ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 7, с. 480-488

ИСТОЧНИК СВЕЧЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ ASASSN-15nx

С ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОЙ ЛИНЕЙНОЙ КРИВОЙ БЛЕСКА

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 16.05.2019 г.; после доработки 22.05.2019 г.; принята к публикации 22.05.2019 г.

Анализ спектров аномальной сверхновой ASASSN-15nx с линейной кривой блеска позволил ис-

ключить механизмы свечения за счет радиоактивности и ударного взаимодействия с околозвездным

газом. Предложен альтернативный механизм свечения ASASSN-15nx, основанный на взаимодействии

вращающейся магнитосферы нейтронной звезды с гравитационно связанным веществом оболочки

сброшенной ударной волной. В режиме стационарной аккреции частота вращения нейтронной звезды и

потери энергии вращения уменьшаются со временемэкспоненциально, что может объяснитьлинейный

характер кривой блеска. Моделирование кривой блеска на начальной стадии роста светимости в

сочетании с данными о скорости расширения приводят к выводу о небольшой массе сброшенной

оболочки, ∼1 M⊙. Форма профиля дублета [O I] 6300, 6364

A указывает на несферичность

распределения кислорода, которая в свою очередь свидетельствует о сильной несферичности взрыва.

Ключевые слова: звезды — эволюция, сверхновые звезды, нейтронные звезды.

DOI: 10.1134/S0320010819070039

ВВЕДЕНИЕ

должны сопутствовать данному механизму. За-

метим, что вопрос спектрального тестирования

Аномальная сверхновая типа II ASASSN-15nx

предложенных механизмов свечения остался за

(Бозе и др., 2018) с абсолютной величиной в мак-

рамками оригинальной работы Бозе и др. (2018).

симуме M_V ≈ -20 зв. вел. показывает необычную

В этой связи возникает необходимость восполнить

кривую блеска, которая характеризуется идеаль-

отсутствие подобного исследования, что является

ным (’perfect’, по словам авторов) линейным паде-

одной из целей предлагаемой работы. Такого рода

нием (2.5 зв. вел. за 100 дней) в течение длитель-

исследование — содержание следующего раздела.

ного периода, около 250 дней. Эта особенность не

Как станет ясно, результаты анализа спектров

имеет аналогов среди SN II, включая сверхновые

обнаруживают серьезные трудности как для ра-

SN IIL с линейными кривыми блеска. Такого рода

диоактивного механизма, так и для механизма

ударного взаимодействия с околозвездным газом.

кривая блеска не может быть результатом диффу-

Будет предложен альтернативный механизм, кото-

зионного высвечивания энергии взрыва; необходим

рый позволяет при минимуме предположений объ-

длительный источник энергии свечения. В цити-

яснить как величину светимости, так и линейную

руемой работе предложены два варианта источни-

форму кривой блеска.

ка энергии: (i) радиоактивный⁵⁶Ni в количестве

1.6 M_⊙ при полной массе оболочки около 2 M_⊙,

Ниже будут использованы момент взрыва и

либо (ii) свечение в результате столкновения обо-

расстояние согласно работе Бозе и др. (2018).

лочки сверхновой с плотной околозвездной обо-

лочкой. Оба механизма функционируют в сверхно-

вых и любой из них мог бы претендовать на роль

ИНТЕРПРЕТАЦИЯ СПЕКТРОВ

источника свечения ASASSN-15nx.

ASASSN-15NX

Гипотезы относительно природы источника

Отождествление линий

энергии ASASSN-15nx, разумеется, требуют ве-

рификации. На первый план выступает проверка

Спектры ASASSN-15nx, полученные в интер-

возможных спектральных эффектов, которые

вале с 53 по 262 день после взрыва (Бозе и

др. 2018), представляют собой набор эмиссионных

^*Электронный адрес: nchugai@inasan.ru

линий на фоне квазиконтинуума, образованного

480

ИСТОЧНИК СВЕЧЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ ASASSN-15nx

481

53 d

1.0

0.5

3800

4000

0.5

87 d

165 d

6000

7000

8000

9000

, Å

Рис. 1. Наблюдаемые спектры ASASSN-15nx (серый цвет) для трех моментов (53, 87, 165 день) в сравнении с

синтетическими спектрами. Для 53-го дня на врезке представлен дублет Ca II H,K. В спектре на 87-й день ради удобства

обсуждения основные детали отмечены буквами в алфавитном порядке. В спектре на 165-й день структура верхней части

профиля дублета [O I] 6300, 6364

A с двумя пиками отражает несферичностьраспределениякислорода (см. текст).

большим числом линий металлов (рис. 1). В спек-

двухкомпонентная структура профиля O I 7774

тре доминируют линии Hα (эмиссия b), триплеты

с спектре на 53-й день. Вместе с тем за рамками

остались детали, которые на наш взгляд играют

Ca II 8600

A (g) и O I 7774

A (e), дублет Na I

ключевую роль в понимании механизма свечения.

5892

(a), дублет [Ca II] 7300

A (d). На поздней

Поскольку процедура отождествления линий

стадии в спектре присутствует также дублет [O I]

требует учета нелокального рассеяния фотонов в

6300

A. Все эти линии лежат в красной области

блендах линий, а также томсоновского рассеяния,

спектра, которая будет в центре нашего внимания.

которое может быть существенным на ранней ста-

Некоторые необычные особенности спектра были

дии, мы будем опираться на синтетический спектр,

отмечены ранее (Бозе и др., 2018), в частности,

в котором учтены описанные эффекты. Модель

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

482

ЧУГАЙ

синтетического спектра предполагает сферическую

В спектрах ASASSN-15nx на всех фазах видна

оболочку с гомологическим законом расширения

линия He I 7065

A (рис. 1). Это означает, что в

v = r/t. Распределение коэффициента излучения в

эмиссию дублета Na I 5892

A вносит вклад линия

линии по скоростям задается в параметрической

He I 5876˚A, относительная интенсивность которой

форме j = j₀/[1 + (v/v₀)^k]. Локальная оптическая

I(5876)/I(7065) лежит в пределах 1... 2, судя по

толщина в линии описывается таким же распре-

спектрам SN 2006jc (Анупама и др., 2009). Линия

делением, но с несколько иным параметром k. На

He I 5876

учтена в представленных синтетиче-

фиксированной стадии параметры v₀ и k одинако-

ских спектрах (рис. 1).

вы, за исключением линий кислорода. Источники

излучения континуума в модели распределены по

такому же закону. Распределение концентрации

Отсутствие линии [Co III] 5890

электронов берется согласно соотношению n_e ∝

√

∝

j(Hα), в соответствии с рекомбинационной

Радиоактивный механизм свечения ASASSN-

15nx предполагает присутствие большой массы

природой излучения Hα.

1.6

M_⊙ радиоактивного⁵⁶Ni при относительно

Для оценки величины томсоновской оптической

небольшой массе оболочки, 2 M_⊙ (Бозе и др.,

толщины мы использовали данные фотометрии и

2018). Непосредственным следствием такой моде-

спектр на 53-й день в относительных потоках (Бозе

ли должна быть сильная линия излучения [Co III]

и др., 2018). Найденная светимость Hα составляет

5890

A на стадии 70-150 дней по аналогии со

L = 7 × 10³⁹ эрг с-1. В сочетании с профилем

спектрами SN Ia (см., например, SN 2011fe, SN

светимость Hα соответствует распределению кон-

2014J в работе Бикмаева и др., 2015). В спектрах

центрации электронов с оптической толщиной обо-

ASASSN-15nx действительно присутствует линия

лочки по томсоновскому рассеянию τ_T = 1.3. По-

5890

(эмиссия a), которая могла бы принадле-

лученное распределение электронов использовано

жать [Co III]. Проблема с кобальтом в том, что ин-

в синтетическом спектре на 53-й день. Модели-

тенсивность этой линии по отношению к излучению

рование спектра осуществляется методом Монте-

в широких блендах линий Fe II в диапазоне 5000-

Карло. Следует подчеркнуть, что предлагаемая мо-

дель синтетического спектра не учитывает излуче-

5500Å в спектре на 262 день (Бозе и др., 2018) не

ния большого числа линий металлов, которое об-

показывает ожидаемого значительного ослабления

разует нерегулярный квазиконтинуум, в частности

из-за распада⁵⁶Co, — эффект, присутствующий в

SN Ia. Это противоречие означает, что радиоак-

в диапазоне 5600-6500

A (рис. 1), где гладкий

тивный механизм свечения ASASSN-15nx должен

континуум, использованный в модели, показывает

быть отвергнут.

заметные отличия от наблюдаемого квазиконтину-

ума. Данное обстоятельство следует иметь в ви-

Не вызывает сомнений, что излучение в линии

ду при сравнении синтетического и наблюдаемого

5890

A принадлежит в основном резонансному

спектров.

рассеянию излучения квазиконтинуума в дублете

Na I и частично излучению в линии He I 5876

Обратимся к двухкомпонентному профилю O I

которое также рассеивается в линиях дублета Na I

7774

A в спектре на 53-й день (рис. 1), природа

из-за эффекта покраснения в сопутствующей си-

которого не объяснена (Бозе и др., 2018). Важ-

стеме отсчета в среде с гомологическим расши-

ность указанной особенности подчеркивается ее

рением. Эффект нелокального рассеяния фотонов

возможной связью с асимметрией распределения

He I 5876˚A в линиях дублета Na I учтен в представ-

кислорода, обсуждаемой в другом разделе. На

самом деле двухкомпонентная структура эмиссии

ленной модели синтетического спектра (рис. 1).

Принятое в расчетах отношение коэффициентов

O I 7774

не имеет отношения к асимметрии,

излучения в линиях j(5876)/j(7065) составляет 1, 1

поскольку красный компонент образован линиями

и 2 в спектрах на 53, 87 и 165 день соответственно.

излучения Mg II 7877, 7896

Å . Присутствие линий

Mg II в полосе e очевидно и в спектре на 87-й

день. Более того, в этом же спектре видна и другая

Отсутствие взаимодействия с околозвездной

эмиссия Mg II 8214, 8235

(эмиссионная деталь

оболочкой

f ). Кроме этого, линии Mg II 9218, 7896

A, наряду

В спектрах ASASSN-15nx присутствует аб-

с O I 9261, 9266˚A, вносят вклад в эмиссию 9250˚A

сорбционный компонент дублета Ca II

3934,

(эмиссия h). Все перечисленные эмиссионные ли-

3968

A. На рис. 1 (вставка) показан дублет Ca II

нии Mg II и O I были ранее отождествлены в спек-

в спектре на 53-й день вместе с модельным профи-

тре сверхновой типа Ibn, SN 2006jc (Чугай, 2009),

лем. Параметрами модели являются коэффициент

в которой они имеют более высокий контраст.

излучения, оптическая толщина линий в центре

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ИСТОЧНИК СВЕЧЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ ASASSN-15nx

483

оболочки, а также вероятность гибели фотонов

близка к единице. При степени ионизации водорода

дублета Ca II ϵ₁₃ = A₃₂β₂₃/(A₃₁β₁₃ + A₃₂β₂₃), где

и кислорода 0.5, масса водорода и кислорода в обо-

A_ki и β_ik, соответственно, вероятности спонтанного

лочке составит 0.06 M_⊙ и 0.24 M_⊙, соответственно.

перехода и локального выхода фотона из среды.

Хотя эти оценки довольно приближенные, они

позволяют сделать вывод о малой массе водорода

Индексы 1, 2, 3 соответствуют термам²S,²D,²P,

в оболочке и относительно большой массе (как

переход 1-3 означает дублет 3950

, а 2-3 —

минимум, несколько в десятых солнечной массы)

инфракрасный триплет 8600

A. Для оптически

кислорода.

толстых линий величина ϵ₁₃ определяется темпера-

Интенсивность единственной наблюдаемой ли-

турой возбуждения и при T = 6000 К (Бозе и др.,

нии гелия He I 7065

A по отношению к Hα при-

2018) равна 0.7. Эта величина гарантирует зна-

ближенно составляет 0.1. Это в два раза выше,

чительную конверсию излучения дублета 3950

чем ожидается при нормальном содержании гелия

в излучение инфракрасного триплета 8600

A. По

и при одинаковой степени ионизации водорода

этой причине для задания коэффициента собствен-

и гелия. В действительности степень ионизации

ного излучения в линиях дублета можно исходить

гелия скорее всего ниже, чем степень ионизации

из интенсивности инфракрасного триплета Ca II.

водорода, и, следовательно, содержание гелия по

Однако на 53-й день спектр в области λ > 8000

отношению к водороду должно быть еще выше.

отсутствует. Поэтому используем тот факт, что в

спектре на 87-й день поток в линиях триплета Ca II

Асимметрия распределения кислорода

сопоставим потоком в Hα. На этом основании в

представленной модели коэффициент излучения

Профиль наблюдаемого дублета [O I] 6300,

в линиях дублета в спектре на 53-й день принят

6364Å в спектре на 165-й день заметно отличается

равным коэффициенту излучения Hα.

от синтетического в интервале лучевых скоростей

Присутствие довольно глубокой абсорбции дуб-

|v_r| < 2000 км с-1 (рис. 1): наблюдаемый профиль

лета Ca II означает, что формирование квазикон-

показывает плоскую вершину с двумя пиками, чего

тинуума, на фоне которых видна эта линия погло-

не должно быть в сферически симметричном слу-

щения, происходит во внутренней зоне оболочки.

чае. Аналогичный профиль с более контрастными

В свою очередь это указывает на то, что источник

пиками линия показывает спектр на 262-й день

свечения ASASSN-15nx находится внутри, а не

(Бозе и др., 2018). Указанная особенность профиля

снаружи оболочки. Именно последнее ожидается

дублета кислорода, скорее всего, отражает откло-

в механизме столкновения оболочки сверхновой

нение распределения кислорода от сферической

с околозвездным веществом. Внутренняя лока-

симметрии.

лизация источника энергии исключает механизм

Для того чтобы составить представление о рас-

свечения, основанный на столкновении оболочки

пределении кислорода, рассмотрим модель, в ко-

сверхновой с плотной околозвездной оболочкой.

торой на фоне симметричного распределения ис-

точников с коэффициентом излучения j_s ∝ 1/[1 +

+ (v/v₀)^k] имеется дополнительный компонент в

Содержание кислорода и гелия

виде экваториального кольца, либо полярных ша-

Довольно высокая интенсивность триплета

пок с постоянным контрастом χ = j/j_s в интервале

кислорода O I 7774

по отношению к Hα на

скоростей v₁ < v < v₂. Угловые размеры кольца и

53-й день, F (7774)/F (Hα) ≈ 0.5, свидетельствует

шапок задаются косинусом полярного угла μ₀: для

о высоком содержании кислорода. В самом де-

кольца |μ| < μ₀, а для шапок |μ| > μ₀. Ориентация

ле, при близких потенциалах ионизации степень

задается углом наклона i. Дублетное отношение

ионизации водорода и кислорода должна быть

коэффициентов излучения взято равным 1 : 3, что

сопоставимой, и, следовательно, при сравнимой

соответствует оптически тонким линиям. Подчерк-

интенсивности рекомбинационных линий количе-

нем, что введение конечной оптической толщи-

ства атомов кислорода и водорода должны быть

ны во всех вариантах только ухудшает согласие

близки. Учитывая величины эффективного коэф-

аксиально-симметричной модели с наблюдениями.

фициента рекомбинации для этих линий (Пекино

Моделирование показывает, что экваториаль-

и др., 1991) при электронной температуре 6000

ное кольцо не может воспроизвести профиль.

К (Бозе и др., 2018) и полагая, что водород и

Оптимальная модель экваториального кольца

кислород не перемешаны, получаем оценку массы

(ER) для профиля на 165-й день (рис. 2, табл. 1)

ионизованного водорода и кислорода 0.03 M_⊙ и

характеризуется параметрами, представленными

0.12 M_⊙ соответственно. Степень ионизации водо-

в таблице 1. Кольцо предполагается аксиально-

рода неизвестна, но, используя факт присутствия

симметричным, т.е. параметр A азимутальной

дублета Na I, можно утверждать, что вряд-ли она

асимметрии (т.е. отношение величин j в дальней и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

484

ЧУГАЙ

(a)

(b)

1.2

165 d

0.8

0.4

(c)

(d)

262 d

1.2

0.8

0.4

6200

6400

6200

6400

, Å

Рис. 2. Дублет кислорода [O I] 6300, 6364

A в спектрах на 165-й и 262-й день (серый цвет) вместе с модельными

профилями. Пунктир показывает вклад симметричного компонента. На панели a показана модель экваториального

кольца (ER, табл. 1), которая плохо описывает профиль на 165-й день. На панели b тот же профиль успешно

воспроизводится в модели асимметричных полярных шапок (PC1, табл. 1). Панель c показывает модель РС2 (табл. 1) на

262-й день, а панель d — тот же профиль в модели РС3 (табл. 1) с наклонным континуумом.

ближней полусфере) равен единице. На самом деле

сверхновых типа II, а если и наблюдались, то

наблюдаемый профиль указывает на азимутальную

связывались с асимметрией распределения⁵⁶Ni,

асимметрию. Однако, чтобы воспроизвести про-

как, например, в SN 2004dj (Чугай и др., 2005).

филь в модели кольца, следует подавить излучение

не только в дальней полусфере, но и в области

КРИВАЯ БЛЕСКА

лимба. Такого рода отклонение от центральной

симметрии проще описать в терминах асимметрич-

Исключив радиоактивный механизм и ударное

ных полярных шапок (РС). На стадии 165 дней

взаимодействие с околозвездным веществом, об-

модель РС1 (рис. 2, табл. 1) удовлетворительно

воспроизводит профиль при асимметрии A =

Таблица 1. Параметры моделей эмиссии [O I] 6300,

= j(red)/j(blue) = 0.38. Для

262-го дня пред-

6364

ставлены две версии моделей с горизонтальным

и наклонным континуумом (РС2 и РС3 соответ-

ственно). Модели отличаются незначительно и

Модель

v₁

v₂

μ₀

подчеркивают устойчивость вывода об асимметрии

распределения кислорода.

1500

3200

0.6

Тот факт, что значительная доля кислорода

показывает выраженную угловую и центральную

PC1

1400

2800

0.6

2.8

0.38

асимметрию распределения на скоростях 1300-

3000 км с-1, свидетельствует о сильной несфе-

PC2

1300

2900

0.5

2.8

0.7

ричности взрыва, которая существенно затрону-

ла выброшенный кислород. Такого рода явления

PC3

1400

2800

0.5

2.8

0.6

в профиле дублета кислорода не наблюдались в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ИСТОЧНИК СВЕЧЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ ASASSN-15nx

485

ратимся к альтернативным возможностям: (i) по-

Таблица 2. Параметры модели кривой блеска

тери энергии вращения молодого магнетара и

(ii) сверхкритическая аккреция на черную дыру.

Механизм излучения молодого магнетара со свети-

Параметр

Единицы

Величина

мостью, определяемой формулой магнитодиполь-

ного излучения, привлекался ранее (Кэйзен, Бил-

R_ns

км

дстен, 2010) для объяснения сверхновых сверх-

высокой светимости (SLSN). Проблема с этим

10⁴⁵ г см²

механизмом в случае ASASSN-15nx очевидна:

степенной закон эволюции светимости магнетара

10³⁰ Гс см³

51.8

противоречит наблюдаемому экспоненциальному

падению светимости. Механизм сверхкритической

аккреции на черную дыру, в принципе, нельзя

P₀

0.011

исключить. Он привлекался для объяснения

сверхновой iPTF-14hls (Аркави и др.,

2017;

10²³ г с-1

1.5

Чугай, 2018). Экспоненциальный закон падения

светимости формально мог бы реализоваться в

случае, когда темп аккреции пропорционален массе

гравитационно связанной оболочки. Однако не

законом L ∝ ω² ∝ exp (-2bt), что могло бы объ-

вполне ясно, какая физика приводит к требуемой

яснить линейную кривую блеска ASASSN-15nx.

настройке эволюции темпа аккреции.

Стационарный темп аккреции является необхо-

Можно представить еще один механизм, ко-

димым условием для экспоненциального падения

торый мог бы естественным образом объяснить

светимости. Заметим в этой связи, что исследо-

экспоненциальное падение светимости. Предпо-

вание аккреции гравитационно связанного веще-

ложим, что взрыв сверхновой ASASSN-15nx со-

ства на нейтронную звезду после взрыва сверхно-

провождался образованием нейтронной звезды с

вой (Шевалье, 1989) действительно предсказывает

сильным магнитным полем и быстрым вращением,

возможность длительного (порядка года) режима

но с относительно слабой светимостью магнета-

стационарной аккреции.

ра. Процесс, который может обеспечить мощное

энерговыделение в этом случае, — аккреция гра-

витационно связанного вещества сброшенной обо-

Сложные процессы переработки энергии, ге-

лочки на вращающуюся магнитосферу нейтронной

нерируемой пропеллерным механизмом, в наблю-

звезды с массой M и частотой вращения ω. Взаи-

даемое оптическое излучение остаются за рамка-

модействие магнитосферы с аккрецируемым газом

ми данного сценария. Предположительно, внутри

в режиме сверхзвукового пропеллера в этом слу-

расширяющейся оболочки формируется многомер-

чае предположительно обеспечивает светимость

ная картина, включающая аккреционное течение и

ASASSN-15nx. При этом необходимо, чтобы ра-

эжектируемую плазму. Последняя формирует го-

диус магнитосферы с магнитным моментом μ для

рячий (∼5 × 10⁹ K) пузырь. Медиатором переноса

темпа аккреции m, равного r_m = (μ⁴/8m˙²GM)1/7,

энергии в холодную оболочку сверхновой скорее

был меньше радиуса светового цилиндра r_lc = c/ω

всего является жесткое (∼5 × 10⁵ кэВ) рентгенов-

и превышал радиус коротации r_c = (GM/ω²)1/3

ское излучение горячего пузыря, однако не ис-

(Шакура, 1975; Дэвис и др., 1979). Максималь-

ключен вклад ускоренных релятивистских частиц.

ный темп потери вращательной энергии нейтрон-

При расчете кривой болометрической светимости

ной звезды в режиме пропеллера составляет L_p =

предполагаем, что вся мощность, выделяемая ме-

= (1/2)m˙ (r_mω)² (Дэвис и др., 1979). При та-

ханизмом пропеллера, вкладывается в оболочку

кой светимости торможение вращения нейтронной

сверхновой. В табл. 2 представлен оптимальный

звезды с моментом инерции I описывается уравне-

набор параметров для описания линейной кривой

нием (Шакура, 1975):

блеска: радиус нейтронной звезды, момент инер-

ции, магнитный момент, начальный период и темп

Iωω=-(1/2

m(r_mω)².

(1)

аккреции. Величина магнитного момента соответ-

ствует напряженности дипольного экваториально-

Из уравнения следует, что постоянный темп ак-

креции

m= const приводит к экспоненциально-

го поля на поверхности нейтронной звезды 3 ×

му закону торможения ω = ω₀ exp (-bt), где b =

× 10¹³ Гс. Полная масса вещества, вовлеченная

в аккреционное течение с указанным темпом на

= 0.5m˙ r2m/I. Темп потери энергии вращения в

этом случае тоже описывается экспоненциальным

протяжении 250 дней, составляет 1.6 × 10-3 M_⊙.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

486

ЧУГАЙ

Представленная модель не зависит от массы

совпадает с максимальной скоростью расширения,

M_ej и кинетической энергии E сброшенной обо-

наблюдаемой в крыльях Hα на 53-й день. Пред-

лочки. Для их определения рассмотрим модель од-

ставленные на рис. 3 модели характеризуются мак-

нородной оболочки, которая учитывает диффузию

симальной скоростью расширения 31 000 км с-1

излучения и может быть использована для описа-

в случае M_ej = 3 M_⊙ и 7100 км с-1 в случае

ния начальной стадии роста светимости. Оптиче-

M_ej = 0.5 M_⊙. Обе модельные величины скорости

ская болометрическая светимость рассчитывалась

заметно отличаются от наблюдаемой ≈10⁴ км с-1 в

через тепловую энергию оболочки в форме излу-

большую и меньшую сторону. Поэтому приемлемая

чения E и характерное время диффузии фотона в

оценка массы оболочки сверхновой должна ле-

оболочке L_bol = E/t_e. Время t_e взято равным сред-

жать в пределах 0.5 < M_ej < 3 M_⊙. Оптимальная

нему времени пребывания фотона в однородной

модель кривой блеска с максимальной скоростью

оболочке в задаче с мгновенным центральным ис-

10300 км с-1 характеризуется массой оболочки

точником (Сюняев, Титарчук, 1980), t_e = Rτ/2c ∝

M_ej = 0.7 M_⊙ и кинетической энергией E = 4.5 ×

∝ 1/t, где R — радиус оболочки, τ — оптическая

× 10⁵⁰ эрг. Несмотря на приближенный характер

толщина оболочки, c — скорость света. Эволюция

описания начальной стадии кривой блеска, можно

энергии излучения определяется уравнением энер-

утверждать, что масса оболочки ASASSN-15nx

гии

вероятно близка к 1 M_⊙, а кинетическая энергия

dE/dt = -E/t - E/t_e + L_p.

(2)

лежит в пределах E = (0.5 - 1) × 10⁵¹ эрг.

Первый член в правой части описывает адиабати-

Следует отметить, что требования к модели,

ческие потери, второй — диффузионное высвечи-

которые должны выполняться, чтобы рассмотрен-

вание и третий — инжекцию энергии в оболочку с

ный механизм мог обеспечить экспоненциальную

мощностью пропеллерного механизма. Непрозрач-

кривую блеска, в частности, ограничение на радиус

ность предполагается постоянной и соответствует

магнитосферы r_c < r_m < r_lc и относительно низкая

томсоновской непрозрачности с числом свободных

светимость магнетара, — действительно выполня-

электронов на барион y_e = 0.2. Для иллюстрации,

ются в рассмотренной модели.

при равновесной ионизации в однородной оболочке

с массой 1 M_⊙, кинетической энергией 10⁵¹ эрг и

ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

массовой долей H, He и O, равной x₁ = 0.1, x₂ =

= 0.1 и x₈ = 0.8 вблизи максимума (14 дней) при

Анализ спектров необычной сверхновой

эффективной температуре 10 400 K величина y_e =

ASASSN-15nx с линейной кривой блеска (в ло-

= 0.16. С несколько иным составом (x₁ = 0.1, x₂ =

гарифмической шкале) позволяет надежно исклю-

= 0.4 и x₈ = 0.5) получаем y_e = 0.18. С поправ-

чить радиоактивный механизм свечения и ударное

кой на более глубокие слои, где ионизация выше,

взаимодействие с плотной околозвездной оболоч-

принятая величина y_e = 0.2 является приемлемой.

кой. Альтернативный механизм, предложенный

Следует заметить, что представленная модель на-

в данной работе, предполагает, что нейтронная

звезда с сильным магнитным полем и быстрым

чальной светимости не учитывает узкого пика дли-

начальным вращением теряет энергию вращения

тельностью порядка часа, связанного с выходом

за счет взаимодействия магнитосферы с гравита-

ударной волны. Помимо наблюдаемой болометри-

ционно связанным веществом оболочки в режиме

ческой светимости, на рис. 3 присутствуют данные

пропеллера. При стационарном аккреционном

фотометрии в фильтре V , которые нормированы на

потоке потери энергии вращения уменьшаются

болометрическую светимость в области перекры-

со временем экспоненциально, что объясняет

тия наблюдений. Эти данные позволяют прибли-

линейный характер кривой блеска. Отклонения

женно представить быстрый рост светимости на

от режима стационарной аккреции естественно

самой ранней стадии. На рис. 3 показаны модели

должны вызвать отклонения от линейного падения

с массой 3 M_⊙ (панель a) и энергией E = 1.7 ×

блеска, что, вероятно, можно будет наблюдать в

× 10⁵² эрг и модель с массой 0.5 M_⊙ и E = 1.5 ×

других сверхновых этой категории.

× 10⁵⁰ эрг. Оба варианта воспроизводят начальную

Моделирование начальной стадии кривой блес-

стадию роста светимости.

ка, на которой наблюдается быстрое возрастание

Неопределенность выбора массы и энергии

светимости, в сочетании со скоростью расшире-

устраняется, если учесть наблюдательные огра-

ния оболочки приводит к оценке массы оболочки

ничения на скорость расширения. Данные об

сверхновой, которая оказывается небольшой, око-

эволюции радиуса фотосферы ASASSN-15nx на

ло 1 M_⊙. Интересно, что на малую массу оболочки

начальной стадии (Бозе и др., 2018) приводят

также указывает поведение цвета B - V . Согласно

к оценке скорости расширения фотосферы на

данным Бозе и др. (2018), величина B - V воз-

начальной стадии ≈104 км с-1. Эта величина

растала со временем также, как в случае SNe IIP.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019

ИСТОЧНИК СВЕЧЕНИЯ СВЕРХНОВОЙ ASASSN-15nx

487

(a)

(b)

100

200

100

200

Days

Рис. 3. Болометрическая кривая блеска ASASSN-15nx (кресты) и модельная кривая блеска (сплошная линия) в двух

вариантах: с массой оболочки 3 M⊙ (панель a) и с массой оболочки 0.5 M⊙ (панель b). Кружки показывают данные

фотометрии в полосе V , нормированные на болометрическую светимость, треугольник соответствует верхнему пределу

потока в полосе V . Светимость магнетара показана пунктиром.

Однако, если в случае SNe IIP рост продолжается

Эволюция такой системы через стадию с общей

монотонно до 100 дней, в ASASSN-15nx он за-

оболочкой могла бы привести к слиянию СО-ядра

кончился на 50-й день. Поскольку поведение B -

звезды с массивным ONeMg-карликом с после-

- V отражает остывание оболочки в фотосфер-

дующим коллапсом ONeMg-карлика, инициируе-

ном режиме, то это означает, что в ASASSN-

мого электронным захватом. Достоинство такого

15nx длительность фотосферной в два раза короче,

сценария в том, что он может объяснить присут-

чем в случае SNe IIP. Отсюда следует, что при

ствие нейтронной звезды и значительной массы

сравнимой скорости расширения масса оболочки

кислорода при малой массе оболочки. Кислород

ASASSN-15nx значительно меньше, чем для SNe

в этом сценарии — результат приливного разру-

IIP. С учетом массы нейтронной звезды и массы

шения СО-ядра вторичного компонента. Остатки

сброшенной оболочки масса предсверхновой перед

водородно-гелиевой оболочки вторичного компо-

взрывом составляла ∼2-2.5 M_⊙. Важно подчерк-

нета могли бы объяснить присутствие небольшой

нуть, что из этой массы доля водорода составляет

массы водорода в ASASSN-15nx. Несферичность

менее 10%.

взрыва ASASSN-15nx могла бы быть результатом

быстрого вращения в результате слияния.

Возникает непростой вопрос о генезисе явле-

ния ASASSN-15nx. В сценарии одиночной звез-

ды такого рода предсверхновая должна представ-

лять собой гелиевое ядро с остатками водородной

Автор выражает благодарность К.А. Постнову,

оболочки. При массе гелиевого ядра ≈2.5 M_⊙

Л.Р. Юнгельсону и В.П. Утробину за обсуждения,

предсверхновая должна быть продуктом эволюции

а Субо Донга (Subo Dong) за предоставленные

звезды с массой на главной последовательности

спектры ASASSN-15nx.

около 10 M_⊙ (Номото, 1984). Данный сценарий,

однако, не предсказывает кислородного слоя над

коллапсирующим ядром и это противоречит при-

сутствию, по крайней мере, нескольких десятых

солнечной массы синтезированного кислорода в

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ASASSN-15nx.

1. Анупама и др. (G.C. Anupama, D.K. Sahu,

U.K. Gurugubelli, et al.), MNRAS 392, 894 (2009).

Можно представить альтернативный эволюци-

2. Аркави и др. (I. Arcavi, D.A. Howell, D. Kasen,

онный сценарий ASASSN-15nx, который включает

et al.), Nature 551, 210A (2017).

тесную двойную звезду, состоящую из массивного

ONeMg-карлика (первичный компонент) и мало-

3. Бикмаев и др. (I.F. Bikmaev, N.N. Chugai,

массивной звезды с CO-ядром на AGB-стадии.

R.A. Sunyaev, et al.), Astron. Lett. 41, 41 (2015).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45

№7

2019