中间光度的光学暂现源的研究

赵瑞珍

（新疆大学物理学院，新疆 乌鲁木齐830046）

［栏目责任编辑 欧阳曦 邮箱52182167@qq.com］

近些年来，观测者发现了一类新的暂现源爆发。他们不同于一般的恒星产生，爆发时释放的总能量大约为1045～1050ergs［1］。由于这类恒星的温度演化完全不像新星温度变化那样（爆发达到最大光度时温度较低，随后温度逐渐升高），反而始终处于较低的温度。因此，他们曾经被人们称作中间光度的红色暂现源［2］。除此之外，对于这类恒星还有几个经常使用的备用名称，即：红新星（RNe），中间光度的光学暂现源、中间红外暂现源，以及假超新星［3］。在本文中，我们主要考虑SN 2008S、2008 NGC 300 OT和PTF 10fqs作为中间光度的光学暂现源的几个观测样本。

目前人们对于红色暂现源的产生机制仍然有一些争议。Ivanova et al.（2013）［4］给出了几种最可能产生中间光度的光学暂现源的模型：热核爆发［5］、超新星电子捕获［6］以及恒星合并模型［7］。在本文中，我们主要根据双星合并模型和星族合成方法，估算了银河系中间光度的光学暂现源的诞生率，以及不同形成通道的双星合并对中间光度的光学暂现源诞生的贡献率。除此之外，我们还对其前身星的相关性质进行了研究。

1 中间光度的光学暂现源的观测样本及观测性质

1.1 SN2008S

SN2008S是2008年在NGC 6946星系附近（d≈5.6Mpc）爆发的一颗中间光度的光学暂现源［8］。SN2008S在爆发时光变曲线上会出现一个峰值，随后光度随时间逐渐降低。并且在银河系消光为AV=1.13mag，内部消光为AV=1mag时达到B、V、R、I波段的最大绝对星等，它们分别为MB≈-13.76mag、MV≈-13.97mag、MR≈-14.17mag和MI≈-14.20mag。BVRI光变曲线显示爆发后主要有两个阶段：爆发时出现一个大约持续两个星期的峰值；迅速下降阶段，140天后保持恒定不变。SN2008S爆发后光谱颜色逐渐变红。Wesson et al.（2010）年指出SN2008S的光谱中主要有狭窄的巴尔莫发射线，［Ca II］双线以及Ca II近红外三重态等出现。Prieto et al.（2008）［9］根据观测数据猜测SN2008S的前身星是一颗质量大约为8M ～10M 的渐进巨分支（AGB）恒星或超巨星，并且前身星被周围的星际尘埃所掩盖。他们根据Spitzer档案数据推出SN2008S前身星的光度为～3.5×104L ，有效温度为～640K。

1.2 NGC 300 OT2008-1

NGC 300 OT2008-1与SN2008S类似，同样是一颗中间亮度的中间光度的光学暂现源。于2008年在NGC300星系附近观测到（d≈1.9 Mpc）。然而对于它的相关性质仍 然 知 之 甚 少。Berger et al.（2009）［10］指 出NGC 300 OT2008-1爆发时出现一个峰值绝对星等Mbol=-11.8mag，介于经典新星与超新星爆发值之间。爆发过程中释放的总能量大约为2×1047 ergs。NGC 300 OT2008-1的低分辨光谱也显示了爆发过程中存在Hα、Hβ、Ca II红外三重态以及［Ca II］λλ7293，7325双发射线的释放。Berger et al.（2009）还根据它的光谱能量分布指出NGC 300 OT2008-1的前身星是质量大约为10M -20M ，光度为～6×104L 的恒星（或双星系统），并且前身星被周围的星际尘埃所掩盖。

1.3 PTF 10fqs

PTF 10fqs是2010年4月观测到的位于Messier 99悬臂上（d≈17Mpc）的另一颗中间光度的光学暂现源。它爆发过程中达到的峰值光度大约为MR=-12.3。与上面类似，PTF 10fqs在整个爆发期间的光谱同样有明显的Hα、Hβ、［Ca II］，［Ca II］近红外三重态以及Na ID线出现。Kasliwal et al.（2011）［11］给出了其各个波段的光变曲线，它们明显的可以分成3个阶段：峰值光度，大约在其爆发后的第7天出现；光度基本保持不变，这一过程持续了25天左右；快速下降阶段，持续了大约60天。

2 双星合并模型

在本文中我们假设中间光度的光学暂现源起源于双星合并，并且主星主要是大质量恒星。在双星演化过程中，如果主星与次星的质量比q大于某一临界值qcrit，恒星在充满洛希瓣的过程中都会发生非稳定地动力学时标物质转移。对于主序阶段的主星qcrit≈3.0，而Hertzsprung间隙的恒星qcrit≈4.0，白矮星qcrit≈0.628［12］。对于巨星主星，依据Hjellming&Webbink（1987）［13］的模型给出：

其中，M1和Mc为主星质量和核心质量。随着主星洛希瓣溢出物质的增加，小质量的次星将不在能够吸积主星转移过来的物质，而是迅速充满其洛希瓣，双星在这种情况下就很有可能形成一个公共包层。在此期间公共包层拖曳其中一颗或两颗恒星，使得两子星间的距离不断减小。由于公共包层和两子星之间不断摩擦，使得双星系统一部分的轨道角动量和能量以热能的形式转移到公共包层。如果在双星旋入过程中，系统不能提供出足够的能量来抛射它们的公共包层，就会导致两子星彼此旋入形成一颗具有公共包层的单星。

3 中间光度的光学暂现源星族的模拟

3.1 银河系中中间光度的光学暂现源的诞生率和数目

为了调查银河系中红新星的诞生率，在我们的模型中，我们取1×106个双星样本，并且假定银河系中每年诞生一颗主星M1≥0.8M 且统计误差小于0.3%［14-15］。在这些双星中，我们假定主星的质量主要分布在8M 和20M 之间。运用双星演化程序，我们估算出银河系中中间光度的光学暂现源的诞生率为0.1yr-1。我们也对不同形成渠道的中间光度的光学暂现源进行了研究，发现除去白矮双星的合并之外，其他的任何一种双星合并都有可能产生中间光度的光学暂现源。在我们模拟的合并双星中，大约有49.2%的中间光度的光学暂现源来源于红巨星和主序星合并；大约1.8%的来自于两颗红巨星的合并；大约0.6%的起源于白矮星和主序星合并；大约9.7%的起源于白矮星和红巨星合并；38.5%的中间光度的光学暂现源来自于主序星和主序星和并（忽略不计其余的双星合并）。由于目前我们在银河系中仍然没有观测到中间光度的光学暂现源的诞生，因此我们只能在理论上进行简单的估计。

3.2 中间光度的光学暂现源前身星相关特性

根据双星合并模型和星族合成方法，我们同样研究了中间光度的光学暂现源的前身星的一些性质。图1描述了中间光度的光学暂现源前身星主星初始质量和初始轨道周期之间的关系。图（a）为前身星系统是主序星和主序星组成双星系统。系统主星的初始质量主要分布在8M 到20M 之间，而初始轨道周期变化范围为0.6～3天。这主要是由于主序主星要发生动力学时标不稳定地物质转移，那么双星的质量比q＞＞qcrit≈3.0。这就要求主星为质量相对更多地恒星（也就是说M1＞＞3M2）。由恒星的演化我们知道，要使主星始终处于主序阶段，那么双星间的轨道周期需要较短。

图（b）为巨星（主要包括赫兹间隙阶段、第一巨星分支、渐进巨分支阶段）和主序星组成的前身星系统。系统主星的初始质量主要分布在8M ～13M 之间，而初始轨道周期变化范围为3～64天。由于红巨星发生动力学时标不稳定地物质转移，那么双星的质量比q＞qcrit=0.362+也就是说红巨星的初始质量较小时，就有可能发生动力学时标不稳定地物质转移。同样的与主序星相比，恒星演化到红巨星阶段要比主序阶段需要更长的时间，因此轨道周期相对的较长一些。

图（c）和（d）主要分成2个部分：较短的轨道周期（3～6天）和较长的轨道周期（Porb＞29天）。根据恒星演化，我们知道一颗恒星演化到赫兹间隙阶段要比演化到第一巨分支或者渐进巨分支阶段所需的时间短。因此对于赫兹间隙的主星，轨道周期较短；而对于第一巨分支或者渐进巨分支的恒星则有较长的轨道周期。

图1 主星初始质量和初始轨道周期的灰度图。图（a）、图（b）、图（c）和图（d）分别代表主序双星合并，红巨星和主序星合并，红巨星和红巨星合并以及白矮星和红巨星的合并。

4 总结

SN2008S、NGC 300 OT2008-1和PTF10fqs是光度介于新星和超新星之间的一类恒星。根据这类中间光度的光学暂现源爆发时的一些观测性质，我们得到以下结论：

4.1中间光度的光学暂现源的光度主要有2个明显特征：峰值光度和快速下降阶段，并且在它们爆发后温度都在逐渐地下降。

4.2应用星族合成方法和双星合并模拟，我们对银河系中间光度的光学暂现源的诞生率进行了估计，尤其是不同形成渠道的双星合并对中间光度的光学暂现源诞生的贡献率。

4.3对于主序星和主序星，红巨星和主序星的双星系统，质量和轨道周期主要有一个部分。而对于红巨星和红巨星，白矮星和红巨星合并产生的双星系统，轨道周期主要分成2个部分：较短的轨道周期（3～6天）和较长的轨道周期（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.