Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ
|
Сорокина, Елена Ильинична
АВТОР
|
||||
|
кандидата физико-математических наук
УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ
|
||||
|
Москва
МЕСТО ЗАЩИТЫ
|
||||
|
2004
ГОД ЗАЩИТЫ
|
|
01.03.02
КОД ВАК РФ
|
||
|
|
||||
Московский Государственный Университет
им. М.В.Ломоносова Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга
Сорокина Елена Ильинична
Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых
01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия
Автореферат
Диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук
Москва - 2004
Работа выполнена в отделе эмиссионных звезд и галактик Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга МГУ
Официальные оппоненты:
доктор физико-математических наук Геннадий Семенович Бисноватый-Коган (Институт космических исследований РАН)
доктор физико-математических наук Николай Николаевич Чугай (Институт астрономии РАН)
Ведущая организация:
Отделение теоретической физики им. И.Е.Тамма Физического института им. П.Н.Лебедева РАН
Защита состоится "4" ноября 2004 г. в 1400 часов на заседании Диссертационного Совета Д501.001.86 в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга (119992, Москва, Университетский проспект 13). С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАИШ.
Автореферат разослан 30 сентября 2004 г.
Ученый секретатрь Диссертационного Совета Д501.001.86 кандидат физико-математических наук
^ §ОбЩая характеристика работы
Актуальность темы. Сверхновые типа 1а (БК 1а) уже достаточно давно были признаны одними из наиболее удобных объектов для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной. В последние годы БК 1а принесли очень важные результаты — с их помощью было установлено ускорение расширения Вселенной. Тем не менее, физика взрыва до сих пор остается не до конца ясной. Существует множество моделей взрыва БК 1а с различными массами (чандрасекаровскими и субчандрасекаровскими), разными режимами горения (детонацией, дефлаграцией и различными их сочетаниями), разными энергиями взрыва и скоростями разлета вещества. В этик теоретических моделях химические элементы в результате горения образуются в разных соотношениях и по-разному распределены по звезде, поэтому расчет дальнейшей эволюции сверхновой ведет к получению различных теоретических кривых блеска, а затем и к различным особенностям спектров молодых остатков таких сверхновых. Сопоставляя получившиеся кривые блеска и спектры с наблюдаемыми, можно судить о том, каким именно моделям взрыва отдается предпочтение в природе.
Целью работы является определение физических процессов, важных для правильного расчета переноса излучения при моделировании кривых блеска БК 1а в первые месяцы после взрыва и процессов, играющих существенную роль в остатках сверхновых. Эти процессы были учтены в программах при численном моделировании кривых блеска БК 1а и рентгеновского излучения их остатков в возрасте порядка нескольких сот лет. Расчеты были проведены для нескольких моделей взрыва, полученных различными группами з мире, и отличающихся по массе взорвавшейся звезды, энергии взрыва, типу горения, конечному составу химических элементов, в особенности №56, и степени их перемешивания в выбросе. По результатам расчетов был определен класс моделей, лучше всего описывающих как кривые блеска БК 1а, так и рентгеновские спектры остатков. Кроме того, были указаны спектральные диапазоны, в которых различия кривых блеска для разных моделей проявляются сильнее.
Научная новизна. В диссертации более корректно, чем в предыдущих работах, учтен вклад сотен тысяч спектральных линий в коэффициент поглощения, что совершенно необходимо для радиационно-гидродинамических
расчётов в условиях сверхновых типа !а, выброс которых богат металлами и расширяется с большим градиентом скорости. Показано, что такой более правильный учет эффекта расширения в непрозрачности приводит к некоторому изменению формы широкополосных кривых блеска, что после сравнения расчетов с наблюдениями может изменить наши представления о механизме взрыва термоядерных сверхновых, реализующемся в природе.
В диссертации развит новый подход к теории молодых остатков сверхновых. В расчётах гидродинамики и рентгеновского излучения таких остатков впервые удалось полностью самосогласованно учесть нестационарность ионизации, вклад излучения и теплопроводности в их динамику. В предшествовавших расчётах остатков, известных по мировой литературе, не все эти эффекты учитывались согласованно, или не учитывались вообще. В настоящей диссертации показана их важность (в частности, возможность развития тепловой неустойчивости даже в очень молодых остатках при небольшом повышении плотности в сгустках).
Личный вклад автора. Автор проводила все расчеты, результаты которых описаны в дисертации, за исключением свертки с матрицами приборов для сравнения рентгеновского излучения остатков SN !а с наблюдениями, которые были проведены Д.И.Косенко.
Автором разработаны оригинальные алгоритмы учета энергообмена спектральных линий в расширяющейся среде и полностью самосогласованного расчета газовой динамики остатков сверхновых при учете нестационарной ионизации, потерь на излучение, теплопроводности и двухтемпературности плазмы. Эти алгоритмы включены ею в существующие программы по расчету гидродинамики сверхновых и их остатков. Автором диссертации расширен список спектральных линий, использующихся при расчетах кривых блеска (примерно со 108 тысяч до 155 тысяч), и добавлен более корректный расчет уравнения состояния в программу для расчета кривых блеска. Научная и практическая ценность. Разработанные программы можно использовать для диагностики механизма взрыва при будущих наблюдениях кривых блеска сверхновых типа !а от гамма до инфракрасного диапазона и рентгеновского излучения от их остатков. Эти алгоритмы также могут быть включены в будущие более сложные программы радиационной газодинамики сверхновых (при учете НЛТР) и их остатков (при учете трех-
мерности).
Данные о потоках излучения в ультрафиолетовом диапазоне от SN fe для различных моделей взрыва уже использовались зарубежными авторами (Lundqvist, Ghavamian) как начальные данные в работах по расчетам ионизации газа вокруг взрывающейся звезды.
Материалы и методы. Метод исследования, применявшийся при получении большинства результатов — в основном численное моделирование. Основные формулы в первой части диссертации были получены аналитически, а затем также применялись при численных расчетах. Наблюдательный материал (кривые блеска различных SN Ia и рентгеновские спектры и распределение поверхностной яркости в остатке сверхновой Тихо) были взяты из данных, опубликованных в научных изданиях. Апробация работы. Результаты, изложенные в диссертации, неоднократно обсуждались на семинарах в ГАИШ и ИТЭФ, докладывались на студенческой школе "Физика космоса" (Коуровка, 2001), на российских и международных конференциях ("Астрофизика на рубеже веков", Пущино, 1999; "Научные перспективы ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ", ИНА-САН, 2000; "Nuclear astrophysics", Тегернзее, Германия, 2000, 2002; "From twilight to highlight: the physics of supernovae", Гархинг, Германия, 2002; коллоквиум MAC 192 "Supernovae (10 years of SN1993J)", Валенсия, Испания, 2003 и других).
Публикации. По теме диссертации опубликовано 4 статьи в научных рецензируемых журналах и 10 работ в трудах научных конференций (см. стр. 11).
Краткое содержание работы
Диссертация состоит из введения, трех частей, заключения и списка литературы.
Во Введении сформулирован объект исследований и цели Диссертации, прокомментировано современное состояние круга вопросов, затрагиваемых в Диссертации.
Часть I Непрозрачность при расширении
Первая часть посвящена проблеме учета непрозрачности в расширяющейся среде. Правильный учет непрозрачности в линиях — одна из самых критических проблем для моделирования кривых блеска SN 1а. Спектральные линии — главный источник непрозрачности внутри выброса SN к от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона.
Почти все предыдущие исследования были посвящены уравнению потока. В данной части диссертации рассмотрено уравнение энергии. Предполагается свободное расширение газа, то есть линейность закона для распределения скорости V = г/£. Основное различие между поведением потока и интенсивности, усредненной по телесному углу, по сравнению с статическим случаем — то, что поток всегда становится ниже в расширяющихся средах, в то время как знак изменения средней интенсивности зависит от температурного градиента.
Сама проблема может быть разделена на две части:
♦ как уравнение энергии изменяется в расширяющейся среде;
♦ как нужно усреднять интенсивность и коэффициент поглощения внутри интервалов по энергии, используемых в вычислениях.
В диссертации решено уравнение Больцмана для фотонов в сопутствующей системе координат для сферически-симметричного потока в приближении малых пространственных градиентов. В предположении о прямоугольном профиле линий в пределе Рэлея-Джинса выведено и обосновано выражение для среднего истинного поглощения в заданном интервале частот, который может содержать сотни и тысячи спектральных линий. Этим выражением необходимо пользоваться при расчетах в уравнении для интенсивности вместо планковского среднего либо так называемой "полной экстинкции при расширении", которые до настоящего времени широко применялись в подобных расчетах.
Показано, что в том случае, когда в голубую сторону от заданного интервала частот есть сильные линии, то они могут на порядок изменить средний коэффициент поглощения, вычисленный нашим способом, по сравнению с планковским средним. Таким образом, в некоторых спектральных диапазо-
нах способ усреднения непрозрачности заметно влияет на результаты расчетов кривых блеска SN 1а.
Часть II Кривые блеска SN Ia в разных диапазонах спектра
Во второй части диссертации приведены результаты расчетов кривых блеска SN Ia в разных спектральных диапазонах. При моделировании кривых блеска мы использовали приближение многогрупповой радиационной гидродинамики. Все расчеты проводились с помощью программы STELLA в предположении локального термодинамического равновесия (ЛТР) для населенности уровней и для состояний ионизации. Алгоритм STELLA решает дифференциальные уравнения для угловых моментов интенсивности, усредненных по фиксированным диапазонам частот. В расчетах использовались до 200 лагранжевых зон по массе и до 100 групп по частоте. В программу по расчету включено новое усреднение спектральных линий по заданным интервалам частот, описанное в предыдущей главе. Вычисление переноса гамма-излучения и учет нелокального поглощения энергии, выделяющейся при радиоактивном распаде ядер, проводились в одногрупповом (сером) приближении.
Таблица 1: Основные параметры моделей SNe Ia, используемых в расчетах
Модель DD4 W7 LA4 WD065 MR
MwDa 1.3861 1.3775 0.8678 0.6500 1.4
Мьвщ* 0.63 0.60 0.47 0.05 0.42
Еыь 1.23 1.20 1.15 0.56 0.46
ав ед. М©
ьв ед. 10м эрг с-1
Расчеты проведены для нескольких моделей взрыва белого карлика, известных из научной литературы: ББ4 — отложенная детонация, когда в центре начинается дозвуковое горение, г. затем фронт горения ускоряется и переходит в детонацию; — одна из наиболее широко использующихся в мире моделей дефлаграции; ЬД4 — гелиевая детонация, когда взрыв начи-
нается вблизи границы углерода и гелия во внешних слоях белого карлика с массой меньше чандрасекаровского предела (усредненная, оригинально двумерная модель); WD065 — детонация маломассивного белого карлика с экстремально низкой массой 56Ni, созданная для воспроизведения особенностей спектра SN1991bg, SN Ia с очень низкой светимостью; MR0 — трехмерная (усредненная нами) модель дефлаграции, благодаря трехмерности имеющая наименьшее количество свободных параметров. Основные параметры моделей приведены в таблице 1.
Модели имеют разную полную массу, энергию взрыва, химический состав, и в частности, разное количество Ni5e, степень перемешивания, режим горения, начало которого также происходило в разных частях белого карлика (ближе к поверхности или к центру). Большинство моделей одномерные, лишь одна — изначально трехмерная — усреднена нами в связи с одномерностью нашей программы для расчетов кривых блеска. Таким образом, при сравнении результатов расчетов оказалось возможным выбрать тип модели, наиболее согласующийся с наблюдениями, хотя задача идеального подбора конкретной модели под конкретную наблюдавшуюся SN la пока не ставилась.
Сравнение вычисленных кривых блеска для выбранных моделей проводилось в нескольких диапазонах спектра: в спектральных полосах U, В, V, I, в ближнем ультрафиолете (в рабочем диапазоне космических обсерваторий IUE и FUSE), в гамма-диапазоне, л также были посчитаны болометрические кривые блеска как интегрированием полного спектра, так и диапазона UBVRIJK, в большинстве случаев используемого наблюдателями для получения болометрических кривых.
Результаты расчетов во всех диапазонах, кроме гамма, сравнивались с наблюдениями. Было показано, что модели чандрасекаровской массы с близкими энергией и количеством никеля, но разными режимами горения дают кривые блеска с близкой яркостью в максимуме, но немного отличающиеся скоростью спада блеска после максимума, что может помочь объяснить разброс на статистической зависимости Псковского-Филлипса "блеск в максимуме - скорость падения блеска после максимума", но также может повлиять на выводы о параметрах расширения Вселенной в случае, если предпочтительный механизм взрыва менялся с возрастом Вселенной.
Среди всех просчитанных моделей лучше всего согласуются с наблюдениями в полосах UBVI трехмерные модели. В них развиваются мощные неустойчивости Рэлея-Тейлора, что приводит к почти полному перемешиванию вещества выброса при меньших массе никеля и полной энергии по сравнению с одномерными расчетами. Эти факторы в совокупности приводят к одновременному уменьшению блеска в максимуме и скорости его спада после максимума. Тем не менее по болометрическим кривым блеска можно отдать предпочтение более энергичным одномерным моделям. По видимому, в реальности нужна хорошо перемешанная модель, как дают трехмерные расчеты, но немного более энергичная.
Впервые проведены расчеты кривых блеска в ближнем ультрафиолетовом и гамма диапазонах и сделаны предсказания о возможности определять некоторые параметры взрыва (энергию взрыва, полную массу никеля и его распределение по выбросу) и различать модели взрыва по наблюдениям в этих диапазонах с помощью современных детекторов.
Часть III Расчеты остатков сверхновых
Последняя часть диссертации посвящена расчетам остатков сверхновых. Вначале протестирована гидродинамическая часть программы. Для эгого проведен расчет остатка до фазы перехода с адиабатической на радиатив-ную стадию эволюции. На этой стадии скорость фронта ударной волны при некотором сочетании межзвездной плотности и температурной зависимости функции охлаждения может меняться не монотонно, а "пульсировать" — падать и расти, совершив таким образом несколько колебаний до тех пор, пока не перейдет на чисто радиативную стадию. Такие результаты уже были получены другими авторами. В диссертации подтверждается существование такой "галопирующей" стадии, а также дополнительно исследуется влияние электронной теплопроводности на неустойчивость.
После проверки гидродинамической части программы разработан алгоритм и создана программа для расчета гидродинамической эволюции остатков SN !а с самосогласованным учетом нестационарной ионизации, теплопроводности, потерь на излучение и кулоновского обмена энергией между электронами и ионами. Показано, что все эти процессы оказываются важ-
ны в молодых остатках сверхновых типа !а с возрастом порядка нескольких сот лет. В частности, учет потерь энергии на излучение в выбросе может привести к полному охлаждению внешних слоев в случае сильного перемешивания выброса, когда эти слои богаты тяжелыми элементами и из-за этого более интенсивно охлаждаются. В рассчитанных нами оригинальных моделях такого охлаждения не произошло, но показано, что увеличения плогности в одной из зон на порядок уже достаточно для охлаждения этой зоны меньше, чем за сто лет, а увеличение плотности в три раза приводит к остыванию примерно за 1000 лет. Такое увеличение плотности оправдано тем, что мы прозодим расчеты в одномерном случае, в то время как контраст плотности внутри небольшого интервала по радиусу в трехмерных моделях, усредняемых нами, может достигать почти порядка величины. Еще один неизбежный источник роста контраста плотности на ранних стадиях — взаимодействие выброса с околозвездным веществом предсверх-новой. Кроме того, в других моделях, с более пологим профилем плотности по радиусу и менее энергичных, катастрофическое охлаждение может стать существенным даже без искусственного повышения плотности.
Включение электронной теплопроводности почти полностью выравнивает профиль электронной температуры в остатке. По сравнению с вариантами без теплопроводности температура в выбросе может меняться на 1-2 порядка.
Тем не менее, благодаря существенной нестационарности ионизации, спектр остатка, вычисленный в рамках одной модели взрыва, но с разной физикой внутри остатка (параметрически менялись коэффициент теплопроводности и эффективность обмена энергией на фронте ударной волны, что можно понимать как различное влияние магнитного поля, напрямую не включенного в уравнения) оставался почти неизменным. Разница же между спектрами для разных моделей оказалась весьма существенной.
Расчеты были проведены для двух моделей, использовавшихся в предыдущей главе также для расчета кривых блеска: одной из наиболее известных и широко используемой в мире одномерной модели W7 и усредненной нами, а оригинально трехмерной, хорошо перемешанной и менее энергичной модели, созданной недавно в Институте астрофизики им. Макса Планка в Гархинге, Германия. Обе модели выброса мы окружали межзвездной средой
с постоянной плотностью, температурой и солнечным химсоставом. Расчеты начинались с возраста порядка 10 лет, когда контраст плотности между наружными слоями выброса и межзвездной средой уменьшался примерно до сотни. Модели досчитывали до 430 лет. Вычисляли рентгеновский спектр на этот момент и сравнивали его с недавними наблюдениями остатка сверхновой Тихо (которая предположительно принадлежала типу Ша), полученными с помощью космического телескопа XMM-Newton.
Основным наиболее заметным различием в спектрах двух моделей оказалась очень мощная линия Ка железа в трехмерной модели при почти полном ее отсутствии в модели W7. Это объясняется тем, что из-за существенной нестационарности ионизации железо в последней модели не успевает достичь стационарного значения (когда линия была бы видна) благодаря большей энергии и скорости разлета выброса (а значит, меньшей плотности вещества и скорости ионизации), а также меньшей перемешанности модели: слои, содержащие железо, расположены глубже, поэтому нагреваться и ионизоваться начинают позже, уже при меньшей плотности вещества.
Из сравнения этих моделей взрыва с наблюдениями остатка сверхновой Тихо показано, что для воспроизведения особенностей ренгеновского излучения остатка оказываются предпочтительными те же модели, которые лучше описывали и кривые блеска, а именно, трехмерные хорошо перемешанные и менее энергичные модели.
Заключение: результаты, выносимые на защиту
1. Получена аналитическая формула для непрозрачности при расширении, используемой в уравнении для нулевого момента интенсивности (уравнении энергии). Выведена новая формула для усреднения поглощения в заданном интервале частот в расширяющейся среде.
2. Рассчитаны широкополосные (иБУ1 и ультрафиолетовые) и болометрические кривые блеска БК 1а для нескольких моделей термоядерных сверхновых. Проведено сравнение моделей с наблюдениями. Показано, что диапазон параметров взрыва (энергия, масса никеля, степень перемешивания), удовлетворяющих наблюдениям стандартных БК 1а, заметно шире, чем представлялось ранее.
3. Рассчитаны кривые блеска БК 1а в гамма-диапазоне. Сделаны предсказания о возможности судить об энергетике и перемешивании во взрыве по наблюдениям в этом диапазоне.
4. Разработана гидродинамическая программа для расчета остатков БК 1а с учетом нестационарности ионизации, потерь на излучение, теплопроводности и кулоновского обмена энергией между электронами и ионами; параметрически учтена возможность некулоновского нагрева электронов на фронте ударной волны.
5. Проведены расчеты эволюции остатка сверхновой для двух моделей взрыва. Показана важность учета потерь на излучение в выбросах молодых остатков БК 1а.
6. Проведено сравнение вычисленного рентгеновского излучения моделей с наблюдениями остатка сверхновой Тихо. Показано, что хорошо перемешанные модели лучше согласуются с наблюдениями, их главным отличием от менее пермешанных моделей является присутствие в рентгеновском спектре мощной линии железа.
7. Из сравнения кривых блеска сверхновых и рентгеновского излучения их остатков с наблюдениями сделан вывод о перспективности трехмерных моделей взрыва по сравнению с одномерными в связи с необходимостью значительного перемешивания вещества в выбросе.
Публикации по теме диссертации
1. Е.И.Сорокина, С.И.Блинников, О.С.Бартунов, Режимы горения термоядерных сверхновых и использование CHIa в космологии, Письма в Астрон. журн., 26, 90 (2000)
2. S.I.BHnnikov, E.I.Sorokina, UV Light Curves of Thermonuclear Supemovae, Astron. Astrophys., 356, L30-L32 (2000)
3. S.Blinnikov, E.Sorokina, Type la Supernova models: latest developments, Astrophys. Space Sci. 290, 13-28, 2004
4. Е.И.Сорокина, С.И.Блинников, Д. И.Косенко, П.Лундквист, Динамика и излучение молодых остатков сверхновых типа 1а: важные физические процессы, ПАЖ, 30, 812-826, 2004
5. P.Ruiz-Lapuente, S.Blinnikov, RCanal, J.Mendez, E.Sorokina, AVisco, N.Walton, Type la supernovae progenitors, in Proc. of Conf held at Grand Sasso: Future Directions of Supernova Research: Progenitors to Remnants, eds. S.Cas-sisi and P.Mazzali, Mem. Soc. Astr. It. 71, 435 (2000)
6. P.Ruiz-Lapuente, S.Blinnikov, R.Canal, J.Mendez, E.Sorokina, A.Visco, N.Walton, Type la supernovae progenitors, models, and their cosmological signatures, in Proc: Type la Supernovae: Theory and Cosmology, eds. J.Niemeyei and J.Truran, Cambridge: Cambridge University Press, 119 (1999)
7. Е.И.Сорокина, С.И.Блинников, О.С.Бартунов, Модели SN la и возможные систематические ошибки при их использовании в космологии, в сб. Астрофизика на рубеже веков, ред. Н.С.Кардашев, Р.Д.Дагкесаманский, Ю.А.Ковалев, Москва: Янус-К, 2001, стр. 539-546
8. E.Sorokina, S.Blinnikov, Optical and UV Light Curves of Thermonuclear Supernovae, in Proceedings of the 10th Workshop on "Nuclear Astrophysics", eds. W.Hillebrandt, E.Muller, MPA Preprint MPA/P12, 2000, p.8-12
9. Блинников СИ., Сорокина Е.И., Перспективы исследования термоядер:яых сверхновых в дальнем УФ, в сб. Ультрафиолетовая вселенная, материалы конференции "Научные перспективы космической ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ", ред. Б.М.Шустов, Д.С.Вибе, Москва, ГЕОС, 2001, стр. 84-89
10. E.I.Sorokina, S.I.Blinnikov, Energy exchange inside SN ejecta and light curves of SNe la, in Proceedings of the 11th Workshop on 'Nuclear Astrophysics", eds. W.Hillebrandt, E.Muller, MPA Preprint MPA/P13, pp. 57 - 62 (2002)
11. S.Blinnikov, E.Sorokina, Lightcurves of thermonuclear supernovae as a probe of the explosion mechanism and their use in cosmology, proceedings of the 3rd Sakharov Conference (Moscow, June 2002)
12. D.I.Kosenko, E.I.Sorokina, S.I.Blinnikov, P.Lundqvist, X-ray emission of young SN la remnants as a probe for an explosion model, Advances in Space Research, issue High-Energy Studies of Supernova Remnants and Neutron Stars, ed. W.Hermsen, V. 33, pp 392-397, 2003
Ш7863
РНБ Русский фонд
2005-4 15026
Подписано в печать (3 2004 г. Формат 60x84/16. Заказ № 83. Тираж/^зкз. П.л. 0,75.
Отпечатано в РИИС ФИАН о оригинал-макета заказчика. 119991 Москва,Ленинский проспект, 53. Тел. 13251 28
Введение
I Непрозрачность при расширении
1 Введение
2 Качественная картина
3 Решение уравнения Больцмана
4 Усреднение по интервалу частот при прямоугольном профиле линий
5 Учет некоторых особенностей функций при численных расчетах
6 Сравнение с приближением Истмана-Пинто
7 Влияние способа усреднения непрозрачности на численный счет
8 Обсуждение
II Кривые блеска БК 1а в разных диапазонах спектра
9 Введение
10 Модели взрыва, использовавшиеся при расчетах
11 Метод расчета кривых блеска
12 Широкополосные 1/ВУ1 и болометрические кривые блеска вГ^ 1а
12.1 иВ VI кривые блеска для одномерных моделей БИ 1а
12.2 Использование SN 1а в космологии.
12.3 Перспективность трехмерных моделей SN 1а.
12.4 Болометрические кривые блеска БИ 1а
13 Перспективы исследования термоядерных сверхновых в дальнем ультрафиолете
14 Кривые блеска в гамма диапазоне
15 Выводы
III Расчеты остатков сверхновых
16 Введение
17 Гидродинамика: тепловая неустойчивость в радиативных остатках сверхновых
17.1 Обзор проблемы и постановка задачи
17.2 Физическая модель и предположения
17.2.1 Основные допущения .".
17.2.2 Функция охлаждения
17.2.3 Уравнение состояния.
17.3 Численные модели и метод вычисления.
17.3.1 Расчетная сетка.
17.3.2 Рассчитанные модели
17.4 Результаты расчетов.
17.4.1 Зависимость структуры адиабатической ударной волны от теплопроводности
17.4.2 Влияние различных физических параметров на ударную волну на стадии тепловой неустойчивости.
18 Молодые остатки SN 1а
18.1 Постановка задачи
18.2 Модели ОСН
18.3 Основные уравнения и физические процессы.
18.3.1 Уравнения и метод.
18.3.2 Электронная теплопроводность
18.3.3 Потери на излучение.
18.3.4 Обмен энергией между электронами и ионами.
18.4 Рентгеновское излучение ОСН при разных физических предположениях
19 Выводы 126 Заключение 129 Литература
Сверхновые типа Ia (SN la) уже достаточно давно были признаны одними из наиболее удобных объектов для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной [152]. Причин тому несколько. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями г. Во-вторых, SN la на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, судя по их спектрам и формам кривых блеска, но при более внимательном изучении становятся очевидными и различия внутри этого класса объектов.
Псковский [22] показал, что существует зависимость между максимальной светимостью SN la и скоростью последующего ослабления блеска. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN la на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими значениями 2 [41, 142, 91].
В последнее время техника наблюдений достигла такого уровня, что стало возможным обнаруживать и изучать сверхновые с большими красными смещениями. Первые результаты были получены в работе [137]: за несколько лет наблюдений на 1-м телескопе в Чили они обнаружили всего две сверхновых с z ~ 0.3.
В настоящее время в мире существует несколько групп, занимающихся наблюдениями далеких сверхновых на самых больших наземных телескопах, а также из космоса с помощью Hubble Space Telescope, и методика наблюдений развилась настолько, что за две недели плановых наблюдений каждая группа может открывать 10 и более сверхновых с большими значениями Благодаря работе этих групп стала возможной оценка из наблюдений далеких сверхновых космологических параметров: постоянной Хаббла #о, относительной плотности материи f2m и энергии вакуума а также вычисление выводимых из них величин, таких как параметр замедления Вселенной отношение локального значения Но к глобальному и др. Так, по первым семи SN la с ^ > 0.35 Kim и др. [109] оценили значение Но и опровергли предположение о том, что локальное значение #о заметно превышает среднее. Perlmutter и др. [140] по тем же данным оценили возможное соотношение плотности материи и вакуума.
На основании большей статистики далеких сверхновых недавно было выполнено еще несколько интересных работ [153, 84, 85, 148, 141]. В этих работах был получен достаточно неожиданный результат: из анализа наблюдательных данных с большой достоверностью следует вывод о том, что Вселенная в настоящий момент расширяется с ускорением.
Однако необходимо заметить, что во всех работах по далеким сверхновым использовались соотношения типа "максимальная светимость-темп падения блеска", полученные из анализа близких объектов. Но даже для близких SN Ia отклонения отдельных объектов от такой зависимости не могут быть объяснены только ошибками наблюдений.
С теоретической точки зрения зависимость замедления ослабления блеска с увеличением максимальной светимости можно объяснить тем, что оба эти факта обусловлены в основном количеством 56Ni, образовавшегося при взрыве. Максимальный блеск SN Ia определяется количеством 56Ni, так как кривая блеска формируется, в основном, из-за его радиоактивного распада. Но с другой стороны, большое количество никеля должно сильно увеличивать непрозрачность вещества. Излучение дольше диффундирует сквозь звездное вещество, и кривая блеска становится положе. Но спад на кривой блеска объясняется не только количеством никеля, но и его распределением (как и распределением других тяжелых элементов) внутри разлетающейся звезды, а также скоростью разлета вещества. А эти распределение и скорость в свою очередь зависят от того, каким образом горение распространялось по звезде.
Начиная с работ Arnett [35], Ivanova и др. [104], Nomoto и др. [135], теория горения в сверхновых активно развивалась. Было предложено множество моделей взрыва SN Ia (см., например, [98,177] и ссылки в этих работах) с различными массами (чандрасекаровскими и субчандрасекаровскими), разными режимами горения (детонацией, дефлаграцией и различными их сочетаниями), разными энергиями взрыва и скоростями разлета вещества. В этих теоретических моделях химические элементы в результате горения образуются в разных соотношениях и по-разному распределены по звезде, поэтому расчет дальнейшей эволюции сверхновой ведет к получению различных теоретических кривых блеска. Сопоставляя получившиеся кривые блеска с наблюдаемыми, можно судить о том, каким именно моделям взрыва отдается предпочтение в природе. И вероятно, именно осуществление различных сценариев взрыва звезды приводит к некоторому разбросу в зависимостях между наблюдаемыми параметрами вспышки и объясняет наличие объектов, отклоняющихся от этих зависимостей на величину, превышающую ошибки наблюдений.
Рассматривая возможность использования БИ 1а в космологии, можно сделать вывод, что даже при богатой статистике далеких сверхновых опасно делать твердые выводы о геометрии Вселенной [27].
Земные эксперименты показывают, что режим горения при взрыве не всегда удается точно предсказать заранее. Для сверхновых ситуация аналогична: вполне возможно, что различие в начальных условиях меняет лишь вероятность того, что горение будет развиваться по тому или иному пути, но не определяет его точно. А поскольку режим горения может влиять на форму кривой блеска, то и скорость спада нельзя достоверно предсказать, зная лишь начальные условия. Вероятность той или иной скорости спада блеска, которая играет столь большую роль в определении космологических параметров, можно будет выяснить, лишь набрав большую наблюдательную статистику БИ 1а при разных г и убедившись в независимости калибровочной кривой "максимум светимости - скорость спада блеска" от возраста Вселенной.
В понимании физики взрыва БКе 1а пока единственное, что можно считать твердо установленным — это источник энергии. Мы видим 1а только благодаря тому, что в них происходит радиоактивный распад 56№, образовавшегося в процессе термоядерного взрыва белого карлика, через радиоактивный 56Со, в стабильный изотоп 56Ре. При этом распаде выделяются 7-кванты, которые затем, проходя через вещество, термализуются, и выходят из звезды уже в виде гораздо более мягких УФ, оптических и ИК фотонов, которые мы и наблюдаем.
Однако до сих пор мы не можем с уверенностью сказать, как именно происходит термоядерное горение в белых карликах: медленное ли оно, дозвуковое (дефлаграция), или быстрое сверхзвуковое (детонация) — этим определяется обилие элементов, образующихся в результате взрыва. Неизвестно также, должны ли все предсверхновые ЭИ 1а иметь чандрасекаровскую массу, или могут взрываться и более легкие, субчандрасекаровские белые карлики. Кроме того, даже если все предсверхновые БИ 1а являются чандрасекаровскими, еще не определена энергия взрыва и масса образовавшихся радиоактивных изотопов. Горение может начинаться в центре звезды, а может, при определенном темпе аккреции, и во внешних слоях — и наблюдатели могут это заметить по жесткости спектра и скорости роста блеска до максимума. Поэтому чтобы теоретически воспроизвести реальные кривые блеска ЭИе 1а, нужно исследовать разные модели взрыва. Причем важно решать уравнения для температуры совместно с уравнениями переноса излучения, чтобы правильно учитывать обмен энергией между излучением и веществом.
Сами по себе модели термоядерного взрыва звезды дают возможность лишь косвенным образом сравнивать с наблюдениями всего несколько параметров, таких как кинетическая энергия выброса и общее количество 56№, образовавшегося при взрыве. Расчет последующей эволюции взорвавшейся звезды дает нам гораздо больше возможностей для сравнения разных моделей и выбора той из них, которая лучше согласуется с наблюдениями, а значит, более вероятно реализуется в природе.
Одна из таких возможностей - это моделирование светимости сверхновой в гамма-лучах. Сравнение с наблюдениями позволяет определить полную массу радиоактивных изотопов, образовавшихся при взрыве и получить представление о составе внешних слоев выброса, которые поглощают и термализуют гамма-кванты. Кроме того, это сравнение дает возможность проверить корректность расчетов непрозрачности в гамма-диапазоне.
Другой возможностью проверки модели взрыва является детальный расчет кривых блеска и спектров SN 1а в первые месяцы после взрыва. В физике сверхновых всех типов есть несколько эффектов, представляющих большие трудности для моделирования их кривых блеска. Например, должна быть корректно учтена депозиция гамма-квантов, образующихся при распаде радиоактивных изотопов, главным образом 56№ и 56Со. Распространяясь в выбросе, эти фотоны могут либо свободно покинуть звезду, либо поглотиться (термализоваться), либо разбиться на несколько более мягких фотонов. Для определения судьбы фотона нужно решать уравнение переноса совместно с уравнениями гидродинамики. Полная система уравнений должна включать уравнения переноса в расширяющейся среде во всем диапазоне спектра, от гамма и рентгеновских лучей до инфракрасного света.
На первый взгляд, моделирование БЫе 1а кажется более простым по сравнению с другими типами сверхновых: в них очень быстро устанавливается хаббловский закон расширения (линейная зависимость скорости разлета от радиуса), в них нет ударных волн, а значит и дополнительного нагрева от них. Поэтому в гидродинамической части системы уравнений действительно возникает гораздо меньше проблем.
С другой стороны, заметные трудности появляются в радиационной части системы. SNe Ia становятся почти прозрачными в континууме уже через несколько недель после взрыва, поэтому значительно увеличивается роль неравновесных не-ЛТР процессов по сравнению с другими типами сверхновых. Излучение отрывается от вещества внутри всего выброса еще до достижения максимума блеска, происходящего примерно на 20-ый день после взрыва (см. напр. [76] или рис. 2 в [156]). В этом случае уже нельзя приписывать излучению температуру газа, равно как и любую другую температуру, так как спектр излучения SN Ia начинает сильно отличаться от чернотель-ного. Вместо этого нужно решать уравнения переноса на множестве частот, учитывая огромное число спектральных линий, являющихся основным источником непрозрачности для этого типа сверхновых [39, 143].
Спектр SN Ia образован миллионами линий разной силы, согласованный учет которых непрост даже в покоящейся среде. Расширение только усложняет проблему: в поглощение и излучение на любой выделенной частоте вносят свой вклад сотни, и даже тысячи линий. И понять, как именно они должны быть учтены при решении уравнения переноса - это отдельная сложная задача теории сверхновых.
Через несколько лет после взрыва сверхновой вещество выброса остывает и становится практически ненаблюдаемым. И следующая возможность понять структуру и химический состав выброса наступает лишь спустя несколько сот лет, когда образуется молодой остаток сверхновой (ОСН). К этому времени выброс при своем разлете успевает сгрести заметное количество околозвездного вещества (с массой порядка массы самого выброса). При этом образуются две ударных волны: одна из них распространяется вперед по окружающему выброс веществу, а другая движется внутрь выброса, разогревая его слой за слоем и тем самым давая возможность изучать его последовательно, от внешних слоев к внутренним.
Если какая-то из теоретических моделей взрыва сверхновой действительно реализуется в природе, она должна объяснять все особенности излучения сверхновой на любой стадии эволюции.
У нас в руках есть инструменты, способные решать задачи такого уровня: для расчетов кривых блеска сверхновых - это программа STELLA [48, 50], в которой реализован метод многогрупповой радиационной газодинамики, а для стадии молодого ОСН - программа SUPREMNA, предполагающая газ прозрачным и самосогласованно решающая уравнения гидродинамики совместно с уравнениями кинетики состояний ионизации. Расчеты кривых блеска SNe Ia, проведенные с помощью программы STELLA, показывают, что мы можем смоделировать основные особенности наблюдаемых кривых блеска (время роста и скорость падения блеска на разных длинах волн, звездная величина в максимуме и т.д.) по крайней мере в оптике [27]. Программа SUPREMNA на настоящий момент не имеет аналогов в мире по богатству учтенных в ней и важных для молодых ОСН физических процессов.
Диссертационная работа имеет следующую структуру.
В части I рассматривается проблема учета непрозрачности в расширяющейся среде в применении к уравнению энергии. Получено аналитическое решение уравнения Больцмана для нулевого момента числа заполнения в предположениях, выполняющихся в выбросе SN Ia. Выведен способ усреднения по интервалу частот коэффициента истинного поглощения, необходимого в уравнении энергии. Показано, что при неравномерном распределении количества и силы спектральных линий по энергиям возможны значительные различия среднего коэффициента поглощения, полученного новым способом, и стандартного планковского среднего, ошибочно используемого в большинстве расчетов переноса излучения в сверхновых.
В части II проведены расчеты кривых блеска термоядерных сверхновых с помощью метода многогрупповой радиационной гидродинамики. При вычислении непрозрачности учтены спектральные линии и эффект расширения. Предсказываются потоки излучения в спектральных полосах UBVI, в стандартных ультрафиолетовых полосах спутника IUE, в 7-диапазоне, а также болометрические потоки для нескольких известных моделей термоядерного взрыва. Получено, что время нарастания блеска до максимума в полосах В и V в представленных расчетах согласуется с наблюдениями лучше, чем в расчетах других авторов. Дано физическое обоснование корректности наших результатов. Показано, что УФ потоки для некоторых моделей также хорошо согласуются с наблюдениями. Сделаны предсказания о возможности наблюдения SN Ia в 7-диапазоне с помощью современных космических 7-телескопов. Выделены более предпочтительные по нашему мнению модели взрыва.
В части III рассмотрены и проанализированы физические процессы, которые необходимо учитывать при моделировании молодых остатков сверхновых типа 1а с возрастом несколько сотен лет, в которых распространяются прямая (в межзвездную среду) и возвратная (в выброс) ударные волны. Показано, что энергопотери в богатом тяжелыми элементами выбросе могут быть уже существенными для остатков на этой стадии эволюции. Изучено влияние электронной теплопроводности и скорости обмена энергией между электронами и ионами на распределение температуры и рентгеновское излучение от таких остатков. Для сравнения расчетов с наблюдениями использовались данные наблюдений ОСН Тихо с космического рентгеновского телескопа ХММ-Ые'^оп.
Наконец, в Заключении перечисляются основные результаты диссертации.
Часть I
Непрозрачность при расширении
1 Введение
Прежде чем приступать к моделированию кривых блеска SN 1а, мы должны быть уверены, что наша программа адекватно описывает физические процессы, проходящие в выбросе. Как уже говорилось в общем введении к диссертации, с точки зрения гидродинамики моделирование SN 1а не представляет особых проблем, но более существенным, чем для сверхновых других типов, оказывается применение правильных приближений для описания переноса излучения и взаимодействия излучения с веществом. Поэтому несмотря на то, что программа для расчета кривых блеска уже успешно применялась ранее для моделирования сверхновых других типов [48, 50, 55], при переходе к SN 1а этим вопросам нужно уделить особое внимание.
Спектральные линии — главный источник непрозрачности внутри выброса SN 1а от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона, поэтому правильный учет непрозрачности в линиях — одна из самых критических проблем при моделировании кривых блеска SN 1а. Трудность решения этой проблемы известна еще из теории переноса как в атмосферах, так и в недрах звезд, где для правильного описания выходящего излучения необходим учет миллионов спектральных линий. В теории сверхновых проблема усугубляется необходимостью учета доплеровского смещения линий в среде с градиентом скорости. Много работ на эту тему было опубликовано до настоящего времени. Влияние спектральных линий на непрозрачность расширяющейся среды подробно изучалось в работе Кагр и др. [107]. Значение этого эффекта для физики сверхновых подчеркивалось в предшествующей работе Lasher [115], а в других ситуациях он рассматривался еще ранее применительно к проблеме звездного ветра звезд Вольфа-Райе и горячих звезд главной последовательности [62, 123, 63]. Кагр и др. [107] предложили выражение для эффективной монохроматической непрозрачности, модифицированной расширением среды, и ввели для нее термин "непрозрачность при расширении" ("expansion opacity"). Попытки вывести непрозрачность при расширении более формально из основных уравнений теории переноса излучения предпринимались в работах Eastman к Kirshner [77] и Wagonern др. [168]. Однако, как указали Pinto & Eastman [143], эти выводы не вполне самосогласованы, так как в использованных уравнениях пренебрегали производными по времени, которые имеют тот же порядок, что и учтенные члены. Eastman & Pinto [78] предложили свое приближенное выражение для непрозрачности при расширении, опираясь на другие эвристические доводы. В более общем виде — как решение уравнения Больцмана для фотонов — выражение для непрозрачности было получено в работе Блинникова [5]. Там было выведено как точное решение уравнения переноса в квадратурах, так и выражение для экстинкции, усредненной по некоторому интервалу частот, учитывающее все линии, лежащие в этом интервале и в голубую сторону от него. Статистический подход к вычислению средней экстинкции разработан в статьях Baschek и др., Wehrse и др. [44, 171, 172, 173].
Все перечисленные выше работы посвящены расчетам полной экстинкции, т.е. суммы истинного поглощения и рассеяния, которая используется в уравнении потока. Мы в данном разделе будем интересоваться уравнением энергии, а на него рассеяние не влияет, и для правильного расчета обмена энергией между излучением и веществом нам важно знать и уметь усреднять отдельно коэффициент истинного поглощения.
Как у любой программы, работающей в приближении JITP в смысле населенности уровней по Больцману и распределения состояний ионизации по Саха, без детальных расчетов атомных процессов, одной из проблем нашей программы по расчету кривых блеска SN la является вопрос о том, каким образом снимается возбуждение иона, т.е. идет ли энергия кванта, поглощенного на возбуждение перехода в ионе, на нагрев вещества (случай чистого поглощения в линиях), переизлучается ли она на той же частоте (когерентное рассеяние) или с дроблением фотона, через промежуточные уровни (некогерентное рассеяние). Eastman h Pinto [78] предложили считать линии чисто поглощающими, хотя детальные расчеты в условиях, характерных для выбросов сверхновых, говорят о том, что эффекты HJITP могут быть значительными, и дезактивация возбуждения происходит в основном путем некогерентного рассеяния. Предположение о поглощении в линиях может быть оправдано тем, что при этом фотон как бы исчезает из системы, но он с большой вероятностью уходит и при некогерентном рассеянии, так как дробится на более мягкие фотоны, длина свободного пробега которых в условиях выброса SN 1а заметно больше, чем для первоночального фотона, и поэтому они имеют большую вероятность уйти из системы. Отличие этих двух вариантов состоит в том, что в первом случае происходит разогрев газа, а во втором — нет. Тем не менее, в своей более поздней работе [143] Pinto & Eastman показали, что кривые блеска SN la в предположении чисто поглощающих линий очень слабо отличаются от кривых блеска, полученных с использованием метода эквивалентных двухуровенных атомов [19], при помощи которого в простейшем случае моделируются эффекты отклонения от JITP.
С другой стороны, проанализировав структуру уровней нескольких ионов, характерных для SN la, Чугай [31] пришел к выводу о том, что рассеяние в линиях в выбросах SN la почти консервативно, т.е. фотон при переизлучении почти не меняет своей частоты — происходит почти когерентное рассеяние. Таким образом, число фотонов не меняется и передачи энергии газу не происходит, что, казалось бы противоречит предположению о поглощении в линиях. В этой части мы покажем, что правильный учет эффекта расширения даже при сильных поглощающих линиях не дает возможности веществу эффективно обмениваться энергией с излучением, так что это противоречие отчасти снимается.
19 Выводы
В настоящей работе впервые проведено гидродинамическое моделирование эволюции молодых остатков сверхновых с самосогласованным учетом нестационарной кинетики ионизации в двухтемпературной плазме, а также электронной теплопроводности. Феноменологически учтено влияние магнитного
R, pc
Рис. 50: Распределение яркости по остатку в линиях FeK (сплошные) и FeXVII (пунктирные) относительно яркости в тех же линиях в центре для моделей W7 и MR0. поля на теплопроводность, а также смоделирован эффективный нагрев электронов на фронте ударной волны за счет плазменных процессов. Показано, что сильное изменение параметров теплопроводности оказывает незначительное влияние на рентгеновские спектры, которые мы получали с учетом всех основных элементарных процессов и сворачивали теоретические предсказания с матрицей отклика детектора прибора EPIC PN обсерватории ХММ
Newton.
Один из самых важных наших результатов состоит в том, что уже на самых ранних стадиях эволюции остатков необходимо учитывать влияние ^ потерь на излучение на гидродинамику. Тем самым снято противоречие, существовавшее в течение 20 лет между результатами Hamilton & Sarazin [90], которые показали возможность развития тепловой неустойчивости в богатом металлами веществе выброса, и полным игнорированием этого эффекта в других работах по гидродинамическому моделированию молодых остатков. В рассмотренных нами моделях тепловая неустойчивость развивается вплоть до катастрофического охлаждения примерно за тысячу лет при возмущении (т.е. повышении) плотности в одной из зон в 3 раза, и менее, чем за 100 лет, при повышении плотности в 10 раз. В одной из последних моделей неустойчивость развивается за 340 лет без всякого возмущения плотности (при выключенной теплопроводности). В реальных трехмерных моделях и при наличии взаимодействия выброса с возможным околозвездным веществом тепловая неустойчивость может начать развиваться и гораздо быстрее.
Наша цель пока не состояла в выборе наилучшей модели для описания реальных остатков, однако наши расчеты рентгеновских спектров показывают, А что наиболее перспективны для описания наблюдаемых линий железа модели сверхновых, приводящие к образованию железа в самых внешних слоях, такие как полученные в работах Дуниной-Барковской и др. [11] и Reinecke и ДР- [147].
Из неучтенных нами эффектов самым важным, конечно, остается полный трехмерный расчет гидродинамики. Следует исследовать более физично генерацию нетепловых частиц на фронтах, эволюцию и гидродинамическое влияние магнитных полей. Тем не менее, нам представляется, что при любом развитии теории остатков сверхновых, разработанный нами эффективный алгоритм самосогласованной связи гидродинамики и кинетики ионизации сохранит свое значение.
Заключение
В заключении перечислим основные результаты диссертационной работы.
1. Получена аналитическая формула для непрозрачности при расширении, используемой в уравнении для нулевого момента интенсивности (уравнении энергии). Выведена новая формула для усреднения поглощения в заданном интервале частот в расширяющейся среде.
2. Рассчитаны широкополосные (11В VI и ультрафиолетовые) и болометрические кривые блеска ЭИ 1а для нескольких моделей термоядерных сверхновых. Проведено сравнение моделей с наблюдениями. Показано, что диапазон параметров взрыва (энергия, масса никеля, степень перемешивания) , удовлетворяющих наблюдениям стандартных БИ 1а, заметно шире, чем представлялось ранее.
3. Рассчитаны кривые блеска ЭИ 1а в гамма-диапазоне. Сделаны предсказания о возможности судить об энергетике и перемешивании во взрыве по наблюдениям в этом диапазоне.
4. Разработана гидродинамическая программа для расчета остатков БИ 1а с учетом нестационарности ионизации, потерь на излучение, теплопроводности и кулоновского обмена энергией между электронами и ионами; параметрически учтена возможность некулоновского нагрева электронов на фронте ударной волны.
5. Проведены расчеты эволюции остатка сверхновой для двух моделей взрыва. Показана важность учета потерь на излучение в выбросах молодых остатков 1а.
6. Проведено сравнение вычисленного рентгеновского излучения моделей с наблюдениями остатка сверхновой Тихо. Показано, что хорошо перемешанные модели лучше согласуются с наблюдениями, их главным отличием от менее перемешанных моделей является присутствие в рентгеновском спектре мощной линии Ка железа.
7. Из сравнения рассчитанных нами кривых блеска сверхновых и рентгеновского излучения их остатков с наблюдениями сделан вывод о перспективности трехмерных моделей взрыва по сравнению с одномерными в связи с необходимостью значительного перемешивания вещества в выбросе.
Результаты, изложенные в диссертации, неоднократно обсуждались на семинарах в ГАИШ и ИТЭФ, докладывались на студенческой школе "Физика космоса" (Коуровка, 2001), на российских и международных конферен-У циях ("Астрофизика на рубеже веков", Пущино, 1999; "Научные перспективы ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ", ИНАСАН, 2000; "Nuclear astrophysics", Тегернзее, Германия, 2000, 2002; "From twilight to highlight: the physics of Supernovae", Гархинг, Германия, 2002; коллоквиум MAC 192 "Supernovae (10 years of SN1993J)", Валенсия, Испания, 2003 и других).
Работа проводилась при финансовой поддержке РФФИ (гранты 99-0216205, 02-02-16500, 03-02-06770, 03-02-26598), а также при подцержке грантов Шведской Королевской академии наук в Стокгольмской обсерватории, в США - грантами НАСА - NAG5-8128 и NSF AST-97 31569, в Германии стипендиями Института им. Макса Планка по Астрофизике (МПА, Гархинг, Германия).
Автор выражает глубокую признательность коллективам отдела физики эмиссионных звезд и галактик и других отделов ГАИШ и лаборатории физики плазмы и астрофизики ИТЭФ, и в первую очередь О.С.Вартунову, В.С.Имшеннику, Д.И.Косенко, Д.К.Надежину, Н.Н.Павлюку, И.В.Панову, А К.А.Постнову, М.Е.Прохорову, П.В.Сасорову, Д.Ю.Цветкову за постоянную поддержку, полезные обсуждения и интерес к работе. Хочется поблагодарить также западных коллег С.Вусли, П.Лундквиста и В.Хиллебрандта за возможность проведения части работы в Университете Калифорнии (Санта Круз, США), в Стокгольмской обсерватории (Швеция) и институте им. Макса Планка по Астрофизике (Гархинг, Германия), также как за возможность использования их компьютерных ресурсов.
Наконец, я особенно благодарна моему научному руководителю С.И.Блинникову за постоянную поддержку и создание творческой атмосферы во время совместной работы.
1. Арушанян О.В., Залеткин С.Ф., Численное решение обыкновенных дифференциальных уравнений на Фортране, М.: Изд-во МГУ, 1990
2. Бескин B.C., УФН, 169, 1169, 1999
3. Бисноватый-Коган Г.С., Физические вопросы теории звёздной эволюции, М.: Наука, 1989
4. Бисноватый-Коган Г.С., Блинников С.И., Астрон. журн., 59, 876, 1982
5. Блинников С.И., Письма в Астрон. журн., 22, 92, 1996
6. Блинников С.И., Письма в Астрон. журн., 25, 424, 1999
7. Блинников С.И., Хохлов A.M., Письма в Астрон. журн., 12, 318,1986
8. Боброва H.A., Сасоров П.В. Физика Плазмы, 19, 789, 1993
9. Боровский A.B., Запрягаев С.А., Зацеринный О.И., Манаков H.JL, Плазма многозарядных ионов, СПб.: Химия, 1995
10. Вайнштейн JI.A., Собельман И.И., Юков Е.А. Возбуждение атомов и уширение спектральных линий, М.: Наука, 1979
11. Дунина-Барковская Н. В., Имшенник В. С. , Блинников С. И., Письма в АЖ, 27, 412, 2001
12. Зельдович Я.Б., Франк-Каменецкий Д.А., Журн. физ. химии, 12, 100, 1938
13. Имшенник B.C., Журнал вычисл. матем. и матем. физики, 2, 206, 1962
14. Имшенник B.C., Боброва H.A. Динамика столкновительной плазмы, М.: Энергоатомиздат, 1997
15. Ландау Л.Д., ЖЭТФ, 14, 240, 1944
16. Лозинская Т.А., Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом галактики, М.: Наука, 1986
17. Майоров С.А., ЖВМ и МФ, 26, 1735, 1986
18. Мейдер Ч., Численное моделирование детонации, М.: Мир, 1985
19. Михалас Д. Звездные атмосферы, М.: Мир, 1982
20. Надежин Д.К., Препринт ИТЭФ №1, 1981; Astrophys. Space Sei., 112, 225, 1985
21. Нагирнер Д.И. Лекции по теории переноса излучения, изд. СПБУ, 2001
22. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 54, 1188, 1977
23. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 55, 737, 1978
24. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 61, 1125, 1984
25. Седов Л.И., Методы подобия и размерности в механике, М: Госте-хиздат, 1954
26. Соболев В.В., Движущиеся оболочки звезд, Ленинград: Изд-во ЛГУ, 1947
27. Сорокина Е.И., Блинников С.И., Бартунов О.С., Письма в астрон. журн.,26, 90, 2000
28. Сорокина Е.И., Блинников С.И., Косенко Д.И,, Лундквист П., ПАЖ, 30, 812, 2004
29. Спицер Л., Физика полностью ионизованного газа, М.: Иностранная лит-ра, 1965
30. Холл Дж., Уатт Дж.М. (ред.), Современные численные методы решения обыкновенных дифференциальных уравнений, М.: Мир, 1979
31. Чугай Н.Н., ПАЖ, 6, 481, 1980
32. Allen C.W., Astrophysical Quantities, London: The Athlone Press, 1973
33. Arnaud K.A., Astronomical Data Analysis Software and Systems V, ASP Conf. Series 101 (Ed. G.Jacoby, J.Barnes), p.17, 1996; http://xspec.gsfc.nasa.gov/docs/xanadu/xspec/index.html
34. Arnaud M., Rothenflug R., A&AS, 60, 425, 1985
35. Arnett W.D., Ap.Sp.Sci., 5, 180, 1969
36. Arnett W.D., ApJ 253, 785, 1982
37. Badenes C., Bravo E., Borkowski K.J., Dominguez I., Astrophys. J., 593, 358, 2003
38. Ballance C. P., Badnell N.R., Berrington K. A., Journal of Physics В Atomic Molecular Physics, 34, 3287, 2001
39. Baron E., Hauschildt P.H., Mezzacappa A., MNRAS, 278, 763, 1996
40. Baron E., Hauschildt P.H., Nugent P., Branch D., MNRAS, 283, 297, 1996
41. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Astrophys. Space Sci., 122, 343, 1986
42. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Thermonuclear Supernovae (eds. Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.87, 1997
43. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Filimonova I.V., PASP, 106,1276,1994
44. Baschek В., v. Waldenfels W., Wehrse R., A&A, 371, 1084, 2001
45. Bertschinger E., ApJ, 304, 154, 1986
46. Bisnovatyi-Kogan G.S., Silich S.A., Reviews of Modern Physics, 67, 661, 1995
47. Blinnikov S.I., Thermonuclear Supernovae (eds. Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.589, 1997
48. Blinnikov S.I., Bartunov O.S., A&A, 273, 106, 1993
49. Blinnikov S.I., N.V.Dunina-Barkovskaya N.V., MNRAS, 266, 289,1994
50. Blinnikov S.I., Eastman R., Bartunov O.S., Popolitov V.A., Woos-ley S.E., ApJ, 496, 454, 1998
51. Blinnikov S.I., Sasorov P.V., Phys.Rev.E, 53, 4827, 1996
52. Blinnikov S.I., Sasorov P.V., Woosley S.E., Space Science Reviews, 74, 299, 1995
53. Blinnikov S.I., Sorokina E.I., A&A, 356, 30, 2000
54. Blinnikov S.I., Sorokina E.I., Astrophys. Space Sei., 290, 13, 2004.
55. Blinnikov S.I., Lundqvist P., Bartunov O.S., Nomoto K., Iwamoto K., Astrophys. J., 532, 1132, 2000
56. Borkowski K.J., Shull J.M., McKee C.F., Astrophys. J., 336, 979, 1989
57. Brinkmann W., Fink H.H., Smith A., Haberl F., Astronomy and Astrophysics, 221, 385, 1989
58. Cappellaro E., Turatto M., Fernley J. (ред.), IUE-ULDA Access Guide No. 6. Supernovae, ESA, SP-1189, 1995
59. Cappellaro E., Mazzali P.A., Benetti S., Danziger I.J., Turatto M., Delia Valle M., Patat F., Astron. Astrophys., 328, 203, 1997
60. Cargill P.J., Papadopoulos K., Astrophysical Journal, 329, L29, 1988
61. Carroll S.M., Press W.H., Turner E.L., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 30, 499, 1992
62. Castor J.I., MNRAS, 149, 111, 1970
63. Castor J.I., Abbott D.C., Klein, R.I., Astrophys. J., 195, 157, 1975
64. Chevalier R.A., ApJ, 188, 501, 1974
65. Chevalier R.A., Astrophysical Journal, 258, 790, 1982
66. Chevalier R.A., Advances in Space Research, 33, 456, 2004
67. Chevalier R.A., Imamura J.N., ApJ, 261, 543, 1982
68. Cohen R.S., Spitzer L.Jr., Routly P.McR., Phys. Rev., 80, 230, 1950
69. Contardo G., Leibundgut B., Vacca W.D., A&A, 359, 876, 2000
70. Cowie L., McKee C., Ostriker J., ApJ, 247, 908, 1981
71. Cox D.P., ApJ, 178, 159, 1972
72. Dahlen T., Fransson C., Astron. Astrophys., 350, 349, 1999; astro-ph/9905201.
73. Decourchelle A. et al., Astron.Astrophys., 365, L218, 2001
74. Dominguez I., Höflich P., Straniero O., Wheeler C., astro-ph/9905047
75. Drell P.S., Loredo T.J., Wasserman I., Astrophys. J., 530, 593, 2000; astro-ph/9905027
76. Eastman R.G., in Thermonuclear Supernovae, Eds. P. Ruis-Lapuente et al., Dordrecht: Kluwer Academic Pub., p. 571, 1997
77. Eastman R.G., Kirshner R.P., ApJ, 347, 771, 1989
78. Eastman R.G., Pinto P.A., ApJ, 412, 731, 1993
79. Falk S.W., Arnett W.D., Astrophys. J. Suppl., 33, 51, 1977
80. Falle S.A.E.G., MNRAS, 172, 55, 1975
81. Falle S.A.E.G., MNRAS, 195, 1011, 1981
82. Forcada-Mirö M.I., S.D.M.White, asro-ph/9712204, 1997
83. Gaetz T.J., Edgar R.J., Chevalier R.A., ApJ, 329, 927, 1988
84. Garnavich P.M. et al., Astrophys. J. Lett., 493, L53, 1998
85. Garnavich, P.M. et al., Astrophys. J., 509, 74, 1998
86. Gear C.W., Numerical Initial Value Problems in Ordinary Differential Equations, Englewood Cliffs: Prentice-Hall, 1971
87. Georgii R., Plüschke S., Diehl R. et al., A&A, 394, 517, 2002
88. Goett S.J., Sampson D.H., Clark R.E.H., Astrophysical Journal Supplement Series, 54, 115, 1984
89. Hamilton A.J.S., Sarazin C.L., Astrophysical Journal, 281, 682, 1984
90. Hamilton A.J.S., Sarazin C.L., 1984 ApJ, 287, 282, 1984
91. Hamuy M., Phillips M.M., Maza J., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Aviles R., Astron. J., 109, 1, 1995
92. Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Maza J., Aviles R., Astron. J., 112, 2391, 1996
93. Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Maza J., Smith R.C., Lira P., Aviles R., Astron. J., 112, 2438, 199694. von Hippel T., Bothun G.D., Schommer R.A., Astron. J., 114, 1154, 1997
94. Höflich P., Astrophys. J., 443, 89, 1995
95. Höflich P., Workshop on Stellar Atmosphere Modeling, 8-12 April 2002 Tuebingen, Eds: I. Hubeny, D. Mihalas, K. Werner, astro-ph/0207103, 2002
96. Höflich P., Khokhlov A., ApJ, 457, 500, 1996
97. Höflich P., Khokhlov A., Wheeler J.C., Nomoto K., Thielemann F.K., Thermonuclear Supernovae, (eds Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.659, 1997
98. Hwang U., Decourchelle A., Holt S.S., Petre R., Astrophysical Journal, 581, 1101, 2002
99. Imamura J.N., Aboasha A., Wolff M.T., Wood K.S., ApJ, 458, 327, 1996
100. Imamura J.N., Wolff M.T., Durisen R.H., ApJ, 276, 667, 1984
101. Innes D.E., Giddings J.R., Falle S.A.E.G., MNRAS, 226, 67, 1987
102. Itoh H., Masai K., Nomoto K., Astrophysical Journal, 334, 279, 1988
103. Ivanova L.N., Imshennik V.S., Chechetkin V.M., Ap.Sp.Sci., 31, 497, 1974
104. Jeffery D.J., Leibundgut B., Kirshner R.P. et al., ApJ, 397, 304, 1992
105. Karp A.H., J.Quant.Spec.Rad.Tran., 23, 285, 1980
106. Karp A.H. et al., ApJ, 214, 161, 1977
107. Khokhlov A.M., ApJ, 419, L77, 1993
108. Kim A.G. et al., Astrophys. J. Lett., 476, L63, 1997
109. Kimoto P.A., Chernoff D.F., ApJ, 485, 274, 1997 (astro-ph/9705257)
110. Kirshner R.P., Jeffery D.J., Leibundgut B. et al., ApJ, 415, 589, 1993
111. Kosenko D.I., Sorokina E.I., Blinnikov S.I., Lundqvist P., Advances in Space Research, issue High-Energy Studies of Supernova Remnants and Neutron Stars, ed. W.Hermsen, V. 33, p. 392, 2003
112. Kurucz R.L., Bell B., Atomic Line Data, Kurucz CD-ROM No. 23. Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory, 1995; http://cfa-www.harvard.edu/amdata/ampdata/kurucz23/sekur.html
113. Laming, J.M., Raymond, J.C., McLaughlin, B.M., Blair, W.P., 1996 Astrophysical Journal, 472, 267, 1996
114. Lasher G., Astrophys. J., 201, 194, 1975
115. Leibundgut B., Kirshner R.P., Filippenko A.V. et al., ApJ, 371, L23, 1991
116. Lesch, H., Astronomy and Astrophysics, 239, 437, 1990
117. Livio M., astro-ph/9903264.
118. Livne E., ApJ, 354, L53, 1990
119. Livne E., Arnett W.D., ApJ, 415, L107, 1993
120. Livne E., Arnett D., ApJ, 452, 62, 1995
121. Livne E., Glasner A.S., ApJ, 370, 272, 1991
122. Lucy L., Astrophys. J., 163, 95, 1971
123. Mansfield V.N., Salpeter E.E., ApJ, 190, 305, 1974
124. Max C.E., McKee C.F., Mead W.C., Phys. Fluids, 23, 1620, 1980
125. Maza J., IAU Circ., Na3583, 1981
126. Mazzali P.A., Cappellaro E., Danziger I.J., Turatto M., Benetti S., Astrophys. J. Lett., 499, L49, 1998
127. McKee C.F., ApJ, 188, 335, 1974
128. McMillan R.J., Ciardullo R., ApJ, 473, 707, 1996
129. Müller E., Arnett W.D., ApJ, 307, 619, 1986
130. Niemeyer J.C., Ph.D.Thesis, MPA-911, 1995
131. Niemeyer J.C., Woosley S.E., Astrophys. J., 475, 740, 1997
132. Niemeyer J.C., Hillebrandt W., ApJ, 452, 769, 1995
133. Niemeyer J.C., Hillebrandt W., ApJ, 452, 779, 1995
134. Nomoto K., Sugimoto D., Neo S., Ap.Sp.Sci., 39, L37, 1976
135. Nomoto K., Thielemann F.-K., Yokoi K., ApJ, 1984. 286, 644, 1984
136. N0rgaard-Nielsen H.U., Hansen L., Jorgensen H.E., Salamanca A.A., Ellis R.S., Couch W.J., // Nature, 339, 523, 1989
137. Nugent P., Baron E., Branch D., Fisher A., Hauschildt P.H., ApJ, 485, 812, 1997
138. Nussbaumer H., Storey J., Astronomy and Astrophysics, 126, 75, 1983
139. Perlmutter S. et al., Astrophys. J., 483, 565, 1997
140. Perlmutter S. et al., Astrophys. J., 517, 565, 1999
141. Phillips M.M., Astrophys. J. Lett., 413, L105, 1993
142. Pinto P.A., Eastman R.G., ApJ, 530, 757, 2000
143. Plewa T., MNRAS, 275, 143, 1995
144. Raymond J.C., Cox D.P., Smith B.W., ApJ, 204, 290, 1976
145. Rees M.J., The Next Generation Space Telescope: Science Drivers and Technological Challenges, 34th Liege International Astrophys. Colloq., ESA Publ., p.237, 1998; astro-ph/9809029.
146. Reinecke M., Hillebrandt W., Niemeyer J.C., A&A, 386, 936, 2002
147. Riess, A. G. et al., Astron. J., 116, 1009, 1998
148. Ruiz-Lapuente P. et al., Nature, 365, 728, 1993
149. Ruiz-Lapuente P., Kirshner R.P., Phillips M.M. et al., ApJ, 439, 60, 1995
150. Sampson D.H., Zhang H.L., ApJ, 335, 516, 1988
151. Sandage G., Tammann G.A., Critical Dialogues in Cosmology (ed. N.Turok), Singapore: World Scientific, p.130, 1997
152. Schmidt B.P. et al., Astrophys. J., 507, 46, 1998
153. Seaton M.J., MNRAS, 119, 81, 1959
154. Shull M.J., Van Steenberg M., Astrophys. J.Suppl., 48, 95, 1982
155. Sorokina E.I., Blinnikov S.I., Nuclear Astrophysics, llth Workshop at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, February 11-16, 2002, ed. by E. Müller, W. Hillebrandt, p. 57, 2002
156. Spitzer L., Härm R., Phys. Rev., 89, 977, 1953
157. Straka W.C., ApJ, 190, 59, 1974
158. Strickland R., Blondin J.M., ApJ, 449, 727, 1995
159. Suntzeff N.B. et al., Astron. J., 117, 1175, 1999
160. Swartz D.A., Sutherland P.G., Harkness R.P., ApJ, 446, 766, 1995
161. Timmes F.X., Woosley S.E., ApJ, 396, 649, 1992163. van den Bergh S., ApJ, 413, 67, 1993
162. Van Regemorter H., Astrophys. J., 136, 906, 1962
163. Verner D.A., Ferland G.J., Astrophys.J.Supp., 103, 46, 1996
164. Verner D.A., Verner E.M., Ferland G.J., Atomic Data Nucl. Data Tables, 64, 1, 1996; http://www.pa.uky.edu/ verner/lines.html
165. Verner D.A., Yakovlev D.G., ApSS, 165, 27, 1990
166. Wagoner R.V., Perez C.A., Vasu M., ApJ, 377, 639, 1991
167. Walder R., Folini D., A&A, 315, 265, 1996
168. Weaver T.A., Zimmerman G.B., Woosley S.E., ApJ, 225, 1021, 1978
169. Werhse R., Baschek B., von Waidenfels W., A&A, 359, 780, 2000
170. Werhse R., Baschek B., von Waidenfels W., A&A, 359, 788, 2000
171. Werhse R., Baschek B., von Waldenfels W., A&A, 390, 1141, 2002
172. Whiteford A.D., Badnell N.R., Ballance C.P., Loch S.D., O'Mul-lane M.G., Summers H.P., Journal of Physics B Atomic Molecular4 Physics, 35, 3729, 2002
173. Woosley S.E., in: Supernovae, ed. A.G.Petschek, A & A library, p.182, 1990
174. Woosley S.E., in: Gamma-ray Line Astrophysics, eds. P.Durouchoux, N.Prantzos, Am. Inst, of Phys., New York, p.270, 1990
175. Woosley S.E., Thermonuclear Supernovae (eds Ruis-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.313, 1997
176. Woosley S.E., Weaver T.A., Ann. Rev. A&A, 24, 205, 1986
177. Woosley S.E, Weaver T.A., ApJ, 423, 371, 1994
178. Woosley S.E., Weaver T.A., in Supernovae, eds. R. Bludman et al., Amsterdam: Elsevier, p.63, 1994
179. Zhang H.L., Sampson D.H., Clark R.E.H., Physical Review A, 41, 198, 1990A138
