Известия РАН. Серия физическая, 2021, T. 85, № 4, стр. 482-485

Молодые звездные скопления как источники обогащенных 22Ne галактических космических лучей

М. Е. Каляшова 12*, А. М. Быков 1, С. М. Осипов 1

1 Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физико-технический институт имени А.Ф. Иоффе Российской академии наук
Санкт-Петербург, Россия

2 Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего образования Санкт-Петербургский политехнический университет Петра Великого
Санкт-Петербург, Россия

* E-mail: m.kalyashova@gmail.com

Поступила в редакцию 19.10.2020
После доработки 19.11.2020
Принята к публикации 28.12.2020

Полный текст (PDF)

Аннотация

Избыток 22Ne в изотопном составе космических лучей был обнаружен более сорока лет назад. Измеренное изотопное отношение 22Ne/20Ne в космических лучах выше, чем в солнечном ветре, более чем в 5 раз. Процессы в звездах типа Вольфа–Райе были предложены ранее как возможные источники данной аномалии. Рассмотрены процессы ускорения космических лучей в массивных скоплениях молодых звезд, содержащих популяцию звезд Вольфа–Райе, как потенциальные источники галактических космических лучей, обогащенных 22Ne. Представлены оценки доли космических лучей от таких источников, необходимой для того, чтобы удовлетворить наблюдаемому изотопному отношению 22Ne/20Ne.

ВВЕДЕНИЕ

Изучение химического и изотопного состава космических лучей (КЛ) может предоставить важную информацию об источниках, механизмах ускорения и переноса КЛ в Галактике [1]. Химический состав галактических КЛ изучался в рамках нескольких экспериментов – IMP-7, ISEE, Voyager, ACE-CRIS и других [2]. Установлено, что распространенности изотопов большинства химических элементов в солнечной системе и в космических лучах совпадают. Однако имеются и различия: 12C/16O, 58Fe/56Fe, 22Ne/20Ne, последнее из которых было количественно изучено по данным ACE-CRIS в диапазоне энергий 84 ≤ E/M ≤ ≤ 273 МэВ/нуклон. Было показано, что 22Ne/20Ne = = 0.07 в солнечном ветре, тогда как 22Ne/20Ne = = 0.387 ± 0.027 в галактических космических лучах, что соответствует их обогащению 22Ne в 5.3 ± ± 0.3 раза.

Существует класс звезд [3], вероятно, способных производить значительно больше 22Ne, чем 20Ne – звезды Вольфа–Райе, а именно их углеродная последовательность. Звезды Вольфа–Райе – одна из ступеней эволюции массивных звезд, характеризующаяся мощным звездным ветром, очень высокой светимостью и температурой, а также наличием в спектре широких и интенсивных эмиссионных линий – водорода, гелия, азота, углерода, кислорода – в зависимости от того, на какой стадии находится звезда. Во время горения гелия в звезде Вольфа–Райе почти весь 14N превращается в 22Ne через цепь ядерных реакций 14N(α, γ) 18F(e+ν) 18O(α, γ) 22Ne. Обогащенное 22Ne вещество затем выбрасывается мощным звездным ветром звезды Вольфа–Райе.

Механизм ускорения частиц в таких источниках до высоких энергий остается предметом дискуссии. Например, было предложено, что ускорение космических лучей может происходить в галактических сверхкавернах на ударных волнах от многочисленных взрывов массивных O- и B-звезд как сверхновых [4, 5]. Другая идея состоит в том, что галактические космические лучи рождаются в ветрах массивных звезд, а ускоряются на ударных волнах от последующего взрыва сверхновой в стадии Седова [6].

Мы рассматриваем молодые компактные звездные скопления (такие как, например, Westerlund 1, Quintuplet) в качестве основных источников обогащенных 22Ne КЛ. В таких объектах частицы могут ускоряться на взаимодействующих ударных волнах от сталкивающихся ветров массивных звезд [7, 8]. Подобные исследования уже проводились: например, Гупта и др. [9] моделировал ускорение КЛ на ударной волне коллективного ветра массивных звезд и ударных волнах остатков сверхновых в плотных и рассеянных звездных скоплениях, и соответствующее количество 22Ne. В настоящей работе количественно исследовано, какая доля галактических КЛ может ускоряться в молодых массивных звездных скоплениях, чтобы обеспечить нужное количество 22Ne.

МОДЕЛИРОВАНИЕ

Для получения изотопного состава ветров массивных звезд мы используем модели звездного нуклеосинтеза двух научных групп Geneva [10] и Frascati [11]. Была сделана кусочно-линейная интерполяция всех нужных величин (массовая доля изотопов неона в звездном ветре, скорость потери массы звездой, время жизни звезды) для всех масс от 15 до 120 M (масс Солнца).

Чтобы найти отношение 22Ne/20Ne для всего скопления, необходимо проинтегрировать количество 22Ne и 20Ne, генерирующееся в звездах с определенной массой, вместе с начальной функцией масс (НФМ), т.е. распределением звезд по массам в скоплении, в диапазоне от 15 до 120 M. Показатель степени НФМ, как правило, определяется как ≈2.3–2.7 [12], но для некоторых молодых скоплений (например, Westerlund 1, Arches) НФМ может иметь куда меньший показатель: ≈1.8, что соответствует большему количеству массивных звезд [13]. Мы приводим результаты для разброса показателей НФМ от 1.8 до 2.6.

На рис. 1 приведена зависимость отношения масс изотопов неона 22Ne/20Ne, выброшенных звездным ветром в скоплении, от возраста скопления. Можно видеть, что массивные звездные скопления по достижении возраста ∼3 млн лет могут производить и ускорять большое количество 22Ne. Сравнивая с наблюдениями, можно сделать оценку количества галактических космических лучей от таких источников: 30–50% в зависимости от параметров.

Рис. 1.

Зависимость отношения (22Ne/20Ne), в веществе, ускоряемом в массивном звездном скоплении, к наблюдаемому в КЛ (22Ne/20Ne)obs = 0.387 от возраста звездного скопления для моделей звездной эволюции Geneva и Frascati, с учетом различных скоростей вращения звезд и для интервала показателей степени начальной функции масс в скоплении 1.8–2.6 (верхний предел содержания 22Ne соответствует более пологой начальной функции масс).

РАСЧЕТ ЭНЕРГЕТИКИ

Необходимо проверить, что предложенный механизм генерации части галактических КЛ сможет обеспечить нужный поток КЛ на Земле. В работе [14] на основании интерполяций моделей звездного нуклеосинтеза [10] приводятся данные по мощности совокупности звездных ветров звезд Вольфа-Райе Галактики ${{L}_{{WR}}} \approx 4.1 \cdot {{10}^{{40}}}\,\,эрг \cdot {{c}^{{ - 1}}}.$ По оценке [15] доля звезд Вольфа–Райе, находящихся в компактных скоплениях, составляет около 22%, таким образом, мощность ветров звезд Вольфа–Райе в скоплениях равна $L \approx 9 \cdot {{10}^{{39}}}\,\,эрг \cdot {{с}^{{ - 1}}}.$ C учетом того, что эффективность конвертации энергии ветра в ускорение КЛ η ≈ 0.1, соответствующая мощность ${{L}_{{CR}}} \approx 9 \cdot {{10}^{{38}}}\,\,эрг \cdot {{c}^{{ - 1}}}.$ Чтобы понять, какая доля энергии приходится на интересный нам диапазон энергий около 1 ГэВ, воспользуемся степенным энергетическим спектром ускорения частиц на двух ударных волнах в области низких энергий: $f\left( p \right) \propto {{p}^{{ - \alpha }}}$, где p – импульс частицы.

(1)
${{L}_{{CR}}} = \int\limits_{{{E}_{{min}}}}^{{{E}_{{max}}}} {\frac{{dL}}{{dE}}dE} \propto \int\limits_{{{p}_{{min}}}}^{{{p}_{{max}}}} {4\pi {{p}^{2}}f\left( p \right)T\left( p \right)dp} ,$
где ${{dL} \mathord{\left/ {\vphantom {{dL} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}}$ – мощность КЛ на единицу энергии, $T\left( p \right)$ – кинетическая энергия частицы. Ускорение КЛ предполагается без участия сверхновых, на ударных волнах от ветров массивных звезд, поэтому рассматривается энергетический диапазон от ${{E}_{{min}}} = {{10}^{8}}\,\,эВ$ до ${{E}_{{max}}} = {{10}^{{10}}}\,\,эВ$ [7]. Для энергии 1 ГэВ ${{dL} \mathord{\left/ {\vphantom {{dL} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}} = 1.73 \cdot {{10}^{{38}}}\,\,{{{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}} {{\text{ГэВ}}}}} \right. \kern-0em} {{\text{ГэВ}}}}$ при показателе степени спектра $\alpha = 4$ и dL/dE = = 1.95 · 1038 эрг · с–1/ГэВ для более мягкого спектра $\alpha = 5,$ так что для оценки можно взять значение ${{dL} \mathord{\left/ {\vphantom {{dL} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}} = 1.8 \cdot {{10}^{{38}}}\,\,{{{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}} {{\text{ГэВ}}}}} \right. \kern-0em} {{\text{ГэВ}}}}.$ Как найти наблюдаемый поток на Земле? Используя общее решение уравнения диффузии, можно найти поток на расстоянии r от источника.
(2)
$\frac{{d{{N}_{{Earth}}}}}{{dE}} = \frac{1}{{{{E}_{1}}}}\frac{{{{dJ} \mathord{\left/ {\vphantom {{dJ} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}}}}{{Dr}}\frac{c}{{4\pi }} = \frac{1}{{{{E}_{1}}}}\frac{{{{dL} \mathord{\left/ {\vphantom {{dL} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}}}}{{4\pi Dr}}\frac{\upsilon }{{4\pi }},$
где D – коэффициент диффузии, r – среднее расстояние до источника (галактического массивного звездного скопления), υ – скорость частиц, J – поток КЛ в источнике, E1 – исследуемая энергия 1 ГэВ.

Примем r = 5 кпк, D = 1028 см2 ⋅ с–1, υ = 0.86с для ГэВ-ных частиц, где c – скорость света. Тогда

(3)
$\frac{{d{{N}_{{Earth}}}}}{{dE}} = 1.22 \cdot {{10}^{3}}\,\,\frac{1}{{ГэВ \cdot {{м}^{2}} \cdot ср \cdot с}}.$

Наблюдаемый в спектре космических лучей поток ${{d{{N}_{{obs}}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{d{{N}_{{obs}}}} {dE}}} \right. \kern-0em} {dE}} \approx 2 \cdot {{10}^{3}}\,\,{{\left( {ГэВ \cdot {{м}^{2}} \cdot ср \cdot с} \right)}^{{ - 1}}}$ [16], т.е. с энергетической точки зрения максимум ~60% галактических КЛ может быть ускоренным в молодых массивных звездных скоплениях веществом ветров звезд Вольфа–Райе.

Можно оценить [10], что отношение 22Ne/20Ne в веществе, выбрасываемом звездой на протяжении стадии Вольфа–Райе, примерно равно 3, тогда как наблюдаемое отношение 22Ne/20Ne = 0.387, т.е. достаточно, чтобы 13% всех КЛ были из вещества звезд Вольфа–Райе. Если говорить о массивных звездах в целом, оценка мощности их ветров ${{L}_{{wind}}} \approx 1.1 \cdot {{10}^{{41}}}\,\,{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}$ [14], а доля звезд, которые входят в скопления – 42% [15], то есть их мощность ${{L}_{{wind}}} \approx 4.62 \cdot {{10}^{{40}}}\,\,{\text{эрг}} \cdot {{{\text{с}}}^{{ - 1}}}.$ Таким образом, проводя расчет, аналогичный данному выше, можно убедиться, что энергетики ветров массивных звезд в скоплениях хватает для нужных нам 30–50% галактических КЛ.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В работе рассмотрены звезды Вольфа–Райе в молодых массивных звездных скоплениях как источники обогащенных 22Ne галактических космических лучей. Показано, что массивное скопление старше 3 млн лет при некоторых параметрах (высокая скорость вращения, пологая НФМ) может выбрасывать вещество с в 2–3 раза большим отношением 22Ne/20Ne, чем наблюдается в космических лучах. Основным источником обогащения КЛ 22Ne являются звезды Вольфа–Райе – члены скоплений, а ускорение предполагается на взаимодействующих ударных волнах от сталкивающихся ветров массивных звезд. Чтобы удовлетворить наблюдаемому отношению 22Ne/20Ne в КЛ, компактные массивные скопления должны быть источником 30–50% галактических КЛ. Расчет энергетики показывает, что предложенная модель не противоречит наблюдаемым потокам КЛ.

Исследования М.Е. Каляшовой выполнены при финансовой поддержке РФФИ (проект № 20-32-90156). Работы А.М. Быкова и С.М. Осипова выполнены в рамках темы Государственного задания ФТИ им. А.Ф.Иоффе 0040-2019-0025. Результаты работы были получены с использованием вычислительных ресурсов суперкомпьютерного центра Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого (scc.spbstu.ru).

Список литературы

  1. Птускин В.С. // УФН. 2007. Т. 177. С. 558.

  2. Binns W.R., Wiedenbeck M.E., Arnould M. et al. // Astrophys. J. 2005. V. 634. P. 351.

  3. Casse M., Paul J.A. // Astrophys. J. 1982. V. 258. P. 860.

  4. Bykov A.M. // Space Sci. Rev. 2001. V. 99. P. 317.

  5. Higdon J.C., Lingenfelter R.E. // Astrophys. J. 2003. V. 590. P. 822.

  6. Prantzos N. // Astron. Astrophys. 2012. V. 538. Art. No. 80.

  7. Bykov A.M. // Astron. Astrophys. Rev. 2014. V. 22. P. 77.

  8. Bykov A.M., Marcowith A., Amato E. et al. // Space Sci. Rev. 2020. V. 216. Art. No. 42.

  9. Gupta S., Nath B.B., Sharma P. // Month. Not. Royal Astron. Soc. 2020. V. 493. No. 3. P. 3159.

  10. Ekström S., Georgy C., Eggenberger P. et al. // Astron. Astrophys. 2012. V. 537. Art. No. 146.

  11. Limongi M., Chieffi A. // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2018. V. 237. No. 1. P. 13.

  12. Salpeter E.E. // Astrophys. J. 1955. V. 121. P. 161.

  13. Lim B., Chun M.-Y., Sung H. et al. // Astron. J. 2013. V. 145. P. 46.

  14. Seo J., Kang H., Ryu D. // J. Korean Astron. Soc. 2018. V. 51. P. 37.

  15. Rate G., Crowther P.A., Parker R.J. // Mon. Not. Royal Astron. Soc. 2020. V. 495. No. 1. P. 1209.

  16. Evoli C. The cosmic-ray energy spectrum. Zenodo, 2018.

Дополнительные материалы отсутствуют.