Метод измерения космологических расстояний с использованием сверхновых типа IIn
За последние десятилетия прогресс в наблюдательной астрономии шагнул далеко в глубины Вселенной. Астрономы не только заглянули в недоступные ранее области Вселенной и увидели крайне далекие галактики на z = 7,7 (13 млрд световых лет), но научились одновременно следить за событиями в протяженных областях звездного неба. Широкоугольные обзоры неба [Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Palomar Transient Factory (PTF), Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS) и др.] позволили открывать транзиентные объекты практически сразу после их появления на небе, что способствовало взрывному росту количества открываемых сверхновых. Сегодня за год открывают тысячи сверхновых, тогда как десять лет назад было исследовано всего несколько сотен за всю историю наблюдений. Большой объем наблюдательных данных по сверхновым позволил детально исследовать сверхновые редкого подкласса IIn (SN IIn), выделенные в отдельную группу в 1990 году. Эти сверхновые характерны необычайно узкими спектральными линиями водорода, вследствие чего к названию типа II была добавлена буква “n” (анг. “narrow” – “узкий”). Астрономы обнаружили значительное разнообразие фотометрических и спектроскопических свойств SN IIn. Некоторые из них светят очень ярко и достигают в пике абсолютную звездную величину MR = −21, как, например, знаменитая сверхновая SN 2006gy. Способность SN IIn светить столь ярко позволяет отнести их к классу сверхмощных сверхновых SLSN (Superluminous Supernovae), исследования которых в последнее десятилетие активно введутся в ИТЭФ и других центрах.
В лаборатории астрофизики ИТЭФ подобные сверхновые начали изучать задолго до того, как им был присвоен отдельный подтип. В 1986 году в работе Грасберга и Надёжина было показано, что наблюдаемый спектр с узкими линиями от SN 1983K можно объяснить излучением от сверхновой, взорванной внутри выброса, выброшенного за 1-2 месяца до взрыва. В дальнейшем в лаборатории астрофизики ИТЭФ были построены более сложные и детальные модели, хорошо описывающие наблюдательные данные. На сегодня этот механизм является одной из основных гипотез для объяснения чудовищной светимости сверхмощных сверхновых.
Основываясь на проведенных расчетах, сотрудниками лаборатории астрофизики ИТЭФ С.И. Блинниковым, М.Ш. Поташовым и П.В. Баклановым был предложен и успешно опробован на практике новый метод измерения расстояний до сверхновых IIn. Метод может применяться для сверхновых типа IIn наивысшей светимости, что позволяет использовать его при космологических масштабах, что крайне важно для проверки космологических теорий. Это прямой метод определения расстояний, не требующий предварительной юстировки по светилам на известной дистанции, определенной другим способом. Даже для далеких сверхновых нет необходимости опираться на шкалу космологических расстояний, в отличии, например, от приближения стандартной свечи, как в случае сверхновых типа Ia.
Идея метода восходит к работам Бааде и Весселинка, применявших его к пульсирующим звездам — цефеидам. Представим на расстоянии сферически симметричную звезду с радиусом фотосферы . Если поток на уровне фотосферы звезды составляет , то измеряемый телескопом поток от звезды равен . Предполагая поток с фотосферы планковским с наблюдаемой цветовой температурой :, можно найти угловой размер звезды: , либо изменение углового размера . Если фотосфера движется вместе с веществом, то, зная скорость вещества , измеренную с помощью эффекта Доплера по слабым спектральным линиям, можно вычислить скорость фотосферы . Скорость позволяет определить изменение радиуса фотосферы, проведя серию измерений за интервал времени : . По или при известном или, соответственно, изменении за некоторый интервал времени, легко определяется искомое расстояние .
Для обычных сверхновых типа IIP красивая идея Бааде оказалась неприменимой. Причина в том, что у SN IIP фотосфера не связана с определенным слоем вещества, а движется относительно него. Напрямую определить из наблюдений скорость фотосферы невозможно, можно лишь измерить скорость вещества на уровне фотосферы, используя эффект Доплера и полагая формирование слабых спектральных линий близким к уровню фотосферы. При разлете оболочки сверхновой возможны ситуации, когда фотосфера сжимается и и направлены в разные стороны. А не зная , нельзя получить величину , необходимую для определения расстояния. Поэтому для сверхновых SN IIP Киршнер и Кван предложили другой способ определения расстояний, названый методом расширяющихся фотосфер (EPM). Для определения радиуса ими было предложено использовать свойство сверхновых типа IIP быстро, с характерным временем t ~ 8 дней, выходить на свободный разлет. При этом искомый радиус вещества связан со скоростью хаббловским соотношением , где — момент начала взрыва.
Однако SN IIn — необычные сверхновые. Вокруг них много вещества, и ударная волна месяцами, а иногда и годами, не может прорваться в разреженную среду. Как показывают построенные в лаборатории астрофизики ИТЭФ модели SN IIn, ударная волна от взрыва сверхновой в оболочке переходит в сильную радиативную ударную волну. Излучение эффективно отводит тепло из контактной зоны между ударной волной и внешними слоями оболочки сверхновой. Благодаря этому в оболочке формируется тонкий плотный слой, играющий важнейшую роль в новом методе определения расстояний по сверхновым, который получил название «метод плотного слоя» (Dense Shell Method — DSM). В плотном слое формируется фотосфера и движется вместе с ним, а значит, измеряя по Доплеру скорость вещества , мы можем получить скорость фотосферы . Это соответствует идее Бааде для цефеид, описанной выше, и позволяет вычислить расстояние до сверхновой.
По новому методу DSM для определения космологических расстояний с помощью сверхновых типа SN IIn следует провести следующие операции.
- Нужно измерить «узкие» компоненты спектральных линий для оценки свойств (плотности, скорости) околозвёздной оболочки. Здесь не требуется высокая точность измерений и моделирования.
- Измерить «широкие» эмиссионные компоненты линий и найти скорость на уровне фотосферы с максимально возможной точностью.
- Хотя закон для SN IIn неприменим, но измеренная скорость соответствует «истинной» скорости фотосферы , а не только скорости течения вещества, как в случае SN IIP.
- Измерить приращение радиуса путём интегрирования по времени с учётом рассеяния, потемнения/уярчения к краю и т.п. Получаемые значения изменений радиуса должны использоваться при итерациях оптимальной модели.
- Получить расстояние посредством согласования изменения наблюдаемого потока с изменением .
Изложенный выше упрощенный вариант метода позволяет получить неплохую оценку расстояния до SN IIn. Для лучшей точности или при значительном изменении такой простой подход должен быть дополнен. Необходимо построить модель, наилучшим образом воспроизводящую наблюдения широкополосной фотометрии и скорость , которая контролируется по наблюдениям . Такая модель нужна для вычисления эволюции и для детальных предсказаний теоретического потока (см. рисунок 12).
Рис. 12. Плотность ρ (черная кривая), оптическая толща τR, логарифм температуры T, логарифм светимости L40 и скорость фотосферы ν9 как функции радиуса для различных моментов времени. Значения плотности показаны на оси слева, для всех остальных величин – справа.
Астрофизики ИТЭФ успешно использовали метод DSM для нахождения расстояния до трёх SN IIn. Первая сверхновая SN 2006gy была выбрана за свою светимость, превосходившую все известные на тот момент сверхновые. В определении галактического поглощения до сверхновой есть значительный разброс, поэтому использовалось значение . Из данных наблюдений была получена оценка расстояния до SN 2006gy Мпк. Данное значение хорошо согласуется с известным модулем расстояния до родительской галактики Мпк. Следует заметить, что весьма большие ошибки в расстоянии не связаны с погрешностью метода, а возникли из-за неопределенности в галактическом поглощении.
Вторая сверхновая SN 2009ip вспыхнула в галактике NGC 7259 в области, свободной от облаков пыли и газа, а, следовательно, с малым межзвездным поглощением. Кроме того, эта сверхновая замечательна тем, что она произвела в 2009 году несколько выбросов, детально исследованных наблюдателями. Метод DSM дал расстояние до сверхновой Мпк, что находится в прекрасном согласии с известным модулем расстояния до родительской галактики Мпк.
Упрощенный вариант описанного метода был протестирован на третьей SN 2010jl. Полученная оценка расстояния до сверхновой SN 2010jl составила Мпк, что согласуется с известным расстоянием до галактики в 50 Мпк. Полученные в рамках DSM расстояния до сверхновых SN 2006gy, SN 2009ip и SN 2010jl хорошо согласуются с известными расстояниями до родительских галактик, что доказывает работоспособность этого метода.
