Ротационный коллапс звезд и космические гамма всплески

А.И. Богомазов, В.М. Липунов, А.В. Тутуков
Длинные гамма всплески и
морфология родительских
галактик
18 мая 2007 года
ДГВ и сверхновые, возникающие благодаря коллапсу ядра, находятся в
различном окружении
•
A.S. Fruchter et al., Nature, 2006, 441, 463 (astro-ph/0603537).
гамма-всплески
сверхновые Ib,c
Модель длинных гамма всплесков
•
ДГВ принято связывать с коллапсом ядер массивных звезд с образованием
керровских ЧД. Существует две возможные причины быстрого вращения ядра
предсверхновой: ускорение вращения ядра с сохранением углового момента
или наличие компаньона рядом с предсверхновой – звездой Вольфа-Райе
(например, Cyg X-3). Последний вариант кажется более подходящим, так как
ядра массивных звёзд скорее всего замедляются в процессе их эволюции
(А.В. Тутуков, А.М. Черепащук, Астрономический журнал, 2003, том 80, с.
419, 2004, том 81, с.43), а в двойной системе из-за приливной синхронизации
вращения ее компонент быстрое вращение обеспечивается орбитальным
движением звезды.
•
Керровской ЧД мы считаем такую ЧД, параметр Керра которой
a
I
GM
2
BH
/c
2
 1,
I  момент инерции ЧД,   круговая частота вращения ЧД, M BH  масса ЧД.
Схема работы «Машины сценариев»
Подробнее о работе программы:
http://xray.sai.msu.ru/~mystery//articles/review/contents.html
и arXiv:0704.1387v1
Параметры звездного ветра, используемые в расчётах, проводимых
при помощи «Машины сценариев»
•
Звездный ветер – ключевой параметр настоящей работы. Его величина
сильно влияет на большую полуось орбиты двойной системы, делая
возможным (или невозможным) существование тесных систем. Номера
кривых на следующем слайде соответствуют номерам моделей в
следующем списке:
Сценарий А. Малая потеря массы звёздным ветром. На главной
последовательности, стадии сверхгиганта и звезды Вольфа-Райе потеря
массы в сумме не превышает 30% начальной массы звезды.
•
Сценарий С, ослабленный ветер. Звезда теряет 70% оболочки на каждой
эволюционной стадии.
•
Сценарий С (для звезд с начальными массами более 15 масс Солнца). На
каждой эволюционной стадии звезда теряет оболочку целиком, что может
означать потерю более половины начальной массы звезды к концу ее
эволюции.
Частоты коллапсов звезд Вольфа-Райе в тесных двойных системах в
галактике типа нашей
Фукнция масс галактик представима в виде
dN
 const , 10 5 M sun  M  1011 M sun
d log M
здесь N – количество галактик массы M (светящегося вещества).
Металличность звезд очень сильно влияет на их ветер (см., например
arXiv:astro-ph/0611749).
Металличность галактик возрастает с ростом их массы (см., например,
arXiv:astro-ph/0704.2705).
Поскольку учесть непрерывный рост ветра с ростом металличности в
существующей версии «Машины сценариев» не представляется
возможным, мы вводим варианты условной границы между теми
галактиками, в которых металличность «низкая» и теми, где
металличность «высокая»:
109, 5*109, 1010, 5*1010 масс Солнца. На следующем слайде: a – граница
ветер 1/ ветер 2, b – граница ветер 2/ ветер 3.
Отношение частот коллапсов звезд Вольфа-Райе в ТДС в различных
моделях
1: a=109, b= 5*1010; 2: a=5*109, b=1010; 3: a= 5*109 , b=5*1010; 4,5: a= 109, 5*109 , b=1011.
Вывод
Наблюдаемая корреляция «морфология галактик – частота
длинных гамма-всплесков» может быть объяснена тем, что
длинные всплески могут быть результатом эволюции только
тесных двойных систем.