中間光度的光學暫現源的研究

趙瑞珍

（新疆大學物理學院，新疆 烏魯木齊830046）

［欄目責任編輯 歐陽曦 郵箱52182167@qq.com］

近些年來，觀測者發現了一類新的暫現源爆發。他們不同于一般的恒星產生，爆發時釋放的總能量大約為1045～1050ergs［1］。由于這類恒星的溫度演化完全不像新星溫度變化那樣（爆發達到最大光度時溫度較低，隨后溫度逐漸升高），反而始終處于較低的溫度。因此，他們曾經被人們稱作中間光度的紅色暫現源［2］。除此之外，對于這類恒星還有幾個經常使用的備用名稱，即：紅新星（RNe），中間光度的光學暫現源、中間紅外暫現源，以及假超新星［3］。在本文中，我們主要考慮SN 2008S、2008 NGC 300 OT和PTF 10fqs作為中間光度的光學暫現源的幾個觀測樣本。

目前人們對于紅色暫現源的產生機制仍然有一些爭議。Ivanova et al.（2013）［4］給出了幾種最可能產生中間光度的光學暫現源的模型：熱核爆發［5］、超新星電子捕獲［6］以及恒星合并模型［7］。在本文中，我們主要根據雙星合并模型和星族合成方法，估算了銀河系中間光度的光學暫現源的誕生率，以及不同形成通道的雙星合并對中間光度的光學暫現源誕生的貢獻率。除此之外，我們還對其前身星的相關性質進行了研究。

1 中間光度的光學暫現源的觀測樣本及觀測性質

1.1 SN2008S

SN2008S是2008年在NGC 6946星系附近（d≈5.6Mpc）爆發的一顆中間光度的光學暫現源［8］。SN2008S在爆發時光變曲線上會出現一個峰值，隨后光度隨時間逐漸降低。并且在銀河系消光為AV=1.13mag，內部消光為AV=1mag時達到B、V、R、I波段的最大絕對星等，它們分別為MB≈-13.76mag、MV≈-13.97mag、MR≈-14.17mag和MI≈-14.20mag。BVRI光變曲線顯示爆發后主要有兩個階段：爆發時出現一個大約持續兩個星期的峰值；迅速下降階段，140天后保持恒定不變。SN2008S爆發后光譜顏色逐漸變紅。Wesson et al.（2010）年指出SN2008S的光譜中主要有狹窄的巴爾莫發射線，［Ca II］雙線以及Ca II近紅外三重態等出現。Prieto et al.（2008）［9］根據觀測數據猜測SN2008S的前身星是一顆質量大約為8M ～10M 的漸進巨分支（AGB）恒星或超巨星，并且前身星被周圍的星際塵埃所掩蓋。他們根據Spitzer檔案數據推出SN2008S前身星的光度為～3.5×104L ，有效溫度為～640K。

1.2 NGC 300 OT2008-1

NGC 300 OT2008-1與SN2008S類似，同樣是一顆中間亮度的中間光度的光學暫現源。于2008年在NGC300星系附近觀測到（d≈1.9 Mpc）。然而對于它的相關性質仍 然 知 之 甚 少。Berger et al.（2009）［10］指 出NGC 300 OT2008-1爆發時出現一個峰值絕對星等Mbol=-11.8mag，介于經典新星與超新星爆發值之間。爆發過程中釋放的總能量大約為2×1047 ergs。NGC 300 OT2008-1的低分辨光譜也顯示了爆發過程中存在Hα、Hβ、Ca II紅外三重態以及［Ca II］λλ7293，7325雙發射線的釋放。Berger et al.（2009）還根據它的光譜能量分布指出NGC 300 OT2008-1的前身星是質量大約為10M -20M ，光度為～6×104L 的恒星（或雙星系統），并且前身星被周圍的星際塵埃所掩蓋。

1.3 PTF 10fqs

PTF 10fqs是2010年4月觀測到的位于Messier 99懸臂上（d≈17Mpc）的另一顆中間光度的光學暫現源。它爆發過程中達到的峰值光度大約為MR=-12.3。與上面類似，PTF 10fqs在整個爆發期間的光譜同樣有明顯的Hα、Hβ、［Ca II］，［Ca II］近紅外三重態以及Na ID線出現。Kasliwal et al.（2011）［11］給出了其各個波段的光變曲線，它們明顯的可以分成3個階段：峰值光度，大約在其爆發后的第7天出現；光度基本保持不變，這一過程持續了25天左右；快速下降階段，持續了大約60天。

2 雙星合并模型

在本文中我們假設中間光度的光學暫現源起源于雙星合并，并且主星主要是大質量恒星。在雙星演化過程中，如果主星與次星的質量比q大于某一臨界值qcrit，恒星在充滿洛希瓣的過程中都會發生非穩定地動力學時標物質轉移。對于主序階段的主星qcrit≈3.0，而Hertzsprung間隙的恒星qcrit≈4.0，白矮星qcrit≈0.628［12］。對于巨星主星，依據Hjellming&Webbink（1987）［13］的模型給出：

其中，M1和Mc為主星質量和核心質量。隨著主星洛希瓣溢出物質的增加，小質量的次星將不在能夠吸積主星轉移過來的物質，而是迅速充滿其洛希瓣，雙星在這種情況下就很有可能形成一個公共包層。在此期間公共包層拖曳其中一顆或兩顆恒星，使得兩子星間的距離不斷減小。由于公共包層和兩子星之間不斷摩擦，使得雙星系統一部分的軌道角動量和能量以熱能的形式轉移到公共包層。如果在雙星旋入過程中，系統不能提供出足夠的能量來拋射它們的公共包層，就會導致兩子星彼此旋入形成一顆具有公共包層的單星。

3 中間光度的光學暫現源星族的模擬

3.1 銀河系中中間光度的光學暫現源的誕生率和數目

為了調查銀河系中紅新星的誕生率，在我們的模型中，我們取1×106個雙星樣本，并且假定銀河系中每年誕生一顆主星M1≥0.8M 且統計誤差小于0.3%［14-15］。在這些雙星中，我們假定主星的質量主要分布在8M 和20M 之間。運用雙星演化程序，我們估算出銀河系中中間光度的光學暫現源的誕生率為0.1yr-1。我們也對不同形成渠道的中間光度的光學暫現源進行了研究，發現除去白矮雙星的合并之外，其他的任何一種雙星合并都有可能產生中間光度的光學暫現源。在我們模擬的合并雙星中，大約有49.2%的中間光度的光學暫現源來源于紅巨星和主序星合并；大約1.8%的來自于兩顆紅巨星的合并；大約0.6%的起源于白矮星和主序星合并；大約9.7%的起源于白矮星和紅巨星合并；38.5%的中間光度的光學暫現源來自于主序星和主序星和并（忽略不計其余的雙星合并）。由于目前我們在銀河系中仍然沒有觀測到中間光度的光學暫現源的誕生，因此我們只能在理論上進行簡單的估計。

3.2 中間光度的光學暫現源前身星相關特性

根據雙星合并模型和星族合成方法，我們同樣研究了中間光度的光學暫現源的前身星的一些性質。圖1描述了中間光度的光學暫現源前身星主星初始質量和初始軌道周期之間的關系。圖（a）為前身星系統是主序星和主序星組成雙星系統。系統主星的初始質量主要分布在8M 到20M 之間，而初始軌道周期變化范圍為0.6～3天。這主要是由于主序主星要發生動力學時標不穩定地物質轉移，那么雙星的質量比q＞＞qcrit≈3.0。這就要求主星為質量相對更多地恒星（也就是說M1＞＞3M2）。由恒星的演化我們知道，要使主星始終處于主序階段，那么雙星間的軌道周期需要較短。

圖（b）為巨星（主要包括赫茲間隙階段、第一巨星分支、漸進巨分支階段）和主序星組成的前身星系統。系統主星的初始質量主要分布在8M ～13M 之間，而初始軌道周期變化范圍為3～64天。由于紅巨星發生動力學時標不穩定地物質轉移，那么雙星的質量比q＞qcrit=0.362+也就是說紅巨星的初始質量較小時，就有可能發生動力學時標不穩定地物質轉移。同樣的與主序星相比，恒星演化到紅巨星階段要比主序階段需要更長的時間，因此軌道周期相對的較長一些。

圖（c）和（d）主要分成2個部分：較短的軌道周期（3～6天）和較長的軌道周期（Porb＞29天）。根據恒星演化，我們知道一顆恒星演化到赫茲間隙階段要比演化到第一巨分支或者漸進巨分支階段所需的時間短。因此對于赫茲間隙的主星，軌道周期較短；而對于第一巨分支或者漸進巨分支的恒星則有較長的軌道周期。

圖1 主星初始質量和初始軌道周期的灰度圖。圖（a）、圖（b）、圖（c）和圖（d）分別代表主序雙星合并，紅巨星和主序星合并，紅巨星和紅巨星合并以及白矮星和紅巨星的合并。

4 總結

SN2008S、NGC 300 OT2008-1和PTF10fqs是光度介于新星和超新星之間的一類恒星。根據這類中間光度的光學暫現源爆發時的一些觀測性質，我們得到以下結論：

4.1中間光度的光學暫現源的光度主要有2個明顯特征：峰值光度和快速下降階段，并且在它們爆發后溫度都在逐漸地下降。

4.2應用星族合成方法和雙星合并模擬，我們對銀河系中間光度的光學暫現源的誕生率進行了估計，尤其是不同形成渠道的雙星合并對中間光度的光學暫現源誕生的貢獻率。

4.3對于主序星和主序星，紅巨星和主序星的雙星系統，質量和軌道周期主要有一個部分。而對于紅巨星和紅巨星，白矮星和紅巨星合并產生的雙星系統，軌道周期主要分成2個部分：較短的軌道周期（3～6天）和較長的軌道周期（Porb＞29天）。

［1］Mould，J.，et al.，1990，ApJ，353：L35.

［2］Martini，P.，Wagner，R.M.，Tomaney，A.，Rich，R.M.，della Valle，M.，&Hauschildt，P.H.1999，AJ，118：1034.

［3］Bond，H.E.，et al.，2003，Nature，422：405.

［4］H.E.Bond，et al.，American Astronomical Society Meeting Abstracts（2012），vol.219 of American Astronomical Society Meeting Abstracts，p.436.09.

［5］E.Bear，A.Kashi，N.Soker，2011，MNRAS，416，1965.

［6］I.Iben，Jr.，A.V.Tutukov，1992，ApJ，389，369.

［7］T.A.Thompson，et al.，2009，ApJ，705，1364.

［8］N.Soker，R.Tylenda，2006，MNRAS，373，733.［9］Sahu，D.K.，et al.2006，MNRAS，372，1315.

［10］Arbour，R.，&Boles，T.2008，CBET，1234，1.

［11］Wesson，R.，Barlow，M.J.，Ercolano，B.，et al.2010，MNRAS，403，474.

［12］Prieto，J.，et al.2008，ApJ，681，L9.

［13］Gieren，W.，Pietrzynski，G.，Soszyński，I.，Bresolin，F.，Kudritzki，R.-P.，Minniti，D.，&Storm，J.2005，ApJ，628，695.

［14］Berger，E.，Soderberg，A.M.，Chevalier，R.A.，et al.2009，ApJ，699，1850.

［15］Bond，H.E.，Bonanos，A.Z.，Humphreys，R.M.，Berto Monard，L.A.G.，Prieto，J.L.，&Walter，F.M.2009，ApJ，695，L154.