«Сверхновые звёзды, гамма-всплески и ускоренное расширение Вселенной ...»

Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова

Физический факультет

Кафедра астрофизики и звёздной астрономии

На правах рукописи

УДК 524.352; УДК 524.354

Пружинская Мария Викторовна

Сверхновые звёзды, гамма-всплески

и ускоренное расширение Вселенной

Специальность: 01.03.02 астрофизика и звёздная астрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель:

д.ф.-м.н., профессор Липунов Владимир Михайлович Москва Содержание Введение

Общая характеристика работы

................... Актуальность работы..................... Цели работы.......................... Новизна работы........................ Практическая значимость работы.............. Положения, выносимые на защиту.............. Публикации........................... Апробация работы....................... Личный вклад автора..................... Структура и обзор диссертации................ 1 Cверхновые звёзды типа Ia 1.1 Индикаторы расстояний во Вселенной............ 1.2 Стандартизация свечи................... 1.3 Обработка СН 2009nr в программе SNooPy......... 1.3.1 Описание программы SNooPy............. 1.3.2 K-поправка....................... 1.3.3 СН 2009nr........................ 1.4 Механизмы взрыва....................... 1.4.1 Основные механизмы................. 1.4.2 Механизмы взрыва в эллиптических галактиках.. 1.5 Чистые сверхновые..................... 1.5.1 Метод отбора...................... 1.5.2 Анализ диаграммы Хаббла.............. 1.6 Обсуждение........................... 2 Поляризация сверхновых звёзд типа Ia и гамма-всплесков 2.1 Роботизированная сеть МАСТЕР............... 2.2 Инструменты МАСТЕР и обработка наблюдений...... 2.3 Калибровка поляроидов по блазарам............. 2.3.1 Блазар OC 457..................... 2.3.2 Блазар 3C 454.3..................... 2.3.3 Блазары 87GB165943.2 +395846 и QSOB1215 +303. 2.4 Поляризация сверхновых звёзд типа Ia........... 2.4.1 Наблюдения поляризации СН Ia........... 2.4.2 СН 2012bh........................ 2.5 Поляризация гамма-всплесков................ 2.5.1 Наблюдения поляризации гамма-всплесков..... 2.5.2 GRB 121011A...................... 2.6 Обсуждение........................... 3 Короткие гамма-всплески и связанные с ними явления 3.1 Машина Сценариев и частота слияний нейтронных звёзд. 3.2 Слияния нейтронных звёзд и быстрые радиовспышки... 3.3 Слияния нейтронных звёзд и короткие гамма-всплески.. 3.4 Молчание LIGO........................ 3.5 Обсуждение........................... Заключение Благодарности A МАСТЕР: наблюдение сверхновых звёзд B Абсолютные калибровки МАСТЕР в поляроидах и BVRI фильтрах Список литературы Введение

Работа посвящена сверхновым звёздам и гамма-всплескам. Катастрофические события, ответственные за эти явления, представляют интерес для различных областей астрофизики, космологии и физики элементарных частиц. Сверхновые звёзды и гамма-всплески играют огромную роль в общей картине эволюции звёзд, галактик, химической эволюции Вселенной, а также в наблюдательной космологии.

Вспышка сверхновой звезды один из самых мощных и красивых процессов природы. На Земле вспышка сверхновой регистрируется как резкое увеличение блеска звезды на 6–10 порядков. Таким образом, какоето время одна звезда светит как целая галактика. История сверхновых началась в тот момент, когда была установлена внегалактическая природа туманностей, названных впоследствии галактиками. В 1934 году Уолтер Бааде и Фриц Цвикки для подобных объектов предложили термин сверхновые [1].

Перед тем как делать выводы о природе процесса, необходимо исследовать его наблюдательные проявления. Первое, что заинтересовало исследователей сверхновых одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. В 1940 году Минковский разделил сверхновые на два основных типа по их спектральным свойствам: I в спектрах которых отсутствуют линии водорода и II в спектрах которых эти линии есть [2]. Самым непонятным и почти полностью не расшифрованным долгое время оставался спектр сверхновых I типа (СН I). Только после того, как Юрий Павлович Псковский показал, что полосы в спектрах это участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров СН I сдвинулось с мёртвой точки [3]. Позднее СН I были разделены на подтипы: Ia в спектрах присутствуют линии однократно ионизованного кремния; Ib в спектрах практически отсутствуют линии однократно ионизованного кремния, а наиболее интенсивными являются линии поглощения гелия; Ic в спектрах отсутствуют и линии кремния, и линии гелия.

Сверхновые типа II, Ib и Ic результат эволюции массивных звёзд с массой > 8–10 M. Когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нём прекращается, поскольку образование ядер тяжелее железа требует затрат энергии. Ядро больше не может сопротивляться гравитации и коллапсирует. Но если вещество ядра звезды в результате сжатия превратится в нейтроны, то оно сможет противостоять коллапсу. Звезда превращается в нейтронную звезду. В самых массивных звёздах давление вырожденных нейтронов не останавливает сжатие, и они коллапсируют в чёрную дыру. При этом выделяется огромная энергия, которая в конечном счёте переходит в тепловую и кинетическую энергию оболочки. Этот процесс мы и наблюдаем как вспышку сверхновой.

Если эволюция звезды происходила спокойно, и в оболочке звезды сохранилось достаточное количество водорода, то вспышка отождествляется со сверхновой II типа; если по каким-то причинам звезда потеряла часть своей оболочки, то мы увидим сверхновую Ib или Ic. Что касается природы сверхновых типа Ia (СН Ia), то наиболее удачной здесь представляется модель термоядерного взрыва белого карлика с массой, приблизительно равной массе Чандрасекара.

Насколько часто вспыхивают сверхновые, и каким образом они распределены в галактиках? Во-первых, ни одна из галактик не наблюдалась необходимое количество времени. Во-вторых, пыль и газ поглощают значительную часть света, идущего от сверхновой. В-третьих, почти одновременные для нас вспышки могут быть разделены большим промежутком времени: свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а её размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Поэтому частоту вспышек сверхновых оценивают по наблюдениям совокупности галактик, принимая во внимание различие галактик в массе и светимости, а также по морфологическому типу. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, показали, что в эллиптических галактиках наблюдаются только СН Ia, и в средней галактике со светимостью 1010 L одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике СН Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет.

Частота вспышек пропорциональна светимости галактик: в гигантских галактиках она выше. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звёздообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II только сверхновые типов II и Ib/c. Однако СН Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где интенсивное звёздообразование отсутствует уже миллиарды лет.

Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приёмников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Сейчас известно около 6000 спектрально подтверждённых сверхновых звёзд.

Большая часть настоящего исследования посвящена изучению сверхновых звёзд типа Ia. СН Ia имеют наиболее универсальные кривые блеска среди всего класса сверхновых звёзд, поэтому прекрасно подходят для задач наблюдательной космологии. По наблюдению далёких СН Ia было открыто ускоренное расширение Вселенной [4, 5]. Раньше считали, что под действием сил тяготения разбегание галактик может только замедляться. Но ускорение обозначило появление в природе новой силы антигравитации, которая в данный момент преобладает над гравитацией.

Антитяготение создаётся не обычным веществом, а особой космической энергией тёмной энергией, в которую погружены все галактики. Тёмная энергия не взаимодействует с излучением, её физическая природа и структура совершенно не известны. Тёмную энергию часто связывают с космологической постоянной, введённой в космологию Альбертом Эйнштейном. Есть ряд проблем, связанный с использованием СН Ia в качестве стандартной свечи, поэтому детальные фотометрические, спектральные и, в частности, поляризационные измерения очень важны для сверхновых этого типа.

Другие уникальные взрывы это гамма-всплески, которые кроме высоких энергий выделяются ещё и тем, что в них ускоряется огромный поток вещества в виде релятивистских струй (джетов).

Атмосфера Земли не пропускает гамма-излучение, поэтому открытие гамма-всплесков стало возможным только с началом космической эры. Впервые гамма-всплески были зарегистрированы в 1967 году американскими военными спутниками Вела, которые были запущены для отслеживания испытаний ядерного оружия на Земле [6]. Информация о гамма-всплесках накапливалась довольно медленно. Прорыв в исследованиях произошёл в конце 70-х годов XX века. В советском эксперименте Конус, проведённом на межпланетных станциях Венера-11 Венерабыло показано, что гамма-всплески имеют бимодальное распределение [7, 8]. Кроме того, было установлено, что распределение гаммавсплесков по небу носит случайный характер, однако из-за недостаточной статистики уверенных выводов о пространственном распределении сделать было нельзя. Следующий шаг был сделан после вывода на орбиту космической гамма-обсерватории Комптон в 1991 году [9]. Установленный на её борту гамма-детектор BATSE за 9-летнюю миссию регистрировал в среднем по одному событию в день [10]. Новые данные подтвердили вывод о том, что гамма-всплески не концентрируются к плоскости Галактики, а распределены по небу однородно. Этот результат, ранее полученный в эксперименте Конус, оказался сильным аргументом в пользу гипотезы внегалактического происхождения гамма-всплесков.

Подтверждение этой гипотезы окончательно пришло в 1997 году, когда итало-голландский спутник BeppoSAX зарегистрировал гамма-всплеск GRB 970228 [11]. С помощью установленного на борту рентгеновского телескопа удалось обнаружить рентгеновское излучение от источника и определить координаты с гораздо лучшей точностью. Наземные оптические телескопы продолжили наблюдение оптического послесвечения всплеска и уточнили координаты. Глубокий снимок с космического телескопа Хаббл выявил на этом месте галактику с красным смещением z = 0.695 [12]. Самый далёкий на сегодняшний день гамма-всплеск GRB 090429B пришёл с z 9.4 [13].

Различают два основных типа гамма-всплесков: длинные (> 2 секунд) и короткие (< 2 секунд). Физические механизмы, лежащие в основе этих двух типов, вероятно, различны. Для объяснения коротких гаммавсплесков была предложена модель сливающихся нейтронных звёзд или нейтронной звезды и чёрной дыры [14, 15]. Короткие гамма-всплески являются одним из главных кандидатов на обнаружение гравитационных волн в наземных проектах типа LIGO, Virgo и др. [16].

Примерно 70% зарегистрированных гамма-всплесков имеют продолжительность более 2 секунд. Большинство хорошо изученных длинных гамма-всплесков наблюдалось в галактиках с интенсивным звёздообразованием, вероятно, их можно связать со сверхновыми Ib/c. Причиной длинных гамма-всплесков является коллапс ядра массивной звезды в чёрную дыру. Известно уже много длинных гамма-всплесков, после которых наблюдалась вспышка сверхновой [17].

Излучение гамма-всплесков, возможно, имеет синхротронную природу. Синхротронное излучение является причиной возникновения поляризации. Таким образом, измерение поляризации может привести к объяснению механизмов взрыва, ответственных за возникновение гаммавсплесков.

Общая характеристика работы Актуальность работы Сверхновые звёзды и гамма-всплески самые мощные взрывы во Вселенной. Благодаря высокой светимости эти объекты можно наблюдать на космологических расстояниях и вследствие этого использовать их для изучения свойств и структуры Вселенной. В последние десятилетия объём наблюдательного материала возрос в десятки раз, но некоторые ключевые моменты, связанные с природой и механизмами взрывов сверхновых звёзд и гамма-всплесков, так и остались загадкой. Считается, что блеск сверхновых звёзд типа Ia в максимуме постоянен, и поэтому они прекрасно подходят на роль индикаторов расстояний во Вселенной.

Однако существуют сомнения в верности гипотезы стандартной свечи.

Основные причины этих сомнений связаны с поглощением света в нашей галактике и родительских галактиках сверхновых, химическим составом звёзд-прародителей, эволюцией суммарной массы сливающихся белых карликов с хаббловским временем, возможным существованием нескольких механизмов взрыва, эффектами селекции [18]. И действительно, для СН Ia наблюдается довольно большая дисперсия абсолютной звёздной величины в максимуме блеска. Существующие процедуры стандартизации СН Ia позволяют учесть только часть из перечисленных выше факторов. Поэтому усовершенствование методов стандартизации и выделение различных однородных подклассов СН Ia будут актуальны ещё долгое время. Выявить механизм взрыва СН Ia и ответить на вопрос о структуре магнитных полей в джетах гамма-всплесков могут измерения поляризации. К сожалению, поляризационных наблюдений СН Ia, особенно на ранних стадиях расширения оболочки, и собственного и раннего оптического излучения гамма-всплесков мало [19].

Поляризация собственного оптического излучения гамма-всплесков ещё не была зарегистрирована; существует лишь несколько измерений поляризации послесвечений.

Другим способом приблизиться к пониманию природы сверхновых и гамма-всплесков является популяционный синтез. Сравнивая результаты моделирования и наблюдений, можно наложить некоторые ограничения на возможные механизмы взрыва и предсказать/объяснить новые астрофизические явления (например, быстрые радиовспышки).

Цели работы Целью данной работы является изучение сверхновых звёзд типа Ia как индикаторов расстояний во Вселенной и гамма-всплесков с помощью популяционного синтеза и поляризационных наблюдений, выполненных на телескопах роботизированной сети МАСТЕР [20, 21, 22, 23]. Для её реализации были поставлены и решены следующие задачи:

• Исследование влияния серого поглощения на ослабление блеска • Выделение наиболее однородного подкласса СН Ia, не требующего дополнительной стандартизации ; составление выборки, удовлетворяющей принятым критериям.

• Изучение современных методов стандартизации CH Ia и выбор наиболее подходящего из них для обработки чистой сверхновой • Исследование механизмов взрыва СН Ia в эллиптических галактиках.

• Калибровка поляроидов роботизированной сети МАСТЕР в Кисловодске, Тунке и Благовещенске.

• Поляризационные наблюдения сверхновых звёзд и гамма-всплесков с помощью роботизированной сети МАСТЕР.

• Расчёт частоты слияния нейтронных звёзд, основанный на результатах популяционного синтеза, с учётом реалистичной функции звёздообразования во Вселенной. Сравнение результатов расчёта с наблюдаемой частотой быстрых радиовспышек.

Новизна работы • В работе впервые предложен способ исключить влияние серого поглощения, различий в химическом составе и механизмах взрыва СН Ia на построение шкалы расстояний во Вселенной.

• Впервые показано, что наблюдаемая эволюция частоты СН Ia в эллиптических галактиках хорошо согласуется с частотой слияния белых карликов, предсказанной популяционным синтезом двойных звёзд с помощью Машины Сценариев [24, 25].

• Впервые проведена калибровка поляроидов роботизированной сети МАСТЕР и исследованы её поляризационные возможности на примере блазаров, сверхновой и гамма-всплеска.

• Поскольку МАСТЕР это единственный в мире широкопольный инструмент, способный измерять поляризацию, то поляризационные измерения гамма-всплеска GRB 121011А являются уникальными.

• В ходе исследования впервые представлена эволюция частоты слияний нейтронных звёзд как функция красного смещения в рамках реалистичной функции звёздообразования во Вселенной.

Практическая значимость работы • Предложенный подкласс чистых сверхновых может быть использован при планировании будущих миссий по поиску сверхновых звёзд и изучению свойств ускоренного расширения Вселенной.

• Подтверждение ускоренного расширения Вселенной по чистым сверхновым опровергает работы, в которых серое поглощение вводится как альтернатива ускоренному расширению Вселенной для объяснения ослабления блеска далёких СН Ia.

• Полученные параметры кривой блеска и физические характеристики СН 2009nr могут использоваться другими авторами для исследования зависимости абсолютная звёздная величина–форма кривой блеска. СН 2009nr интересна тем, что взорвалась практически в межгалактическом пространстве, следовательно, полученные данные (в частности по поглощению) могут быть использованы для анализа межзвёздной среды вокруг сверхновой и изучения подобных сверхновых на основании более широкой выборки.

• Была проведена калибровка поляроидов роботизированной сети МАСТЕР в Кисловодске, Тунке и Благовещенске. Полученные в результате данные о степени поляризации и поляризационном угле для четырёх блазаров могут быть полезны для групп, занимающихся мониторингом подобных объектов.

• Посчитана ожидаемая частота слияний нейтронных звёзд для горизонта детектирования будущих версий проекта LIGO1 [26].

Положения, выносимые на защиту 1. Проведено сравнение результатов Машины Сценариев с наблюдательными данными по эволюции темпа сверхновых типа Ia. Подтверждена гипотеза, что преобладающим механизмом взрыва СН Ia в эллиптических галактиках является слияние двух белых карликов [27].

Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory.

2. Предложен подкласс чистых сверхновых, который не подвержен серому поглощению, химической эволюции и возможному различию в механизмах взрыва. Показано, что чистые сверхновые подтверждают ускоренное расширение Вселенной [28].

3. Исследованы поляризационные возможности роботизированной сети МАСТЕР. Проведены поляризационные измерения СН Ia 2012bh на ранней стадии расширения оболочки и раннего оптического излучения длинного гамма-всплеска GRB 121011А [19].

4. Показано, что современные сценарии эволюции двойных нейтронных звёзд не противоречат наблюдаемой частоте быстрых радиовспышек [29].

Публикации Результаты работы изложены в 6 статьях, опубликованных в рецензируемых журналах:

1. Lipunov V.M., Pruzhinskaya M.V., Scenario Machine: Fast Radio Bursts, Short GRB, Dark Energy and LIGO silence, accepted in MNRAS (2014).

2. Pruzhinskaya M.V., Krushinsky V.V., Lipunova G.V., et al. Optical polarization observations with the MASTER robotic net, New Astronomy, 29, p. 65 (2014).

3. Lipunov V.M., Panchenko I.E., Pruzhinskaya M.V., The mechanism of Supernova Ia explosion in elliptical galaxies, New Astronomy, 16, p. 250 (2011).

4. Пружинская М.В., Горбовской Е.С., Липунов В.М., Чистые сверхновые и ускоренное расширение Вселенной, Письма в Астрономический журнал, том 37, №9, стр. 1 (2011).

5. Цветков Д.Ю., Балануца П.В., Липунов В.М., Волков И.М., Тучин О.А., Куделина И.П., Пружинская М.В., и др. Фотометрические наблюдения сверхновой 2009nr, Письма в Астрономический журнал, том 37, №11, стр. 837 (2011).

6. Горбовской Е.С., Липунов В.М., Корнилов В.Г.,..., Пружинская М.В., и др. Сеть роботизированных оптических телескопов МАСТЕР-II.

Первые результаты, Астрономический журнал, том 90, №4, с. 267 (2013).

Кроме того, автор диссертации является соавтором 10 электронных публикаций в циркулярах GCN (The Gamma-ray Coordinates Network, http://gcn.gsfc.nasa.gov/gcn3_archive.html/) и Atel (The Astronomers Telegram http://www.astronomerstelegram.org/) и имеет четыре публикации в трудах конференций.

Апробация работы Результаты работы были доложены на следующих российских и международных конференциях:

1. 281 IAU симпозиум Binary Paths to type Ia Supernovae explosions (Падуя, Италия, 2011): устный доклад Pure supernovae Ia and dark 2. Международная конференция 50 лет космической эре: реальные и виртуальные исследования неба (Ереван, Армения, 2011): устный доклад Pure supernovae Ia and dark energy.

3. Конференции Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (Москва, ИКИ РАН, 2011): устный доклад Чистые сверхновые и ускоренное расширение Вселенной.

4. XVIII международная конференция студентов, аспирантов и молодых учёных Ломоносов (Москва, МГУ, 2011): устный доклад Чистые сверхновые и тёмная энергия.

5. Международная школа по астрофизике (Терамо, Италия, 2012):

устный доклад Pure supernovae Ia and dark energy.

6. Международная конференция Глобальная роботизированная сеть МАСТЕР (Москва, ГАИШ МГУ, 2012): устный доклад Pure supernovae Ia and dark energy.

7. Конференции Молодые учёные России (Москва, 2013): стендовый доклад Сверхновые звёзды Ia.

8. Вторая международная конференция лаборатории экстремальной Вселенной Gamma Ray Bursts, New Missions to New Science (Москва, НИИЯФ МГУ, 2014): устный доклад Polarization observations with the MASTER Global Robotic Net.

9. Научная сессии НИЯУ МИФИ (Москва, МИФИ, 2014): устный доклад Космологические радиовспышки и слияния нейтронных звёзд.

10. Научная конференция Физика Космоса (Екатеринбург, Коуровская обсерватория, 2014): устный доклад Поляризационные наблюдения с помощью роботизированной Глобальной сети МАСТЕР.

Результаты, представленные в диссертации, также докладывались и обсуждались на Общемосковском семинаре астрофизиков имени Я.Б. Зельдовича (Москва, ГАИШ МГУ, 2011–2013 года).

Личный вклад автора Автором совместно с его научным руководителем был предложен подкласс чистых сверхновых звёзд типа Ia, свободных от поглощения серой пылью, различий в химической эволюции и механизмах взрыва.

Автором был самостоятельно произведён отбор кандидатов в чистые сверхновые с последующим построением диаграммы Хаббла и определением вклада тёмной энергии в общую плотность Вселенной. В работе, посвящённой сверхновой СН 2009nr, автору принадлежит обработка кривых блеска сверхновой в пакете программ SNooPy [30] и определение её основных физических параметров, таких как абсолютная звёздная величина в нескольких спектральных диапазонах и поглощение в родительской галактике. Используя результаты популяционного синтеза и последние наблюдательные данные по частоте СН Ia в эллиптических галактиках [31, 32], диссертантом совместно с соавторами было показано, что до 99% сверхновых Ia в эллиптических галактиках результат слияния белых карликов. Автор продемонстрировал, что изменение частоты вспышек сверхновых в механизме сливающихся белых карликов не зависит от закона сближения, а определяется начальным распределением по полуосям. Для калибровки поляроидов роботизированной сети МАСТЕР в Кисловодске, Тунке и Благовещенске автором самостоятельно был произведён отбор и наблюдение ярких сильнополяризованных блазаров в момент их активности. Совместно с В.В. Крушинским (УрФУ) и Г.В. Липуновой (ГАИШ МГУ) проведены фотометрия и поляриметрия блазаров, сверхновой и гамма-всплесков. Совместно с научным руководителем было показано, что причиной быстрых радиовспышек могут быть слияния нейтронных звёзд. Используя результаты Машины Сценариев с учётом современных данных о скорости звёздообразования во Вселенной, автором была посчитана частота слияний нейтронных звёзд в единице сопутствующего объёма и интегральная частота слияний для красных смещений до z = 1. Совместно с научным руководителем было показано, что нет никаких противоречий между частотой слияния нейтронных звёзд и количеством быстрых радиовспышек, а отсутствие положительных детектирований в LIGO от слияния двух нейтронных звёзд согласуется с нашими астрономическими предсказаниями, хотя слияния нейтронных звёзд с чёрными дырами уже могли бы быть зарегистрированы.

Структура и обзор диссертации Диссертация состоит из введения, основной части, содержащей три главы, и заключения, а также двух приложений. В диссертации 149 страниц, включая 25 рисунков и 12 таблиц. Список литературы содержит ссылок.

Во введении описана важность катастрофических взрывов (сверхновых звёзд и гамма-всплесков) для изучения свойств Вселенной на космологических масштабах и их влияние на химическую эволюцию и звёздообразование в галактиках. Обсуждаются актуальность диссертационной работы, её цель и новизна, практическая значимость. Также формулируются положения, выносимые на защиту, приводится список работ, в которых опубликованы основные научные результаты диссертации, описывается личный вклад автора в проделанную работу.

Первая глава посвящена сверхновым звёздам типа Ia и вопросам, связанным с их использованием в качестве индикаторов расстояний во Вселенной. В первом разделе главы обсуждается важность СН Ia в наблюдательной космологии. Следующий раздел посвящён истории стандартизации СН Ia и современным методам определения их основных физических параметров по форме кривых блеска. В частности, описан пакет программ SNooPy, с помощью которого была проведена стандартизация СН 2009nr. Полученные в результате физические параметры СН 2009nr позволили использовать её при дальнейших исследованиях, включив сверхновую в выборку чистых сверхновых. Поскольку для задач наблюдательной космологии важны далёкие сверхновые, то в этом разделе также обсуждаются вопросы, связанные с поглощением света и искажением спектра (K-поправка) на больших красных смещениях.

Одной из проблем гипотезы стандартной свечи является возможное различие в механизмах взрыва СН Ia. В следующем разделе первой главы показано, что основным механизмом, отвечающим за взрыв СН Ia в эллиптических галактиках, является слияние двух белых карликов. Приводится дополнительный аргумент в пользу модели сливающихся белых карликов, связанный с соответствием между предсказываемым и наблюдаемым законом уменьшения частоты взрывов СН Ia в эллиптической галактике.

В заключительном разделе главы рассматривается вопрос о нарушении стандартности блеска СН Ia из-за поглощения излучения серой пылью в родительских галактиках. Серое поглощение может приводить к такому же видимому эффекту ослабления блеска далёких сверхновых, как и ускоренное расширение Вселенной. Для исключения влияния серого поглощения вводится подкласс чистых сверхновых. Эти сверхновые взорвались далеко от центра родительских спиральных галактик или в эллиптических галактиках, где поглощение, в том числе и серое, мало. Анализ диаграмм Хаббла для чистых сверхновых показывает ускоренное расширение Вселенной. В разделе также ставятся ограничения на механизм взрыва чистых сверхновых и химический состав звёзд-прародителей. Низкая дисперсия чистых СН Ia на диаграмме Хаббла показывает, что предложенный подкласс может быть эффективным инструментом для исследования свойств ускоренного расширения Вселенной.

Во второй главе автор докладывает результаты исследования поляриметрической точности сети телескопов-роботов МАСТЕР и анализирует способности сети МАСТЕР измерять поляризацию различных типов астрофизических объектов: гамма-всплесков, сверхновых звёзд, блазаров. Первые два раздела главы посвящены описанию сети МАСТЕР и процессу обработки поляризационных наблюдений. Далее приводятся результаты поляризационных наблюдения блазаров, два из которых OC 457, 3C 454.3 регистрировались в момент их активности и показали высокую степень поляризации. В конце раздела приводятся наблюдения СН 2012bh и гамма-всплеска GRB 121011А, обсуждается роль поляризационных измерений в изучении катастрофических взрывов во Вселенной.

В третьей главе обсуждаются быстрые радиовспышки в модели сливающихся нейтронных звёзд или нейтронной звезды и чёрной дыры.

Показано, что нет никаких противоречий между частотой слияния нейтронных звёзд и наблюдаемой частотой быстрых радиовспышек с точки зрения популяционного синтеза двойных звёзд. На основании результатов Машины Сценариев также рассматривается вопрос об отсутствии положительных детектирований в проекте по поиску гравитационных волн LIGO.

Заключение посвящено перечислению основных результатов диссертации и обсуждению перспектив дальнейших исследований.

В приложении A приводится список сверхновых звёзд, открытых или впервые снятых с помощью роботизированной сети МАСТЕР. Приложение B содержит абсолютные калибровки МАСТЕР в поляроидах и BV RI фильтрах.

1 Cверхновые звёзды типа Ia 1.1 Индикаторы расстояний во Вселенной В 1915 году Альберт Эйнштейн опубликовал общую теорию относительности (ОТО). Несколько позднее он модифицировал уравнения ОТО, добавив в них постоянную величину, получившую впоследствии название космологической постоянной. По-видимому, Эйнштейна привлекала идея вечной и статической Вселенной, поэтому с помощью космологической постоянной он фактически ввёл антитяготяние, которое скомпенсировало Ньютоновское тяготение. Однако Вселенная Эйнштейна оказалась неустойчива. На смену статической Вселенной Эйнштейна пришла модель расширяющейся Вселенной Фридмана. Космологическая константа содержалась в модели Фридмана в качестве параметра, подлежащего измерению. Измерить космологическую константу можно с помощью зависимости фотометрического расстояния от красного смещения для термоядерных сверхновых типа Ia (диаграмма Хаббла).

Подобные измерения стали возможны с развитием наблюдательных инструментов и появлением крупных обзоров по поиску сверхновых звёзд.

Однако с момента введения Эйнштейном в уравнения ОТО космологической постоянной к моменту обнаружения ускоренного расширения Вселенной история изучения сверхновых звёзд насчитывала уже почти лет.

Началось всё в 1920 году, когда после дебатов Харлоу Шэпли и Хэбера Д. Кёртиса определение светимостей сверхновых, тогда ещё не выделенных в отдельный класс, стало центральной проблемой шкалы расстояний во Вселенной [33]. Кёртис поддерживал гипотезу Островной Вселенной, которая состоит в том, что наблюдаемые на небе спирали являются другими галактиками, подобными нашей. Шэпли выступал против этой гипотезы. Основной аргумент Шэпли состоял в том, что в случае Островной Вселенной абсолютные величины некоторых новых звёзд достигли бы значений M = 16m, о чём, как считалось, не может быть и речи. Кёртис, в свою очередь, основывался на том, что, принимая спирали составляющей частью нашей галактики, придётся вводить два класса новых звёзд, поскольку в спиралях они оказывались в среднем на 7 звёздных величин слабее остальных новых1. Идея существования такой двойственности при всех остальных одинаковых характеристиках казалась ему неправдоподобной. Для того, чтобы добиться совпадения в абсолютном блеске, необходимо было отнести спирали на гораздо большие расстояния. Примечательно, что в этом случае, как заметил Кёртис, абсолютные размеры спиралей совпадали в размерами нашей галактики.

Разделение между новыми и сверхновыми звёздами произошло в году [1], когда окончательно была установлена внегалактическая природа спиралей. Уолтер Бааде и Фриц Цвикки показали, что кроме огромной разницы в блеске, часть новых звёзд сильно отличается спектрально и фотометрически. Тогда же для этих звёзд ими был предложен термин сверхновые. В 1938 году Бааде обратил внимание, что сверхновые более однородный класс звёзд, чем новые. Найденная им дисперсия в максимуме для 18 сверхновых составила 1.1m, благодаря чему сверхновые стали считаться хорошими индикаторами расстояний во Вселенной [34]. Однако Бааде повезло, поскольку в его выборку не попали сверхновые II типа, имеющие в среднем меньшую светимость. Только в году Минковский, получив и проанализировав спектр сверхновой 1940B, разделил сверхновые на два основных типа по характеру спектров [2]. К типу I он отнёс те сверхновые, в спектрах которых отсутствовал водород, и весь спектр состоял из широких минимумов и максимумов, не поддававшихся объяснению2. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с обычными новыми звёздами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода. Позднее появилась более детальная классификация. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден. Для большинства СН I линия поглощения однократно ионизованного кремния на длине волны около 6100 былаA самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия. Эти сверхновые получили обозначение Ib, а классические сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, их обознаЗдесь не идёт речь о сверхновых звёздах. Имелось в виду 2 класса среди обычных новых звёзд.

Спектры СН I были позднее расшифрованы Ю.П. Псковским [3].

чили как Ic. Только после разделения сверхновых на типы и подтипы оставшийся наиболее однородным тип СН Ia стал использоваться в качестве индикатора астрономических расстояний (Рис. 1.1).

Рис. 1.1: Классификация сверхновых звёзд.

В 1998–1999 годах две международные группы астрономов, одной из которых руководили Брайан Шмидт и Адам Рис, а другой Сол Перлмуттер, сообщили, что космологическое расширение происходит с ускорением. Проект Supernova Cosmology Project начался в 1988 году под руководством Сола Перлмуттера. Целью проекта было определение космологических параметров Вселенной с помощью зависимости модуль расстояния–красное смещение для далёких СН Ia. Первые результаты, полученные по 7 сверхновым на z 0.4, дали нулевое значение космологической постоянной [35]. Однако более детальный анализ, включающий в себя уже 42 космологические сверхновые с красными смещениями от 0.18 до 0.83, показал, что в случае плоской Вселенной (M + = 1) плотность материи M = 0.28+0.09 (1- статистическая ошибка) 0.04 (систематическая ошибка). Вероятность того, что плотность тёмной энергии не равна нулю, составила 99.8% [5]. Конкурирующий проект Брайана Шмидта High-Z Supernova Search Team стартовал в 1995 году [36]. Их первые попытки обнаружить ускоренное расширение также не увенчались успехом из-за больших ошибок в измерениях [37]. Только в 1998 году, используя расширенную выборку из 16 далёких сверхновых, им удалось показать, что в случае плоской Вселенной M = 0.28±0.1 [4]. Примечательно, что все далёкие сверхновые в обоих проектах были открыты на межамериканской обсерватории СерроТололо с помощью 4-х метрового телескопа Бланко, а близкие сверхновые с z < 0.1 0.15 были взяты из Калан/Тололо обзора сверхновых звёзд [38]. В 2011 году за открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения далёких сверхновых Солу Перлмуттеру, Брайану Шмидту и Адаму Рису была присуждена Нобелевская премия.

1.2 Стандартизация свечи Кривые блеска сверхновых типа Ia существенно отличаются от кривых блеска сверхновых других типов. Приблизительно за 15 суток яркость звезды увеличивается более чем на 17m и плавно достигает максимума. В максимуме блеска СН Ia пребывает несколько суток и имеет в среднем абсолютную звёздную величину в B фильтре 19.5m. В этот период звезда излучает около 4 1043 эрг/с, что в 10 миллиардов раз превосходит светимость Солнца. После достижения максимума личение видимой звёздной величины следует почти линейному закону в течение длительного времени (порядка сотен дней) до тех пор, пока вспыхнувшая звезда не перестанет быть наблюдаемой. Согласно Бааде, начиная с момента спустя 100 дней после максимума, звёздная величина у СН Ia возрастает на 0.0137m в день. Продолжительность наблюдений отдельных СН Ia может достигать примерно 350 суток. За все время вспышки она излучает около 1050 –1051 эрг. После максимума сверхновые непрерывно краснеют, то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться поголубением сверхновых. Кривые блеска СН Ia в красном и инфракрасных лучах (полосы R, I, J, H, K) сильно отличаются от кривых блеска в полосах B и V : если в R фильтре заметно плечо через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум.

Следует подчеркнуть удивительное сходство кривых блеска после максимума у различных сверхновых типа Ia. Они оказались универсальными, что и позволило в своё время считать их стандартными свечами.

Вместе с тем не надо забывать, что, несмотря на кажущееся сходство, кривые блеска всё-таки отличаются между собой, и дисперсия модуля расстояний на диаграммах Хаббла для разных выборок СН Ia составляет = 0.36m –0.65m [39, 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46]. В действительности всё оказалось ещё сложнее. Были обнаружены сверхновые, характеризующиеся красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью, отсутствием второго максимума на кривых блеска в длинноволновых диапазонах и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была СН 1991bg с быстрым падением блеска после максимума. Падение блеска составило 2.05m и 1.42m в B и V фильтрах за 15 дней после максимума, тогда как для стандартных моделей СН Ia оно составляет 1.22m и 0.64m соответственно [47, 48]. СН 1991bg оказалась в среднем на 2 звёздных величины слабее, чем остальные СН Ia в скоплении Девы, которому принадлежит родительская галактика сверхновой NGC 4374.

Объекты, подобные СН 1991bg, называются сверхновыми типа 1991bg.

Ещё одна разновидность СН Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для неё характерны медленное спадание блеска после максимума и меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах.

Прототипом для это класса сверхновых является СН 1991T. Наиболее малочисленный класс составляют пекулярные сверхновые Iax, имеющие абсолютные звёздные величины в диапазоне 14.2m MV,peak 18.9m при тех же формах кривых блеска, что и у обычных СН Ia. Кроме того, в спектрах СН Iax присутствует гелий, что накладывает ограничения на возможные модели взрыва этого типа сверхновых [49].

На диаграмме 1.2 представлен вклад основных подтипов СН Ia в общее их число в объёме до z = 0.08. Такой выбор объёма связан с тем, что только для близких сверхновых имеются хорошие спектральные данные, и эффекты селекции сказываются не так сильно. Однако и в данном случае полностью их исключить нельзя. Например, сверхновых типа Iax из-за их слабости найдено всего три десятка, в то время как ожидается, что на каждые 100 СН Ia приходится 31+17 СН Iax [49].

Рис. 1.2: Вклад основных подтипов СН Ia в общее их число в объёме до z = 0.08. Для построения диаграммы использовались данные из каталога сверхновых звёзд ГАИШ [50] и из работы [49].

Таким образом, массовые наблюдения СН Ia поставили под вопрос универсальность их кривых блеска, и гипотеза стандартной свечи была разрушена. Но, оказывается, существует зависимость между параметрами кривой блеска и физическими характеристиками сверхновой, в том числе и её абсолютной звёздной величиной в максимуме блеска.

Сверхновые звёзды Ia оказались стандартизуемыми объектами.

Всё началось в 40-х годах прошлого столетия, когда для характеристики кривых блеска новых звёзд Мак Лафлин ввёл величину t время в сутках, за которое блеск звёзды падает на 3m после максимума, и первым обнаружил связь между t3 и абсолютной звёздной величиной новой в максимуме (Mmax ): чем больше Mmax, тем быстрее падает блеск новой после максимума [51]1. Чтобы показать, что новые и сверхновые звёзды это два независимых класса звёзд, Иван Михеевич Копылов стал строить подобные зависимости для сверхновых звёзд [53, 54]. При построении зависимости между Mmax и скоростью падения блеска после максимума Копылов пользовался все той же величиной t3. Однако Копылов не разделял сверхновые по типам, вследствие чего зависимость получилась отличающейся по наклону от аналогичной зависимости для новых звёзд, но с той же тенденцией: чем больше величина t3, тем меньше светимость сверхновой в максимуме.

Впервые подобные зависимости для разных типов сверхновых стал строить советский астроном Юрий Павлович Псковский в 1967 году. В качестве основного параметра, характеризующего форму кривой блеска, Псковский использовал величину наклон кривой блеска в синих лучах между точкой максимума и точкой изменения скорости падения блеска, выраженный в звёздных величинах и отнесённый к 100суточному интервалу [55]. Под точкой изменения скорости падения блеска подразумевается момент, когда активное спадание блеска сменяется более медленным, это происходит примерно через 25–30 дней после максимума. Однако, во-первых, строя эти зависимости, он, как и Копылов, стремился подчеркнуть отличие новых звёзд от сверхновых. А вовторых, при анализе зависимости для сверхновых I типа2 (СН I) Псковский показал, что большинство из них имеет схожие значения наклона, то есть их кривые блеска по-прежнему можно считать идентичными, а сами СН I пригодными в качестве индикаторов расстояний.

В 1973 году Р. Барбон и др. публикуют работу, в которой они выделяют два подкласса СН I по скорости падения блеска: быстрые и медленные [56]. Быстрые СН I в максимуме оказываются слабее медленных. Кроме того, Барбон и др. пришли к выводу, что существование двух подклассов СН I физически обосновано, поскольку наблюдается связь между подклассом СН I и типом галактики, в которой она взорвалась: быстрые СН I избегают эллиптических галактик, а медленные неправильных (ср. с [38]). На существование двух групп сверхновых I типа, связанных с различными звёздными популяциями (типами Верно до сих пор для быстрых новых звёзд с t3 < 50 [52].

Разделение на подтипы Ia, Ib, Ic появилось позднее.

галактик) указывалось и ранее (см. [57] и Dallaporta, 1972 в [56]). Дальнейшие исследования Барбона и др. показали, что никакой значительной разницы между быстрыми и медленными СН I не наблюдается [58].

В 1977 году Псковский опубликовал статью, в которой предложил ввести фотометрическую классификацию сверхновых, основывающуюся на величине : сверхновые с большими значениями было предложено называть старшими, а с маленькими значениями младшими [59].

Фотометрические классы записывались следующим образом: тип сверхновой и значение через точку после типа. Например, фотометрический класс I.10 означал, что сверхновая принадлежит к I типу с = 10. В этой же статье Псковский привёл зависимость, связывающую абсолютную звёздную величину в максимуме СН I с параметром. Зависимость была установлена по 32 сверхновым I типа:

где Mpg фотографическая звёздная величина [59]. Таким образом, Псковский первым пришёл к правильному заключению, что сверхновые с медленным падением блеска оказываются ярче сверхновых с резким падением блеска. Однако стоит отметить, что независимо от Псковского правильную зависимость между наклоном кривой блеска и абсолютной светимостью в максимуме получил (и сделал правильные выводы из этого!) Берт Вударт Раст в 1974 году [60] (см. также [61]). Диссертация Раста появилась на 3 года раньше, чем статья Псковского. С уверенностью сказать, знал Псковский о работе Раста или нет, нельзя. Никаких публикаций у Раста на эту тему в астрономических журналах не было, только публикации в бюллетене американского астрономического общества [62].

Дэвид Бранч в своей статье [63] рассмотрел вопрос о классификации СН I по фотометрическим классам и пришёл к выводу о том, что СН I распределены по параметрам кривой блеска непрерывным образом, а не образуют два подкласса объектов, как утверждал Барбон [56]. Кроме того, Бранч подтвердил вывод Псковского о том, что значение абсолютной звёздной величины в максимуме коррелирует со скоростью падения блеска после максимума. Однако последующий анализ уже СН Ia, проведённый Дугласом Л. Миллером и Дэвидом Бранчем, не выявил этой зависимости [41].

Джон Р. Буассо и Дж. Крэг Уилер, опираясь на работу [41], исследовали вопрос о том, как фоновый свет от родительских галактик СН Ia может влиять на наблюдаемые изменения абсолютной звёздной величины в максимуме и на скорость падения блеска [64]. Добавив к фотометрическим данным небольшое количество фона от родительской галактики, они получили одновременно и увеличение пиковой светимости, и уплощение кривой блеска, то есть эффект Псковского. Учёт фона делает кривую блеска более крутой и сдвигает точку изменения наклона падения блеска. Они показали, что вклад от фона становится более значимым для слабых объектов. Таким образом, правильный учёт фона особенно важен при изучении далёких СН Ia, свет от которых содержит в себе большую долю фона от родительской галактики. Буассо и Уиллер пришли к выводу о том, что наблюдаемая дисперсия случайна, и большинство СН Ia имеют схожие кривые блеска.

В начале 80-х годов появились ПЗС-камеры. Первые кривые блеска СН Ia, полученные методами ПЗС-фотометрии, показали, что блеск некоторых сверхновых после максимума спадает быстрее. Позднее была обнаружена СН Ia 1991bg низкой светимости с быстрым падением блеска. Это мотивировало Марка Филлипса пересмотреть зависимость, полученную Псковским, используя 9 СН Ia с хорошо известными расстояниями, найденными с помощью зависимости Талли-Фишера или методом флуктуации поверхностной яркости для галактик. Поскольку точку изменения наклона падения блеска для СН Ia сложно определить с хорошей точностью [65], в качестве альтернативы параметру Филлипс использует m15 параметр, который показывает, на сколько звёздных величин падает блеск за первые 15 дней после максимума (в голубом свете). Параметр m15 был предложен Жоржем Джакоби, как отмечает сам Филлипс в благодарностях к своей статье [66]. Соотношения между максимальной абсолютной звёздной величиной в B, V, I фильтрах и m15, полученные Филлипсом [66]:

MBmax = 21.726(0.498) + 2.698(0.359) m15 (B) MImax = 19.591(0.415) + 1.076(0.273) m15 (B).

Использование m15 привело к уменьшению дисперсии Mmax в B, V, I фильтрах с 0.8m, 0.6m, 0.5m до 0.36m, 0.28m, 0.38m соответственно [66].

Существует также квадратичная зависимость абсолютной звёздной величины в максимуме от параметра наклона m15 [67].

Роберт Трипп предложил двупараметрическую модель, в которой абсолютная звёздная величина в максимуме зависит не только от m15 (B), но и от показателя цвета сверхновой (B V ) [68]. Однако в модели не разделяется вклад в покраснение СН Ia за счёт поглощения в родительской галактике и за счёт её внутренних механизмов. Некоторые теоретические модели взрыва СН Ia предсказывают зависимость абсолютной звёздной величины сверхновой как от m15 (B), так и от показателя цвета (B V ) [69].

m15 (B) Дальнейшее развитие метод получил в работе [70], где в качестве опорной выборки использовались B, V, I кривые блеска 7 СН Ia с хорошо известными значениями абсолютных звёздных величин в максимуме и m15 (B). Сверхновые выбирались таким образом, чтобы охватить широкий диапазон значений m15 (B) от 0.87m до 1.93m. Применение метода позволило сократить дисперсию до 0.13m (I фильтр) – 0.17m (B фильтр) [38]. Филлипс улучшил метод, введя в рассмотрение учёт покраснения от родительской галактики сверхновой [67]. Л.М. Германи добавил в метод R фильтр, новые кривые блеска близких сверхновых и пересчитал значения K-поправок [71]. Преимущество метода m15 (B) в его простоте и в том, что для вывода зависимостей в качестве опорной выборки использовались кривые блеска реальных сверхновых; основной недостаток маленький размер опорной выборки, что усложняет процедуру анализа ошибок.

MLCS Адам Г. Рисс, Уильям Х. Пресс и Роберт П. Киршнер разработали Light Curve Shape (LCS) метод, позволяющий находить светимость СН Ia по её визуальной кривой блеска [72]. Для получения семейства различных кривых блеска СН Ia к эталонной кривой блеска [73] прибавляется/вычитается корректирующая поправка. Используя простое линейное соотношение между и абсолютной звёздной величиной СН Ia, удалось уменьшить дисперсию модуля расстояния на диаграмме Хаббла с 0.5m до 0.21m в фильтре V. Позднее LCS метод был усовершенствован: анализироваться стали также кривые показателей цвета (B V ), (V R) и (V I). Метод стал называться Multicolor Light Curve Shape (MLCS) [74]. Применение MLCS метода позволило определить, какой вклад в ослабление блеска СН Ia вносят различные факторы:

удалённость от наблюдателя, поглощение пылью и вариации собственной светимости сверхновых. Включение в метод фильтра U уменьшило V до 0.18m, что соответствует 8% точности в определении расстояний [75].

Недостаток метода в том, что в нём используются некие априорные предположения о покраснении, вносимом родительскими галактиками, и о законе покраснения, хотя как он выглядит на самом деле для других галактик, в особенности на больших красных смещениях, неизвестно.

Stretch Ещё один метод стандартизации СН Ia был предложен Солом Перлмуттером в 1997 году [35]. Он позволяет унифицировать кривые блеска в B, V фильтрах одним параметром, s-фактором (stretch-factor1 ), в течение периода: 10 дней до максимума и 4 недели после. Введение s-фактора позволяет привести исследуемую кривую блеска к некой эталонной (средней) кривой блеска путём растяжения или сжатия временной оси. Получение эталонной кривой описано в работах [73, 76]. Главный недостаток метода в том, что он не работает для кривых блеска в R, I фильтрах из-за наличия в них второго максимума на кривых блеска2.

Кроме того, метод не позволяет определять покраснение в родительской галактике сверхновой. Связь между m15 (B) и s-фактором в B фильтре: m15 (B) = (2.04 ± 0.11)sB + (3.06 ± 0.10) [78].

PRES Метод был разработан Джозе Льюисом Прието, Армином Рэстом и Николасом Б. Сантсеффом [79]. Метод объединяет в себе преимущества методов m15 (B) и MLCS: использование в качестве опорной выборки реальных кривых блеска СН Ia с разными значениями m15 (B) и Stretch в переводе с английского значит растяжение Модифицированная версия Stretch-метода, использующая только первый максимум в ближнем IR диапазоне, представлена в работе [77].

применение математического аппарата MLCS для оценок ошибок параметров. В основе метода лежит простая математическая модель, с помощью которой из 14 сверхновых с хорошо измеренными B, V, R, I кривыми блеска был получен непрерывный набор модельных кривых блеска, параметризованный одним параметром m15 (B). Применение метода позволяет одновременно определить максимум в B, m15 (B), избыток цвета из-за поглощения света в родительской галактике и модуль расстояния, исправленный за покраснение. Расширенная версия этого метода реализована в программе SNooPy [30].

SALT Spectral Adaptive Light curve Template for type Ia supernova (SALT) один из современных методов обработки кривых блеска СН Ia [80].

Метод был развит для анализа большого количества кривых блеска, полученных с помощью современных крупных обзоров в разных фильтрах.

В основе метода лежит синтетический спектр СН Ia [81]. После задания такого спектра происходит процесс фитирования наблюдательных фотометрических данных, полученных минимум в двух полосах пропускания. В результате определяются наклон кривой блеска, показатель цвета (B V ) в максимуме, положение и величина максимума в B полосе. Если имеются данные только в одной полосе, то показатель цвета приходится фиксировать. Для сверхновых с большим количеством наблюдательных данных SALT даёт хорошие оценки параметров кривой блеска. Но, к сожалению, для неполных кривых блеска работает плохо. В методе не разделяется вклад в покраснение, вносимый родительской галактикой, и внутренний цвет сверхновой.

CMAGIC Color-Magnitude Intercept Calibration (CMAGIC) метод, основанный на зависимости цвет–звёздная величина для СН Ia. Лифан Ванг с коллегами [82] сделали интересное открытие, заключающееся в том, что в течение первого месяца после максимума звёздная величина СН Ia, найденная для некоторого показателя цвета, имеет очень маленькую дисперсию. В течение этого периода соотношение между звёздной величиной в B и показателями цвета (B V ) (или (B R), (B I)) практически линейное с постоянным наклоном для разных СН Ia. После применения коррекции дисперсия в звёздных величинах составляет 0.1m.

CMAGIC метод можно использовать для расчёта вклада родительской галактики в поглощение света от СН Ia. Метод прекрасно подходит для определения расстояний до сверхновых, которые были зарегистрированы после максимума блеска.

Описанные выше методы позволяют определять расстояния до СН Ia, опираясь на зависимость между параметрами, зависящими от расстояния (максимум блеска или средняя разница в звёздных величинах между наблюдаемой кривой блеска и эталонной кривой блеска) и параметрами, не зависящими от расстояния (показатель цвета, s-фактор или m15 (B)).

Существование эмпирических соотношений между светимостью, формой кривой блеска и цветом СН Ia объясняется в некоторых теоретических моделях. Общепринято, что к феномену СН Ia приводит взрыв углеродно-кислородного белого карлика (БК) с массой, близкой к Чандрасекаровской [83, 84, 85]. Различные теоретические модели включают в себя дефлаграцию (дозвуковое горение), детонацию (сверхзвуковое горение), нецентральную детонацию, отложенную детонацию, пульсационную отложенную детонацию [86, 87, 88, 89, 90, 69, 91]. Также существует модель субчандрасекаровского БК в качестве прародителя СН Ia, где взрыв происходит на поверхности БК из-за поджига накопленного в результате аккреции гелиевого слоя [92, 93, 94, 95, 96]. Одно из возможных объяснений наблюдаемых соотношений в том, что значение плотности, при котором детонационный режим горения сменяется дефлаграционным, влияет на количество образующегося при взрыве 56 Ni. Если смена режимов горения происходит достаточно поздно, то внешняя оболочка успевает расшириться, из-за чего снижается количество образующегося Ni. Это ведёт к уменьшению температуры в расширяющейся оболочке и фотосфере, непрозрачность быстро падает. Следовательно, фотосфера быстрее просветляется, и высвобожденная энергия высвечивается за короткое время. И наоборот, если детонация достаточно быстро сменяет дефлаграцию, образуется большое количество 56 Ni. В результате мы имеем яркую горячую сверхновую, чья непрозрачная оболочка достаточно медленно теряет энергию, что и объясняет медленный спад светимости на кривых блеска ярких сверхновых.

Теоретические модели взрыва СН Ia дают частичное объяснение неоднородности сверхновых и происхождение эмпирической зависимости между формой кривой блеска и светимостью СН Ia. Реализуются ли в природе сразу несколько из предложенных теоретических моделей или неоднородность можно объяснить вариациями внутри одной из них пока неизвестно.

1.3 Обработка СН 2009nr в программе SNooPy 1.3.1 Описание программы SNooPy Все методы, перечисленные в пункте 1.2, используются для уменьшения дисперсии абсолютной звёздной величины СН Ia в максимуме блеска. Чем меньше дисперсия, тем точнее определяются космологические параметры M и. Использование чистых сверхновых Ia позволяет уменьшить дисперсию модуля расстояний на диаграмме Хаббла (подробнее см. пункт 1.5). Одной из таких сверхновых является СН 2009nr [97], открытая глобальной роботизированной сетью МАСТЕР [20, 21, 22, 23].

Перед тем, как нанести СН 2009nr на диаграмму Хаббла, необходимо её стандартизовать, то есть определить истинное значение абсолютной звёздной величины в максимуме блеска.

В последние годы было разработано несколько методов и программ для определения параметров кривых блеска СН Ia (см. пункт 1.2, а также [98, 99, 30]). В данной работе наблюдения СН 2009nr обрабатывались в программе SNooPy (SuperNovae in Object Oriented Python) [30].

SNooPy программа, написанная на языке Python, предназначена для обработки кривых блеска сверхновых звёзд. Преимущество программы состоит в том, что она работает с кривыми блеска в стандартной Джонсоновской системе BVRI и системе фильтров uBVgriYJHK, используемой в проекте Carnegie Supernova Project [100]. SNooPy позволяет оценивать поглощение в нашей галактике на основе карт Шлегеля и др. [101], поглощение в родительских галактиках сверхновых с помощью закона поглощения Карделли и др. [102], рассчитывать K-поправки, модуль расстояния, определять момент максимума в различных фильтрах и параметр m15 (B).

Для расчёта кривых блеска используется следующая модель:

mX (t tmax ) = TY ((t tmax )/(1 + z), m15 ) + MY (m15 )+ где mX это видимая звёздная величина в фильтре X, tmax время максимума в фильтре B, m15 параметр наклона, MY абсолютная звёздная величина в фильтре Y в системе отсчёта сверхновой, µ модуль расстояния, E(B V )gal и E(B V )host избыток цвета в Галактике и родительской галактике сверхновой, RX и RY отношение полного поглощения к селективному в фильтрах X и Y, KXY обобщённая K-поправка, T (t, m15 ) модельные кривые блеска.

Программа SNooPy основана на методе стандартизации кривых блеска, разработанном Прието и др. [79]. В работе [79] была использована опорная выборка из 14 сверхновых с хорошо измеренными кривыми блеска в разных фильтрах и известными значениями m15 (B). Поскольку количество кривых блеска хороших сверхновых не охватывает весь диапазон значений параметра наклона m15 (B), для построения кривых блеска с промежуточными значениями m15 используется следующий метод. Предположим, что необходимо построить модельную кривую блеска с m15 1.2m. Тогда каждой сверхновой из опорной выборки приписывается некий вес wi в зависимости от того, насколько соответствующее ей значение m15 близко к исходному m15 1.2m. В данном случае вес сверхновой с m15 = 1.96m будет меньше, чем вес сверхновой с m15 = 1.3m. Значения вычисленных весов нормируются так, чтобы их полная сумма была равна 1. Тогда параметр наклона будет равен следующей сумме:

А модельная кривая блеска, соответствующая найденному m15, будет вычисляться как сумма с весами кривых блеска опорной выборки сверхновых:

где TiX кривая блеска i–сверхновой в фильтре X.

Таким образом, можно получить модельную кривую блеска сверхновой с любым значением параметра наклона. Кроме того, в программе заложена информация о распределении поглощения на луче зрения в нашей галактике. Но анализ кривых блеска далёких сверхновых сталкивается ещё с одной проблемой. Из-за расширения Вселенной спектр сверхновых смещается в красную сторону и растягивается по длине волны.

Введение K-поправки учитывает оба эти эффекта. Для её вычисления необходим набор модельных спектров сверхновых в разные моменты времени в зависимости от параметра наклона. В качестве таких модельных спектров используются спектры, разработанные Питером Нугентом [103] и Эриком Хсиао [104]. Подробнее о K-поправке см. пункт 1.3.2.

1.3.2 K-поправка В последнее время проводилось и проводится много обзоров по поиску сверхновых звёзд: Nearby Supernova Factory1, Carnegie Supernova Project2 [100], Sloan Digital Sky Survey3 [105], SuperNova Legacy Survey4 [106], ESSENCE Supernova Survey5 [107], CFHT Legacy Survey6, Lick Observatory Supernova Search7 [108], La Silla-QUEST Low Redshift Supernova Survey8 [109], Mobile Astronomical System of theTElescope-Robots9 [21], Catalina RealTime Transient Survey10 [110], intermediate Palomar Transient Factory11 [111], GOODS/HST TRANSIENT SEARCH12 [112]. В связи с этим число открываемых сверхновых, а также количество фотометрических и спектроскоhttp://snfactory.lbl.gov/index.html http://csp.obs.carnegiescience.edu/ http://www.sdss.org/ http://cfht.hawaii.edu/SNLS/ http://www.ctio.noao.edu/essence/ http://www.cfht.hawaii.edu/Science/CFHTLS/ http://astro.berkeley.edu/bait/public_html/kait.html http://hep.yale.edu/lasillaquest http://observ.pereplet.ru/ http://crts.caltech.edu/ http://www.ptf.caltech.edu/iptf http://www.stsci.edu/ftp/science/goods/ пических данных для этих объектов всё время растёт. Чем больше наблюдений, тем меньше разброс в определении космологических параметров, и систематические ошибки, вносимые при вычислении K-поправки, оказывают существенный вклад общую ошибку. Поэтому теперь точное вычисление K-поправки становится особенно важным.

K-поправка возникает из-за того, что спектр F () испытывает на себе красное смещение, пока излучение идёт от объекта к наблюдателю. Эффект состоит из двух частей. Во-первых, если F () не является плоским, то есть F (0 ) = F (0 /(1 + z)), то излучение, принимаемое на длине волны 0, на самом деле было испущено на z = 0 /(1 + z). Следовательно, поток в некой полосе в лабораторной системе системе, связанной с объектом будет отличаться от потока, регистрируемого наблюдателем в той же полосе. Во-вторых, ширина полосы пропускания приёмника, регистрирующего поток от объекта, в (1+z) раз больше, чем ширина этой полосы в лабораторной системе. Первый эффект является функцией длины волны и при F () = const не работает, второй эффект, напротив, не зависит от вида F (). Если поток излучения получен в энергетических единицах, то следующее уравнение определяет значение K-поправки [113]:

где Sx кривая пропускания приёмника в фильтре x, Kx выражено в звёздных величинах.

Стандартная K-поправка используется для нахождения звёздной величины объекта на красном смещении z в некотором фильтре x с помощью формулы [114]:

где µ модуль расстояния (основанный на фотометрическом расстоянии), Mx абсолютная звёздная величина в фильтре x, trest время в лабораторной системе отсчёта и tobs = (1+z)trest время в системе отсчёта, связанной с наблюдателем. Стандартной K-поправкой удобно пользоваться до z < 0.2, так как на больших красных смещениях требуется значительная экстраполяция спектра сверхновой. Поэтому была введена обобщённая K-поправка. Именно ей удобно пользоваться при работе со сверхновыми на больших красных смещениях. Обобщённая K-поправка преобразует звёздную величину в наблюдаемом фильтре y в звёздную величину в лабораторном фильтре x [114].

где Z модельное распределение энергии по спектру на z = 0, для которого в используемой фотометрической системе U = B = V = R = I = 0, F () распределение энергии по спектру сверхновой, Sx, Sy кривые пропускания приёмника в лабораторном фильтре x и в фильтре наблюдателя y, µ модуль расстояния, Mx абсолютная звёздная величина в лабораторном фильтре x, my видимая звёздная величина в фильтре наблюдателя y. Если Sx = Sy, то первый член в формуле 1.7 выпадает, и мы получим выражение для стандартной K-поправки.

Для далёких сверхновых свет, проходящий через некоторый фильтр в системе отсчёта, связанной со сверхновой, испытывает настолько сильное покраснение, что наблюдая в этом же фильтре здесь, на Земле, мы будем терять значительную часть света. Но, подбирая соответствующим образом фильтры, можно добиться практически полного совпадения кривой пропускания фильтра в лабораторной системе отсчёта на некотором z с фильтром наблюдателя, отнесённого на то же z.

Применение K-поправки особенно важно для далёких сверхновых.

1.3.3 СН 2009nr Сверхновая SN 2009nr была открыта на ПЗС-изображении, полученном телескопом роботизированной сети МАСТЕР [21] в Благовещенске 22 декабря 2009 года. Сообщение об открытии было опубликовано 6 января 2010 года [115]. В момент открытия блеск сверхновой составлял около 13.6m, что сделало её второй по яркости сверхновой, открытой в 2009 году (после СН 2009ig). Координаты СН 2009nr: = 13h 10m 58.95s, = +11 29 29.3 (J2000.0). Сверхновая находилась в 36 к востоку и 50 к северу от центра Scd галактики UGC 8255. Спектр СН 2009nr был получен 7 января 2010 года на 1.5-м телескопе обсерватории Уиппл и показал, что объект принадлежит к сверхновым звёздам типа Ia [116]. СН 2009nr была обнаружена на снимках, полученных по программе автоматизированного обзора неба ASAS, что дало возможность проследить кривую блеска в области максимума [117]. Фотометрические ПЗС-наблюдения СН 2009nr осуществлялись на телескопах роботизированной сети МАСТЕР в Кисловодске и Благовещенске. Кривые блеска СН 2009nr в U, B, V, R, I фильтрах, полученные на разных инструментах, представлены на рисунке 1.3.

Для анализа СН 2009nr использовалось 2 режима работы программы SNooPy. Первый режим позволяет определить максимум в полосах B, V, R, I, момент максимума tBmax в B фильтре, а также параметр m15.

Последний параметр соответствует m15 (B), но определяется фитированием кривой блеска во всех фильтрах. Второй даёт оценки поглощения в родительской галактике E(B V )host, модуль расстояния µ, tBmax и m15. Были получены следующие результаты (таблица 1.1).

Как видно из рисунка 1.3, наблюдения хорошо описываются модельными кривыми блеска, полученными с помощью SNooPy. Оценки времени tBmax в обеих версиях кода почти совпали друг с другом. Максимум в фильтре B произошёл примерно за два дня до максимума в фильтре V, что типично для СН Ia. Заметим, что абсолютная звёздная величина СН 2009nr, рассчитанная с использованием кода SNooPy, составила MV = 19.6m, что согласуется с другими оценками [117].

Звёздная величина Рис. 1.3: Кривые блеска СН 2009nr. Данные взяты из работы [97]. Непрерывные кривые, аппроксимирующие наблюдения результат работы программы SNooPy.

Таблица 1.1: Результаты обработки кривых блеска СН 2009nr в программе SNooPy.

Независимая обработка СН 2009nr и анализ результатов были выполнены в работе Рубаба Кхана и др. [117]. Они использовали телескопы с апертурами от 10 см до 2.5 м для получения фотометрических данных и от 2.5 м до 6.5 м для получения спектральных данных. Их результаты следующие: tBmax = 2455193.2 ± 0.3, m15 (B) = 0.93 ± 0.02, E(B V )host = 0.00 ± 0.01, µ = 33.27 ± 0.15. Значения m15, полученные в двух версиях SNooPy и в работе Кхана и др., различаются лишь слегка, тогда как оценки E(B V )host не очень хорошо согласуются между собой. SNooPy даёт бльшее поглощение, в результате чего µ, а следовао тельно, и расстояние до сверхновой, становится меньше. По-видимому, это неучтённые ошибки использованных методов стандартизации. Избыток цвета E(B V )host для СН 2009nr должен быть небольшим, поскольку она взорвалась практически в межгалактическом пространстве, где поглощение практически отсутствует.

1.4 Механизмы взрыва 1.4.1 Основные механизмы Сейчас представляется общепринятым, что СН Ia являются результатом термоядерного взрыва белого карлика (см. обзор [118]). Устойчивость одиночного БК поддерживается за счёт давления вырожденного электронного газа. Однако существует некая предельная масса, достигнув которой, БК теряет свою устойчивость предел Чандрасекара. Если масса БК по каким-то причинам превышает этот предел, происходит его взрыв, полностью разрушающий звезду. Во время взрыва рождается большое количество 56 Ni, распад 56 Ni и продуктов его распада формирует кривую блеска СН Ia.

Как именно БК достигает предела Чандрасекара, до сих пор неясно.

Существует два основных механизма взрыва. SD-механизм1, или механизм Шацмана, реализуется в двойных системах, где взрыв это результат аккреции на БК со звезды-компаньона, заполнившей полость Роша [119]. Компаньон может быть красным гигантом, субгигантом, звездой главной последовательности, гелиевой звездой. У этой модели есть слабые места: во-первых, в спектрах СН Ia не наблюдаются линии водорода (должны быть от звезды-компаньона), а во-вторых, на месте сверхновых звёзд ни разу не был найден компаньон.

Другой механизм DD2 это слияние двух БК с общей массой больше предела устойчивости [120, 121]. Если два БК образуют двойную сиSD single degeneration.

DD double degeneration.

стему, то рано или поздно они сольются из-за излучения гравитационных волн. Этот механизм приводит к полному разрушению БК и объясняет отсутствие второго компаньона в наблюдениях.

Существуют наблюдательные ограничения на возможные механизмы взрыва СН Ia. Например, известно, что СН Ia встречаются не только в спиральных, но и в эллиптических галактиках, где интенсивное звёздообразование отсутствует уже миллиарды лет. Чтобы достигнуть возраста эллиптической галактики, масса звезды компаньона не должна превышать 0.9–1 M, что сужает круг возможных компаньонов БК в механизме Шацмана [122]. Исследования близкой СН Ia 2011fe также сузили круг возможных компаньонов БК [123]. Однако до сих пор есть аргументы, поддерживающие/опровергающие обе модели. Открытие в последние годы сверхъярких сверхновых поставило ещё больше вопросов касательно возможных механизмов взрыва СН Ia.

1.4.2 Механизмы взрыва в эллиптических галактиках Интерес к сверхновым типа Ia, по которым была заподозрена тёмная энергия во Вселенной [4, 5], подвигнул астрономов к массовому открытию сверхновых звёзд. Число изученных на сегодняшний момент сверхновых звёзд почти в 50 раз превышает уровень десятилетней давности.

Массовое открытие сверхновых звёзд в последние годы позволило подтвердить, что частота взрывов СН Ia в эллиптических галактиках сильно зависит от возраста галактики, как было предсказано методом популяционного синтеза более 15 лет назад [31].

В эллиптических галактиках нет существенного звёздообразования.

После первого миллиарда лет эволюции в них остаются только маломассивные звёзды. Все массивные звёзды (с M > 8–10 M ) полностью заканчивают свою эволюцию образованием нейтронных звёзд и чёрных дыр. Сами по себе маломассивные звёзды не могут порождать вспышки сверхновых, так как их эволюция заканчивается мягким сжатием и образованием белых карликов с массой меньше предела устойчивости. Однако в двойной системе возможен отложенный (через миллиарды лет) набор массы до Чандрасекаровского предела либо в результате аккреции вещества со второго компаньона (SD-механизм) [119], либо в результате слияния (DD-механизм) [120, 121].

Уже первый эволюционный расчёт таких процессов в эллиптических галактиках (популяционный синтез), проведённый с помощью специального компьютерного кода Машина Сценариев [24, 25] показал, что механизм слияния белых карликов на два порядка эффективнее аккреционного уже через миллиард лет после образования эллиптической галактики [31] (см. Рис. 1.4).

Частота событий [100 1(10 10 L Рис. 1.4: Эволюция скорости взрывов сверхновых [на (100 лет)1 ] после -образного звёздообразования для галактики, чья полная светимость составляет 1010 LK,0, в K полосе в момент времени t = 11 млрд. лет. Синяя кривая соответствует механизму Шацмана, красная механизму, связанному со слиянием БК. Закрашенные квадратики наблюдательные точки [32]. Незакрашенная точка получена из анализа эволюции скорости взрывов сверхновых в близких эллиптических галактиках [124].

Изучение сверхновых в последние годы позволило впервые говорить о наблюдаемой эволюции частоты сверхновых в эллиптических галактиках [32] (Рис. 1.4). Эти результаты были получены по наблюдению кандидатов в СН Iа по данным обзора Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS). При этом возраст эллиптических галактик определялся на основании 9-полосной фотометрии от оптики до среднего ИК диапазона. В результате было получено, что наблюдаемое уменьшение скорости взрывов СН Ia описывается законом f t, где 1.

Поскольку наблюдатели сверхновых измеряют частоту сверхновых на 1010 LK,0, в K полосе, старые данные были переделаны в новый график в предположении, что M /LK,0 = 1.8[M /LK, ] в соответствии с современными данными. Было получено прекрасное согласие с частотой, предсказанной на основании теории эволюции двойных звёзд [31] (см. Рис. 1.4).

Популяционный синтез представляет собой непростую численную схему, которая включает в себя наши знания и гипотезы об эволюции двойных звёзд и наблюдаемые свойства двойных звёзд: начальное распределение по массам и начальное распределение по полуосям. Однако, как будет показано далее, полученный в 1997 году результат, как и более современные расчёты [125, 126, 32, 127, 128, 129], крайне слабо чувствителен к тёмным местам эволюции двойных звёзд.

Решающим обстоятельством здесь является форма начального распределения двойных систем по расстоянию между компонентами (a).

Как было показано [130, 131], наблюдаемое в Галактике распределение двойных звёзд, находящихся в самом начале своего пути (на главной последовательности), описывается законом:

Это распределение представляет собой до сих пор теоретическую загадку и на качественном уровне может быть сформулировано следующим образом: в Галактике число широких и тесных двойных систем примерно одинаково (в равные логарифмические интервалы декады попадает одинаковое число звёзд). В качестве первого приближения можно предположить (как это и делается при популяционном синтезе), что подобное начальное распределение двойных звёзд реализуется и в других галактиках. Нет особых оснований считать, что двойные звёзды в других галактиках образуются по-другому. После образования двойная система претерпевает долгую, многообразную эволюцию с изменением расстояния между звёздами. В маломассивных двойных системах наиболее важным и наименее понятным эволюционным фактором является стадия с общей оболочкой, когда одна из звёзд оказывается фактически внутри другой, распухшей до стадии красного гиганта. На стадии с общей оболочкой звёзды катастрофически сближаются. Однако благодаря начальному степенному распределению 1.9 сближение в некое число раз, практически независящее от расстояния между звёздами, не влияет существенно на функции распределения. Таким образом, логично предположить, что в момент образования двойных белых карликов функция распределения их по расстоянию по-прежнему описывается плоским законом 1.9.

Далее эволюция каждой двойной системы это медленное сближение белых карликов благодаря излучению гравитационных волн, которое описывается формулой Эйнштейна [132]:

где M1 и M2 массы компаньонов, которые принимаются равными. Поскольку эволюция звезды до образования белого карлика в основном определяется термоядерным временем горения водорода T 1010 (M/M ) лет, можно ожидать, что в действительности время слияния будет определяться неким степенным законом.

На самом деле изменение скорости вспышек сверхновых в DD-механизме не зависит от закона сближения.

Скорость слияния белых карликов (Rate) пропорциональна числу систем с данным разделением по полуосям и скорости уменьшения расстояния между компонентами:

Пусть a, тогда скорость слияния:

Замечательно, что если = 1 (см. уравнение 1.9), то этот результат не зависит от конкретного механизма слияния (ср. с [32]) важно только, чтобы время слияния определялось начальным разделением по полуосям. Это особенно важно, поскольку образование двойных белых карликов представляет собой не мгновенный процесс. В первом приближении время жизни звезды с массой M пропорционально M2 и, следовательно, новые двойные белые карлики будут появляться в эллиптической галактике и через миллиарды лет. Однако они по-прежнему будут распределены по закону 1.9, и закон 1.12 не изменится.

Таким образом, наблюдаемое изменение скорости сверхновых в эллиптических галактиках подтверждает не только модель сливающихся белых карликов как основного механизма взрывов СН Ia. На ранних временах ( 108 лет) SD-механизм является определяющим, поэтому ожидается высокая светимость галактик этого возраста в мягком рентгеновском диапазоне.

В заключение хотелось бы прокомментировать недавнюю работу [133], в которой делается вывод о превалирующей роли DD-механизма совершенно из других соображений. Логика этой работы очень простая: чтобы работал механизм Шацмана, должна идти постоянная аккреция, а следовательно, и мягкое рентгеновское излучение, которого на самом деле не наблюдается в необходимом количестве. Однако, во-первых, отсутствие чего-либо не может быть положительным доказательством, а во-вторых, для SD-механизма важна не скорость аккреции, а важен интегральный по времени набор массы. Следовательно, и рентгеновская светимость не связана с темпом взрывов сверхновых. В эллиптических галактиках БК могут накапливать массу в системах трёх типов: (1) если красный или жёлтый карлик (второй компаньон) заполнит свою полость Роша (такие системы наблюдаются как катаклизмические переменные), (2) гелиевая звезда заполнит свою полость Роша или (3) в широких системах, где компаньоном является красный гигант (симбиотические звёзды). В первом случае теоретические расчёты показывают, что БК может накапливать массу только, если темп аккреции превысит 107 M /год, в противном случае водородно-гелиевое вещество не будет перегорать во время аккреции, а, накопившись, будет сбрасываться во время вспышек повторных новых звёзд. Именно это обстоятельство используют авторы статьи [133], чтобы предсказать рентгеновскую светимость эллиптических галактик. Однако никто не может сказать, какая доля накопившегося вещества при взрыве новой звезды остаётся на белом карлике и приближает его к Чандрасекаровскому пределу. Например, если остаётся хотя бы 5–10%, то этого достаточно для перехода тяжёлых карликов в неустойчивое состояние. При этом рентгеновская светимость будет крайне малой.

В случае симбиотических двойных всё мягкое рентгеновское излучение будет поглощаться в истекающем звёздном ветре красного гиганта.

Таким образом, обсуждение роли поглощения в оболочках симбиотических и гелиевых звёзд, рентгеновских спектров, стационарности горения в аккреционном потоке показывает, какой длинный путь должна пройти теория, чтобы отсутствие рентгеновского излучения стало сильным убедительным аргументом.

1.5 Чистые сверхновые Замечательной особенностью сверхновых звёзд типа Ia является универсальность их кривых блеска и постоянное значение абсолютной звёздной величины в максимуме, что объясняется схожестью физических процессов, приводящих к феномену вспышки. Обычно это термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика, масса которого стала больше Чандрасекаровской в результате аккреции (механизм Шацмана) [119], или слияние двух белых карликов с общей массой больше предела устойчивости [120, 121]. К сожалению, из-за возможных различий в механизмах взрыва, в химическом составе и массах звёзд-прародителей СН Ia наблюдаемые кривые блеска различаются между собой. С появлением большого числа хорошо изученных сверхновых выяснилось, что абсолютная звёздная величина в максимуме может изменяться в пределах 1m.

Тем не менее, есть способы, позволяющие определить абсолютный блеск каждой СН Ia в максимуме (см. раздел 1.2).

Несмотря на современные методы стандартизации кривых блеска, существуют сомнения в верности гипотезы стандартной свечи. Вопервых, к эффекту ослабления далёких сверхновых могла бы приводить так называемая серая пыль, поглощение которой не зависит от длины волны и практически его нельзя учесть [18]. Это могут быть крупные частицы пыли с характерными размерами больше 0.01 µm [134]. В частности, количество такой пыли пропорционально темпу звёздообразования, который растёт в прошлое, и могло бы создавать кажущееся падение мощности далёких сверхновых. С целью объяснения наблюдаемого ослабления блеска далёких сверхновых Ia в работах [134, 135] был привлечён механизм поглощения межгалактической серой пылью. Однако Бассетт и Кунз [136] исключили эту возможность. К тому же наблюдения далёких квазаров показывают, что если серая пыль и присутствует в межгалактическом пространстве, то она не может давать поглощение больше 0.1m [137].

Другое дело серая пыль внутри родительских галактик. Её количество может также эволюционировать с возрастом, создавая кажущийся эффект ослабления блеска сверхновых. Такая пыль заведомо есть в галактиках (см. [138]). Кроме того, чем дальше мы заглядываем вглубь Вселенной, тем более раннее в химическом смысле население звёзд мы видим. Это связано с постепенной химической эволюцией Вселенной, возникающей при термоядерном горении первичных водорода и гелия в более тяжёлые элементы в звёздах. Вполне возможно, что взрыв СН Ia зависит от химического состава звезды на главной последовательности.

Недавнее открытие сверхъярких СН Iа [139] подтверждает существующий разброс значений светимостей сверхновых в максимуме. Наличие таких объектов вполне предсказуемо в рамках модели сливающихся белых карликов, сумма масс которых не постоянна и медленно меняется с хаббловским временем Вселенной. Дело в том, что на ранних стадиях эволюции Вселенной происходили слияния в среднем более массивных белых карликов, чем сейчас. Согласно расчётам А.В. Тутукова [18], средняя энергия сверхновых Ia должна возрастать с z > 2 и существенно увеличиваться на z > 8. Но очень далёкие сверхновые ещё не открыты в достаточном количестве, чтобы стало возможным делать выводы о влиянии суммарной массы звёзд-прародителей на абсолютную звёздную величину сверхновых. А для открываемых в большом количестве близких сверхновых до z = 1 этот эффект несущественен.

Чтобы избавиться от возможного влияния трёх факторов серой внутригалактической пыли, химической эволюции и возможных различий в механизмах взрыва белых карликов в работе предложен особый подкласс чистых сверхновых.

1.5.1 Метод отбора Идея нашего подхода состоит в том, чтобы использовать только те сверхновые, которые лежат на большом расстоянии от центра родительской галактики. Во-первых, на больших расстояниях от ядра (или высоко над плоскостью, если мы имеем дело со спиральной родительской галактикой, видимой с ребра) располагаются наиболее старые, бедные металлами звёзды с возрастом, сравнимым с возрастом Вселенной. Это автоматически приводит к более однородному химическому составу звёздпрародителей. Во-вторых, удалённые от центра галактик СН Ia скорее всего имеют общий механизм взрыва, а именно слияние белых карликов. Это связано с тем, что в гало галактик нет звёзд средней массы, которые могли бы обеспечить набор вещества белыми карликами в двойных системах. Механизм Шацмана (или SD-механизм) [119] предполагает набор массы белым карликом до Чандрасекаровского предела в двойных системах с темпом перетекания более 108 –107 M /год. В эллиптических галактиках механизм слияния белых карликов обеспечивает до 99% взрывов сверхновых Ia (см. раздел 1.4.2, [27]). В-третьих, в гало галактик пыли практически нет. Например, в нашей галактике толщина пылевого слоя не превышает нескольких килопарсек даже на краю (15–20 кпк). В эллиптических галактиках пыль отсутствует даже глубоко внутри галактики, к тому же возраст, и, следовательно, химический состав эллиптических галактик вполне соответствует бедным металлами звёздам первого поколения. Но крайне затруднительно определить тип родительских галактик для далёких сверхновых с красным смещением z 1. Поэтому рассматривались только сверхновые, далёкие от центра родительской галактики.

К настоящему времени проведены детальные фотометрические и спектральные наблюдения большого числа СН Ia. Для данной работы использовались сверхновые из статей [140, 141]. В работе [140] авторы использовали выборку из 414 сверхновых, открытых как небольшими давними обзорами, так и крупными, включая SNLS [106], ESSENCE [107], SDSS [105]. Обработка кривых блеска осуществлялась в работе [140] с помощью метода SALT, в основе которого лежит использование синтетического спектра сверхновой Ia [80]. Сверхновые, не удовлетворявшие условиям обработки (недостаточное количества фотометрических наблюдений, наличие данных только в одном фильтре), были исключены из рассмотрения. В финальную выборку вошло 307 сверхновых, для которых методом SALT были определены видимая и абсолютная звёздные величины в B фильтре, показатель цвета (B V ) в максимуме и s-фактор [35] параметр, позволяющий привести исследуемую кривую блеска к модельной кривой путём растяжения или сжатия временной оси. Сверхновые из работы [141] также представляют собой компиляцию данных из разных обзоров, но, тем не менее, все они были обработаны одним способом.

На первом шаге с помощью баз данных HyperLeda [142] и SIMBAD из всех сверхновых были выбраны те, которые находятся далеко за пределами родительской галактики. Количественным критерием служило расстояние от центра галактики в единицах D25 галактики (имеется в виду фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B). Если расстояние превышало D25, сверхновая считалась далёкой. После просмотра получившегося списка были отсеяны сомнительные случаи спиральных и взаимодействующих галактик, где затруднительно провести границу родительской галактики. Кроме сверхновых, далёких от центра галактики, были отобраны сверхновые, чья родительская галактика уверенно классифицировалась как эллиптическая. Затем были просмотрены объекты, открытые космическим телескопом Хаббл [143, 144] на больших расстояниях (z > 0.2).

Здесь выборка производилась визуально. К ним были добавлены 2 сверхновые в гало СН 2008gy [145] и СН 2009nr [97, 117], открытые в обзоре роботизированной сети МАСТЕР. Отметим, что СН 2008gy и СН 2009nr представляют собой наиболее подробно исследованные близкие сверхновые, которые практически находятся в межгалактическом пространстве.

Таким образом, появился список чистых сверхновых, готовый для построения диаграммы Хаббла (см. таблицу 1.2).

Для составления таблицы использовались координаты из базы данных SIMBAD. С помощью базы данных HyperLeda [142], каталога сверхновых звёзд ГАИШ [146] и Asiago Supernova Catalogue [147] был найhttp://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ ден номер галактики по номенклатуре PGC (Principal Galaxy Catalog).

В шестом столбце таблицы представлены расстояния в единицах D от сверхновой до центра галактики. При расчёте этого расстояния было учтено, что поверхностная яркость галактик падает с расстоянием как (1 + z)4 (парадокс Ольберса). Для близких сверхновых этот эффект пренебрежимо мал, но для далёких объектов его необходимо учитывать.

расстояние между сверхновой и центром галактики в килопарсеRc ках. В последнем столбце приведён тот критерий, по которому данная сверхновая была включена в выборку.

Таблица 1.2: Список СН Ia, вошедших в итоговую выборку.

Первый столбец название сверхновой; второй столбец экваториальные координаты (,); третий столбец красное смещение; четвёртый столбец модуль расстояния; пятый столбец номер галактики по номенклатуре PGC; шестой столбец расстояние в единицах D25 от сверхновой до центра галактики;

седьмой столбец Rc, расстояние между сверхновой и центром галактики в кпк; восьмой столбец критерий отбора (1 D25, 2 E галактика, 3 находится в межгалактическом пространстве, 4 визуально).

1.5.2 Анализ диаграммы Хаббла На диаграмму Хаббла (зависимость модуля расстояния от красного смещения) были нанесены сверхновые Ia, которые взорвались далеко от центра родительской галактики или в E галактиках. Для построения диаграммы использовались данные из таблицы 1.2. С помощью написанных в среде MATLAB программ данные были аппроксимированы методом -квадрат (МНК с весами ). Через точки наилучшим образом проводилась следующая теоретическая кривая:

где µ модуль расстояния с учётом s-фактора, K-поправки и поглощения; dl фотометрическое расстояние; c, H0 скорость света и постоянная Хаббла. При расчётах H0 берётся равным 70 км/с/Мпк. Так как в предполагаемой модели m + = 1, то единственный неизвестный параметр. Значение плотности тёмной энергии подбирается так, чтобы сумма квадратов отклонений наблюдательных точек от теоретической кривой 1.13 была минимальна. Для наглядности на этот же график была нанесена кривая для = 0. Видно, что даже для сверхновых, которые взорвались в областях, где поглощение (в том числе и серое) минимально, поведение диаграммы Хаббла показывает наличие, ускоренное расширение Вселенной! По этим данным Вселенная расширяется с значением = 0.66 ± 0.18 (Рис. 1.5).

Модуль расстояния Рис. 1.5: Диаграмма Хаббла для чистых СН Ia, построенная по точкам из таблицы 1.2. Красная кривая кривая, наилучшим образом приближающая наблюдательные данные; синяя кривая кривая, соответствующая Вселенной без тёмной энергии; пунктирные линии 95% доверительный интервал.

Для того чтобы ответить на вопрос: отличается ли подкласс чистых сверхновых от остальных СН Ia, аналогичным образом были рассмотрены сверхновые из таблицы 1.2, но до z < 0.06 (Рис. 1.6). Чистые сверхновые взорвались на большом расстоянии от центра галактики или в эллиптических галактиках. В обоих случаях механизм взрыва один и тот же: слияние двух белых карликов. Уже через миллиард лет после образования эллиптической галактики механизм, связанный со слиянием белых карликов, становится на два порядка эффективнее аккреционного [27]. А далеко от центра спиральных галактик все звёзды уже давно проэволюционировали, и аккреционный механизм не может быть реализован. Кроме того, химический состав этих сверхновых должен быть примерно одинаков. Таким образом, мы имеем физически более однородный класс сверхновых.

Модуль расстояния Рис. 1.6: Диаграмма Хаббла для чистых СН Ia, взятых из таблицы 1. до z = 0.06. Пунктирные линии 95% доверительный интервал.

Рисунок 1.7 показывает, насколько сильно отклоняются от средней кривой чистые сверхновые и все остальные сверхновые из работ [140, 141] до z < 0.06. Для количественной оценки дисперсии используется выражение:

где n число сверхновых выборки, m количество параметров, используемых при проведении процедуры аппроксимации ( ), yi наблюдательные точки на диаграмме Хаббла, y теоретические значения, соответствующие этим точкам.

Прежде всего мы отмечаем, что у чистых сверхновых (z < 0.06) значительно меньше дисперсия, чем у всех сверхновых. Так, средняя дисперсия в звёздных величинах для чистых сверхновых составила 0.04, в то время как для остальных сверхновых из работ [140, 141] она Отклонение Рис. 1.7: Отклонение в звёздных величинах наблюдательных точек (сверхновых) от теоретической кривой, аппроксимирующей эти точки на диаграмме Хаббла.

составляет 0.2. Это доказывает, что чистые сверхновые Ia являются более однородным классом сверхновых звёзд.

Сверхновые звёзды типа Ia играют огромную роль в разных областях астрофизики. Их изучение очень важно для задач космологии, ведь эти объекты оказались прекрасными индикаторами расстояний во Вселенной ввиду их больших светимостей и удивительной схожести кривых блеска. Они также пролили свет на понимание химической эволюции галактик, объяснив наличие тяжёлых элементов в межзвёздном пространстве. Тем не менее, остаются вопросы, связанные со стандартностью СН Ia, пониманием физики механизма взрыва и природы тех процессов, которые приводят к феномену сверхновых.

Что касается стандартности сверхновых Ia, то здесь с каждым годом возникает всё больше вопросов. Было найдено, что существует несколько возможных механизмов взрыва сверхновых Ia. В зависимости от реализующегося механизма блеск сверхновых может меняться. Также взрыв СН Ia может зависеть от химического состава звезды-прародителя. С помощью зависимости параметров кривых блеска от абсолютной звёздной величины сверхновых строятся алгоритмы оптимизации кривых блеска.

Но на данный момент указанная зависимость исследована не полностью, и значения входящих в неё параметров меняются от работы к работе. С ростом объёма данных процедура обработки кривых блеска усложняется. Если раньше основным параметром, описывающим кривую блеска, был её наклон, то теперь стали учитывать ещё изменение показателя цвета сверхновых. Наиболее эффективные из методов стандартизации позволяют сократить дисперсию на диаграмме Хаббла до 0.1m, что соответствует 5% точности в определении расстояний (см. пункт 1.2).

Соотношения, позволяющие определять абсолютную звёздную величину сверхновых, получаются и в теоретических моделях. Считается, что эти соотношения учитывают небольшой разброс в массах взрывающихся БК и частично различия в химическом составе. Однако они не учитывают серое поглощение, особенно если свойства и состав пыли эволюционируют со временем или меняются от галактики к галактике. Один из методов стандартизации СН Ia был применён к анализу кривой блеска чистой СН 2009nr (см. пункт 1.3).

В разделе 1.5 был рассмотрен вопрос о нарушении стандартности блеска, связанный с поглощением излучения серой пылью в родительских галактиках. Согласно гипотезе о сером поглощении, ускоренное потемнение сверхновых обусловлено в первую очередь поглощением излучения серой пылью, влияние которой пока не учитывается стандартными процедурами по учёту поглощения [117]. Кроме того, в прошлом количество серой пыли было больше. Для исследования этого эффекта были рассмотрены сверхновые, взорвавшиеся далеко от центра родительской галактики, где мало газа и пыли, в том числе и серой. Полученный результат показывает ускоренное расширение Вселенной и наличие тёмной энергии на уровне = 0.66 ± 0.18. Разница между кривой, соответствующей Вселенной без тёмной энергии, и кривой, аппроксимирующей чистые сверхновые, на диаграмме Хаббла составляет 1m. Это значение увеличится, если учесть, что в прошлом сверхновые были ярче из-за большей массы сливающихся белых карликов.