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.