Длинные гамма всплески и морфология родительских галактик А.И. Богомазов, В.М. Липунов, А.В. Тутуков 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/ ). 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

Схема работы «Машины сценариев» Подробнее о работе программы: и arXiv: v1arXiv: v1

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 здесь N – количество галактик массы M (светящегося вещества). Металличность звезд очень сильно влияет на их ветер (см., например arXiv:astro-ph/ ). Металличность галактик возрастает с ростом их массы (см., например, arXiv:astro-ph/ ). 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»: 10 9, 5*10 9, 10 10, 5*10 10 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=10 9, b= 5*10 10 ; 2: a=5*10 9, b=10 10 ; 3: a= 5*10 9, b=5*10 10 ; 4,5: a= 10 9, 5*10 9, b=10 11.

Вывод Наблюдаемая корреляция «морфология галактик – частота длинных гамма-всплесков» может быть объяснена тем, что длинные всплески могут быть результатом эволюции только тесных двойных систем.