для SN2019edo и их сравнение с соответ-
JD 2458599.9 R > 19m. 5, V
. 6, B > 19m. 7. Ба-
ствующими кривыми для хорошо исследованных
зин и др. (2009) показали, что кривые блеска (в по-
SNe II-P 1999em (Элмхамди и др., 2003), 2004et
токах) на ранних стадиях SN разных типов можно
(Магуайр и др., 2010), 2017eaw (Цветков и др.,
представить выражением f(t) = Ae-(t-t0)/τfall /(1 +
2018) показаны на рис. 3. Характер кривых для
+ e-(t-t0)/τrise) + B, мы применили его для анализа
всех SNe практически одинаков, можно оценить
кривых блеска в фильтрах BV R и нашли, что эпоха
. 05.
начала возрастания светимости JD 2458599.5±0.5,
Поглощение света в Галактике дает избыток цве-
. 10,
та E(B - V )Gal = 0m. 031, следовательно, незначи-
. 07, tmax = JD 2458603.5 ± 1.5.
тельное поглощение в родительской галактике при-
Блеск в полосе R, I в то же время вышел на пла-
сутствует.
. 10. Таким
На рис. 4 показана кривая блеска SN 2019edo в
образом, можно получить оценку времени возрас-
абсолютных R-величинах. Расстояние до галакти-
тания блеска trise = 4 ± 1.6 сут, что меньше типич-
ки вычислено по лучевой скорости, при постоянной
ных значений для SNe II-P (Гонзалес-Гайтан и др.,
Хаббла H0 = 73 км с Мпк-1, модуль расстояния
2015).
равен μ = 32.94. Для сравнения показаны кри-
Плато закончилось около JD 2458680, т.е. про-
вые блеска SN II-P, имеющих как большую, так и
должалось примерно 76 сут, что меньше обычного
меньшую светимость в максимуме: SNe 1999em,
значения ∼100 сут. К сожалению, точно оценить
1999gi, 2004et, 2009N, 2017eaw (Элмхамди и др.,
величину падения блеска после плато и время
2003; Леонард и др., 2002; Магуайр и др., 2010;
выхода на линейный хвост кривой блеска невоз-
Такатс и др., 2014; Цветков и др., 2018). По макси-
можно из-за отсутствия наблюдений на этом этапе.
мальной светимости SN 2019edo является типич-
Наблюдения в фильтрах V , R в период 200-350 сут
ной SN II-P с абсолютной величиной MBmax =
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
235
18
2019edo
1999em
1999gi
2004et
17
2009N
2017eaw
16
15
14
13
600
700
800
900
JD-2458000
Рис. 4. Кривая блеска SN 2019do в абсолютных R-величинах и сравнение с кривыми для 5 SN II-P.
. 0. Она имеет
воспроизвести крайне быстрый рост кривых блеска
меньшую светимость, чем SNe 2004et, 2017eaw и
SN 2019edo. Требовалось добавить новые физиче-
похожа на SNe 1999em, 1999gi.
ские предположения в наши модели для описания
этого различия. Естественным объяснением быст-
рого роста кривых блеска является модель взрыва
МОДЕЛИРОВАНИЕ
сверхновой в коконе околозвездного вещества
Анализируя кривые блеска SN 2019edo на
(Грасберг, Надёжин, 1986; Чугай и др., 2004). Для
рис. 4, можно заметить два существенных отличия
расчетов мы использовали код многогрупповой ра-
SN 2019edo от классических SN II-P, образцом
диационной гидродинамики STELLA (Блинников,
которых служит близкая, хорошо отнаблюденная
Сорокина, 2004; Бакланов и др., 2005; Блинников
SN 1999em (Утробин,
2007). Первое отличие
и др., 2006), который успешно применяется для
состоит в укороченной стадии плато Δtplateau =
расчета сверхновых всех типов, включая Ib/c
(Бакланов и др., 2015), II-P (Цветков и др., 2018),
= 76d против Δtplateau = 110d для SN 1999em
сверхмощных сверхновых (Бакланов и др., 2015;
(Надёжин, 2003). Второе отличие заключается в
Сорокина и др., 2016). Способность STELLA
необычайно быстрой скорости роста на раннем
моделировать сверхновые типа IIn (Бакланов и
этапе эволюции кривых блеска. У SN 2019edo
время до максимума в полосе V составляет trise =
др., 2013) с узкими эмиссионными компонентами
спектральных линий, связанными с взаимодей-
= 4d, что существенно меньше значения trise = 10d
ствием ударной волны с околозвездной оболочкой,
для SN 1999em (Гонзалес-Гайтан и др., 2015).
оказалась необходимым качеством для объяснения
Теоретические модели для разных сверхновых типа
кривых блеска SN 2019edo.
II-P, изученные нами в работах Бакланова и др.
(2005), Цветкова и др. (2018), Никифоровой и
Модели предсверхновых строились в предпо-
др. (2021), демонстрируют trise, примерно как у
ложении неэволюционного гидростатического рав-
SN 1999em в полосе V , поэтому они не могут
новесия, как было описано в работе Бакланова
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
236
ЦВЕТКОВ и др.
100
100
(a)
102
102
104
106
104
108
1010
106
H
Si
1012
He
Fe
C
Ni56
1014
O
108
1016
2
3
4
5
6
7
8
M [M ]
100
100
(б)
102
102
104
106
104
108
1010
Wind
Envelope
106
H
Si
1012
He
Fe
C
Ni56
1014
O
108
1016
1011
1012
1013
1014
1015
R [cm]
Рис. 5. Профиль плотности (сплошная линия) модели предсверхновой R500M08W по массовой координате (а) и по
радиусу (б). Пунктирными и штриховыми линиями показан химический состав оболочки в тех же координатах. На (б)
виден излом в плотности, соответствующий окруженной ветром оболочке предсверхновой с ρwind ∝ R-2.
и др. (2005) со степенной зависимостью темпера-
преимущественным содержанием водорода и ге-
туры от плотности: T ∝ ρα. При полной иониза-
лия. Однородность состава оболочки эмулирова-
ции и однородном химическом составе оболочки
ла сильное турбулентное перемешивание, возни-
предсверхновой такое гидростатическое состояние
кающее из-за неустойчивости Рэлея-Тейлора при
близко к политропному соотношению между дав-
прохождении ударной волны. Структура оболочки
лением и плотностью с индексом 1/α, в котором
в разрезе по массовой координате и по радиусу для
мы полагали α = 0.33. Предварительные оценки
нашей оптимальной модели R500M08W показана
массы оболочки по длительности плато показали,
на рис. 5.
что оптимальное значение полной массы M ∼ 8M⊙,
поэтому распределение химических элементов по
Длительность плато
оболочке предсверхновой мы сделали качественно
подобным эволюционным моделям схожих масс из
Форма и время нахождения кривых блеска на
работ Мория и др. (2014), Козыревой и др. (2021).
стадии плато определяются длительностью про-
Нейтронный остаток (прото-нейтронная звезда)
хождения волны охлаждения и рекомбинации, ко-
массой MNS = 1.4M⊙ поверх тонкого слоя He
торая, главным образом, зависит от массы водо-
MHe = 0.2M⊙ окружался однородной оболочкой с
родной облочки, ее начального радиуса и энергии
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
237
15.5
bvri
16.0
GaiaG
15
16.5
B
17.0
V
17.5
Atlaso
g
18.0
16
18.5
R
I
19.0
19.5
0
2
4
6
8
10
12
JD2458600 [days]
17
18
19
15 000
Velphot
VelH
10 000
5000
0
0
50
100
150
200
250
JD2458600 [days]
Рис. 6. BVRI кривые блеска модели без ветра R500M08. Точки — наблюдения,линии — результаты модельных расчетов.
Точки, обозначенные bvri — квазиболометрические величины, полученные интегрированием потока в фильтрах от B до
I. Вставка демонстрирует, что данная модель плохо описывает начальную стадию роста на кривых блеска. На нижнем
графике сплошная линия соответствует скорости вещества на уровне фотосферы. У сильных линий, таких как Hα,
минимум абсорбции не соответствует скорости фотосферы, а сдвинут в голубую область. Поэтому необходимо, чтобы
скорость Hα (показана синим ромбом) была выше модельной скорости фотосферы. Однако этого не наблюдается, что
говорит о недостатке модели R500M08.
взрыва сверхновой (Литвинова, Надёжин, 1983,
оболочки. Это утверждение подтвердилось после
1985). Светимость на стадии плато определяет-
того, как мы рассчитали сетку моделей без около-
ся потоком излучения, высвечивающим тепловую
звездного вещества в пространстве параметров (R,
энергию и энергию рекомбинации, при прохож-
M, M56Ni, E) для поиска модели, воспроизводящей
дении по оболочке волны охлаждения и реком-
стадию плато. На рис. 6 видно, что стадия плато
бинации (Грасберг, Надёжин, 1976). Длительность
с наблюдаемыми свойствами воспроизводится у
стадии плато у SN 2019edo составила 76 дней,
модели с параметрами: масса полная Mtot = 8M⊙,
что меньше, чем у классического представителя
масса выброса Menv = 6.6M⊙, радиус предсверх-
SN II-P сверхновой SN 1999em. Это свидетель-
новой R0 = 500R⊙, масса радиоактивного56Ni ≈
ствует о меньшей массе выброшенной взрывом
≈ 0.05M⊙, металличность Z = 0.004. Взрыв SN
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
238
ЦВЕТКОВ и др.
15.5
bvri
16.0
GaiaG
15
16.5
B
17.0
V
17.5
Atlaso
g
18.0
16
18.5
R
I
19.0
19.5
0
2
4
6
8
10
12
JD2458600 [days]
17
18
19
Velphot
10 000
VelH
7500
5000
2500
0
0
50
100
150
200
250
JD2458600 [days]
Рис. 7. BVRI кривые блеска SN 2019edo для модели R500M08W. Точки — наблюдения, линии — результаты модельных
расчетов. Вставка демонстрирует начальную стадию роста на кривых блеска. Эволюция скорости вещества на уровне
фотосферы показана на нижнем графике. Оценка скорости разлета вещества в линии Hα изображена синим ромбом.
симулировался выделением Eexp = 8 × 1050 эрг в
внутренней границе ветра ρwind(Renv). Распреде-
форме “тепловой бомбы” во внутренней части вы-
ление плотности ветра по радиусу определяется
броса. За 400 дней с момента взрыва в электро-
законом ρ(r) ∝ r-2.
магнитном канале излучилось Erad = 1.4 × 1049 эрг.
Варьируя параметры ветра, мы нашли опти-
Подавляющая часть энергии взрыва перешла в
мальную модель R500M08W, согласующуюся с на-
кинетическую энергию разлетающейся оболочки
блюдениями как на стадии плато, так и на началь-
Ekin = 7.8 × 1050 эрг.
ной стадии быстрого роста кривых блеска (рис. 7).
Взрыв сверхновой, как следует из модельных рас-
Фаза быстрого роста кривых блеска
четов, начался в эпоху texp = JD2458598.5 ± 0.4.
Для объяснения начальной стадии быстрого ро-
Ударная волна за 1 день пробегает через обо-
ста кривых блеска оболочку предсверхновой мы
лочку сверхновой и входит в звездный ветер, по
окружали коконом звездного ветра, параметризу-
которому распространяется еще twind ∼ 12 дней.
емую граничным радиусом Rwind и плотностью на
На этой куполообразной стадии светит плотный
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
239
14
R500M08W
bol
R500M08
B
V
15
16
17
18
19
0
20
40
60
80
JD2458600 [days]
Рис. 8. Болометрическая (черная) и широкополосныеBV кривые блеска, рассчитанные для модели с ветром R500M08W
и без ветра R500M08.
тонкий слой вещества, сгребенного ударной вол-
ВЫВОДЫ
ной при прохождении через звездный ветер. Затем
Представлены кривые блеска и цвета
вещество ветра быстро охлаждается, слой про-
SN 2019edo. Наши наблюдения начались сразу
светляется и кривые блеска выходят на классиче-
после открытия, фотометрическая эволюция была
скую стадию охлаждения-рекомбинации, которая
прослежена на стадии плато и до линейного
наблюдалась бы в отсутствие ветра. Это хорошо
падения блеска. Определены основные параметры
видно по болометрической кривой блеска, пока-
кривых блеска, дана оценка светимости в мак-
занной на рис. 8, в дополнение к широкополосным
симуме. Форма кривых блеска и максимальная
фильтрам BV.
светимость SN 2019edo характерны для класса
На рис. 9 показано, что при заданной структуре
SN II-P.
предсверхновой и энергии взрыва длительность
Наилучшее согласие наших расчетов с наблю-
стадии прохождения ударной волны по звездно-
дениями получено для модели R500M08W с па-
му ветру и, соответственно, длительность купо-
раметрами: масса выброса Menv = 6.6M⊙, энергия
ла на оптических кривых блеска определяются
взрыва E = 0.8 × 1051 эрг, радиус предсверхновой
протяженностью звездного ветра в диапазоне
R0 = 500R⊙, масса радиоактивного Ni M56Ni =
Rwind = (0.7-2) × 1015 см. Оптимальная модель
= 0.05M⊙, металличность Z = 0.004. Для объяс-
R500M08W имеет Rwind = 1015 см. Заметим, что
нения быстрого роста кривых блеска необходимо
эта величина близка к определенному по эмис-
предположить наличие у предсверхновой плотного
сионным линиям значению Rwind ∼ 1015 см для
звездного ветра с полной массой Mwind ≈ 0.01M⊙,
iPTF 13dqy (SN 2013fs) (Ярон и др., 2017).
распределением плотности по радиусу ρwind ∝ r-2
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
240
ЦВЕТКОВ и др.
bvri
B
17.5
17.0
16.5
16.0
bvri Rwind_1e15
B Rwind_1e15
15.5
bvri Rwind_7e14
B Rwind_7e14
bvri Rwind_2e15
B Rwind_2e15
bvri Rwind_0
B Rwind_0
15.0
V
R
17.5
17.0
16.5
16.0
V Rwind_1e15
R Rwind_1e15
15.5
V Rwind_7e14
R Rwind_7e14
V Rwind_2e15
R Rwind_2e15
V Rwind_0
R Rwind_0
15.0
0
10
20
30
40
0
10
20
30
40
Time [days]
Time [days]
Рис. 9. Зависимость модельных кривых блеска от радиуса звездного ветра Rwind. Длительность наблюдаемого купола
на кривых блеска воспроизводится при Rwind = 1015 см (синия штриховая линия). Оранжевая штриховая линия
соответствует малому радиусу Rwind = 7 × 1014 см, а зеленая штриховая линия — протяженному ветру с Rwind = 2 ×
× 1015 см. Для сравнения красной штриховой линией показана модель без ветра.
и Rwind = 1015 см. Наличие околозвездного веще-
R0 = 500R⊙ и Mtot = 8M⊙ для нашей оптимальной
ства должно проявляться в спектрах в виде уз-
модели R500M08W соответствуют корреляции
ких эмиссионных линий водорода, характерных
между R - M, вытекающей из эволюционных
для сверхновых типа IIn. Спектральные данные
расчетов кодами KEPLER и MESA (Морозова и
позволяют оценить фотосферные скорости и ди-
др., 2016).
намику разлетающейся оболочки, что существенно
Значения радиуса, полной массы, энергии взры-
ограничивает область допустимых модельных па-
ва у модели R500M08W близки к значениям эво-
раметров. К сожалению, для SN 2019edo оценка
люционной модели m15l5rot8, исследованной в
скорости в оболочки приводится только в одном
работе Козыревой и др. (2020). Фотосферные ско-
сообщении в ATel (Саи и др., 2019). В нем нет ссыл-
рости m15l5rot8 существенно превосходят тако-
ки на график со спектром, и он не может рассмат-
вые у SN 2019edo, оцененные по линии Hα для
риваться как полноценная публикация спектраль-
единственного спектрального наблюдения. Если
ных данных. Для SN 2019edo нет ни наших спек-
эволюционные модели типа m15l5rot8 удастся в
тральных наблюдений, ни опубликованных данных
самосогласованном расчете получить с коконом
других авторами.
околозвездного вещества, то скорость в первые дни
В нашем моделировании радиус оболочки R0
взрыва упадет, как это демонстрируется выше на
и полная масса Mtot принимались свободными
рис. 6 и 7. Такая модель позволит избежать нефи-
параметрами, определяемыми из соответствия
зичных разрывов при распределении плотности по
модельных широкополосных кривых блеска на-
радиусу между оболочкой и ветром. Следствием
блюдаемым. Любопытно, что найденные значения
этого станет исчезновение ненаблюдаемых скачков
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
SN 2019edo: СВЕРХНОВАЯ ТИПА II-P
241
потока излучения на кривых блеска на стадии пла-
11.
Грасберг Е.К., Надёжин Д.К., Письма в Астрон.
то. Эти утверждения требуют дальнейших исследо-
журн. 12, 168 (1986).
ваний.
12.
Жорди и др. (K. Jordi, E.K. Grebel, and K. Ammon),
Astron. Astrophys. 460, 339 (2006).
Работа выполнена с использованием обору-
13.
Касен, Вусли (D. Kasen and S.E. Woosley),
дования, приобретенного за счет средств Про-
Astrophys. J. 703, 2205 (2009).
граммы развития Московского государственного
14.
Киршнер, Кван (R.P. Kirshner and J. Kwan),
университета им. М.В. Ломоносова. Работа под-
Astrophys. J. 193, 27 (1974).
держана Научно-образовательной школой МГУ
15.
Козырева и др. (A. Kozyreva, E. Nakar, R. Waldman,
им. М.В. Ломоносова “Фундаментальные и при-
S. Blinnikov, and P. Baklanov), MNRAS 494, 3927
кладные исследования космоса”. Авторы выра-
(2020).
жают благодарность за поддержку от Програм-
16.
Козырева и др. (A. Kozyreva, P. Baklanov, S. Jones,
мы развития МГУ им. М.В. Ломоносова. Работа
R. Stockinger, and H.-T. Janka), MNRAS 503, 797
П. Бакланова по теоретическому моделированию
(2021).
кривых блеска SN 2019edo поддержана грантом
17.
Костов, Бонев (A. Kostov and T. Bonev), Bulgar.
РНФ № 21-52-12032. Работа С. Блинникова и
Astron. J. 28, 3 (2018).
М. Ушаковой по развитию и приложениям кода
18.
Леонард и др. (D.C. Leonard, A.V. Filippenko,
STELLA поддержана грантом РНФ № 19-12-
W. Li, Th. Matheson, R.P. Kirshner, R. Chornock,
00229.
S.D. Van Dyk, P. Berlind, et al.), Astron. J. 124, 2490
(2002).
19.
Литвинова, Надёжин (I.Yu. Litvinova and
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
D.K. Nadyozhin), Astrophys. Space Sci. 89,
89
1.
Базин и др. (G. Bazin, N. Palanque-Delabrouille,
(1983).
J. Rich, V. Ruhlmann-Kleider, E. Aubourg,
20.
Литвинова, Надёжин (I.Yu. Litvinova and
L. Le Guillou, P. Astier, C. Balland, et al.), Astron.
D.K. Nadyozhin), Sov. Astron. Lett. 11, 25 (1985).
Astrophys. 499, 653 (2009).
21.
Магуайр и др. (K. Maguire, E. Di Carlo, S.J. Smartt,
2.
Бакланов П.В., Блинников С.И., Павлюк Н.Н.,
A. Pastorello, D.Yu. Tsvetkov, S. Benetti, S. Spiro,
Письма в Астрон. журн.
31,
483
(2005)
A.A. Arkharov, et al.), MNRAS 404, 981 (2010).
[P.V. Baklanov, S.I. Blinnikov, and N.N. Pavlyuk,
22.
Мория и др. (T.J. Moriya, N. Tominaga, N. Langer,
Astron. Lett. 31, 429 (2005)].
K. Nomoto, S.I. Blinnikov, and E.I. Sorokina),
3.
Бакланов П.В., Блинников С.И., Поташов М.Ш.,
Astron. Astrophys. 569, A57 (2014).
Долгов А.Д., Письма в ЖЭТФ 98, 489 (2013).
23.
Морозова и др. (V. Morozova, A.L. Piro, M. Renzo,
4.
Бакланов П.В., Сорокина Е.И., Блинников С.И.
and C.D. Ott), Astrophys. J. 829, 109 (2016).
Письма в Астрон. журн.
41,
113
(2015)
[P.V. Baklanov, E.I. Sorokina, S.I. Blinnikov, Astron.
24.
Надёжин (D.K. Nadyozhin), MNRAS 346, 97 (2003)
Lett. 41, 95 (2015)].
25.
Никифорова и др. (A.A. Nikiforova, P.V. Baklanov,
5.
Бердников Л.Н., Белинский А.А., Шатский Н.И.,
S.I. Blinnikov, D.A. Blinov, T.S. Grishina,
Бурлак М.А., Иконникова Н.П., Мишин Е.О., Че-
Yu.V. Troitskaya, D.A. Morozova, E.N. Kopatskaya,
рязов Д.В., Жуйко С.В., Астрон. журн. 97, 284
E.G. Larionova, and I.S. Troitsky), MNRAS 504,
(2020).
3544 (2021).
6.
Блинников, Сорокина (S. Blinnikov and
26.
Николенко И.В., Крючков С.В., Барабанов С.И.,
E. Sorokina), Astrophys. Space Sci.
290,
13
Волков И.М., Науч. тр. Ин-та астрономии РАН 4,
(2004).
85 (2019).
7.
Блинников и др. (S.I. Blinnikov, F.K. Ropke,
27.
Саи и др. (H. Sai, X. Zhang, X. Wang, H. Lin,
E.I. Sorokina,M. Gieseler,M. Reinecke,C. Travaglio,
H. Wang, T. Zhang, and J. Zhang), Astron. Telegram
W. Hillebrandt, and M. Stritzinger), Astron.
12708 (2019).
Astrophys. 453, 229 (2006).
28.
Смартт и др. (S.J. Smartt, J.J. Eldridge,
8.
Бримакомб и др. (J. Brimacombe, B. Nicholls,
R.M. Crockett, and J.R. Maund), MNRAS 395,
P. Cacella, R.G. Farfan, R. Cornect, M.R. Kendurkar,
1409 (2009).
W. Wiethoff, P. Vallely, et al.), Astron. Telegram 12713
29.
Смартт (S.J. Smartt), Publ. Astron. Soc. Australia
(2019).
32, 16 (2015).
9.
Гонзалес-Гайтан и др. (S. Gonzalez-Gaitan,
N. Tominaga, J. Molina, L. Galbany, F. Bufano,
30.
Сорокина и др. (E. Sorokina, S. Blinnikov,
J.P. Anderson, C. Gutierrez, F. Forster, et al.),
K. Nomoto, R. Quimby, and A. Tolstov), Astrophys.
MNRAS 451, 2212 (2015).
J. 829, 17 (2016).
10.
Грасберг, Надёжин (E.K. Grassberg and
31.
Такатс и др. (K. Takats, M.L. Pumo, N. Elias-Rosa,
D.K. Nadyozhin), Astrophys. Space Sci. 44, 409
A. Pastorello, G. Pignata, E. Paillas, L. Zampieri,
(1976).
J.P. Anderson, et al.), MNRAS 438, 368 (2014).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
242
ЦВЕТКОВ и др.
32. Тонри и др. (J.L. Tonry, L. Denneau, A.N. Heinze, et
37. Шаппи и др. (B.J. Shappee, J.L. Prieto, D. Grupe,
al.), Publ. Astron. Soc. Pacific 130, 064505 (2018).
C.S. Kochanek, K.Z. Stanek, G. De Rosa, S. Mathur,
33. Утробин (V.P. Utrobin), Astron. Astrophys. 461, 233
Y. Zu, et al.), Astrophys. J. 788, 48 (2014).
(2007).
38. Элмхамди и др. (A. Elmhamdi, I.J. Danziger,
34. Хамуи, Пинто (M. Hamuy and P.A. Pinto),
N. Chugai, A. Pastorello, M. Turatto, E. Cappellaro,
Astrophys. J. 566, L63 (2002).
G. Altavilla, S. Benetti, F. Patat, and M. Salvo),
35. Цветков Д.Ю., Шугаров С.Ю., Волков И.М. и
MNRAS 338, 939 (2003).
др., Письма в Астрон. журн.
44,
338
(2018)
39. Ярон и др. (O. Yaron, D.A. Perley, A. Gal-Yam,
[D.Yu. Tsvetkov, et al., Astron. Lett. 44, 315 (2018)].
36. Чугай и др. (N.N. Chugai, S.I. Blinnikov,
J.H. Groh, A. Horesh, E.O. Ofek, S.R. Kulkarni,
R.J. Cumming, et al.), MNRAS 352, 1213 (2004).
J. Sollerman, et al.), Nature Phys. 13, 510 (2017).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 48
№4
2022
