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星海微萤

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日志

 
 

Ia 型超新星遗迹 SNR 0509-67.5 中前伴星的缺失(Schaefer和Pagnotta 2012)  

2012-09-07 15:28:29|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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NATURE, VOL 481: 14915012 JANUARY 2012

新闻和观察

Ia 型超新星的前身星

Progenitors of type Ia supernovae

皮拉尔·鲁伊斯—拉普恩提(Pilar Ruiz-Lapuente

西班牙巴塞罗那大学天文学系和宇宙科学研究所(Department of Astronomy and the Institut de Ciències del Cosmos (IEEC–UB), University of Barcelona, Barcelona 08028, Spain. e-mail: pilar@am.ub.es

 

一颗约 400 年前光扫过地球的 Ia 型超新星遗迹的研究没有找到有任何伴星存在的迹象。这一结果表明这种超型星的前身星是一对白矮星。

 

Ia 型超新星不只是另一类恒星爆炸。它们在宇宙学中有举足轻重的作用。它们的亮度的测量结果是它们离地球的距离的函数,这提供了宇宙正在以不断加快的速度膨胀的证据 [1,2]。然而,从对这些天体的研究一开始,就一直存在一大隐忧,我们并不知道它们的前身是什么。本期刊物的第 164 页上,谢菲尔(Schaefer)和帕诺塔Pagnotta[3] 描述了一次分析,提供了对 Ia 型超新星前身星的洞察。

Ia 型超新星被认为是起源于一颗白矮星和一颗伴星,它们彼此之间相对来说离得很近。根据这一假说,白矮星——一种已经死亡的高密度恒星,由碳和氧组成,是绝大多数恒星的最后演化阶段——从它的伴星吸积物质,直到它达到一个称为钱德拉塞卡质量的极限(太阳质量的约 1.4 倍)。于是,在它的中心发生爆炸性的热核反应,所产生的火焰一路传播到恒星的表面,完全破坏这颗恒星,以高速抛射出它的物质。

但是,白矮星的伴星的性质尚属未知。它可以是任何类型的恒星:一颗主序星,这是由氢聚变成氦供给能量的恒星;或者一颗处在比主序阶段更高的演化阶段的恒星,如亚巨星、红巨星或超巨星;再或者另一颗白矮星。在一颗白矮星的伴星的情况下,这个双星系统,用术语来说称为双简并前身星,在爆发之前,就已在失控的吸积过程中被摧毁。所有其他的情况,称为单简并前身星,伴星应该在爆发后留存下来。这种区别使得天文学家想在 Ia 型超新星发生的位置寻找尚存在的伴星。

谢菲尔和帕诺塔在他们的研究中着手寻找超新星遗迹 SNR 0509–67.5 的伴星(图 1),这个超新星遗迹位于银河系的伴星系大麦哲伦星云中。SNR 0509–67.5 Ia 型超新星爆发留下的,这颗超新星的光在约 400 年前扫过地球。为了寻找它的伴星,这两位作者分析了哈勃太空望远镜拍摄的超新星遗迹的存档图像。根据他们对这些图像的分析,他们否定了存在一颗光度比太阳高 3 的伴星的可能性。这意味着从超巨星(光度比太阳高至少 8000 倍的恒星)和红巨星(光度是太阳的 100 倍或更高)直到较冷的 K 型主序星(光度大致为太阳的 10%),都完全可以排除是可能的伴星。

光度比 K 型主序星低的恒星的质量很小,不足以把一颗白矮星喂到它达到钱德拉塞卡质量,所以它们也不会真是候选的星体。更何况,因为超新星抛射物的冲击不会使一颗被认定的伴星光度比爆炸前低,所以一颗光度比 K 型星高的伴星,如果它存在,应该已经能在图像中看到。谢菲尔和帕诺塔因为在搜索中没有检测到任何伴星,他们得出这样的结论:留下了 SNR 0509–67.5 的系统的前身,是一对白矮星,它们的合并使得它们成为一颗超新星爆发。这一结论看来是合理的。

作为后续研究,两位作者曾研究了大麦哲伦云中的其他 Ia 型超新星的遗迹(个人通信)。他们可以排除那些涉及的伴星演化阶段已经超出主序阶段的恒星系统作为产生这些遗迹的超新星的前身星。Ia 型超新星 SN 1572 ,第谷·布拉赫在 1572 年首先对它作了观测,对这颗超新星的遗迹的研究 [4] 排除了是一颗红巨星伴星。还由流体力学模拟 [5] 超新星抛射物对伴星的影响进行推测,排除了那些光度非常高的天体。后来的研究 [6] 证实了这一认识,虽然对这个问题仍然还有争论 [7]

 

Ia 型超新星遗迹 SNR 0509-67.5 中前伴星的缺失(Schaefer和Pagnotta 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

1  超新星遗迹 SNR 0509–67.5。谢菲尔和帕诺塔对 SNR 0509–67.5 的分析 [3] 表明,这个系统的前身是一对白矮星。这一遗迹,是一个快速膨胀的热气体泡,这里看到的图像是由哈勃太空望远镜的目视光观测结果(粉红色和周围星场)与钱德拉 X 射线天文观测卫星的 X 射线观测数据(蓝色和绿色)合并而成。这个泡的直径约为 7 秒差距(23 光年)。

 

根据流体力学模拟 [8] 和超新星数据之间的比较,红巨星(和超巨星)不太可能是 Ia 型超新星伴星的候选星体。超新星抛射物对一颗红巨星伴星——它有可能与白矮星形成一个系统(称为共生系统),在这个系统中,白矮星从它的伴星的星风中吸积质量,成为一颗再发新星(一种多次爆发的恒星),或者也有可能形成某种其他类型的系统——的冲击,将在超新星爆发的非常早的阶段在它的紫外和可见光发射中产生一个隆起。但是,到目前为止,在任何 Ia 型超新星中,这种隆起从未见到过。对这种特征检测的失败,就足以排除红巨星伴星。然而,在若干 Ia 型超新星中,例如像超新星 SN 2006X [9],一些与以仅约每秒 50 千米速度离超新星爆发现场而去的钠有关的窄谱特征的检测,表明了再发新星至少有可能是某些 Ia 型超新星的前身星。这种缓慢离去的钠很可能来自白矮星爆炸前从系统抛射出的物质。但它也可能有其他来源。

最近的理论 [10] 表明,双简并的路线应该产生光度较低的 Ia 型超新星,比它们典型的对应天体来得暗。而单简并的路径一直成功地 [11] 解释着标准 Ia 型超新星的观测结果。总的来说,对于 Ia 型超新星,无论是单简并还是双简并的假说,目前似乎都不能排除。从谢菲尔和帕诺塔的结果 [3] 能够明确的一点,似乎是双简并前身星的路径在某些情况下确实是起作用的——至少对于 SNR 0509–67.5 是如此。

 

 

 

 

NATURE, VOL 481: 16416612 JANUARY 2012

快讯

Ia 型超新星遗迹 SNR 050967.5 中前伴星的缺失

An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509267.5

布拉德利·谢菲尔(Bradley E. Schaefer、阿什利·帕诺塔Ashley Pagnotta

美国路易斯安娜州立大学物理学和天文学系(Department of Physics and Astronomy, Louisiana State University, Baton Rouge, Louisiana 70803, USA

2011 6 29 日收到;2011 10 31 日接受

 

Ia 型超新星被认为是以一颗白矮星的爆炸开始的 [1]。这种爆炸可以由两颗白矮星的合并触发 [2,3](“双简并”起源),或由伴星的质量转移触发 [4,5](“单简并”路径)。前身星的身份仍然是有争议的;例如,最近反对单简并起源的言论 [6] 已遭到广泛的驳斥 [7–11]。区分双简并和单简并前身星的一种方法是看在一颗已知的 Ia 型超新星的遗迹中心,看看是否有任何以前的伴星存在 [12,13]。一颗第谷·布拉赫曾观测过的超新星的前身星的可能的前伴星已被识别出来 [14],但这种说法仍然是有争议的 [15–18]。在这里,我们报告,在大麦哲伦云中的超新星遗迹 SNR 050967.5 的中心区域(依据光的回波,这是 400±50 年前的一颗 Ia 型超新星所在的位置 [19,18]),在半径为 1.43 角秒的区域内(这对应于伴星可能在爆炸中被“踢”的 3σ 最大距离),到目视星等极限 26.9(绝对星等 MV = 8.4)为止,不包含任何前伴星。这种直到很深的极限仍找不到任何前伴星的情况排除了所有已发表的这颗超新星的单简并模型。仅剩下的可能性是,这颗特别的 Ia 型超新星的前身星系统是双简并系统。

 

任何 Ia 型超新星前身星从未被确认过。已经提出了各种候选体(见表 1 和《补充资料》第 1 节),尽管论证和反驳并没有得出决定性的解答。很可能,观测到的 Ia 型超新星也许有两种大小可比的前身星类型 [21]。在双简并系统中,两颗白矮星都将被超新星爆炸完全摧毁。在单简并系统中,质量输出的恒星(围绕在劫难逃的白矮星转动)在超新星爆炸后将仍旧存在,并从膨胀中的超新星遗迹中央发出与超新星爆炸前相接近的亮度。(在爆炸中,伴星的部分外包层将被剥离 [22,23],但它在颜色—星等图上的位置不会大大改变 [24]。)一项旨在通过寻找一颗位于已知 Ia 型超新星遗迹内的前伴星来区分两类前身星模型的观测项目已被尝试了仅有的一次 [14],是对 1572 年的第谷超新星作的。一颗特定的 G 型亚巨星已被识别为前伴星:如果这是正确的,那么它将表明第谷超新星的前身星是一颗再发新星 [14]。对于这一证认,已经引起了一些关注 [15,17],并且这些都已经有了回答 [18],虽然对于这一事例意见仍还没有得到统一。

 

1.  候选的前身星类型

 

Ia 型超新星遗迹 SNR 0509-67.5 中前伴星的缺失(Schaefer和Pagnotta 2012) - wangjj586 - 星海微萤
 

 

上表给出了已提出的各种前身星基本类型;其他的各种可能性已详尽地作了研究并被排除(《补充资料》第 1 节)。轨道周期 Porb 以天计,给出伴星大小的一个指标,并因此是亮度的某种独立的指标。前伴星的速度 Vex-comp 以千米·秒–1 计,包括了伴星相对于白矮星的轨道速度以及在超新星爆炸时被“踢”的速度,并表示伴星可能会具有的最大自行。第四列表示每一类候选体的前伴星的类型。V 波段的绝对星等(MV)是在爆炸发生后前伴星的星等。前伴星的目视星等(V)的范围是对距离模数 18.50 星等而言的。本表的一个主要观点是,各种单简并模型预测的前伴星亮度都在我们的检测极限之上 4.2 星等或更多,这一大大的差距已足以弥补核心的变暗或包层的剥离。我们注意到,单简并候选体的分类有点混淆,再发新星是暂时的超软源,某些共生系统以超软源出现,某些再发新星严格说也是共生系统,而且模型表明,一个超软源经长期演化,在成为 Ia 型超新星爆炸之前,会变为一颗再发新星。“超软源”这一前身星类型也许名不副实,因为这些核燃烧白矮星可以在一段时间内或持续不断地以或大或小的光度发射超软 X 射线。

 

为了打破这种僵局,我们查看了一个超新星遗迹,它位于离我们最近的星系大麦哲伦星云(LMC)内。我们考虑了 SNR 050967.5 的情况,它是一颗 400±50年前的 Ia 型超新星(与 SN 1991T 一类)[19,20,25,26]SNR 050967.5 的出色的图像已公共发表过,这些图像是由哈勃太空望远镜(HST)拍摄的。在该星场中的所有恒星都用标准 IRAF 孔径测光测量了 BV I 星等,并通过标准校准转换成织女星系统(见表 2)。可见的最暗的恒星(在 5σ 检测水平)为 V = 26.9 星等。

如果任何前伴星在 ~ 400 年前的爆炸发生后仍然存在,那么它必定靠近遗迹的中心。我们用三种独立的方法测量壳层的几何中心(见《补充资料》第 2 节):使用 壳层的边缘、X 射线壳层的边缘以及在遗迹内部 光的最小值。这三个中心是由不同的气体团块和区域得出的,所以它们是独立的,并提供了中心位置的统计和系统的不确定性的量度。我们合并后的几何中心,赤经为 05h 09m 31.208s,赤纬为 67°3117.48"(J2000),1σ 不确度沿短轴(大致为东北偏东到西南偏西)为 0.14",而沿长轴(北偏西 18°±3°)为 0.20"。

由于恒星的自行、壳层的不对称性以及中心位置的测量误差,任何前伴星的位置都将偏离所估计的壳层的几何中心。我们现在一一来考虑这些因素。首先,恒星的自行将依赖于轨道速度和超新星爆炸对这颗恒星的“踢”的力量。这一由于恒星的自行而导致的对中心的偏离的分布不具有高斯轮廓,因此我们把允许的位置表示为以 99.73% 的概率(即 3σ)包含前伴星位置的椭圆。因为自行依赖于伴星的性质,我们报告了红巨星、亚巨星和主序星几种不同的椭圆。其次,具体对于 SNR 050967.5 而言,壳层的膨胀在各个方向是均匀的,只有在一个象限内星际介质密度较高(如斯皮策太空望远镜拍摄的图像 [27] 中见到的由壳层扫过以前就已存在的尘埃产生的额外的 24 微米发射所示),并因此膨胀在较近的时间里减慢了下来 [28]。这种减慢仅在一个象限中使得观测到的壳层的椭率减小,由此我们可以得出观测到的壳层的几何中心与超新星爆炸位置之间的视在的偏差(沿西偏南 18°±3° 直线 1.39"±0.14")。最后,我们得出爆炸位置的最佳估计为赤经 05h 09m 30.976s、赤纬 67°3117.90"(J2000)。误差椭圆接近圆形,对于最大自行(390 千米·秒–1)、最大遗迹年龄(550 年)和 99.73%3σ)包容度,保守的半径为 1.43"(详见《补充资料》第 3 节)。

 

2.  SNR 050967.5 中心附近的天体

 

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第一栏列出每颗恒星的一个字母的名字以供识别。这些恒星在图 1 中用紧靠恒星右侧的字母标出。排序依据离误差圆中心的径向距离。第二栏给出每颗恒星位置的赤经、赤纬(J2000)。第三栏给出每颗恒星离误差圆中心的角距离 Θ 。所有 Θ < 3.0"的恒星都包括在内,极限星等 V = 26.9 星等。重要的是,在极端的 99.73 的误差椭圆(Θ < 1.43")内没有任何恒星。增加了三颗额外的 Θ > 3.0"的感兴趣的恒星。接下来两栏是 V I 星等(1σ 不确定度),然后是一栏注释。

 

一切可以看到的点源,一直暗到哈勃太空望远镜的深度极限,在误差圆内完全不存在。重要的是,在这个圆内或者附近,没有任何红巨星和亚巨星(红巨星和亚巨星可以由它们在颜色星等图中位于主序上方而可靠地识别)。最近的红巨星(图 1 中的恒星 O)离中心 7.4",而最近的亚巨星(恒星 N)离中心 5.8"。最近的亮于 V = 22.7 星等的恒星(恒星 K),即任何类型的最近的可能前伴星 ,离中心为 2.9"。在圆内的唯一的源是一个延展的暗弱的星云,而哈勃太空望远镜出色的角分辨率使得我们能够看到没有任何点源隐藏在星云中(这个星云很可能是一个中等红移的不规则星系,但这个星云与超新星的位置重合,意味着它的起源可能与超新星的爆炸有联系,见《补充资料》第 4 节中的讨论)。直到极限星等 V = 26.9 星等(5σ 水平),误差圆内没有一个点源。这要求任何前伴星暗于 MV = +8.4 星等。

 

Ia 型超新星遗迹 SNR 0509-67.5 中前伴星的缺失(Schaefer和Pagnotta 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

1.  SNR 050967.5 和极端的 99.73 的误差圆。这是一幅复合的哈勃太空望远镜图像:图像用 WFPC2 拍摄于 2007 11 月三圈轨道,总共 5000 秒曝光;BV I 图像用 WFC3 拍摄于 2010 11 月两圈轨道,分别为 1,010696 800 秒曝光。上方为北而左侧为东。这些哈勃太空望远镜的数据用标准的 PYRAF IRAF 程序加以处理和合并。图中显示了所有四种滤光片的组合,可以看到显著平滑的壳层。误差圆(实线,位于图像的中心;1.43"半径)是极端的 99.73 的区域(3σ),其中前伴星若处于边缘上则对于任何已发表的模型必须是具有可能会有的最小质量的主序星(1.16 倍太阳质量),速度必须是完全垂直于视线,超新星遗迹的年龄必须延长到 3σ 最高可能值(550 年),遗迹几何中心的测量误差必须扩大到 3σ 的极端。误差圆内的唯一的源是一个星云状的天体,看起来像一个背景星系,然而这个天体处在中心的位置,表明它可能与超新星事件有联系(见《补充资料》第 4 节)。在极端误差圆内到 V = 26.9 星等为止没有一颗恒星,这在大麦哲伦云中对应于绝对星等 MV = +8.4 星等。所有已发表的单简并前身星模型都应该有比 MV = +4.2 (在大麦哲伦云中对应于 V = 22.7 星等)更亮的伴星出现。总而言之,我们的极端的 99.73 误差圆是非常保守的,而对于任何已发表的单简并系统模型来说,最深只可能到 4.2 星等,但到这一极限为止,没有找到任何点源。

 

我们的新的极限可以与各种单简并模型预期存在的前伴星作比较(见表 1)。在误差圆内或附近没有任何红巨星,这就与共生前身星模型强烈地不一致。在误差圆内或附近没有任何红巨星或亚巨星,而这与再发新星、氦星以及自转加速和自转减慢这几种前身星模型强烈不一致。在误差圆内或附近没有任何比 V = 22.7 星等亮的恒星,这与超软源前身星模型强烈地不一致。到 MV = +8.4 星等为止任何可能的前伴星的缺失排除了所有已发表的单简并前身星模型。随着所有单简并模型的消除,留下的唯一的 SNR 050967.5 前身星模型是双简并模型。

 

 

 

 

http://www.nature.com/nature/journal/v481/n7380/extref/nature10692-s1.pdf

补充资料

1.有没有哪个切实可行的前身星模型涉及的是低光度的伴星?

我们主要的观测结果是 SNR 0509-67.5 的中心区域直到 V = 26.9 星等都空无一星,我们主要的分析结论是上述结果排除了任何单简并的前身星。然而,有没有可能,某种切实可行的单简并模型可以具有看上去比 V = 26.9 星等暗的前伴星?

以前,曾有微弱的证据,认为短轨道周期(1.92 小时)再发新星罗盘座 T 有一颗这样的候选前身星 [29,30],对于这样短的轨道周期,伴星应该是一颗低光度星,质量为 0.14±0.03 M [31]。可是罗盘座 T 的高吸积率是由于伴星自前一次寻常的新星事件 [30,32] 以后的照射造成的,而这种照射正以一个世纪的时间标度大幅下降,因此再发新星的高吸积率只是短时期的一段插曲,而宁静的时期远为更长 [32]。短时期的再发新星事件也许会或者也许不会导致白矮星质量的增加,但在少量的再发新星事件中寻常的新星事件将占完全的优势,从而由白矮星排出的物质多于在整个周期内吸积的物质 [33],因此罗盘座 T 白矮星正在失去质量,并不会变成一颗 Ia 型超新星。

持续的超软源是合理的前身星候选体,并且它们可以有主序星伴星,因此我们必须确定这类恒星最暗的可能是多暗。这些系统“是含有白矮星的双星,这些白矮星可以从质量较大并且可能已经稍有演化的伴星吸积物质”[34]。轨道周期介于 0.14 3.5 天之间,周期更短的系统由于质量太小而不能使白矮星达到钱德拉塞卡极限。白矮星的快速吸积(这是产生稳定的氢燃烧所需要的,这样的氢燃烧生成了持续的超软 X 射线发射)是由于洛希瓣的收缩比伴星快而造成的 [35],这要求 [36] 质量比 > 5/6 。对于接近钱德拉塞卡极限的白矮星,这需要伴星的质量大于 1.16 M 。这样的一颗恒星必须至少要有像正常的 1.16 M 的主序星那么亮,这样的恒星的绝对星等是 MV = +4.2 。这一结果已得到具体的模型的确认 [37]。取大麦哲伦云的距离模数为 18.50 ,这颗恒星的视亮度将亮于 V = 22.7 星等。

现已提出的某些前身星模型,认为其中的伴星外包层的大部分都已经被剥离,因此我们应该考虑这样会不会使得前伴星成为一颗低光度星。一种这样的模型是氦星伴星模型,这是被剥离了外部氢包层的红巨星,留下的氦包层供给被吸积到白矮星上去的质量。可是,这颗输出质量的恒星仍然有与原来的红巨星核心相同的能量产量,因此光度仍然可达太阳的 1000 倍到 10,000 倍,而温度为 80,000 开左右 [38]。这颗致密恒星在超新星爆炸期间将具有相对来说较小的质量损失 [23]。这样一颗恒星的绝对星等将大致为 MV = +2 ,或者更亮(包括了热改正),因此大麦哲伦云中的任何这样的前伴星将以 V = 20.5 或者更亮出现。

自转加速和自转减慢模型 [39,40] 设想一颗输出质量的红巨星使白矮星自转加速,因此它的自转将使得质量大大超出钱德拉塞卡极限,直到质量输出的恒星的包层被耗尽,输出质量的恒星收缩为一个小而热的核心,而白矮星则需要化更长的时间重新分布或者失去角动量,才能引发超新星事件(已发表的模型采用的是红巨星伴星,也可以是亚巨星伴星 [39,40],但在原则上,这也可以推广到主序星 [40]。“自转加速和自转减慢”这个名称是对前身星模型而言的,但它也可以称呼白矮星自转先加速然后又减慢的物理过程。自转加速过程是不可避免的,以前被忽略了,然而自转减慢过程只出现在这个模型中,是一种只有很小机会出现的伴星反过来吸积的情况,此时白矮星的质量已经超过钱德拉塞卡极限)。其结果将是相对来说较小的前伴星,几乎没有多少表面物质被超新星吹离 [23]。于是,红巨星的核心将又一次具有与爆炸前相同的光度。从吸积停止(耗尽包层的伴星在此以后以快速的开尔文—亥尔姆霍茨时标收缩)到超新星事件出现的时间受 r 模式不稳定性增长速率的控制,这种不稳定性将使得白矮星重新分布或者失去角动量。按有关的条件计算这一增长率速率 [41] ,给出的时标为 103 105 [42]。在这段时间里,伴星的光度几乎没有改变,因此典型的光度是 50 倍太阳光度,对于给定的温度 6000 开,这在大麦哲伦云中对应于 V = 19.0 星等 [40](前伴星要冷却并暗到我们的极限 V = 26.9 星等以下,大致要延迟 109 [40])。因此,在大麦哲伦云中任何由自转加速和自转减慢前身星而来的前伴星都必定明亮地出现在我们的误差椭圆的中心附近。

我们还可以考虑一种想法,在自转加速和自转减慢的模型中,如果伴星是一颗主序星,它会不会在爆炸前由于某种原因而变成低光度。这一模型在一开始,只是意味着白矮星自转加速并增加质量,吸积率可以非常高,但这只有当质量比 > 5/6 时才有可能。于是,当主序星伴星的质量降到低于 1.16 M (即 MV = +4.2)时,吸积率将发生很大的转折。自转加速和自转减慢的想法的特征就是从自转加速停止到发生爆炸之间的延迟使得伴星可以发生收缩(从而使得随后的超新星壳层中氢的污染为最小,而且卡森效应也为最小 [43])。但这颗 1.16 M 的恒星按任何有意义的时标而言都不会再有变化。这个系统将一直具有相对来说很低的吸积率(由于磁断裂而造成的角动量损失导致了这种降低),这将使得伴星的质量从 1.16 M (即 MV = +4.2)非常缓慢地减小到 ~ 0.5 M (即 MV = +8.4)。伴星遭受寻常的磁断裂折腾所需要的时间大致为 5×109 [44]。的确,伴星离开主序开始演化的时标可能比这快,在这种情况下它的光度将变亮。在任何情况下,主序伴星变暗到达它在 SNR 050967.5 的误差椭圆内不可见所要花的时间(5×109 年)比从自转加速结束到爆炸之间的延迟时间(103 105 [42])长了好几个数量级。总而言之,含有主序星的自转加速和自转减慢模型不可能产生一颗低光度的前伴星,因为当快速吸积停止的时候,这颗伴星将是 MV = +4.2 ,而当爆炸发生的时候,它依然还是 MV = +4.2

对恒星模型与观测到的具有白矮星的双星系统的一切组合所作的彻底的分析,检查了各种类型能够令人信服地生成 Ia 型超新星的单简并系统 [1,45]。在作了这样的考虑之后,所有合理的单简并系统,若不是具有已演化的高光度的伴星,就是具有比一倍太阳质量大的主序星伴星。具有小质量主序星的系统(激变变星)被排除,这既是因为它们不能维持为避免氢闪(这样的氢闪会使白矮星在长时期内损失质量)所需要的必须很高的吸积率,而且是因为这些系统的数密度和死亡率实在太低,不足以与观测到的 Ia 型超新星的出现率相当 [1]

我们还应该考虑可以对超新星爆炸本身进行修改并显著地减暗伴星的可能性。对于具有中等或很强的表面引力的伴星(超软前身星中的主序星、质量输出的氦星以及自转加速和自转减慢的前身星)的情况来说,包层的剥离将是极少的,爆炸前的恒星将具有与爆炸后 400 年相同的光度 [22–24]。对于亚巨星情况的详细计算表明,通常前伴星的光度将更亮达两个数量级(由于沉积的能量),虽然在非预期的低能量沉积的情况下前伴星的光度可以降低到原来的十分之一(由于内部能量进入留下的正在膨胀的包层)[24]。在所有这些情况下,恒星的核心仍然以相同的产能率产生能量,因此光度不能发生很大变化。即使光度非预期地降低到了原来的十分之一(星等增加 2.5),对于所有已提出的前身星类型,前伴星的光度仍然会是我们的 SNR050967.5 的深度极限的十倍。

底线是,已经发表的任何一种单简并模型,其中的前身星的光度都不会显著地暗于 MV = +4.2(在大麦哲伦云处 V = 22.7 星等)。

2SNR 0509-67.5 的几何中心

任何前伴星都应该出现在壳层的几何中心附近。SNR 0509-67.5 的壳层几乎对称而且平滑,这对于准确中心位置的测量来说是一件好事。但壳层中心不可能测量得很完美,而且不同的测量讲得出不同的中心。这里,我们报告确定这样的几何中心的三种独立的方法。重要的是,这些方法使用位于壳层中不同位置的不同气体。

第一种方法是根据壳层外边缘确定中心。这种方法取一条穿过壳层的基线,注意与两侧边缘的交点,再取这两个交点之间线段的垂直平分线,也注意与两侧边缘的交点,然后取这一垂直线段的两等分点为中心。每隔 10°作一条这样的基线,一共得到九个这样的中心点(见补充表 S1),使取样遍及壳层的整个边缘。于是把九个中心取平均,得到合并后的中心,这九个位置的均方根弥散就是合并后的中心位置的 1σ 准确度。九条互成交角的基线,表中列出了相对于合并后的中心沿赤经(ΔRA)和赤纬(Δδ)两个方向的偏差,以角秒表示。在实际操作上,上述过程被迭代一次,以此避免对原来假定的中心的任何可能存在的敏感。所有测得的 36 个边缘位置用于确定壳程的半径,它是自北起算的方位角的函数。这一半径函数接近一个正弦波,但朝向壳层西北边缘方向存在与适度延伸的细微纤维有关的偏离。χ2 拟合给出沿长轴方向(取向为北偏西 18°±3°)半径为 16.0",而沿短轴方向则为 14.6"。短轴与长轴之比为 0.913±0.009 。误差椭圆就以上述长轴和短轴方向来取定。这第一种方法得出的中心和不确度在补充表 1 中给出。

第二种方法根据 X 射线壳层的外边缘来确定中心。为此,我们使用三幅“钱德拉”卫星在 2000 5 月摄取的图像 [46],其中的遗迹分别用三条发射线的光来成像,这些发射线为:O0.450.7 千电子伏)、Fe L0.71.4 千电子伏)和 Si1.52 千电子伏)。得出三幅 X 射线图像中心的过程与第一种方法相同,所得到的三个中心很接近,一起取平均值后得出根据 X 射线壳层确定的合并后的中心。这一位置的不确度用各个中心之间的均方根弥散(沿长轴和短轴方向)来表征。补充表 S1 给出了这一位置和误差椭圆。

第三种方法是用遗迹中心区域的暗弱的光。这种内部的光,在外面的一圈纤维状的光里面很远,显然在接近几何中心处最暗弱。这简单地就是因为壳层很薄,而视线在那里接近垂直于壳层的表面(相反在遗迹的边缘附近视线则是沿着壳层的侧面)。对于半径为 Rshell 的薄壳层,亮度随着与遗迹中心的距离 R 减小而按 IbackIcenter*(1[R/Rshell]2)–0.5 下降,其中 Icenter 是中心的亮度。我们在壳层内部测量了一些 20×20 像素的小块的亮度,然后把它们与上述亮度模型拟合(我们还作了当 Rshell 允许按椭圆变化时的模型拟合,所得的中心基本上相同)。我们在中心附近 110 像素内使用 71 个小块(迭代确定),小块中像素的最大值 < 0.001 次计数每秒。每个小块亮度的不确度取为遗迹外的小块的均方根弥散,而这些小块的平均值则被取作背景的亮度 Iback 。我们使用 χ2 拟合确定最佳的中心,而沿长轴和短轴方向的 1σ 误差棒由 χ2 值上升到它的最小值以上一个单位的点确定。我们的最佳拟合模型的 χ2 61.3(自由度为 67)。如果我们使用不同的小块大小、不同的径向截断数值和不同的恒星剔除容限,那么我们得到的结果是相同的(在 1σ 误差棒内)。我们的最佳拟合中心和沿两轴的 1σ 误差在补充表 S1 中给出。

 

补充表 S1.  SNR 0509-67.5 99.73% 误差圆

 

 

Ia 型超新星遗迹 SNR 0509-67.5 中前伴星的缺失(Schaefer和Pagnotta 2012) - wangjj586 - 星海微萤

 

σshort σlong 两栏给出沿长轴方向(北偏西18°±3°)和沿短轴方向的不确度。给出的前伴星位置的不确度全是对 99.73%3σ)概率水平而言的,而给出的其余的不确度则是对通常的 1σ 概率水平而言的。

 

我们现在有三个独立的壳层几何中心;每一种测量方法依据的是不同的气体或区域。第一种方法依据的是在可见的边缘附近的相对来说较冷的气体,第二种方法依据的是边缘附近的非常热的气体,而第三种方法依据的则是中心附近相对来说较冷的气体。我们把这三个独立的位置合并为一个计权平均值。我们的壳层几何中心的最终结果是 J2000 05:09:31.208、-67:31:17.48,沿短轴和长轴方向的 1σ 不确度分别为 0.14"和 0.20"(见补充表 S1)。

3.前伴星离遗迹的几何中心的预期偏差

任何前伴星都不可能恰好出现在遗迹的几何中心,这有几个原因,包括使恒星远离爆炸位置的自行,可能不对称的物质喷流使得观测到的壳层的几何中心偏离爆炸位置,以及星际介质中气体分布可能的不对称使得壳层在某个方向的膨胀减慢得比相反的方向更甚、从而导致观测到的壳层几何中心与爆炸位置之间的偏离。对于任何 Ia 型超新星,爆炸位置不能直接测量到,因此我们必须根据这种情况下的简单的物理状况评估这些偏离的预期大小(对于由核心坍缩超新星形成的中子星,现已有大量的这种偏离的测量结果 [47],但是就 Ia 型超新星的情况而言,物理背景有极大的不同,因此上述经验对于了解我们的位于大麦哲伦云中的这个遗迹的偏离并不适用)。

前伴星的自行(相对于原来的双星系统的质心)将来自超新星抛出物给予这颗恒星的一踢以及爆炸时的轨道运动速度两个方面。超新星抛射物给伴星的一踢将始终是相对来说较小的 [13,22,23] 对于充满了洛希瓣的伴星,轨道运动速度将主要依赖于恒星的半径。卡纳尔(Canal)等人 [13] 按预期的条件计算了爆炸后的平均速度,结论是前伴星的运动速度对于主序星、亚巨星和红巨星伴星分别应该为 480250 100 千米/秒左右。对于红巨星和亚巨星的情况,自行相对来说较小,而且所有这样的恒星都远在误差椭圆之外。唯一的临界的情况是当我们考虑质量可能最小的主序星时,这种情况下产生的可能的误差椭圆最大(见图 1)。在一个超软系统中有可能成为 Ia 型超新星的伴星的最小质量主序星是 1.16 M 的恒星(见《补充资料》第 1 节)。卡纳尔等人得出的 480 千米/秒的速度是对于一颗 0.6 M 的恒星得到的,而当伴星质量增大时自行只会更小。对于在一颗 1.4 M 的白矮星周围充满了洛希瓣的 1.16 M 的主序伴星,轨道周期将是 10.6 小时,伴星的轨道速度将是 208 千米/秒,而白矮星的轨道速度将是 173 千米/秒。超新星爆炸将给伴星以 86 千米/秒的一踢,方向垂直于轨道运动 [22] 。白矮星(它将是膨胀壳层的框架的原点)和伴星的相对速度将是 390 千米/秒。当主序星的质量增大时,只会使得速度变得更小。因此对于所有可行的前身星模型,前伴星相对于遗迹原来的几何中心的速度将是 390 千米/秒,或者更小。对于大麦哲伦云的距离模数 18.50±0.10 ,在极端情况下(切向速度 390 千米/秒)所造成的总自行为 0.0016/年。对于 SNR 050967.5 的年龄 400±50 年,任何前伴星都应该在离开爆炸位置 0.66"±0.08"之内。

大体上,白矮星的热核燃烧是球对称的,因此任何的不对称都将是很小的。从观测上来说,不对称性可以通过偏振研究来测量,其中正常的 Ia 型超新星光谱连续谱中的偏振很小(最大 0.2%0.3%),与椭球的形状相一致,椭球的短轴与长轴之比是 0.9 [48–50] 。如果偏振是由遮蔽着部分光球的高密度团块引起的 [51] ,那么对球对称的偏离应该是较小的。观测到的 SNR 050967.5 的轴比为 0.913±0.009 。如果对球对称的这种偏离是双极形状的(例如,是扁圆形或者长圆形的),那么壳层的几何中心将对应于双星的原来位置。壳层中心仅当存在某种可以觉察的单极成分(例如,北极抛射的速度比南极高)时才会发生偏离。即使是单极的不对称,,由于投影效应,所看到的偏离一般也将比最大值小,而且这样的偏离在单极的轴接近视线方向的情况下将接近于零。在理论上,白矮星的偏离中心的爆炸应该会导致密度和化学成分的不对称分布,而且这将造成可以察觉的速度差别(当把相反的两个方向作比较时),因为光球将以不同的速率回退 [52] 。这一情景看来已经被次大光度的 Ia 型超新星仙女 S 的速度梯度(分为高速组和低速组)与晚期的体速度(分为红移组和蓝移组)之间强烈的相关、以及不透明度分布的两侧不对称所证实 [53] 。模型推测的晚期速度差(两半球之间)小于 10% ,但这主要是不同的光球深度的影响,而且不清楚偏离中心的爆炸是否会转化为壳层几何中心的偏差。根据这些考虑,壳层几何中心相对于原来的爆炸位置的最大偏差大致为半径的 10%

在整个壳层范围内星际介质密度的整体梯度将导致这个遗迹在不同的方向具有不同的半径,造成几何中心相对于原来爆炸位置的明显的偏差。Ia 型超新星一般都处在低密度的环境中,因此这种影响多半是很小的。 的确,“斯皮策”的观测结果表明, SNR 050967.5 的周围没有显著的背景流量 [54] ,而消光图表明,在整个遗迹范围内没有显著的梯度 [55] 。巴德内斯(Badenes)等人 [56] SNR 050967.5 表征为处在“一个非常均匀的区域”内。

上述两种不对称偏差的量值可以由观测得到的壳层椭率得到。在某一方向,出现的如果是不对称地高的抛射速度或是较低的星际介质密度的情况,都会由于在那个方向壳层的半径较大而偏离圆形(是其他方向半径的 f 倍,其中 f > 1)。在这种情况下,观测到的短长轴比将是 2/(1+f ) ,而在沿着长轴的一个方向或者另一个方向爆炸位置和观测到的壳层中心之间的偏差将是 0.5 (f1) Rshell 。在某一方向,出现的如果是不对称地低的抛射速度或是较高的星际介质密度的情况,都会由于在那个方向壳层的半径较小而偏离圆形(其中 f < 1)。在这种情况下,观测到的短长轴比将是 (1+ f ) /2 ,而沿着短轴的一个方向或者另一个方向的偏差在的将是 0.5 (1f ) Rshell 。在所有这四种情况(在某一方向高或低的抛射速度,或者高或低的星际介质密度)下,只要方向不垂直于视线,那么偏差由于透视而造成的缩短将明显地减小壳层的椭率。

SN 1006 的情况提供了一个很漂亮的例子,表明了我们的方法如何再现了原来的爆发位置。这个年龄为 1000 年的银河系内的遗迹是非常好地对称的,椭率很小。长轴沿东北北到西南南连线方向,短轴与长轴之比等于 0.90 。由此,我们得到 f = 1.22 ,偏差的百分比为 11% 。如果我们只有壳层的形状,我们将不知道几何中心和爆炸位置之间这 11% 偏差的方向。(在一个象限内的高抛射速度或低星际介质密度将导致朝向东北北或西南南的 11% 偏差,而在一个象限内的低抛射速度或高星际介质密度则将导致朝向东东南或西西北的 11% 偏差。)对于 SN 1006 ,这种歧义可以使用五个背景源的吸收光谱分析来解决,其中的结果表明这颗超型星抛射的高速物质朝向东北北象限 [57] 。在三维分析中,几何中心的偏差大致为壳层半径的 20% ,然而当投射在天空上时,这对应的偏差大致仅为壳层角半径的 10% 。在这种情况下,方向歧义的解决使得观测得到的几何中心对爆炸位置的偏差为朝向东南南的 11% 。我们的分析(依据观测到的壳层椭率)与完全三维分析之间的符合状况很好,令人感到鼓舞。不过,我们看到,我们必须要有一种方法解决方向的歧义,否则我们会有远为更大的误差椭圆。

SNR 050967.5 的情况来说,我们可以在四种不同的偏差可能性之间作出明确的选择,并确定偏差的大小和方向。“斯皮策”的 24 微米图像表明了周围的星际介质中前已存在和扫移过后的尘埃,以及以朝向西南西短轴方向为中心的象限内超量的扫移物质 [58] 。向着西北北、东北东和东南南三个轴方向的扫移物质都是相同的(如这几个方向的尘埃的亮度所见),而且显著地低于西南西方向的数量。这说明了为什么壳层的短轴是在这个方向。这受到了 X 射线谱线宽度分析 [28] 的支持,其中西南象限中激波的速度(5000千米/秒)略微低于东北象限(6000千米/秒),这种向着西南方向的缓慢下降是相对来说最近才发生的。因此,这种在一个方向(朝向西南西)具有较高星际密度的情况是已知的,而且这导致了几何中心相对于爆发位置向着西南西方向的偏离。对于轴比 0.913±0.009 ,我们有 f = 0.826±0.018 ,而偏差则为 1.39"±0.14"。短轴方向的不确度(±3°)使得偏差位置沿壳层的长轴方向有 0.07"的不确度。使用这一偏差以及加上的不确度,我们测量得到的超新星事件发生地点的位置为 J2000 赤道坐标 05:09:30.976 、-67:31:17.90 ,其中 1σ 不确度沿长轴和短轴分别为 0.21"和 0.20"。

观测得到的几何中心与前伴星位置之间的真实差值,将由于前伴星的自行(相对于白矮星,并且包括来自超新星的一踢)在壳层几何中心的测量中的不确度、以及由于朝向西南西方向星际介质相对来说较高的密度而造成的几何中心相对于超新星位置的偏差而增大。因为由自行造成的偏差的分布不是高斯形状(相反,它主要分布在边缘),所以前伴星位置的椭圆大小不能简单地用高斯分布的 σ 来表示。为了考虑这个问题,我们对各种不同的机制构建了蒙特卡洛模拟,其中包括自行的随机取向、超新星遗迹的年龄的随机误差以及壳层几何中心测量中的高斯随机误差。 我们报告的椭圆的长半径和短半径(取向与壳层的两轴同方向),使得 99.73%(即 3σ)的实现在椭圆之内。因为可能的自行具有圆对称分布,而且超新星事件发生地点的位置沿两轴有接近相同的不确度,所以我们可以作准确的简化,把最终的误差椭圆取为误差圆。这些误差圆将依赖于含有前伴星的概率的大小(例如,99.73%)和所采用的前伴星的自行(典型地, 对于红巨星为 100 千米/秒, 对于亚巨星为 250 千米/秒,而对于主序星则为 390 千米/秒)。99.73% 的误差圆半径,对于红巨星为 0.74",对于亚巨星为 1.06",而对于主序星则为 1.17"。对于最保守的情况(一颗 1.16 M 的主序星伴星和年龄为 550 年的遗迹),3σ 的误差圆半径为 1.43"。因此,我们的主要结果是,SNR 050967.5 的任何前伴星必须在 J2000 赤道坐标 05:09:30.976 、-67:31:17.90 1.43"之内(见图 1)。

对于各种偶然的环境因素的综合考虑,使得我们可以得到很小的误差圆(大致为壳层半径的 10%)。首先,这颗超新星十分年轻(400±50 年),因此伴星没有很多时间运动到离开爆发位置很远的地方。其次,壳层的对称性很好,这使得我们能够准确地测定几何中心。再次,“斯皮策”的图像证明,壳层的椭率是由一个象限内的星际介质密度略微高了一些引起的,从而解决了偏离的方向。总而言之,我们的误差圆的最大半径是 1.43"。前伴星处于这种极端的情况,只有当它是一颗主序星、它具有可以接受的最小质量(1.16 M)、这一遗迹的年龄被推倒了它的 3σ 的高值(550 年)、伴星的速度完全垂直于视线、而且几何中心的测量误差为它的 3σ 的极端值时,才有可能。没有这样极端的假定全都一起出现,主序星前伴星有 2/3 的可能性位于我们的误差圆最里面的 0.7 内。

4.误差椭圆中央的星云

我们的误差椭圆中心有一个星云,它是不是有可能是一个背景星系。这个星云的累积星等是 V = 23.32±0.07 I = 20.95±0.02 ,为红色。这个星云在 图像中看上去很暗,因此这不是简单地是外部壳层的某个碎片。这个星云具有延展的面积,大致为 2.1"×1.4",在这个联通的区域内有一个中央亮核和 36 个结节,在这个主要星云的外面还有 ~ 6 个孤立的、暗弱的和延展的结节。这个星云的中心离开我们对超新星爆发位置的最佳估计 0.2"。这个联通的区域离开中央核的最大距离为 1.3",而最远的孤立结节离开中心 2.0"。

在这个星云状物中到既定的极限 V = 26.9 星等为止不可能有点源隐藏着。为了给出具体的数字,对于 V 波段图像中最明亮的结节,最明亮的 3×3 像素框内的亮度等于背景以上 0.15 个电子/像素/秒,然而,恒星 AV = 26.08 ,见表 2)的最明亮的 3×3 像素框等于背景以上 0.33 个电子/像素/秒,这使得最亮的结节为 V = 26.9 。所有的结节肯定都是延展的。没有显著的符合点扩散函数的源出现在星云上。

一个明显的想法是,这个星云是一个与超新星无关的背景星系。斑驳的形状和颜色很像哈勃太空望远镜所见的中等红移处的其他星系。在紧靠超新星的壳层外面四个另外的类似的红色和延展的星系的存在进一步加强了这种想法。

然而,这个星云的中心引人注目地位于爆发的位置处,而这意味着某种联系。在 4500 平方角秒的视场内,出现了五个这样的天体(红色而且延展的),因此在我们的 1.60"半径的误差圆(面积 8.0 平方角秒)内出现一个红色星云的概率是 0.9% ,尽管这样的后验计算结果总是让人觉得有问题。如果这个星云与超新星有联系,那么这也许是非常低速的抛射物被远远留在了其他的抛射物质的后面。另一种想法是这个星云来自双简并前身星系统,其中小质量的白矮星将形成短暂的吸积盘,当大质量的白矮星爆发时,还来不及把所有的物质吸积掉 [59] ,这时这个盘瓦解,于是余下的吸积盘物质将以通常的轨道速度飞离。对于观测到的这个星云来说,大小和年龄得出的联通区域的特征速度等于 800 千米/秒,而最远的孤立结节的速度为 1200 千米/秒或更快。我们知道这样的低速物质没有先例。把可能的星系与抛射物的可能性区分开的一个可能的途经是得到这个星云的光谱,在光谱中,任何抛射物都应该有明亮的发射线。

 

(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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