Сверхновая SN 2007gr в NGC 1058
Д. Пономарев (2011 - 2012 уч. год)
Введение
Сверхновые звезды никогда не оставались без внимания физиков и астрономов.
Ведь мощнейшие взрывы, сопровождающие это явление, - одна из главных загадок
природы и один из основных двигателей ее эволюции. Хотя мы до сих пор не
знаем причину, по которой взрываются состарившиеся массивные звезды, нам
уже совершенно ясно, что именно эти взрывы служат главными очагами химической
эволюции вещества Вселенной. Физики – вообще большие любители взрывов,
ждут от сверхновых раскрытия тайн ядерных взаимодействий, а также демонстрации
процессов с участием почти неуловимых нейтрино и пока вовсе неуловимых
гравитационных волн. А про астрономов и говорить нечего: для них сверхновые
– это и «супермаяки Вселенной», и двигатели межзвездной среды, и разрушители
молодых звездных скоплений, и создатели газовых сверхоболочек – предков
молекулярных облаков. [1]
Одним словом, понять феномен сверхновой – престижное дело для современной
науки.
Физика сверхновых звезд разделилась сейчас на два слабо связанных между
собой направления: в рамках одного из них изучается механизм взрыва, в
рамках другого – его последствия. Поскольку колоссальное выделение энергии
происходит почти мгновенно и весьма глубоко в ядре звезды, развитие дальнейших
событий не особенно чувствительно к причинам и динамике самого взрыва.
То, что мы наблюдаем в оптические телескопы, - стремительный подъем блеска,
его колебания и медленный спад, - в основном отражает строение оболочки
звезды, по которой распространяется ударная волна. Многообразие кривых
блеска сверхновых в значительной мере связано с разнообразием оболочек
массивных старых звезд. У одиночного красного сверхгиганта истекающая атмосфера
может заполнить довольно плотным веществом объем радиусом в десятки астрономических
единиц, а такая же звезда в тесной двойной системе имеет скромный размер
в 15-20 солнечных радиусов. Соответственно этому меняется длительность
и яркость вспышки сверхновой.
Сейчас нет единства мнений относительно механизма взрыва сверхновых;
обсуждается несколько возможных сценариев. Согласно одному из них, к концу
эволюции массивной звезды, когда в ее термоядерной «печке» сгорел весь
водород и гелий, в ядре звезды скапливаются продукты ядерного синтеза –
углерод и кислород. Ядро звезды сжато до очень высокой плотности, фактически,
- это углеродно-кислородный белый карлик, скрытый в недрах нормальной звезды.
По мере роста массы карлик (ядро) сжимается, и температура его растет.
Теория внутреннего строения звезд указывает предельно возможную массу для
таких карликов (так называемый «предел Чандрасекара») – 1.4 Мо .
При большой массе карлик не выдерживает давление собственного веса и начинает
стремительно сжиматься – коллапсирует. В этот момент его температура подпрыгивает
до гигантских значений, и в термоядерный синтез вступает углерод. Это происходит
так стремительно, что практически создает эффект термоядерного взрыва,
разрушающего ядро и оболочку звезды.
В другом сценарии рассматриваются еще более массивные звезды (свыше
10Мо). Образовавшееся у них углеродно-кислородное ядро продолжает
гореть до тех пор, пока все его вещество не превратится в железо – истинную
«золу» термоядерного горения. Масса железного ядра растет, оно сжимается,
его температура повышается и, когда она превосходит некое критическое значение,
ядра атомов железа не выдерживают и начинают распадаться на нейтроны и
протоны. Впрочем, протоны, захватывая пролетающие мимо них электроны, тоже
превращаются в нейтроны – происходит сплошная нейтронизация вещества. Эти
процессы идут с поглощением энергии, что только ускоряет коллапс ядра.
Сжавшееся ядро становится нейтронной звездой или (при большой массе) черной
дырой. А нагретые в ходе коллапса ядра внешние слои звезды сбрасываются
в виде взрыва сверхновой.
Одной из наиболее оригинальных работ стала гипотеза московских астрофизиков
под руководством профессора В. С. Имшенника из Института теоретической и
экспериментальной физики.
Их идея основана на том, что все звезды вращаются. Казалось бы, это
общеизвестный факт, но в теории сверхновых его не всегда учитывали. Как
уже говорилось, в центре достаточно массивной звезды к моменту завершения
термоядерных реакций образуется железное ядро с массой 1.2 – 2Мо .
По существу, это железный белый карлик. Когда его масса превышает предел
Чандрасекара, он теряет устойчивость и начинает стремительно сжиматься,
превращаясь в нейтронную звезду. Под действием высокого давления ядра атомов
железа трансформируются в сплошную «нейтронную субстанцию», обладающую
упругостью. Это останавливает коллапс сердцевины, а догоняющие ее внешние
слои ядра с огромной скоростью налетают на неподвижную «нейтронную стену».
Выделившаяся при этом энергия нагревает вещество, и рождается ударная волна,
которая выбрасывает внешние слои ядра наружу. Теоретики называют это «отскоком».
Коллапс вращающегося ядра звезды приводит к его раскрутке и по мере
роста центробежной силы, это может закончиться разрывом образовавшейся
нейтронной звезды на две части: в недрах предка сверхновой образуется миниатюрная
двойная система с массой около 2Мо . Но поскольку в природе
ничто не происходит идеально, один из компонентов этой двойной обязательно
оказывается чуть массивнее другого. А нейтронные звезды, как и белые карлики,
чем массивнее, тем меньше в диаметре. Поэтому маломассивный компонент
двойной системы будет более крупным и менее плотным.
Расчеты показывают, что жизнь подобной пары нейтронных звезд весьма
коротка. Орбитальное движение ее компонентов вызывает мощное излучение
гравитационных волн, уносящее энергию из системы. Звезды быстро сближаются
и примерно через час приходят в контакт друг с другом. При этом более массивная из
них начинает отбирать вещество у менее массивной. Когда масса более легкой
звезды уменьшается до 0.1Мо , внутреннее давление ее вещества
превосходит силу тяжести, и звезда взрывается. Ее вещество из «нейтронной
жидкости» вновь становится обычным железом и от этого очень сильно расширяется.
С изучением сверхновых связано немало других интересных проблем: эволюция
нейтронных звезд и обнаружение у них планет, влияние оболочек сверхновых
на эволюцию межзвездной среды и формирование в ней звезд следующих поколений.
Вспышка сверхновой 2007gr была открыта 15 августа 2007 г. в сейфертовской
[2] галактике NGC 1058. Координаты сверхновой: R.A. = 02h 43m 27s.98, Decl.
= 37° 20' 44".7.
Или в 24".8 к западу и к 15".8 к северу от ядра NGC 1058.
В момент обнаружения ее блеск составлял 15.4. Вспышка отнесена к типу:
Ib/c. [3]
Еще в 1986 г. было установлено различие между кривыми блеска сверхновых
типа Ia и Ib [4].
Ранее в NGC 1058 уже наблюдались вспышки сверхновых: SN 1969L, 1961V.
NGC 1058 является членом группы ближайших к нам галактик. Так расстояние
до ближайшей ее соседки NGC 925 измеренное по цефеидам составило 9.29 ±
0.69 Мпк. [5]. По другим источникам [6] расстояние составляет 10.6 ± 1.3
Мпк.
Еще 10 августа прародительница сверхновой имела блеск слабее 18m.9.
На основе спектра полученного на следующий день после открытия сверхновой
присвоили тип Ib/c. Последующие спектральные наблюдения вспышки позволили
ее отнести к типу Ic.
Максимума блеска SN 2007gr достигла 28 августа: R = 12.77. И абсолютная
звездная величина составила -17.3.
Для сравнения абсолютная звездная величина у SN 2002ap: МR =
-17.4.
SN 2007gr в фильтре R достигла максимума за 14-18 дней. В то время
как в фильтре В (максимум пришелся на 24 августа) это время составило 10-14
дней. Если эти данные сравнивать с результатами наблюдений других сверхновых,
то получаем для SN 2002ap – 8 дней, а для SN 1999ex – 18 дней.
Рис. 1. График изменения блеска сверхновой в разных фильтрах.
[6]
Рис. 2. Показатель цвета нескольких сверхновых. [6]
Рис. 3. Оптическая фотометрия сверхновой SN 2007gr [6].
Красной линией отмечены даты, совпадающие с нашими наблюдениями.
Параметры галактики NGC 1058 [7]
Созвездие: Персей;
Размер: 3.0';
Величина: 11.5;
Яркость поверхности: 13.63;
Описание: pF, cL, R, glbM;
Координаты: J2000 RA: 2h 43m 30.00s; DE: 37° 21' 00".
Галактическое поглощение [8]
Bandpass B V R
Wavelength [um] 0.44 0.54 0.65
A_lambda [mag] 0.267 0.205 0.166
Наблюдения
В работе были использованы наблюдения NGC 1058 выполненные в основном
на Гавайском телескопе Фолкеса (№№ 3 – 12, таблица 1).
Масштаб изображений полученных на телескопе Фолкеса составляет 0.2785”/pix.
Рис. 4. Первый снимок сверхновой использованный нами в данной
работе
Рис. 5. Снимок галактики полученной на телескопе Фолкеса
07.09.2007
Рис. 6. Снимок галактики полученной на телескопе Фолкеса
03.10.2008
Таблица 1. Наблюдения разных авторов NGC 1058
|
№
|
Дата
|
Наблюдатель
|
|
1
|
17.08.2007
|
Рефрактор. D = 100 мм. F = 1000 мм
|
|
2
|
06.09.2007
|
Рефрактор. D = 100 мм. F = 1000 мм
|
|
3
|
07.09.2007
|
Simon Langton Grammar School for Boys
|
|
4
|
14.09.2007
|
Simon Langton Grammar School for Boys
|
|
5
|
20.09.2007
|
Olsztyn
|
|
6
|
24.09.2007
|
Prestatyn High School
|
|
7
|
02.10.2007
|
Glenlola Collegiate и Hull Collegiate School
|
|
8
|
16.10.2007
|
Jodrell Bank (Reg. Centre)
|
|
9
|
19.10.2007
|
Niepolomice
|
|
10
|
20.10.2007
|
Moscow6
|
|
11
|
03.10.2008
|
Olsztyn
|
Обработка наблюдений
Рис. 7. Звезды сравнения [6]
Таблица 2. Блеск звезд сравнения. В скобках указана ошибка [6]
Star B V
R
1 17.232 (0.009) 16.042 (0.010) 15.277 (0.010)
2 15.052 (0.005) 14.514 (0.010) 14.184 (0.010)
3 16.400 (0.011) 15.544 (0.013) 15.047 (0.011)
4 17.230 (0.009) 16.578 (0.010) 16.200 (0.008)
5 17.684 (0.014) 16.857 (0.014) 16.384 (0.015)
6 16.913 (0.018) 15.804 (0.020) 15.111 (0.013)
7 15.544 (0.007) 14.431 (0.007) 13.835 (0.005)
8 15.431 (0.007) 14.799 (0.008) 15.125 (0.010)
9 14.247 (0.010) 13.675 (0.005) 13.339 (0.009)
10 13.876 (0.006) 13.234 (0.010) 12.858 (0.010)
Таблица 2. Результаты наблюдений сверхновой без учета галактического
поглощения
|
Дата
|
JD:24543
|
В
|
Ошибка
|
V
|
Ошибка
|
R
|
Ошибка
|
|
17.08.2007
|
30
|
13,4
|
0,05
|
|
|
13,1
|
0,05
|
|
06.09.2007
|
49
|
13,92
|
0,02
|
13,14
|
0,02
|
12,82
|
0,05
|
|
07.09.2007
|
50
|
14,52
|
0,02
|
13,56
|
0,01
|
13,22
|
0,01
|
|
14.09.2007
|
57
|
15,22
|
0,02
|
14,14
|
0,01
|
13,57
|
0,01
|
|
20.09.2007
|
63
|
15,66
|
0,04
|
14,52
|
0,02
|
13,97
|
0,01
|
|
24.09.2007
|
67
|
15,80
|
0,03
|
14,69
|
0,02
|
14,15
|
0,01
|
|
02.10.2007
|
75
|
15,92
|
0,06
|
14,88
|
0,04
|
14,34
|
0,03
|
|
16.10.2007
|
89
|
16,10
|
0,06
|
15,14
|
0,03
|
14,66
|
0,03
|
|
19.10.2007
|
92
|
16,08
|
0,01
|
15,19
|
0,01
|
14,72
|
0,02
|
|
20.10.2007
|
93
|
|
|
|
|
14,72
|
0,02
|
Таблица 3. Результаты наблюдений сверхновой с учетом галактического
поглощения
|
JD:24543
|
В
|
V
|
R
|
В-V
|
V-R
|
|
49
|
13,65
|
12,94
|
12,65
|
0,71
|
0,29
|
|
50
|
14,25
|
13,36
|
13,05
|
0,89
|
0,31
|
|
57
|
14,95
|
13,94
|
13,40
|
1,01
|
0,54
|
|
63
|
15,39
|
14,32
|
13,80
|
1,07
|
0,52
|
|
67
|
15,53
|
14,48
|
13,98
|
1,05
|
0,50
|
|
75
|
15,65
|
14,68
|
14,17
|
0,97
|
0,51
|
|
89
|
15,83
|
14,94
|
14,49
|
0,89
|
0,45
|
|
92
|
15,81
|
14,98
|
14,55
|
0,83
|
0,43
|
Рис. 8. Результаты измерения блеска сверхновой. Синим цветом
– фильтр В, зеленым – V, красным – R
Рис. 9. Изменения показателя цвета SN
Полученные результаты хорошо согласуются с данными других авторов.
Исследование ядра сейфертовской галактики NGC 1058
Известно, что у сейфертовских галактик наблюдается переменность излучения
ядра.
Так у М66 при измерении ядерной области диаметром в 190 пк обнаружена
переменность. В фильтре В амплитуда составила 0m.11, в фильтре
R – 0m.06. [9]
У М61 измерялось ядро с диаметром апертуры захватывающей область в
506 пк. Здесь переменность была еще больше выражена. Так для фильтра
В она составила 0m.29, в фильтре V - 0m.20, и в фильтре
R - 0m.19. [10]
Нами сделана попытка обнаружить переменность ядра и у NGC 1058. Измерения
осуществлялись с разными диаметрами апертуры.
В таблице 4 приводятся результаты с апертурой 3”.3, что соответствует
160 пк.
В таблице 5 - 4”.4 это соответствует 213 пк.
В таблице 6 - 5”.0 – 243 пк.
Таблица 4. Результаты наблюдений ядра NGC 1058 без учета галактического
поглощения с диафрагмой диаметром 3”.3
|
Дата
|
JD:2454
|
В
|
Ошибка
|
V
|
Ошибка
|
R
|
Ошибка
|
|
06.09.2007
|
349
|
16,36
|
0,34
|
15,27
|
0,10
|
14,80
|
0,17
|
|
07.09.2007
|
350
|
17,60
|
0,04
|
16,76
|
0,01
|
16.16
|
0,01
|
|
14.09.2007
|
357
|
17,67
|
0,01
|
16,76
|
0,01
|
16,16
|
0,01
|
|
20.09.2007
|
363
|
17,68
|
0,01
|
16,76
|
0,01
|
16,16
|
0,01
|
|
24.09.2007
|
367
|
17,65
|
0,05
|
16,78
|
0,01
|
16,17
|
0,01
|
|
02.10.2007
|
375
|
17,68
|
0,01
|
16,77
|
0,01
|
16,18
|
0,01
|
|
16.10.2007
|
389
|
17,60
|
0,08
|
16,74
|
0,01
|
16,16
|
0,01
|
|
19.10.2007
|
392
|
17,74
|
0,01
|
16,79
|
0,01
|
16,16
|
0,01
|
|
20.10.2007
|
393
|
-
|
-
|
-
|
-
|
16,18
|
0,01
|
|
03.10.2008
|
742
|
17,64
|
0,01
|
16,80
|
0,01
|
16,18
|
0,01
|
DB = 0m.14; DV = 0m.06;
DR = 0m.02
Таблица 5. Результаты наблюдений ядра NGC 1058 без учета галактического
поглощения с диафрагмой диаметром 4”.4
|
Дата
|
JD:2454
|
В
|
Ошибка
|
V
|
Ошибка
|
R
|
Ошибка
|
|
07.09.2007
|
350
|
17,48
|
0,01
|
16,58
|
0,01
|
15,97
|
0,01
|
|
14.09.2007
|
357
|
17,45
|
0,01
|
16,58
|
0,01
|
15,99
|
0,01
|
|
20.09.2007
|
363
|
17,50
|
0,03
|
16,60
|
0,01
|
15,99
|
0,01
|
|
24.09.2007
|
367
|
17,39
|
0,13
|
16,56
|
0,01
|
16,00
|
0,01
|
|
02.10.2007
|
375
|
17,51
|
0,04
|
16,56
|
0,01
|
16,01
|
0,01
|
|
16.10.2007
|
389
|
17,42
|
0,10
|
16,66
|
0,02
|
15,95
|
0,01
|
|
19.10.2007
|
392
|
17,60
|
0,01
|
16,59
|
0,01
|
15,98
|
0,01
|
|
20.10.2007
|
393
|
|
|
|
|
15,99
|
0,01
|
|
03.10.2008
|
742
|
17,47
|
0,03
|
16,61
|
0,01
|
16,00
|
0,01
|
DB
= 0m.21;
DV
= 0m.10;
DR
= 0m.06
Таблица 6.
Результаты наблюдений ядра NGC 1058 без учета галактического поглощения
с диафрагмой диаметром 5”.0
|
Дата
|
JD:2454
|
В
|
Ошибка
|
V
|
Ошибка
|
R
|
Ошибка
|
|
07.09.2007
|
350
|
17,36
|
0,01
|
16,51
|
0,01
|
15,89
|
0,01
|
|
14.09.2007
|
357
|
17,38
|
0,01
|
16,49
|
0,01
|
15,92
|
0,01
|
|
20.09.2007
|
363
|
17,40
|
0,03
|
16,50
|
0,01
|
15,91
|
0,01
|
|
24.09.2007
|
367
|
17,34
|
0,04
|
16,52
|
0,02
|
15,91
|
0,01
|
|
02.10.2007
|
375
|
17,43
|
0,07
|
16,49
|
0,01
|
15,92
|
0,01
|
|
16.10.2007
|
389
|
17,31
|
0,01
|
16,48
|
0,03
|
15,88
|
0,01
|
|
19.10.2007
|
392
|
17,43
|
0,01
|
16,52
|
0,01
|
15,90
|
0,01
|
|
20.10.2007
|
393
|
|
|
|
|
15,90
|
0,01
|
|
03.10.2008
|
742
|
17,38
|
0,03
|
16,52
|
0,01
|
15,92
|
0,01
|
DB
= 0m.12;
DV
= 0m.04;
DR
= 0m.04
Анализируя результаты представленные в таблицах 4, 5 и 6 видим, что
максимальная амплитуда блеска (DB
= 0m.21)
наблюдается в фильтре В при размере апертуры охватывающую область
ядра в 213 пк.
Таблица 7. Результаты наблюдений ядра NGC 1058 с учетом галактического
поглощения с диафрагмой диаметром 4”.4
|
JD:2454
|
В
|
V
|
R
|
В-V
|
V-R
|
|
350
|
17,21
|
16,38
|
15,80
|
0,83
|
0,58
|
|
357
|
17,18
|
16,38
|
15,82
|
0,8
|
0,56
|
|
363
|
17,23
|
16,40
|
15,82
|
0,83
|
0,58
|
|
367
|
17,12
|
16,36
|
15,83
|
0,76
|
0,53
|
|
375
|
17,24
|
16,36
|
15,84
|
0,88
|
0,52
|
|
389
|
17,15
|
16,46
|
15,78
|
0,69
|
0,68
|
|
392
|
17,33
|
16,38
|
15,81
|
0,95
|
0,57
|
|
742
|
17,20
|
16,40
|
15,83
|
0,8
|
0,57
|
Рис. 10. Фотометрия ядра NGC 1058 с учетом галактического
поглощения с диафрагмой диаметром 4”.4
Рис. 11. Изменения показателя цвета ядра NGC 1058
Рис. 12. Направление построения профиля галактики
Рис. 13. Профиль галактики в 3 фильтрах
Рис. 14. Синими линиями показана фотометрируемая область ядра, имеющая
диаметр 213 пк
Заключение
В работе были получены оценки блеска сверхновой SN 2007gr, которые
хорошо согласуются с результатами других авторов.
Также выполнена фотометрия ядра сейфертовской галактики NGC 1058 с
различными апертурами. Выяснено, что блеск ядра галактики имеет небольшую
неправильную переменность. Максимальная амплитуда наблюдается в фильтре
В при измерении области эквивалентной диаметру в 213 пк и составляет 0m.21.
Кроме того, анализируя профиль NGC 1058 (рис. 13) построенный по результатам
наблюдений в 3 фильтрах хорошо видно, что ядро, да и вся галактика имеет
избыток излучения в синем цвете. Этот факт очень сильно выделяет NGC 1058
по своим свойствам от обычных спиральных галактик.
Используемые источники
1. В. Сурдин, А. Аксенов. Последний аккорд звездной симфонии. «Звездочет»,
№ 7, 1998 г.
2. Optical spectral atlas of Seyfert nuclei (Ho+ 1995).
3. Electronic Telegram No. 1034. Central Bureau for Astronomical Telegrams
http://www.cfa.harvard.edu/iau/cbat.html
4. Д. Ю. Цветков, Н. Н. Чугай. Различие между кривыми блеска сверхновых
типа Ia и Ib. Астрономический циркуляр, № 1465, ноябрь, 1986 г.
5. S. Valenti… The carbon-rich type Ic SN 2007gr: the photospheric
phase. arXiv:0712.1899v1 [astro-ph] 12 Dec 2007.
6. Extensive optical and near-infrared observations of the nearby,
narrow-lined type Ic SN 2007gr: days 5 to 415. Astronomy & Astrophysics
manuscript no. 07gr?sep21?djh?print c ESO 2009 September 21, 2009.
7. Cartes du Ciel – Атлас неба.
8. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
9. Исследование сейфертовской галактики NGC 3627. http://tutchin.narod.ru/astramat/m66.htm
10. Вспышки сверхновых в сейфертовской галактике M61. http://tutchin.narod.ru/astramat/m61.htm
