CC BY
37
УДК 524.352-732/735
ИССЛЕДОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ СКОРОСТЕЙ ОБОЛОЧЕК МАССИВНЫХ СВЕРХНОВЫХ
© 2010 А. С. Москвитин1, Э. Сонбас2,
В. В. С околов1, Т. А. Фатхуллин1, А. Х. Кастро-Тирадо3
1 Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия 2University of Adiyaman, Department of Physics, 02040 Adiyaman, Turkey 3Instituto de Astrofisica de Andalucia (IAA-CSIC), P.O. Box 03004, 18080 Granada, Spain Поступила в редакцию 24 августа 2009 г.; принята в печать 11 ноября 2009 г.
В работе моделируются спектры двух сверхновых SN 2008D и SN 2006aj, связанных с рентгеновской вспышкой XRF080109 и гамма-всплеском GRB/XRF060218. Наблюдения были проведены на 6-метровом телескопе САО РАН (БТА) через 6.48 и 27.62 дня после взрыва SN2008D и через 2.55 и 3.55 дня после взрыва SN2006aj. Спектры были интерпретированы в приближении Соболева с помощью кода БУШУ. Предположение о наличии остатков массивной оболочки вокруг звезд-прародительниц подтверждается согласием скоростей по линиям, отождествленным как водородные и гелиевые, с эмпирическим степенным законом уменьшения скоростей со временем для оболочек классических массивных сверхновых. Решающим аргументом в пользу этой гипотезы может стать обнаружение P Cyg-профиля линии Н@ в спектрах оптических послесвечений гамма-всплесков.
Ключевые слова: рентгеновские и гамма-источники
1. ВВЕДЕНИЕ
Современная классификация массивных сверхновых с коллапсирующим ядром разделяет их на несколько подтипов. Если в спектрах обнаруживаются линии водорода, сверхновая относится ко
II типу. Форма кривой блеска определяется особенностями рекомбинации водорода в оболочках. Если же звезда теряет свою водородную оболочку, но гелиевая еще проявляется в спектрах, то сверхновая классифицируется как Ш. Следы рекомбинации водорода на кривой блеска отсутствуют, а ее форма определяется нагревом излучающего вещества в результате распада 56№ ^ 56Со ^ 56Ре, зависящим от энергии взрыва. Если же гелиевая оболочка потеряна и в спектрах заметны линии только более тяжелых элементов (О, Mg, Si, S, Са, Fe), то сверхновая классифицируется как к. Подтипы сверхновых различаются энергией взрыва, а следовательно, и скоростью разлета вещества в оболочках.
Поскольку в некоторых случаях классификация зависит от фазы, в которой находится сверхновая в момент наблюдения, вводятся промежуточные классы: 1Ь/с (появление слабых линий гелия в поздних спектрах), 11Ь (исчезновение линий водорода в поздних спектрах). Можно представлять
классификацию массивных сверхновых как множество промежуточных подтипов, зависящих от начальных параметров звезды-прародительницы непрерывным образом.
В данной работе рассматривается проявление звездно-ветровой оболочки вокруг звезд-прародительниц рентгеновской вспышки XRF080109 и гамма-всплеска с сильной рентгеновской компонентой GRB / XRF060218. В спектрах и кривых блеска обоих событий были замечены признаки сверхновых (СН), что позволило исследовать эти явления с самого начала взрыва (в отличие от большинства сверхновых, которые обнаруживаются в моменты, близкие к “классическому” максимуму кривой блеска). Исследование подобного рода явлений позволяет ближе подойти к разгадке механизма взрыва сверхновых и возникновения гамма-всплесков.
9.57 января 2008 года (все даты даны в UT) рентгеновским телескопом XRT, установле-ном на борту космической обсерватории Swift, была зарегистрирована рентгеновская вспышка XRF 080109. Рентгеновское излучение детектировалась в течение приблизительно 15 минут [1, 2]; гамма-квантов телескопом BAT обнаружено не было. На многоцветных кривых блеска проявления прохождения ударной волны (УВ) сквозь оболочку
наблюдалось в течение нескольких дней [2, 3]. В кривых блеска и спектрах послесвечения были явно видны признаки сверхновой, обозначенной SN2008D.
Почти двумя годами раньше (18.149 февраля 2006 года) та же космическая платформа Swift обнаружила пекулярный гамма-всплеск с признаками СН в спектрах и в кривой блеска послесвечения: GRB /XRF 060218/ SN 2006aj. Для этого события впервые наблюдалось прохождение УВ сквозь ветровую оболочку, окружающую массивную звезду-прародительницу сверхновой, что проявлялось в виде тепловой компоненты в рентгеновском спектре, наблюдавшейся первые 2 часа, а затем в виде мощной ультрафиолетовой вспышки, максимум которой наблюдался через 11 часов после всплеска [4, 5]. На оптической кривой блеска прохождение УВ проявилось в виде относительно короткого пика продолжительностью несколько дней [5, 6].
В обоих случаях момент начала регистрации рентгеновской вспышки и/или гамма-всплеска принимается в качестве начала взрыва сверхновой.
Статья организована следующим образом: спектральные наблюдения и начальная обработка данных описаны в разделе 2; интерпретация полученных спектров с помощью кода SYNOW содержится в разделе 3; сравнение полученных скоростей расширения фотосфер и оболочек с аналогичными скоростями сверхновых, не проявивших связи с гамма-всплесками и рентгеновскими вспышками, показано в разделе 4; выводы обсуждаются в последнем разделе 5.
2. СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения оптических послесвечений XRF 080109 и GRB /XRF 060218 проводились с помощью фокального редуктора SCORPIO, установленного в первичном фокусе БТА. В качестве диспергирующего элемента была использована гризма VPHG550G, покрывающая спектральный диапазон 3500—7500 A с разрешением (FWHM) 10 A.
Для сверхновой SN 2008D было получено 2 спектра: 16 января и 6 февраля 2008 года (6.48 и 27.62 дня после взрыва). Для сверхновой SN 2006aj было также получено 2 спектра: 20 и 21 февраля 2006 года (2.55 и 3.55 дня после взрыва). Обработка данных была выполнена стандартным способом и включала в себя вычитание электронного нуля (аддитивной компоненты общего сигнала, производимой ПЗС-матрицей), коррекцию за плоское поле (выравнивание неоднородностей чувствительности матрицы), калибровку по длинам волн с помощью спектра сравнения Ne—Ar лампы,
коррекцию за атмосферную экстинкцию и калибровку по абсолютному потоку с использованием наблюдений спектрофотометрического стандарта в каждую из ночей. Помимо этого, из спектров SN 2008D был вычтен вклад родительской галактики, спектральное распределение энергии которой построено по областям, находящимся в непосредственной близости к сверхновой.
Наблюдаемые спектры были затем исправлены за поглощение в Галактике согласно картам распределения пыли [7]. При учете поглощения была принята модель экрана для распределения пыли (dust-screen model), при этом выражение для учeта экстинкции имеет вид
Fmt{X) = Fobs(A)10°-4xk(A)E(B-V), где Fmt{\) и Fobs (А) — испускаемый (без поглощения) и наблюдаемый потоки соответственно. Кривая экстинкции Млечного пути к(А) была взята из работы [8]. Спектры SN 2008D были также исправлены за поглощение в родительской галактике, согласно данным [3]. Поглощение в родительской галактике SN 2006aj пренебрежимо мало [9].
Перед интерпретацией спектры были перенесены в системы отсчёта, связанные с гамма-всплеском или рентгеновской вспышкой (z = 0.0331 для GRB/XRF060218 и z = 0.007 для XRF080109, см. Рис. 1). Красные смещения оценены по смещению галактических эмиссионных линий и согласуются с данными, опубликованными в литературе.
3. СРАВНЕНИЕ НАБЛЮДАЕМЫХ СПЕКТРОВ С СИНТЕТИЧЕСКИМИ
Для детальной интерпретации наблюденных спектров был использован многопараметрический код БУШУ [10], ранее использовавшийся для анализа спектров массивных сверхновых [11 — 13]. Алгоритм кода основывается на следующих приближениях: сферическая симметрия; последовательное расширение слоев (у ~ г); резкая граница фотосферы, излучающей чернотельный спектр и ассоциируемой на ранних стадиях с УВ.
Код используется для идентификации линий и определения скоростей расширения слоев, в которых они формируются. Р Cyg-профили линий, наблюдаемые в спектрах сверхновых и моделируемые с помощью кода, по форме разделяются на 2 типа:
• линии, формирующиеся в слое, неотделенном от фотосферы;
• линии, возникающие в отделенном от фотосферы слое.
2.0x10 15
1.5x10
1.0x10
Рч
0.5x10'15
3000 4000 5000 6000 7000 8000
^rest
Рис. 1. Спектры сверхновой SN2008D, полученые на БТА 16 января (черная линия) и 6 февраля (серая линия) 2008 г. спустя 6.48 и 27.62 дня после взрыва соответственно.
Для первого спектра БЫ 2006а] был использован вариант неотделенного слоя. Для второго спектра БЫ 2006а] и для обоих спектров БЫ 20080 применялся комбинированный вариант, при котором более легкие ионы оторваны от фотосферы, а тяжелые — нет. Выбор того или иного варианта определялся подгонкой параметров каждого иона к наблюдаемым спектральным деталям.
Модельные параметры входного файла и примеры интерпретации спектров сверхновых детально описаны в работах разработчиков кода [10—13].
3.1. Моделирование спектров сверхновой БЫ20080
Главные абсорбционные детали заметны в обоих спектрах (см. Рис. 2 и 3) в виде Р С;^-профилей линий Не1, Ре II, 01 и, предположительно, Н1 (спектральная особенность около 6200А). Основные модели, которые учитывают Н I в качестве кандидата, описывающего вышеупомянутую особенность, показаны толстой черной линией, а наблюдаемые спектры — тонкой серой зашумленной.
Первый спектр наилучшим образом описывается моделью со следующими параметрами: температура фотосферы Тьь = 8700 К, скорость фотосферы УрНог = 17000 км/с, максимальная скорость разлета вещества в оболочках Утах = 70000 км/с. Параметры наилуч-
шей модели для второго спектра: Тьь = 6000 К, УрНог = 8500 км/с, Утах = 70000 км/с.
Температура фотосферы оценивалась по наклону наблюденного спектра. Так как форма спектров сильно отличается от планковской кривой, в расчет сразу были включены ионы, описывающие основные спектральные детали. Скорость фотосферы принималась равной скорости линий ионизованного железа [13]. Максимальная скорость на верхней границе всех оболочек Утах оценивалась по синей части Р С;^-профилей линий. Оптическая толща основной (референсной) линии [13] подбиралась так, чтобы максимально похоже описать абсорбционную часть Р С;^-профиля. Код позволяет применять один из двух законов уменьшения плотности вещества с расстоянием: степенной (т(г) гс у(т)-п, где V ~ г) и экспоненциальный (т(г) гс ехр(—v(r)/Уe), где Уе — характерная скорость слоя, определяющая размеры оболочки и ширины абсорбций в наблюдаемом спектре). В расчетах был использован экспоненциальный закон. Параметры основных моделей, учитывающих водород, представлены в Таблице 1.
В качестве альтернативной интерпретации данной особенности мы рассмотрели модельные расчеты синтетических спектров, содержащих вместо линий Н I линии Б1II и С II. Эти ионы многократно упоминались в литературе по моделированию спектров СН типа Ш-е ([13, 14]. На Рис. 2 и 3
^rest’
Рис. 2. Спектр сверхновой БЫ2008П, полученый на БТА 16 января 2008 г. спустя 6.48 дня после взрыва (в системе координат, связаной с объектом, г = 0) показан тонкой серой зашумленной линией; толстой черной линией показан модельный спектр, содержащий Н I; тонкой прерывистой линией показан модельный спектр, содержащий СII вместо водорода; тонкой непрерывной черной линией — спектр, содержащий Бі II вместо водорода.
.5x10
1.0x10
'к
0.5x10
3000
4000
5000 о 6000
7000
8000
Рис. 3. Спектр сверхновой БЫ 20080, полученый на БТА 6 февраля 2008 г. через 27.62 дня после взрыва. Обозначения те же, что и на Рис. 2.
Таблица 1. Параметры моделей, лучше всего описывающие оба спектра БЫ 20080. Параметры соответствуют моделям, отмеченным толстым черным линиям на Рис. 2 и 3; т — оптическая толща основной линии каждого иона; Утгп — минимальная скорость слоя каждого из ионов; Уе — характерная скорость в используемом законе соотношения между оптической толщей и скоростью расширения т(г) ~ ехр(—v(r)/Уe), где V ~ г; Ури0г — скорость фотосферы; Утах — скорость на верхней границе всех оболочек; Тьь — чернотельная температура фотосферы, формирующей непрерывный спектр.
Параметры Первый спектр (6.48 дня) Второй спектр (27.62 дня)
Ионы НІ Неї Ре II 01 НІ Неї Ре II 01
г 0.4 0.5 1.0 0.5 0.5 3.0 2.0 0.3
Утгп > Км/С 23000 17000 17000 17000 15000 10500 8500 10500
Уе, км/с 8000 4000 3000 4000 3000 1000 3000 4000
Уркоі, КМ/С 17000 8500
Утах> Км/С 70000 70000
Тъъ, К 8700 6000
тонкие черные непрерывные линии соответствуют моделям, учитывающим вместо водорода кремний: т = 0.005, Утгп = 17000 км/с, Уе = 10000 км/с для первого спектра (все остальные параметры те же, что и в модели, учитывающей водород) и т = 0.5, Утгп = 8500 км/с, Уе = 5000 км/с для второго спектра. Модели, учитывающие Б1II (\гезг=6347А) вместо Н I, согласно современным представлениям о радиальной стратификации элементов [13], ограничены по скорости фотосферой и не могут описать наблюдаемые спектральные особенности около 6200А.
Абсорбционная деталь около 6200А может быть также объяснена присутствием С II с модельными параметрами т = 0.005, Утгп = 24000 км/с, Уе = 10000 км/с и т = 0.0008, Утгп = 16000 км/с, Уе = 3000 км/с для первого и второго спектров соответственно (тонкие прерывистые линии на Рис.
2 и 3).
Таким образом, БШ может быть исключен из расчетов для этих спектров БЫ20080. СИ (Аге5г=6580^А) остается возможной альтернативой для описания абсорбционной особенности около
6200А. Указанная наблюдаемая деталь может быть блендой линий На и С II. Очевидно, что для окончательного вывода требуются наблюдения с более высоким спектральным разрешением.
3.2. Моделирование спектров сверхновой БЫ2006а]
Спектры БЫ 2006а], полученные на БТА через 2.55 и 3.55 дня после гамма-всплеска были
моделированы с помощью кода БУШУ. Модельный спектр, наиболее удачно описывающий первый из наблюденных спектров получен при скорости расширения фотосферы 33000 км/с. Эта величина лежит в пределах ошибок измерения скорости расширения фотосферы, измеренной по данным БтЩ/ХЯТ/иУОТ ((2.7±0.8)х 104 км/с [4]). На момент начала наших спектральных наблюдений (приблизительно после последних наблюдений ультрафиолетовой вспышки на Бт111/иУОТ), скорость фотосферы осталась приблизительно той же. К тому же в раннем спектре заметна широкая
депрессия континуума на длинах волн 5900—6300/А и едва обнаруживаемый избыток излучения на
длинах волн 6300—6900 А, наиболее хорошо описываемые Р С;^-профилем линии На с той же скоростью 33000 км/с. Мы использовали для подгонки различные модели случая неотделенных от фотосферы слоев, но скорости фотосферы и ионов оставались равными 33000 км/с. Параметры модели, подгонка наблюдаемого спектра и подробные комментарии приведены в работе [6].
Скорости, наиболее близко описывающие второй спектр (3.55 дня после всплеска) лежат в пределах 18000 км/с ^ {УрНог, Утгп} ^ 24000 км/с. Параметры модельного спектра, описывающего наблюденный спектр и выбранные значения модельных параметров приведены в работе [6].
Используя лучшие модели спектров сверхновых БЫ 2006а] и БЫ 20080, мы оценили скорости расширения фотосфер, а также водородных и гелиевых оболочек для эпох наблюдений (см. Табл. 2). Наиболее ранние спектры БЫ 2006а] показывают одни из самых высоких наблюдаемых скоростей
Phase, days
Рис. 4. Сравнение кривых блеска в фильтре V следующих сверхновых: 8Ы 1983Ы [15—17]; 8Ы 1984^ [17]; 8Ы 1999ёп[18]; 8Ы 2000Н [ 19]; 8Ы 2008Э [3]; 8Ы 2006е] [6]. Серой толстой линией показана кривая блеска 8Ы 2006е] без масштабирования по временной оси, черной толстой — та же кривая, масштабированная по оси времени с коэффициентом 1.7. Кривая блеска 8Ы 2008Э показана черной линией, соединяющей точки с барами.
расширения, порядка 0.1 скорости света. В работах [21] и [22] описаны подобные скорости расширения, наблюдаемые на ранних стадиях сверхновых типа 1с БЫ 2002ар и БЫ 2007ги, что подчеркивает наличие не уникального объекта, а целого класса объектов, которые могут показывать столь высокие скорости.
Мы сравнили скорости, полученные для БЫ 2008Э и БЫ 20006а], с эмпирическим законом уменьшения скоростей фотосфер и оболочек 1 1 сверхновых типа 1Ь из [11], применив коэффициент масштабирования для БЫ 2006а], полученный на основе сравнения кривых блеска сверхновых выборки. Сравнение показано на Рис. 5 и 6.
4. СКОРОСТИ ФОТОСФЕР И ОБОЛОЧЕК
Кривые блеска сверхновых типов 1Ь, 1с, 1Ь-с различаются в основном по абсолютным потокам, ширине “колоколобразного” пика вблизи главного максимума и поведением на поздних фазах вспышки. Однако формы кривых блеска различных сверхновых вблизи максимума схожи между собой. В работе [14] кривые различных сверхновых типа 1с были соотнесены между собой посредством масштабирования вдоль временной оси.
Мы применили ту же методику, сравнив кривые блеска БЫ 2008Э и БЫ 2006а] в различных фильтрах с кривыми блеска сверхновых из работы [11]. В случае БЫ 2006а] мы применили коэффициент масштабирования 1.7 (см. Рис. 4). Кривые блеска сверхновых, не наблюдавшихся в фильтре V, мы сравнили по имеющимся данным в фильтрах В и И, что подтвердило правильность выбора коэффициента масштабирования кривой блеска БЫ 2006а].
5. ВЫВОДЫ
Согласие скоростей расширения фотосфер, а также гелиевых и водородных оболочек сверхновых, связанных с рентгеновской вспышкой ХИР 080109 и гамма-всплеском ОВИ 060218, говорит в пользу схожей динамики взрывов гамма-всплесков и рентгеновских вспышек.
Сравнение с аналогичными скоростями классических сверхновых типа 1Ь, не сопровождавшихся гамма- и рентгеновскими вспышками, может указывать на общие свойства прародителей этих двух классов явлений и похожих механизмах взрыва.
Ранее было высказано предположение о наличии водорода в спектрах сверхновых типа 1Ь и
Таблица 2. Изменение скорости расширения фотосфер, а также водородных и гелиевых оболочек сверхновых SN2006aj и SN2008D после взрыва. Величины в скобках — время после максимума. Время наступления максимума для сверхновой SN 2006aj определено как 10.4 дня после взрыва (основываясь на кривой блеска в фильтре V) [9], для SN 2008D — 19 дней [20].
SN 2006aj SN 2008D
2.55 (-7.85) 3.55 (-6.85) 6.48( —12) 27.62 (+8)
^photosphere у Км/С 33000 18000 17000 8500
Vhydrogen > Км/С 33000 24000 23000 15000
Vhelium Км/С 33000 24000 17000 10500
3x10
| 2x10
о
_о
13
>
1x10
м м м м і і м 11 м м м м м м м 11 м м м і її і м м і м і м м м м 11 м 11 м м м м м і м
....................................................і................................................................і................................................................і...............................................................і................................................................і...............................................................і................................................................і...............................................................
-20
10 20
Phase, days
30
40
50
60
Рис. 5. Изменение скоростей фотосфер, измеренных по линиям Fe II [11]. Скорости фотосферы, измеренные по нашим спектрам, обозначенны треугольниками для сверхновой БЫ 2008Э и квадратами для БЫ 2006aj. Для скоростей фотосферы БЫ 2006aj применен коэффициент масштабирования 1.7.
1с [13, 23]. Оно было подтверждено в нашей работе [6], посвященной исследованию ранних спектров БЫ 2006а].
В работе [23] перечислены основные кандидаты для описания спектральной особенности около 6200А, наблюдаемой в ранних спектрах сверхновых. Кроме водородной линии На А6563 это: БШ А6355, удаленная от На на 9500 км/с, Ые1 А6402 — на 7360 км/с, и лишь С II А6580 отдалена от водородной линии только на 777 км/с, что может лежать в пределах ошибки определения
скорости. Скорости кандидатов должны согласовываться со скоростью фотосферы, определяемой по самым тяжелым ионам (например, по ионизованному железу). По результатам моделирования спектров БЫ 2006а] и БЫ 20080 можно сделать вывод о том, что наиболее вероятными источниками абсорбции около А6200 являются На А6563 и С II А6580. Для выбора между этими кандидатами мы сравнили изменение скоростей водородных оболочек двух изученных СН с классическими СН. Результаты сопоставления эволюции скоростей различных сверхновых говорят в
3x10
2x10
1x10
-20
20
Phase, days
40
60
Рис. 6. Минимальные скорости по линиям (заполненные квадраты для случая неотделенного от фотосферы слоя, заполненные ромбы — для отделенного) и линиям H I (незаполненные кружки, всегда отделенный слой) [11]. Кривая — степенной закон уменьшения скоростей фотосфер с Рис. 5. Минимальные скорости линий Ие I для SN 2008D показаны треугольниками вершинами вверх, скорости линий H I этой же сверхновой — треугольниками вершинами вниз. Скорости линий водорода и гелия для SN 2006aj показаны квадратами. Для скоростей оболочек SN 2006aj применен коэффициент масштабирования 1.7.
пользу существования вокруг массивной звезды-прародительницы содержащей водород оболочки, возникшей до взрыва вследствие более или менее мощного звездного ветра. Решающим аргументом в пользу существования водорода в оболочке может стать обнаружение абсорбционных компонент P Cyg-профилей других линий серии Бальмера, в частности Ив А4861. Из-за меньшей чем у И а оптической толщи в линии Ив, возникает задача ее обнаружения в зашумленном спектре среди многочисленных линий тяжелых ионов, в частности, Ре II. Решением данной проблемы могут служить продолжительные и подробные наблюдения эволюции малозаметных деталей в спектрах, полученных с высоким отношением сигнал/шум.
БЛАГОДАРНОСТИ
Эта работа была поддержана грантом РНП 2.1.1.3483 Федерального агенства образования РФ. Авторы выражают благодарность Семенко Е. А. и Валееву А. Ф. за помощь в оформлении статьи.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. R. A. Chevalier and C. Fransson, Astrophys. J. 683, L135 (2008).
2. A. M. Soderberg et al., Nature 453, 469 (2008).
3. M. Modjaz et al., Astrophys. J. 702, 226 (2009).
4. A. J. Blustin, Roy. Soc. Phil. Trans. A 365, 1263
(2007).
5. S. Campana et al., Nature 442, 1008 (2006).
6. E. Sonbas et al., Astrophysical Bulletin 63, 228
(2008).
7. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500,525(1998).
8. J. A. Cardelli, G. C. Clayton, and J. S. Mathis, Astrophys. J. 345,245(1989).
9. J. Sollerman et al., Astronom. and Astrophys. 454, 503 (2006).
10. D. Branch, E. Baron, and D. J. Jeffery, Supernovae and Gamma-Ray Bursts, Ed. by K. W. Weiler, Lecture Notes in Physics 598, 47 (2001).
11. D. Branch et al., Astrophys. J. 5б6, 1005(2002).
12. E. Baron, P. E. Nugent, D. Branch, and P. H. Hauschildt, ASP Conference Series 342, 351 (2005).
13. A. Elmhamdi et al., Astronom. and Astrophys. 450, 305 (2006).
14. S. Valenti et al., Monthly Notices Roy. Astronom. 19. D. Richardson, D. Branch, and E. Baron, Astronom.
Soc. 383, 1485(2007). J. 131,2233(2006).
15. E. M. Shlegel and R. P Kirshner, Astronom. J. 98,
577(1989) 20. P A. Mazzali et al., Science 321,1185(2008).
16. http://archive.stsci.edu/iue/instrument/ obs_guide/node8.html
17. E. Baron, T. R. Young, and D. Branch, Astrophys. J. 22. D. K. Sahuetal., Astrophys. J. 697,676(2009).
409, 417 (1993).
18. S. Benetti et al., Monthly Notices Roy. Astronom. 23. D. Branch et al., Publ. Astronom. Soc. Pacific 118,
21. K. Kunugasa et al., Astrophys. J. 577, L97 (2002).
Soc. 336,91 (2002). 791 (2006).
STUDY OF ENVELOPE VELOCITY EVOLUTION OF CORE-COLLAPSE TYPE IB-C SUPERNOVAE FROM OBSERVATIONS OF XRF 080109 / SN 2008D AND GRB 060218 / SN 2006AJ WITH BTA
A.S. Moskvitin, E. Sonbas, V.V. Sokolov, T.A. Fatkhullin, A.J. Castro-Tirado
Results of modeling the spectra of two supernovae SN2008D and SN2006aj related to the X-ray flash XRF 080109 and gamma-ray burst GRB/XRF 060218, respectively, are studied. The spectra were obtained with the 6-meter BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences in 6.48 and 27.61 days after the explosion of SN 2008D, and in 2.55 and 3.55 days after the explosion of SN2006aj. The spectra were interpreted in the Sobolev approximation with the SYNOW code. An assumption about the presence of envelopes around the progenitor stars is confirmed by an agreement between the velocities of lines interpreted as hydrogen and helium, and the empiric power-law velocity drop with time for the envelopes of classic core-collapse supernovae. Detection of a P Cyg profile of the H^ line in the spectra of optical afterglows of GRBs can be a determinative argument in favor of this hypothesis.
Key words: X-ray and gamma-ray sources
