Происхождение широкой эмиссии he II 4686 Å в ранних спектрах SN IIP

Cover Page

Cite item

Full Text

Open Access Open Access
Restricted Access Access granted
Restricted Access Subscription Access

Abstract

Предлагается модель, объясняющая происхождение широкой эмиссии He II 4686 Å в раннем спектре SN 2020jfo (тип IIP). Линия 4686Å предположительно излучается плотными фрагментами, внедренными в горячий газ внешней ударной волны. Фрагменты образованы в результате резкого торможения пограничной плотной маломассивной оболочки сверхновой и сопутствующей неустойчивости Рэлея–Тэйлора. Температура светящихся фрагментов ≈ 5 × 104 K. Расчеты ионизации и возбуждения водорода объясняют светимость эмиссии 4686 Å, высокое отношение потоков He II 4686 Å/H α и значительную оптическую толщину линии 4686 Å. Показано, что нагрев фрагментов электронами ударной волны компенсирует охлаждение излучением линии He II 304 Å.

Full Text

Restricted Access

About the authors

Н. Н. Чугай

Институт астрономии РАН

Author for correspondence.
Email: nchugai@inasan.ru
Russian Federation, Москва

В. П. Утробин

Институт астрономии РАН; НИЦ “Курчатовский институт”

Email: nchugai@inasan.ru
Russian Federation, Москва; Москва

References

  1. Блинников (S.I. Blinnikov), AIP Conf. Proceed. 1016, 241 (2008).
  2. Блинников, Бартунов (S.I. Blinnikov and O.S. Bartunov), Astron. Astrophys. 273, 106 (1993).
  3. Блондин, Эллисон (J.M. Blondin and D.C. Ellison), Astrophys. J. 560, 244 (2001).
  4. Бохигас (J. Bohigas), Astrophys. J. 674, 954 (2022).
  5. Брейзман и др. (B.N. Breizman, P. Aleynikov, E.M. Hollmann, and M. Lehnen), Nucl. Fusion 59, Iss. 8, article id. 083001 (2019).
  6. Булливант и др.(C. Bullivant, et al.), MNRAS 476, 1497 (2018).
  7. Грасберг и др. (E.K. Grasberg, V.S. Imshennik, and D.K. Nadyozhin), Astrophys. Space Sci. 10, 3 (1971).
  8. Грефенштетте и др. (B.W. Grefenstette, M. Brightman, and H.P. Earnshaw), Astrophys. J. 666, 1093 (2007).
  9. Гро (J.H. Groh), Astron. Astrophys. 572, L11 (2014).
  10. Дессарт и др. (L. Dessart, D.J. Hillier, and E. Audit), Astron. Astrophys. 603A, 51 (2017).
  11. Куимби и др. (R.M. Quimby, J.C. Wheeler, P. Höflich, et al.), Astrophys. J. 666, 1093 (2007).
  12. Морозова и др. (V. Morozova, A.L. Piro, and S. Valenti), Astrophys. J. 838, 28 (2017).
  13. Надёжин (D.K. Nadyozhin), Astrophys. Spce Sci. 112, 225 (1985). 14. Остерброк, Ферланд (D.E. Osterbrock and G.J. Ferland), Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei (USA: Univer. Sci. Books, 2006).
  14. ван Режемортер (H. van Regemorter), Astrophys. J. 136, 906 (1962).
  15. Тежа и др. (R.S. Teja, A. Singh, D.K. Sahu, et al.), Astrophys. J. 930, 34 (2022).
  16. Утробин, Чугай (V.P. Utrobin and N.N. Chugai), MNRAS 527, 6227 (2024).
  17. Ферми, фон Нойманн (E. Fermi and J. von Neumann), Technic. Rep. no. AECU-2979, Los Alamos Scientific Laboratory, (OSTI ID: 4373391) (1953).
  18. Чугай (N.N. Chugai), MNRAS 494, L86 (2020).
  19. Чугай и др. (N.N. Chugai, S.I. Blinnikov, A. Fassia, et al.), MNRAS 330, 473 (2002).
  20. Чугай (N.N. Chugai), MNRAS 326, 1448 (2001).
  21. Шевалье и др. (R.A. Chevalier, C. Fransson, and T.K. Nymark), Astrophys. J. 641, 1029 (2006).
  22. Шевалье (R.A. Chevalier), Astrophys. J. 258, 790 (1982a).
  23. Шевалье (R.A. Chevalier), Astrophys. J. 259, 302 (1982b).
  24. Шевалье (R.A. Chevalier), Fundament. Cosmic Phys. 7, 1 (1981).
  25. Шрестха и др. (M. Shrestha, J. Pearson, S. Wyatt, et al.), eprint arXiv:2310.00162 (2023).
  26. Эндрюс и др. (J.E. Andrews, D.J. Sand, S. Valenti, et al.), Astrophys. J. 885, 43 (2019).
  27. Ядав и др. ( N. Yadav, A. Ray, S. Chakraborti, et al.), Astrophys. J. 782, 30 (2014).
  28. Якобсон-Галáн и др. (W.V. Jacobson-Galán, L. Dessart, R. Margutti, et al.), Astrophys. J. 954, L42 (2023).
  29. Ярон и др. (O. Yaron, D.A. Perley, A. Gal-Yam, et al.), Nature Phys. 13, 510 (2017).

Supplementary files

Supplementary Files
Action
1. JATS XML
Download
2. Fig. 1. Schematic picture of the formation of the He II 4686 Å emission. The unperturbed supernova shell (SN) is bounded by a thin dense shell that serves as the photosphere (circle shown by the thick line). Above the photosphere is a layer of dense fragments formed by the Rayleigh-Taylor instability of the braking of the outer layers in the wind (wind). The hot gas inside the adiabatic forward shock (FS) provides high density and heating of the fragments emitting He II 4686 Å emission.

Download (86KB)
Indexing metadata
3. Fig. 2. Model luminosities in He II 4686 Å (thick line), H ( thin line), and He II 304 Å (dashed line) as a function of fragment temperature. The horizontal line shows the observed He II 4686 Å luminosity, the vertical line indicates the temperature chosen from the conditions for reproducing the He II 4686 Å luminosity, the 4686 Å/H ratio, and the assumption of a minimum luminosity in the 304 Å line.

Download (85KB)
Indexing metadata

Copyright (c) 2024 Russian Academy of Sciences