Письма в Астрономический журнал. Астрономия и космическая астрофизика, 2024, № 7

Российская академия наук





                ПИСЬМА
                В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ





Астрономия и космическая астрофизика
Том 50         № 7   2024 Июль

Основан в январе 1975 г.
Выходит 12 раз в год ISSN 0320-0108
Журнал издается под руководством Отделения физических наук РАН

Главный редактор Р.А. Сюняев
Редакционная коллегия И.Ф. Бикмаев, А.М. Быков, А.А. Вихлинин, М.Р. Гильфанов, Д.С. Горбунов, С.А. Гребенев (ответственный секретарь), А.В. Иванчик, В.В. Кочаровский, К.А. Постнов, С.Ю. Сазонов, А.А. Токовинин, Н.Н. Чугай, Е.М. Чуразов, Л.Р. Юнгельсон

Зав. редакцией М.Л. Скоробогатова

Адрес редакции: 117342 Москва, ул. Бутлерова, д. 17Б, а/я 47 тел. +7 (495) 330-69-21; E-mail: pazh@pleiadesonline.com; pazh@pran.ru;
WWW адрес: <http://hea.iki.rssi.ru/pazh>


Москва
ФГБУ «Издательство «Наука»







© Российская академия наук, 2024 © Редколлегия журнала “Письма

                                                                   в Астрономический журнал» (составитель), 2024

            СОДЕРЖАНИЕ



        Том 50, Номер 7, 2024



Проблема широкого компонента [Аги] 7 мкм сверхновой SN 1987А
  Н. Н. Чугай, В. ПУтробин                                                           457

Статистические вопросы многоканального приема и обработки импульсных радиоастрономических сигналов
  В. А. Фёдорова, А. Е. Родин                                                        464

Влияние ударной волны на нуклеосинтез, развивающийся при взрыве нейтронной звезды малой массы
  И. В. Панов, А. Ю. Игнатовский, А. В. Юдин                                         478

Исследование спиральной структуры галактик в компактных группах и в изоляции
  М. Н. Скрябина, А. Д. Панасюк, А. В. Мосенков, П. И. Смирнова, А. А. Марчук, И. В. Чугунов,
  В. П. Решетников                                                                   489

Слияние двойных первичных черных дыр в эволюционирующих гало темной материи
  В. Д. Стасенко, Ю. Н. Ерошенко                                                     502

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 50, № 7, с. 457-463


        ПРОБЛЕМА ШИРОКОГО КОМПОНЕНТА [AR II] 7 МКМ СВЕРХНОВОЙ SN 1987A

© 2024 г. Н. Н. Чугай¹ *, В. П. Утробин²,¹
¹ Институт астрономии РАН, Москва, Россия ²НИЦ “Курчатовский институт”, Москва, Россия
Поступила в редакцию: 25.05.2024 г.
После доработки 03.06.2024 г.; принята к публикации 06.06.2024 г.

     Исследуется происхождение широкого компонента эмиссионной линии [Аги] 7 мкм, связанной с возбуждением газа нейтронной звездой SN 1987А. Мы приводим аргументы в пользу того, что широкие крылья линии формируются в газе с температурой ~ 300 К. Избыток потока в красном крыле линии [Аги] воспроизводится рассеянием фотонов линии в оптически тонком однородном пылевом компоненте с размерами пылинок 1—2 мкм и общей массой (несколько) х 10⁻³ Мо. Облака, содержащие практически всю пыль SN 1987А, имеют относительно небольшой фактор покрытия, и рассеяние фотонов на них не вносит заметного вклада в красное крыло. Обсуждается возможность дополнительного нагрева газа релятивистскими протонами.

     Ключевые слова: звезды — сверхновые; звезды — нейтронные звезды.

     DOI: 10.31857/S0320010824070019, EDN: MCNZTA

ВВЕДЕНИЕ
   Идея о том, что эмиссионные линии ионов с высоким потенциалом ионизации могут свидетельствовать о возбуждении газа SN 1987А пульсаром, который непосредственно не наблюдается (Шевалье, Франссон, 1992), мотивировала наблюдение SN 1987А орбитальной обсерваторией JWST 16 июля 2022 года (Франссон и др., 2024). Полученные инфракрасные спектры показывают узкие эмиссионные линии ионов аргона и серы, которые возникают в газе, облучаемом ионизирующим излучением остывающей нейтронной звезды (CNS) или туманности, образованной пульсарным ветром (PWN) (Франссон и др., 2024).
   Особый интерес представляют линии [Аги] 6.98527 мкм и [Аг vi] 4.5 мкм. Вторая является признаком жесткого ионизирующего излучения, обусловленного NS (Франссон и др., 2024), тогда как первая, имеющая профиль с высоким отношением сигнал/шум, позволяет исследовать зону формирования линии. Отмечается, что узкое ядро линии [Аг ii] 7 мкм указывает на доминирующую роль CNS в ионизации газа по сравнению со сценарием PWN (Франссон и др., 2024).
   Косвенное и вместе с тем убедительное обнаружение NS на основе спектральных наблюдений ставит вопрос, понимаем ли мы существенную физику, связанную с формированием линии [Аги]


    ’Электронный адрес: nchugai@inasan.ru

7 мкм. По крайней мере два важных пункта требуют более детального исследования. Во-первых, модель ионизационного и теплового состояния газа способна объяснить только узкий компонент ((FWHM ~ 120 км с⁻¹) линии [Агп] 7 мкм. Это оставляет без объяснения широкий компонент (FWHM ~ 360 км с⁻¹). Во-вторых, линия [Агп] 7 мкм показывает значительный избыток потока в красном крыле, который, скорее всего, обусловлен рассеянием фотонов линии на пыли (Франссон и др., 2024), однако предположение нуждается в подтверждении численным моделированием. Заметим, что эффекты рассеяния на пыли могут осложняться тем, что пыль сосредоточена в непрозрачных облаках (Двек, Арендт, 2015).
   Представленное сообщение исследует оба поднятых выше вопроса. Исследование основано на простой сферической модели с радиальным распределением коэффициента излучения, восстановленного по профилю линии. Несмотря на простоту модели, она позволяет прийти к интересным выводам относительно распределения пыли и теплового состояния излучающего газа, ответственного за широкий компонент линии [Агп] 7 мкм.

МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОФИЛЯ ЛИНИИ
Описание модели
   Профиль линии [Агп] 7 мкм вычисляется в предположении, что зона свечения вокруг NS является сферической с излучающей способностью

457

ЧУГАЙ, УТРОБИН

е(г) и гомологическим расширением v = r/t, где г — расстояние от NS, а t = 35 лет — возраст сверхновой в эпоху наблюдения обсерваторией JWST. Заметим, что гомологическое расширение с центром, совпадающим с нейтронной звездой, является следствием общего гомологического расширения оболочки сверхновой; здесь мы пренебрегаем возможным отклонением от гомологического расширения, связанного с PWN (если она есть). Ниже, как правило, имеется в виду скорость расширения относительно NS, кроме тех случаев, когда рассматривается скорость расширения оболочки сверхновой относительно ее центра.
   Рассеяние и поглощение излучения линии пылью рассчитывается методом Монте Карло в предположении однородного распределения пыли в сфере радиуса vd = 800 км с⁻¹, в центре которой NS. Заметим, что эта величина скорости близка к скорости пылевого ядра 910 км с⁻¹ в модели инфракрасного излучения пыли (Двек, Арендт, 2015). Скорее всего, имеет место смещение центров распределения пыли и излучающего газа. Однако мы пренебрегаем возможным несовпадением, которое может внести лишь незначительную поправку в рассчитанный профиль.
   Существенные свойства пыли включают полную (по экстинкции) оптическую толщину пылевой сферы xd, альбедо однократного рассеяния ю и параметр асимметрии — средний косинус р угла 0 между волновым вектором падающего и вектором рассеянного фотона g = (р). Ипользуется фазовая функция (индикатриса) рассеяния, предложенная (Дрейн, 2003),

1 + р²
ф⁽Р⁾ = СН   ₂ О ₃3/2 ’          ⁽¹⁾
(1 + g² - 2gp)³/²

где С — нормировочный множитель. Для пылинок малых размеров х = 2яа/Х ^ 1 параметр g ^ 0, и приведенная индикатриса переходит в рэлеевскую.
   Инфракрасные спектры, полученные Herschel на стадии 25 лет (Вессон и др., 2015), предполагают доминирование крупной пыли до 3 мкм. Это означает, что индикатриса рассеяния может иметь значительную асимметрию при рассеянии излучения с длиной волны 7 мкм. Ниже будут представлены несколько вариантов для демонстрации влияния основных параметров на профиль линии.
   Исследуются две возможности распределения пыли: однородное и облачное. Распределение пыли в оптически плотных облаках было предложено с целью согласовать относительно небольшую оптическую толщину пылевой зоны, которая требовалась для объяснения синего смещения дубле

та [OI] 6 300, 6 364 A, (rd<1) (тс»1), и высокую оптическую толщину в модели инфракрасного излучения пыли (Люси и др., 2021). Большая оптическая толщина облаков в SN 1987А имеет место и на поздней стадии (t = 25 лет) (Двек, Арендт, 2015; Вессон и др., 2015) при полной массе пыли 0.8 Мо (Вессон и др., 2015).
   Если пыль находится только в оптически толстых облаках, в роли оптической толщины среды выступает среднее число облаков вдоль радиуса (тос) или “occultation optical depth” (Люси и др., 2021). Расчет рассеяния фотонов на оптически толстом облаке осложняется тем, что поверхность облака, как правило, имеет сложную форму. Мы, однако, рассмотрим простую модель, которая улавливает суть диффузного отражения, а именно: предполагается ламбертовское отражение от гладкой поверхности сферического облака при нормальном падении фотона на поверхность (cos0₀ = р₀ = 1). В приближении большой оптической толщины облака тс » 1 и сферической индикатрисы плоское альбедо имеет вид А = 1 - ф (р₀,ю) V1 - ю (Соболев, 1975). Функция ф(р₀,ю) при ю = 0.5 (силикатная пылинка с радиусом 1 мкм и X = 7 мкм (Дрейн, 2011)) и р₀ = 1 равна 1.26 (Соболев, 1975). В этом случае альбедо облака составляет А = 0.11; эта величина используется ниже.

Оптически тонкий пылевой компонент
   Профили линии [Аги] 7 мкм, рассчитанные для разных наборов параметров (см. табл. 1), представлены на рис. 1 вместе с наблюдаемой линией. Рассчитанные профили смещены в синюю сторону на -260 км с⁻¹, в систему покоя нейтронной звезды (Франссон и др., 2024). Все модели используют нормированное распределение излучательной способности e(v) как функцию скорости v = r/t относительно NS (рис. 2).


Таблица 1. Параметры моделей

Модель       А            ю       g 
А           0.0          0.0     0.0
В           0.9          0.5     0.0
С           0.9          0.5     0.3
D          0.9 *     0.5/0.11 ** 0.0
* Т                                 
1ос                                 
** ю/альбедо облака                 

   Модель А с нулевой оптической толщиной пыли демонстрирует значительную величину вклада рассеяния на пыли в формирование красного крыла. Усиленное красное крыло присутствует в моделях В и С с одинаковой оптической толщиной


ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 50 № 7 2024

ПРОБЛЕМА ШИРОКОГО КОМПОНЕНТА

459

Рис. 1. Модельные профили (красная линия) для случаев А, В, С и D (табл. 1) совместно с наблюдаемым профилем линии [Атн] 7 мкм. Модель С предпочтительна по сравнению с моделью В, которая имеет слишком сильное далекое красное крыло; модель D, в которой вся пыль находится в оптически толстых облаках, неспособна описать красное крыло линии.

Рис. 2. Излучательная способность линии [Атн] 7 мкм, восстановленная по наблюдаемому профилю (красная линия), и ее аппроксимация распределением температуры (Те/Т₀) = (i.7i'₀)~''. Панель (а) показывает варианты с различной температурой То равной 250, 350 и 450 К при фиксированной величине у = 0.5; панель (Ь) — варианты с величиной у равной 0.4, 0.5 и 0.6 при Т₀ = 350 К. Величины у = 0.5 и Т₀ = 350 К являются оптимальным выбором.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 50 № 7 2024