Моделирование сверхновых звезд, порожденных гравитационным коллапсом тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.Ломоносова Государственный Астрономический Институт им. П.К.Штернберга

На правах рукописи

Утробин Виктор Павлович

/Ц^

МОДЕЛИРОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД, ПОРОЖДЕННЫХ ГРАВИТАЦИОННЫМ КОЛЛАПСОМ

Специальность 01.03.02 — астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискалие ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2006

УДК 524.35

Работа выполнена в Государственном Научном Центре Российской Федерации Институте теоретической и экспериментальной физики им. А,И.Алвханова

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Гребенев Сергей Андреевич (Институт космических исследований РАН)

доктор физико-математических наук Фадеев Юрий Александрович (Институт астрономии РАН)

доктор физико-математических наук Шакура Николай Иванович (Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга)

Ведущая организация: Институт прикладной математики им. М.В.Келдыша РАН

Защита состоится 13 апреля 2006 г. в 14т часов на заседании диссертационного совета Д501.001.86 в Государственном астрономическом институте им. П.К.Шхернберга (МГУ) по адресу: 119992, Москва, Университетский проспект, дом 13

С диссертацией можпо ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (119992, Москва, Университетский проспект, дом 13)

Автореферат разослан 10 марта 2006 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д501.001.86

кандидат физико-математических наук

Общая характеристика работы

Актуальность темы

По устоявшимся представлениям сверхновые (31М) звезды — это продукт конечных стадий эволюции звезд из определенных интервалов массы на главной последовательности. Сверхновые звезды являются нестационарными объектами, и на местах их вспышек появляются расширяющиеся с большими скоростями газовые оболочки, называемые остатками сверхновых. Кроме того, в некоторых случаях несомненно остаются и звездные остатки в виде нейтронных звезд или черных дыр. Динамика межзвездной среды, создание галактического ветра, синтез тяжелых элементов, эволюция звезд, рождение нейтронных звезд и черных дыр, происхождение космических лучей, природа космических гамма-всплесков, эволюция звездных населений и галактик в целом — вот неполный круг вопросов, тесно связанных с проблемой сверхновых звезд. Во многом всем этим и объясняется ключевая роль сверхновых звезд в современной астрофизике.

В последние десятилетия резко вырос объем наблюдательного материала по сверхновым звездам во всех диапазонах электромагнитного излучения — от радио до рентгеновского. Более того, на нескольких подземных обсерваториях были зарегистрированы отклики на нейтринный сигнал от ЭГ^ 1987А, вспыхнувшей в Большом Магеллановом Облаке (БМО). Заметно усложнилась феноменологическая классификация сверхновых звезд при значительном разнообразии не укладывающихся в нее объектов. Сделаны первые отождествления звезд вне Галактики накануне вспышек сверхновых и получены оценки, пока весьма грубые, их масс. Стали более четкими очертания теории конкретных механизмов взрыва коллапсирующих сверхновых при до сих пор неясной роли ряда важных физических процессов и, соответственно, при большой неопределенности характеристик взрыва, в частности, такого ключевого параметра как энергия взрыва. Вместе все это представляет собой довольно пеструю и далекую от завершения картину.

В сложившейся ситуации неоспоримую актуальность приобретают исследования, направленные на извлечение достоверной информации, содержащейся в наблюдениях сверхновых и представляющей собой настоящий фундамент для теории сверхновых звезд. Одним из осповных источников информации о сверхновых звездах являются фотометрические и спектральные данные наблюдений надлежащего качества, получаемые, как правило, при немногочисленных вспышках в сравнительно близких галактиках.

Существует едва ли ие единственный способ получения необходимой информации — детальное изучение конкретных сверхновых с помощью современных; гидродинамических моделей и синтетических спектров. И это — надежный путь к созданию полкой физической картины коллапсирующих сверхновых, исследовалию которых посвящена настоящая диссертация.

Цель работы

Основная цель диссертационной работы — количественная интерпретация одновременно фотометрических и спектральных наблюдений отдельных коллапсирующих сверхновых для построения физической картины их взрывов. Для осуществления этой цели были разработаны н созданы адекватные физико-математические модели:

1. Гидродинамическая модель сверхновых иа основе радиационной гидродинамики с нестационарным переносом неравновесного излучения (в одногрунповом приближении) при отказе от условий локального термодинамического равновесия (ЛТР) и учете нетепловой ионизации как в уравнении состояния, так и при нахождении средних ненрозрач-ностей и коэффициента теплового излучения;

2. Модель атмосферы сверхновой типа II для фотосферной стадии на основе нестационарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий ЛТР.

Научная новизна

Все перечисленные ниже результаты диссертационной работы получены впервые.

1. Построена гидродинамическая модель сверхновых на основе радиационной гидродинамики как с диффузией равповесного излучения, так и с нестационарным переносом неравновесного излучения (в одногрунповом приближении) при отказе от условий ЛТР и учете нетепловой ионизация как в уравнении состояния, так и при нахождении средних цепрозрачностей и коэффициента теплового излучения. Расчеты болометрического блеска сверхповой выполнялись с учетом эффектов потемнения интенсивности к краю.

2. Построена модель атмосферы сверхновой типа И для фотосферной стадии на основе нестационарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий ЛТР и с использованием соответствующей гидродинамической модели. Модель атмосферы дополнена расчетом синтетического спектра выбранной области длин волн с помощью метода

Монте Карло, в котором одновременно учитываются диффузное отражение фотосферы, томсоновское и рэлеевское рассеяние и резонансное рассеяние в линиях.

3. Гидродинамическое изучение влияния структуры неэволюционной модели пред-сверхновой на болометрическую кривую блеска и сравнение с наблюдениями SN 1987А выявили основные свойства предсверхновой: ее центральная область имела структуру плотного ядра, а во внешних слоях распределение плотности было очень близко к профилю плотности политропной модели с индексом п = 3. Исследование влияния стен&-ни перемешивания S6Ni на болометрическую кривую блеска показало, что умеренное, в диапазоне низких скоростей и < 2500 — 3000 км с-1, перемешивание 55Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска SN 1987А, если только плотность внешних слоев предсверхновой в несколько раз превышала таковую в эволюционной модели одиночной невращающейся звезды. Выяснилась принципиальная роль вклада линий в непрозрачность вещества в расширяющейся оболочке и корректного описания переноса излучения в воспроизведения наблюдаемого купола болометрической кривой блеска.

4. Анализ нестационарной ионизации и возбуждения водорода и других атомов и ионов нри нестационарном балансе энергии на фотосферной стадии SN 1987А установил ключевую роль эффектов закалки ионизации в формировании водородных линий на этой стадии. Нестационарная ионизация водорода обеспечивает хорошее согласие линии На с наблюдаемым в SN 1987А ее профилем в течение, по крайней мере, первого месяца после взрыва, и, следовательно, для объяснения силы этой линии совершенно не требуется присутствие радиоактивного 56JMi во внешних слоях оболочки. Полученное в нестационарной модели распределение концентрации свободных электронов в атмосфере SN 1987А вместе с корректным описанием поля излучения в далеком ультрафиолетовом диапазоне позволило воспроизвести эволюцию и силу линии Ва II 6142 А при характерном для ВМО обилии бария. Вывод о ключевой роли эффекта закалки ионизация в возбуждении водорода и других элементов относится не только к SN 1987А, но и к другим сверхновым типа IIP. Более того, эти эффекты могут быть существенными и в других сверхновых типа И, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом.

5. Количественное моделирование профиля линии На в SN 1987А на стадии Бохум явления позволило получить важный результат: высокоскоростной сгусток 5GNi двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью 4700 ± 500 км с-1 и его масса составляет ~ 1.4 х Ю-3 М0.

6. Изучение фотометрических и спектральных наблюдений SN 1987А показало, что

хорошее согласие с ними может быть достигнуто только при отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки ~ 0.83 х Ю50 эрг М^1. При этом радиус предсверхновой составлял 35.0±5 Я©, оптимальное значение массы выбрасываемой оболочки было равно 18.0 А/0 с допустимым разбросом ±1.5 Ма и, соответственно, энергия взрыва была равна (1.50 ± 0.12) х 10" эрг.

7. Болометрическая и визуальная кривые блеска БК 19931 и эволюция линий гелия в ее оптическом спектре хорошо согласуются с гидродинамической моделью, масса выбрасываемой оболочки в которой составляет 2.4 М&, включая массу водорода 0.12

а энергия взрыва равна 1.6 х 1051 эрг. Масса радиоактивного никеля равна 0.078 М0, и он практически весь распределен по слоям оболочки, расширяющимся со скоростями < 3800 км с-1. Кроме того, внешний водородо-гелиевый слой с массой ~ 1 М0 имел относительное содержание водорода по массе « 0.1. Отметим, что паличие почти чисто гелиевой мантии в выбрасываемой оболочке невозможно совместить с наблюдениям SN 1993Л. Гидродинамические модели и синтетические спектры убедительно показали, что петепловые процессы доминируют после второго максимума, после ~ 30 суток, и играют решающую роль в объяснении как гладкого послемаксималъного уменьшения светимости, так и постепенного, в интервале с 24 суток ио 30 сутки, появления линий гелия в оптическом спектре ЭМ 1993Л.

8. В пашей модели вспышка SN 19931 — это взрыв красного сверхгиганта с массой ~ 4 Мд в результате гравитационного коллапса ядра звезды.

9. При продолжительности стадии плато около 50 суток вспышка БИ 19970 интерпретировала в сценарии маломассивной (7-9 Мо) предсверхновой. При этом оптимальная гидродинамическая модель, которая согласуется с наблюдениями БИ 19970 на фотосфер-ной стадии, имеет массу выбрасываемой оболочки б ± 1 Л/0, низкую энергию взрыва (1 ± 0.3) х Ю50 эрг и радиус предсверхновой 85 ± 60 Яд.

10. На примере 19970 выявлена важная роль рэлеевского рассеяния па нейтральном водороде в формировании спектров некоторых сверхновых типа ИР на фотосферной стадии. Учет рэлеевского рассеяния позволил исключить из рассмотрения сценарий массивной (25-10 М0) предсверхновой, изначально предложенный для объяснения вспышки БК 19970 при стадии плато ~ 50 суток.

Выносимые на защиту положения

Основные результаты диссертациопной работы, выносимые на защиту, формулируются следующим образом:

1. Гидродинамическая модель взрыва сверхновых на основе радиационной гидродинамики с отказом от условий JITP и с учетом нетепловой ионизации как в уравнении состояния, так и при нахождении средних пепрозрачностей и коэффициента теплового излучения.

2. Методика расчета модели атмосферы сверхновой типа II для фотосферной стадии на основе нестационарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий JITP и последующего расчета синтетического спектра с учетом диффузного отражения фотосферы, томсоповского и рэлеевского рассеяния и резонансного рассеяния в линиях.

3. Методика определения оптимальных значений наиболее важных характеристик сверхновой типа II: радиуса и структуры предсверхновой, массы выбрасываемой оболочки и энергии взрыва — на основе одновременного учета фотометрических и спектральных наблюдений.

4. Вывод о ключевой роли эффекта закалки ионизации в возбуждении водорода и других элементов на фотосферной стадии сверхновых типа П, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом.

5. Исследование сверхновой типа IIP I987A, которое показало, что хорошее согласие с фотометрическими и спектральными наблюдениями может быть достигнуто только при отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки rs 0.83 х Ю50 эрг №&■> радиусе предсверхновой 35.0±5 R®, массе выбрасываемой оболочки 18.0 Mq с допустимым разбросом ±1.5 М0 и, соответственно, энергии взрыва (1.50 ±0.12) х 1051 эрг. Нестационарная ионизация водорода обеспечивает хорошее согласие линии IIa с наблюдениями в течение, по крайней мере, первого месяца после взрыва и позволяет воспроизвести эволюцию и силу линии Ва II 6142 Ä при характерном для БМО обилии бария. Моделирование профиля линии На на стадии Бохум явления установило, что высокоскоростной сгусток 66Ni двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью 4700±500 км с-1 и его масса составляет ~ 1.4 х Ю-3 Мэ.

6. Вывод о том, что вспышка необычной сверхновой типа IIb 1993J — это взрыв красного сверхгиганта с массой ~ 4 Mq и низким содержанием водорода в результате гравитационного коллапса ядра звезды. Гидродинамические модели и синтетические

спектры убедительно показали, что нетедловые процессы доминируют после ~ 30 суток и играют решающую роль в объяснении как гладкого послемаксимального уменьшения светимости, так и постепенного, в интервале с 24 суток по 30 сутки, появления линий гелия в оптическом спектре. Болометрическая и визуальная кривые блеска и эволюция линий гелия хорошо согласуются с гидродинамической моделью, в которой масса выбрасываемой оболочки составляет 2.4 Mq, включая массу водорода 0.12 М0, а энергия взрыва равна 1.6 х 1051 эрг.

7. Модель вспышки пекулярвой сверхновой типа HP 1997D с маломассивной (7-9 Mq) предсверхновой. Оптимальная гидродинамическая модель имеет массу выбрасываемой оболочки 6 ± 1 М&, низкою энергию взрыва (1 ± 0.3) х Ю50 эрг и радиус предсверхновой 85 ± 60 Rq.

Научная и практическая значимость работы

Научная значимость диссертационной работы определяется возможностью количественной интерпретации как фотометрических, так и спектральных наблюдений отдельных сверхновых посредством решения сложных задач радиационной гидродинамики и нестационарной кинетики. В свою очередь, адекватное изучение конкретных объектов позволит постепенно построить общую физическую картину взрывов коллаисирующих сверхновых. Практическая значимость работы связана с созданием в ходе многолетних числепных исследований комплекса программ для решения задач радиационной гидродинамики и нестационарной кинетики, который состоит из следующих основпых блоков:

1. Уравнение состояния идеального газа в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации для произвольного набора элементов, включая водород и другие элементы с тремя состояниями ионизации. Учтены существенные для оболочек сверхновых элементарные процессы: фотоионизация и излучательпая рекомбинация, ионизация электронами, трехчастичпая рекомбинация и нетепловая ионизация. Полученные относительные концентрации атомов и иопов использовались при вычислении неравновесных средних непрозрачпостей и коэффициента теплового излучения.

2. Непрозрачность линий в расширяющейся среде. Для ее вычисления находились населенности возбужденных уровней атомов и иопов и ионизационное равновесие смеси химических элементов от II до Zn со всеми стадиями ионизации при заданных плотности и температуре с использованием формул Еольцмана и Саха.

3. Гидродинамика с диффузией равновесного излучения как для внутренних слоев,

так и для всей звезды в делом.

4. Гидродинамика с нестационарным переносом неравновесного излучения в одно-групповом приближении.

5. Стационарное уравнение переноса излучения в сферически-симметричной расширяющейся среде, записанное одновременно в лабораторной и сопутствующей системах отсчета с точностью до членов порядка у/с и используемое для вычисления переменных эддингтоновских множителей и депозиции гамма-квантов, порожденных радиоактивными распадам 56№ и 5ВСо.

6. Нестационарная кинетика возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарное уравнение энергии в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации дня произвольного набора элементов, включая водород и другие элементы с тремя состояниями ионизации, а некоторые атомы и ионы с детальной структурой УРОВИеЙ. .

7. Моделирование выбранной области спектра с помощью метода Мойте Карло, в котором одновременно учитываются диффузное отражение фотосферы, томсоновское рассеяние на свободных электронах и рэлеевское рассеяние на нейтральном водороде и резонансное рассеяние в линиях.

В соответствии со сказанным выше, результаты изложенных в диссертационной работе исследований могут быть использованы во всех научных учреждениях, в которых изучаются проблемы физики собственно сверхновых и их остатков, физики межзвездной среды и теории эволюции как одиночных звезд, так и двойных систем.

Материалы и методы При изучении сверхновых звезд в диссертационной работе были использованы данные наблюдений в стандартной фотометрической системе и даппые спектральных наблюдений в ультрафиолетовом и оптическом диапазонах. При создании гидродинамических моделей и расчетах синтетических спектров атомные и молекулярные данные о требуемых элементарных процессах были взяты из публикаций в научных изданиях, а в некоторых случаях были любезно предоставлены авторами. Основной метод исследований — построение надлежащих численных моделей вспышек сверхновых звезд и синтетических спектров с последующим аккуратным сравнением их с соответствующими данными наблюдений.

i Личный вклад автора

Часть научных результатов, представленных в диссертации, получена в совместных работах с другими авторами. В этих работах вклад автора в постановку решенных задач и в интерпретацию полученных результатов был равным вкладам других соавторов, а само решение задач и соответствующие вычисления были выполнены диссертантом.

Апробация результатов Работы автора неоднократно докладывались и обсуждались на астрофизических и общеинститутских семинарах ИТЭФ (Москва), научных семинарах ИНАСАН (Москва), Института астрофизики Общества им. Макса Планка (МРА, Гархинг, ФРГ), Европейской южпой обсерватории (ESO, Гархинг, ФРГ). Работы автора докладывались и обсуждались на отечественных и международных конференциях и симпозиумах: "Recent progress in supernova theory "(Варшава, Польша, 1988 г.); 5-ый международный семинар "Космическая газовая динамика" (Москва, 1988 г.); "High-Energy Astrophysics, American and Soviet perspectives "(Москва, 1989 г.); Всесоюзное совещание "Сверхновые-89" (Пулково, 1989 г.); ESO/EIPC Workshop "Supernova 1987А and other supernovac" (Marciana Marina, Италия, 1990 г.); Всероссийское совещание "Сверхновые-92"(Пущипо, 1992 г.); IAU Colloquium 145 "Supernovae and supernova remnants" (Xian, Китай, 1993 г.); 17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics (Мюнхен, ФРГ, 1994 г.); Всероссийское совещание "Предсверхно-вые, свсрхповые и остатки сверхновых"(Пущино, 1996 г.); International Scientific Meeting in memory of three distinguished Astrophysicists Prof. I.S.Shklovsky, Prof. S.A.Kaplan and Prof. S.B.Pikelner (Москва, 1996 г.); The 9th Workshop on "Nuclear Astrophysics" (Ringberg Castle, ФРГ, 1998 г.); The 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics"(Ringberg Castle, ФРГ, 2002 г.); ESO/MPA/MPE Workshop "From Twilight to Highlight: the Physics of Supernovae"(Гархинг, ФРГ, 2002 г.).

Изложенные в диссертации результаты были опубликованы в 1987-2005 гг. в 17 работах (из них 10 без соавторов), список которых представлен на стр. 25 и 26 автореферата.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы. Полный объем диссертации составляет 227 страниц, включая 55 рисунков и 16 таблиц. Список литературы насчитывает 383 наименования.

Краткое содержание диссертации

Во Введении приводятся основные сведения о сверхновых звездах и истории их открытия, дается феноменологическая классификация этих грапдиозных явлений и рассматриваются конкретные механизмы взрыва массивных звезд, основанные на гравитационном коллапсе железного ядра звезды. Обрисовано современное состояние проблемы сверхновых звезд, каким оно представляется на основе наблюдений внегалактических сверхновых, изучения конечных стадий эволюции звезд, теоретических исследований конкретных механизмов взрыва сверхновых и гидродинамического моделирования вспышек сверхповых звезд. Кроме того, обоснована актуальность темы настоящей диссертационной работы и сформулированы основная цель работы, выносимые на защиту положения и их научная новизна. Рассмотрена научная и практическая значимость работы, отмечен личный вклад автора, изложена в хронологическом порядке апробация результатов й помещен список публикаций по теме диссертации.

В первой главе изложена физико-математическая постановка задачи радиационной гидродинамики и изучены основные закономерности гидродинамического моделирования вспышек сверхновых звезд.

В § 1.1 приведены уравнения радиационной гидродинамики в приближении лучистой теплопроводности с ограничением полного потока энергии излучения, которая описывает нестационарное одномерное сферически-симметричное течение газа в собственном гравитационном поле и в поле стационарного равновесного излучения в лагранжевых переменных.

В § 1.2 сформулирована задача радиационной гидродинамики в одногрунповом приближении, которая моделирует нестационарное одномерное сферически-симметричное течение газа в собственном гравитационном поле и в поле нестационарного неравновесного излучения в лагранжевых переменных. Нестационарное уравнение переноса излучения, записанное в сопутствующей системе отсчета с точностью до членов порядка и/с, решается в виде системы уравнений для нулевого и первого моментов интенсивности излучения по угловой переменной. Для замыкания этой системы уравнений моментов используется переменный эддингтоновский множитель, вычисляемый при прямом учете

рассеяния излучения в среде.

В § 1.3 рассматриваются ионизационное равновесие и уравнение состояния идеального газа в ноле неравновесного излучения и при нетенловой ионизации. Газ представляет собой смесь химических элемептов, состоящую из водорода и обильных элементов от гелия до железа. С точки зрения установления ионизационного равновесия в оболочках сверхновых наибольший интерес представляют следующие элементарные процессы: фотоионизация и излучательпая рекомбинация, ионизация электронами, трехчастичная рекомбинация и нетепловая ионизация. Заметим, что физические условия в оболочке сверхповой на интересующих пас фазах расширения характеризуются равенством электронной и ионной температур.

В § 1.4 описаны средние непрозрачности и коэффициент теплового излучения для радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении, которые вычисляются с использованием неравновесных относительных концентраций атомов и ионов и которые ' учитывают вклады как связанно-свободного и свободно-свободного поглощения, так и, если требуется, томсоновского рассеяния свободными электронами и рэлеевского рассеяния на нейтральном водороде. Помимо процессов в континууме, в расширяющейся среде учитывался вклад в непрозрачность и связанно-связанных процессов. В случае радиационной гидродинамики в приближении лучистой теплопроводности средняя росселандова непрозрачность вычислялась в поле равновесного излучения, по с учетом нетепловой ионизации.

В § 1.5 изложен метод численного интегрирования уравнений радиационной гидродинамики, которые предварительно были записаны в разностном виде по системе целых и полуцелых точек по лагралжевой переменной. Уравнения радиационной гидродинамики в приближении лучистой теплопроводности были аппроксимированы разностными уравнениями по полностью неявной схеме, которые затем были линеаризованы и решены при помощи итераций с применением метода прогонки на каждой итерации. При этом численное интегрирование системы уравнений производилось с переменным шагом по времени.

В свою очередь, для численного решения системы уравнений радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении был применен известный метод прямых, в котором система уравнений в частных производпых сводится к системе обыкновенных дифференциальных уравнений надлежащей заменой производных по пространственным координатам копечно-разностными аппроксимациями. Полученная система обыкновенных

дифференциальных уравнений интегрируется с помощью неявного метода с автоматическим выбором как шага интегрирования по времени, так и порядка точности метода.

Система нестационарных уравнений моментов, проинтегрированных по частоте, — уравнение для полной плотности энергии излучения и уравнение для полного потока энергии излучения — замыкается введением переменного эддипгтоновского множителя. Последний находится путем решения стационарного уразнепия переноса для сферически-симметричной расширяющейся среды, записанного одновременно в лабораторной и сопутствующей системах отсчета с точностью до членов порядка у/с. При решении уравнения переноса используется формальное решение вдоль характеристик — отдельных лучей — в отсутствие падающего извне на внешнюю границу излучения. Полученное решение уравнения переноса позволяет вычислять болометрическую светимость сверхновой с учетом эффекта запаздывания и потемнения интенсивности к краю.

Взрыв сверхновой инициируется либо мгновенным выделением энергии в виде тепловой энергии вблизи центра звезды в начальный момент времени, либо соответствующей механической работой поршня, двигающегося наружу, согласно внутренним граничным условиям, в течение короткого интервала времени. Энергия взрыва задается как превышение над долпой энергией начальной конфигурации оболочки. Депозиция гамма-квантов, порожденных радиоактивными распадами 56№ и 56Со и производящих нетепловое возбуждение и ионизацию атомов и ионов, атакже нетепловой нагрев газа, находится из решения задачи о переносе гамма-квантов в предположении,, что их взаимодействие с веществом имеет характер поглощения.

Во всех гидродинамических моделях для расчета ударных волн использовался .метод фиктивной вязкости, современная версия которого включает как линейную, так и квадратичную фиктивную вязкость при корректном описании однородного сжатия и расширения.

В § 1.6 изучены основные закономерности и особенности гидродинамического моделирования сверхновых звезд в рамках сформулированной выше радиационной гидродинамики. Отказ от условий ЛТР при решении уравнения состояния и нахождении средних непрозрачноегей и коэффициента теплового излучения сказывается на характере обмена энергией между веществом и излучением, что проиллюстрировано поведением температуры газа и температуры излучения в оболочке сверхновой. Показано, что влияние нетепловой ионизации на фотометрические характеристики сверхновой тем больше, чем меньше обилие водорода и больше обилие гелия в ее оболочке. Учет непрозрачности в

линиях сказывается не только па светимости сверхновой, но и на формировании течения газа во внешних слоях разлетающейся оболочки сверхновой, вызывая их дополнительное ускорение. Интересно, что болометрическая светимость, вычисленная с учетом эффекта запаздывания и закона потемнения к краю, больше светимости для случая изотропного излучения до максимума блеска и меньше после него. Показано, что этот эффект определяется исключительно производной болометрической светимости по времени.

В § 1.7 изложены результаты и выводы, полученные при последовательной реализации методов решения задач радиационной гидродинамики и связанных с нею проблем и при анализе общих закономерностей, возникающих при гидродинамическом моделировании сверхновых звезд.

Во второй главе выполнен анализ нестационарных явлений в спектрах сверхновых типа II па фотосферной стадии.

В § II.1 сделан важный вывод о возможности нарушения стационарного приближения па фотосферной фазе в атмосферах сверхновых тина II. Широко распространено мнение, что предположение о статистическом ионизационном равновесии является хорошим приближением для описания физических условий в атмосферах сверхновых типа IIP и оно основало па очевидном требовании, чтобы характерное время рекомбинации •на возбужденные уровни водорода было много меньше возраста сверхновой. При возрасте сверхновой на фотосферпой стадии ~ 106 — 107 с это требование сводится к простому неравенству: концентрация электронов должна быть больше критического значения ~ I07 см-3. Полученное условие действительно выполняется вблизи фотосферы, где применение стационарного приближения, на первый взгляд, оправдано. Но это условие нарушается во внешних высокоскоростных слоях атмосферы, в которых концентрация электронов может быть меньше критического значения. Следовательно, вообще говоря, отказ от стационарного приближения необходим, но крайней мере, во внешних слоях атмосферы.

Более того, стационарное приближение оказывается неприменимо и во внутренних слоях атмосферы. Дело в том, что приведенное выше простое неравенство для концентрации электронов имеет мало общего с условием применимости стационарного приближения для мпогоуровспного атома, находящегося в поле излучения, из-за эффективного процесса повторной ионизации уже рекомбипированного атома. В силу очень низкой вероятности выхода фотонов La: из среды и повторной ионизации водорода со второго

уровня время рекомбинации существенно увеличивается. В этом случае эффективная скорость рекомбинации определяется теми переходами в основное состояние водорода, которые либо не сопровождаются излучением фотонов La, либо приводят к выходу этих фотонов без резонансного рассеяния. Соответствующие оценки говорят о том, что во внутренних слоях атмосферы сверхповой типа IIP эффективное время рекомбинации в ~ 500 раз больше, чем время рекомбинации на возбужденные уровни водорода.

Проведенный качественный анализ достаточно убедительно показывает, что рекомбинация водорода во всей атмосфере сверхновой типа ИР на фотосферной стадии по сути является нестационарным процессом.

В § II.2 описана физическая модель атмосфер сверхновых звезд типа II, основанная на гидродинамическом моделировании и включающая баланс энергии газа и кинетику возбуждения и ионизации атомов и ионов при полном отказе от условий ЛТР. С целью упрощения проблемы и сохранения возможности изучения нестационарных эффектов в атмосферах сверхновых мы заменили решение задачи о переносе излучения в атмосфере на простое описание поля излучения в континууме. Требуемые для решения упрощенной проблемы распределения скорости вещества, его плотности и химического состава по атмосфере сверхновой и зависимости радиуса фотосферы и эффективной температуры от времени были взяты из соответствующих гидродинамических моделей. При решении уравнения переноса излучения в линии в расширяющейся атмосфере использована теория Соболева. При расчетах нестационарной неравновесной кипетики учитывались следующие элементы и молекулы: Н, Не, С, N, О, Ne, Na, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, Ba, II-, H2, Hf и H3 . Все элементы, за исключением водорода, рассматривались с тремя состояниями ионизации. Нейтральный водород и ионы Mg II, Fe II и Ba II моделировались с 15, 9, 30 и 17 уровнями, соответственно, а другие атомы и ионы предполагались состоящими из основного состояния и континуума. В состав учитываемых реакций входили все связанно-связаппыс, связанно-свободные, радиативные и столкновительные процессы для атомов и попов с детальной структурой уровней, и все связанно-свободные, радиативные и столкновительные процессы для атомов и ионов с двумя состояниями. Мы также включили кинетику молекул водорода, поскольку они могут повлиять на степень ионизации водорода. Уравнение энергии для газа содержит радиативные потери в континууме и линиях, комптоновское охлаждение и нетепловое нагревание.

В § II.3 изложен численный метод решения системы уравнений, описывающих физическую модель атмосфер сверхновых звезд. Гидродинамическое моделирование дает рас-

. пределение скорости и плотности в оболочке сверхновой, разбитой, как правило, на 300 массовых зон, и зависимость от времени радиуса фотосферы и эффективной температуры. Упрощенное описание фотосферного излучения в континууме позволяет решать для каждой отдельной массовой зоны в сопутствующей системе отсчета кинетические уравнения, уравнения сохранения числа барионов, уравнение электронейтральности плазмы и уравнение энергии для газа независимо от других массовых зон. Надлежащая формулировка задачи об эволюции во времени физических величин в данной лагранжевой частице требует задания соответствующих начальных условий на уровне фотосферы. В результате мы можем рассчитать степень ионизации, населенности уровней всех атомов и ионов с детальной структурой, а также концентрации молекул водорода и их ионов в атмосфере как функции скорости лагранжевой частицы и времени. ... : '■ .

Рассчитанные нестационарные распределения физических; величин но атмосфере затем использовались при моделировании синтетических спектров сверхновой в представляющие интерес моменты времени. Для моделирования спектра: был применен метод Монте Карло, поскольку с его помощью можно одновременно учесть ряд сложных процессов: поглощение фотонов фотосферой, диффузное отражение фотонов от фотосферы, резонансное рассеяние в произвольном наборе линий, томсоновское рассеяние на свободных ¡электронах и рэлеевское рассеяние на нейтральном водороде. Кроме того, метод Монте Карло позволяет легко включить в моделирование спектров релятивистские эффекты.- •

В § П.4 изучены нестационарные эффекты в простой физической модели атмосфер сверхновых звезд, в которой решение уравнепия энергии для газа заменено на задание • двух простых распределений электронной температуры в атмосфере: радиационный случай, когда существует относительно тесный контакт между излучением фотосферы и веществом в атмосфере, и адиабатический случай, когда обмен энергией между излучением и веществом предположительно отсутствует, .

В этой простой модели и качестве примера мы рассмотрели 1987А и использовали соответствующую гидродинамическую модель. Расчеты продемонстрировали впечатляющую значимость эффекта нестационарности: в стационарной модели линия Но; попросту отсутствует, тогда как в нестационарной модели наблюдается интенсивная линия, аналогичная наблюдаемой в спектре SN 1987А. Отсутствие линии в стационарном случае связано с тем простым фактом, что столкновительное и радиационное возбуждение водорода при относительно холодном фотосферном спектре и низкой электронной тем-

пературе ничтожно мало. С другой стороны, остаточная ионизация в нестационарной модели обеспечивает приемлемое заселецис второго уровня в отсутствие прочих источников возбуждения. . .: ■ .. ■ -■

Присутствие внешнего 5eNi,: имеющего массу 10~6 MQ и распределенного в слое на уровне 10000 км с-1, приводит к заметному усилению абсорбционного компонента линии На на высоких скоростях. Сопоставление с наблюдениями показывает, что форма и положение абсорбционного минимума в моделях с таким внешним 5С№ согласуется с наблюдаемой картиной. Поэтому это согласие демонстрирует, что допустимое количество симметрично распределенного внешнего SBNi в оболочке SN 198ТА близко к 10-e MQ.

В § II.5 представлены результаты и выводы, полученные при рассмотрении нестационарной ионизации и возбуждения водорода на фотосферной стадии сверхновых типа II и при анализе простой физической модели атмосфер сверхновых звезд.

Третья глава посвящена исследованию сверхновой типа IIP 1987А, вспыхнувшей в БМО и благодаря его близости имеющей необычайно обширную и богатую базу данных наблюдений.

В § IH.1 при гидродинамическом моделировании вспышки SN 1987А выявлены основные характеристики структуры предсверхновой, сопоставлены эволюционная и пеэволю-циопная модели предсверхновой, изучена зависимость светимости сверхновой от основных параметров.

В § III.1.1 получены основные характеристики структуры предсверхновой. Изучение влияния структуры неэволюционной модели предсверхновой на болометрическую кривую блеска SN 1987А и сравнение с наблюдениями выявили основные свойства предсверхновой: ее центральная область имела структуру плотного ядра, а во внешних слоях распределение плотности очень близко к профилю плотности нолитропной модели с индексом п — 3. Кроме того, для получения купола болометрической кривой блеска, подобного наблюдаемому, требуется гетерогепный химический состав предсверхновой, а именно: центральная область должна содержать тяжелые элементы и замешанный в неё водород, и окружающий сё слой вещества должен иметь положительный градиент в распределении водорода и отрицательный градиент в распределении гелия.

В § III.1.2 выполнено сравнение эволюционной и пеэволюционной моделей предсверхновой. Исследование влияния структуры предсверхновой и степени перемешивания 56Ni на болометрическую кривую блеска SN 1987А показало, что умеренное, в диапазоне ско-

ростей < 2500 — 3000 км с-1, перемешивание 56№ может объяснить наблюдаемую кривую блеска, если плотность внешних слоев предсверхновой в несколько раз превышает таковую в эволюционной модели одиночной невращающейся звезды.

Установлено, сколь важен учет вклада линий в непрозрачность при гидродинамическом моделировании ЭК 1987А. Во-первых, выяснилась принципиальная роль вклада линий в непрозрачность вещества в расширяющейся оболочке и корректного описания переноса излучения в воспроизведении наблюдаемого купола болометрической кривой блеска. Во-вторых, показано, что прспебрежение вкладом линий в непрозрачность вносит ошибку ~ 30% в значение энергии взрыва и не меньшая ошибка возможна при определении массы выброшенного вещества. В-третьих, резонансное рассеяние излучения в многочисленных линиях ускоряет внешние слои вплоть до скоростей и 36000 км с-1, в то время как без учета линий скорость этих слоев не достигает и 30000 км с-1, причем дополнительное ускорение за счет линий охватывает внешние слои с массой и Ю-6 М0.

В § 111,1.3 анализируется зависимость болометрической светимости сверхновой от основных параметров: начального радиуса, массы выбрасываемой оболочки, энергии взрыва и химического состава поверхностных слоев предсверхновой.

В § 111.2 изучены нестационарные эффекты в линиях На и Ва II 6142 А, сделан: адекватный выбор гидродинамической модели, прослежена эволюция ионизации водорода и линии 11а, предложено решение проблемы обилия бария.

В § 111.2.1 исследованы фотометрические и спектральные наблюдения ЭИ 1987Л на основе гидродинамического моделирования болометрической кривой блеска и нестационарной кинетики водорода и баланса энергии при моделировании спектральных линий водорода на фотосферной стадии и показано, что хорошее согласие с наблюдениями может быть достигнуто только при отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки и 0.83 х 105° эрг Мщ1.

В § 111.2.2 выполнен анализ нестационарной ионизации и возбуждения водорода и других атомов и ионов при нестационарном балансе энергии па фотосферной стадии йМ 1987А и установлена ключевая роль эффектов закалки ионизации в формировании водородных линий на этой стадии. Нестационарная ионизация водорода обеспечивает хорошее согласие линии На с наблюдаемым в ЭЫ 1987А профилем в течение, по крайней мере, первого месяца после взрыва и, следовательно, для объяснения силы этой линии совершенно не требуется присутствие радиоактивного 56№ во внешних слоях оболочки.

В § III.2.3 анализируется так называемая "проблема бария", которая заключает-

ся в очевидном различии между высоким относительным фактором избытка бария (Ба/Ге)87л/(Ва/рс)ьмс ~ 5. полученным другими авторами из анализа линии Ва II 6142 А в стационарном приближении, и теоретическими предсказаниями на основе расчетов г-процесса ~ 1.3-1.4. Полученное нами в нестационарной модели распределение степени ионизации водорода и, соответственно, концентрации свободных электронов в атмосфере БЫ 1987А вместе с корректным описанием поля излучения в далеком ультрафиолетовом диапазоне позволило воспроизвести эволюцию и силу линии Ва II 6142 А в важном интервале между 8.68 и 19.68 сутками при характерном для БМО обилии бария. Поэтому в настоящее время нет никаких оснований делать утверждения о сколько-нибудь заметном избытке бария в богатой водородом оболочке SN 1987А.

В § III.3 проведено одновременное исследование и фотометрических, и спектральных наблюдений ЭИ 1987А на основе гидродинамического моделирования, при котором было изучено влияние радиуса предсверхновой, массы выбрасываемой оболочки и ее кинетической энергии и найдены оптимальные значения этих основных параметров явления.

В § III.3.1 показано, что при требуемом отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки, « 0.83 х 105° эрг А/д1, оптимальное значение радиуса предсверхновой составляет 35 ± 5 Лэ. При этом поверхностные слои предсверхновой имеют химический состав БМО с X = 0.743, У = 0.251 и Я = 0.006 и масса радиоактивного никеля равна 0.0765 М0.

В § 111.3.2 исследована зависимость болометрической кривой блеска от массы выброшенной оболочки при фиксированном значении отношения энергии взрыва к массе оболочки. Изменение массы выброшенной оболочки в диапазоне 15-21 Л/а продемонстрировало, что оптимальной является гидродинамическая модель с массой оболочки 18 М0. Гидродинамические модели с меньшими массами обнаруживают заметные отклонения от оптимальной модели как на стадии волны охлаждения (ВО), так и после максимума блеска. Уменьшение светимости на стадии ВО с уменьшением массы выброшенной оболочки непосредственно следует из анализа зависимости болометрической светимости сверхновой от массы выбрасываемой оболочки и энергии взрыва и связано с более сильной зависимостью от энергии взрыва. После максимума блеска отклонение болометрической светимости от светимости оптимальной модели тем больше, чем меньше масса выброшенной оболочки, поскольку при заданной средней скорости оболочки меньшей массе соответствует меньшая плотность вещества во внутренних слоях и, следовательно, на поздних стадиях меньшая денозиция энергии, выделяемой при радиоактивных распа-

дах 5вСо. Именно по этим физическим причинам болометрическая светимость гидродинамических моделей с большими массами заметно превышает светимость оптимальной модели на стадии ВО и в меньшей степени вблизи и после максимума блеска. Обнаруженная чувствительность болометрической светимости к массе выброшенной оболочки позволяет оценить диапазон допустимых значений массы: оптимальное значение массы выброшенной оболочки составляет 18.0 Ма с допустимым разбросом ±1.5 Мв. . .

В § III.3.3 изучена зависимость профиля линии На на 4.64 сутки от массы выбрасываемой оболочки при фиксированном значении отношения энергии взрыва к массе оболочки. Значительные отклонения массы выбрасываемой оболочки на 3 Мд от оптимального значения 18 Ма не приводят к столь же значительным изменениям профиля, линии На на 4.64 сутки. Этот факт является результатом, главным образом, нестационарной рекомбинации водорода, которая существенно нивелирует влияние массы выбрасываемой оболочки. И можно констатировать, что установленная слабая зависимость профиля линии На на 4.64 сутки от массы оболочки накладывает мепсе жесткие ограничения на массу, чем исследованная выше зависимость болометрической кривой блеска, и не позволяет сузить допустимый разброс массы, особенно принимая во внимание высокий уровень шумов в. наблюдаемых на этой фазе спектрах. Таким образом, остается в силе сделанное выше утверждение, что оптимальное значение массы выброшенной оболочки составляет 18.0 М0 с допустимым разбросом ±1.5 Л/© и, следовательно , энергия взрыва SN 1987А равна (1.50 ±0.12) х 1051 эрг.

В § III.4 изложены результаты количественного моделирования методом Монте Карло профиля линии На на стадии Вохум явления в SN 1987А как суперпозиции симметричного и асимметричного компонентов и показано, что высокоскоростной сгусток 56№ двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью 4700 ± 500 км с-1 и его масса составляет ~ 1.4 х Ю-3 М@.

В § 111.5 обсуждаются результаты исследования фотометрических и спектральных наблюдений SN 1987А, приводятся аргументы в пользу умеренного перемешивания 56№ в оболочке сверхповой, рассматривается и теоретический аспект проблемы перемешивания, подчеркивается ключевая роль эффектов закалки ионизации в формировании водородных линий на фотосферной стадии и в воспроизведении эволюции и силы линии Ва II 6142 А в интервале между 8.68 и 19.68 сутками при характерном для ВМО обилии бария. Выполнено сравнение с известными на сегодняшний день гидродинамическими моделями, с современными эволюционными расчетами массивных звезд, с современной

теорией механизма взрыва коллапсирующих сверхновых.

В § Н1.6 сформулированы основные результаты и выводы, полученные в ходе исследования фотометрических и спектральных наблюдений сверхновой 1987А — пекулярной сверхновой типа ПР.

Четвертая глава изучает необычную сверхновую типа ИЬ 1993Л, фотометрические наблюдения которой выявили беспрецедентную визуальную кривую блеска с двумя четкими максимумами, а оптические спектры показали поразительную трансформацию от характеристик сверхновых типа II к характеристикам сверхновых типа 1Ь.

В § ГУЛ исследовала зависимость фотометрических свойств сверхповой от структуры предсверхновой. Для достижения хорошего согласия с наблюдаемыми болометрической и визуальной кривыми блеска БЫ 1993J было рассчитало большое число гидродинамических моделей, отличающихся радиусом предсверхновой, распределением плотности в ней, химическим составом, массой выбрасываемого вещества, его кинетической энергией и массой радиоактивного 56№. В результате наилучшее согласие было получено с гидродинамической моделью, масса выбрасываемой оболочки которой составляет 2.4 М®, энергия взрыва 1.6 х 1051 эрг и масса радиоактивного нуклида никеля равпа 0.078 Л/0. Профиль плотности предсверхновой во внешних слоях характеризуется индексом политропы п, = 4.95, а радиус фотосферы составляет и 434 Выброшенное вещество оптимальной модели включает внутреннюю оболочку из тяжелых элементов с массой 0.96 М0 и относительным содержанием кислорода по массе ~ 0.77 и виешний водородо-гелиевый слой с массой ~ 1 М0 и относительным содержанием водорода по массе к; 0.1.

В § IV.2 рассмотрен режим разлета выброшенной оболочки сверхновой в оптимальной гидродинамической модели. Рассчитанная скорость фотосферы хорошо согласуется с наблюдаемой, что свидетельствует о корректном описании радиального распределения плотности в оболочке ЭК 1993Л гидродинамической моделью. Спектральные наблюдения SN 1993Л на небулярной фазе, с полугода до года после взрыва, выявили специфический профиль эмиссии линии На, который предполагает, что ионизованный водород распределен внутри шарового слоя. Максимум концентрации ионизованпого водорода приходится па скорость 8900-9300 км с-1, а внутренняя и внешняя границы слоя лежат на скоростях ~ 7500 км с-1 и ~ 11400 км с-1, соответственно. Распределение концентрации водорода по скорости в оболочке сверхновой на 20 сутки, полученное в оптимальной модели, определяется распределением химического состава но оболочке и профилями плотности

и скорости, а максимум концентрации водорода образуется на скорости ~ 8600 км с-1. Рассчитанное распределение концентрации водорода хорошо согласуется с наблюдениями эмиссии На в ЭИ 1993Л на небулярной фазе. Тот факт, что распределение концентрации водорода по скорости, полученное из сравнения рассчитанных гидродинамических моделей с наблюдаемыми болометрической и визуальной кривыми блеска ЭК 19931, находится в хорошем согласии со спектральными наблюдениями эмиссии На на небулярной фазе, имеет большое значение для оценки адекватности оптимальной модели.

В § IV.3 сделан анализ вспышки ЭК 1993.1 и выделены четыре основные стадии формирования кривой блеска: выход ударной волны на поверхность предсверхновой, фаза интенсивного охлаждения и рекомбинации в оболочке сверхновой, стадия доминирования радиоактивных распадов 5б№ и 56Со в формировании болометрической светимости и усиления нетепловой ионизации и возбуждения и, наконец, стадия нетепловой ионизации и возбуждения. По мере расширения оболочки ионизационный баланс во все большей степени определяется нетешювыми процессами, и состояние газа все больше отклоняется от условий ЛТР. И примерно к 28 суткам ионизационный баланс уже полностью контролируется петспловыми процессами. В это время степень ионизации водорода сопоставима со степенью ионизации нейтрального гелия, несмотря на существенное отличие их потенциалов ионизации, что является характерной чертой нетепловой ионизации. Ткким образом, примерно с 30 суток устанавливается стадия нетепловой ионизации и возбуждения, наступление которой подтверждается и появлением линий гелия в оптическом спектре сверхновой.

В § 1У.4 изучено распределение радиоактивного 56№ по оболочке сверхновой. В течение двух последних стадий, рассмотренных выше, болометрическая кривая блеска, очевидно, зависит от полной массы радиоактивного вещества и его распределения по оболочке сверхновой. Полная масса радиоактивного 5В№ целиком определяется после-максимальным квазиэкспоненциальным падением болометрической светимости и составляет 0.078 Мф. В свою очередь, распределение радиоактивного 56№ по оболочке сверхновой влияет на минимальную светимость в области ~ 7 суток, ее последующий рост до второго максимума, значение светимости в этом максимуме и время его наступления. Хорошее согласие с наблюдаемой кривой блеска ЭИ 1993Л получается, если основная масса радиоактивного Е6№ содержится в слоях оболочки, расширяющихся со скоростями < 3800 км с-1. Появление линий гелия и профиль линии Не I 5876 А на 30 сутки, которые были рассчитаны для оптимальной модели и будут обсуждаться ниже, полностью

соответствуют спектральным наблюдениям SN 1993.1. Этот факт свидетельствует о том, что пе только радиальное распределение плотности в гидродинамической модели, но и распределение радиоактивного 56№ согласуются с соответствующими характеристиками ЯМ 199:«.

В § 1У.5 показано нежелательное влияние гелиевой мантии на свойства сверхновой. Характерной чертой химического состава оптимальной модели, полученного из наилучшего согласия с наблюдаемыми болометрической и визуальной кривыми блеска БК 1993Л, является распределение водорода но всей внешней части выбрасываемой оболочки и отсутствие в ней практически чисто гелиевой мантии. Но такая практически чисто гелиевая мантия возникает в большинстве эволюционных моделей к моменту взрыва сверхновой, включая эволюцию массивных звезд в составе тесных двойных систем.

Для демонстрации этого влияния мы сравпнли оптимальную модель со специальной моделью, отличающейся только чисто гелиевой мантией. Очевидно, что при заданном содержании тяжелых элементов повышенное содержание гелия приводит к меньшей непрозрачности химической смеси. Уменьшение непрозрачности гелиевой магнии оборачивается двумя неблагоприятными фактами. Во-первых, рост болометрической светимости к максимуму происходит раньше, чем наблюдаемый рост и рост в оптимальной модели. Во-вторых, в интервале с ~ 12.5 суток по ~ 19.4 сутки эффективная температура отклоняется от гладкого хода, присущего наблюдениям и оптимальной модели, и образует округлый выступ. Кроме того, гелиевая мантия сдвигает характерный максимум концентрации водорода в сторону значительно ббльших скоростей ~ 10000 км с-1, что противоречит наблюдениям эмиссии На в SN 19931 на небулярной фазе. Следовательно, наличие почти чисто гелиевой мантии в выбрасываемой оболочке невозможно совместить с наблюдениям БХ 19931.

В § IV.6 исследовано на основе оптимальной модели появление линий гелия в оптическом спектре и их связь со стадией нетепловой ионизации и возбуждения. Спектральные наблюдения ЭХ 1993Л показали, что появившиеся вскоре после ~ 25 суток линии гелия постепенно усиливались и к ~ 30 суткам стали очень заметными деталями в спектре сверхновой. В гидродинамической модели сверхновой возможность появления линий гелия в оптическом спектре реализуется уже после ~ 18 суток, когда ионизационный баланс все больше и больше определяется нетепловой ионизацией так же, как и населенности уровней нейтрального гелия контролируются нетепловым возбуждением. На 28 сутки населенности уровней 2]8 и 23Б превосходят равновесные значения более, чем в 10й раз

по всей оболочке. Неудивительно, что к ~ 30 суткам нетепловое возбуждение приводит к сильным линиям гелия, как это хорошо видно на примере рассчитанной эволюции линии Не I 6678 А. Ясно, что постепенное появление линий гелия в оптическом спектре гидродинамической модели непосредственно связано со стадией петепловой ионизации и возбуждения и полностью согласуется с оптическими наблюдениями SN 1993J. Таким образом, существование стадии нетепловой ионизации и возбуждения подтверждается спектральными наблюдениями SN 1993J и она начинается примерно с 30 суток после взрыва. ,

В § IV. 7 обсуждаются результаты гидродинамического моделирования SN 1993J. Выбрасываемая оболочка с массой 2.4 Mq и нейтронная звезда с массой 1.4 Л/а в сумме дают массу предсверхновой 3-8 М0. Гелиевое ядро предсверхновой с массой ~ 3 Mq, по-видимому, образовалось в звезде с массой ~ 13 Mq на главной последовательности. Следовательно, предсверхновая должна была потерять свою богатую водородом оболочку еще до взрыва сверхновой либо посредством звездного ветра, либо в процессе эволюции в составе тесной двойной системы. Звезды с массой ~ 13 Mq имеют слишком слабый звездный ветер, чтобы потерять свою водородную оболочку до взрыва сверхновой. Напротив, эволюция в составе тесной двойпой системы приводит к тому, что первичный компонент с начальной массой ~ 13 М0 превращается в бедную водородом звезду с массой ~ 3.5 Мв к моменту завершения горения гелия в ядре звезды. Следовательно, очень вероятно, что предсверхновая входила в состав тесной двойной системы. Изложенный выше сценарий совсем недавно получил надежное наблюдательное подтверждение.

В § IV.8 излагаются результаты и выводы исследования сверхновой типа lib 1993J в галактике М81, выполненные с учетом нетепловой ионизации и расчетом оптических линий гелия. ■'■: .

Пятая глава посвящена изучению сверхновой типа IIP 1997D, которая отличается чрезвычайно малой скоростью расширения оболочки, сравнительно низкой светимостью и очень малой массой радиоактивного нуклида 56Ni. Прежде всего мы построили гидродинамическую модель, способную воспроизвести паблюдаемую кривую блеска, скорость па уровне фотосферы и профили большинства сильных линий в спектре SN 1997D. Подчеркнем важность анализа профилей сильных линий, поскольку он позволяет получить падежную информацию о скорости на уровне фотосферы, которая является ключевым параметром при выборе адекватной гидродинамической модели. Гидродинамическое мо-

дслировааие с одповремепаым анализом профилей спектральных линий па фотосферной стадии позволяет наложить жесткие ограничения на основные характеристики SN 1997D: массу оболочки, радиус предсверхповой и энергию взрыва.

В § V.1 определяется скорость на уровне фотосферы но оптическому спектру SN 1997D от 14 января 1997 г. в области 5700-6700 А, которая содержит сильные, четко очерченные спектральные линии II, Na I, Ва П, Fe II и Sc II. На стадии плато фотосфера в сверхновых типа ИР попадает на фронт ВО, разделяя прозрачную атмосферу, образованную рекомбинировалным веществом, и оптически толстые подфотосфсрпые слои ионизованного вещества. Таким образом, скорость на уровне фотосферы фиксирует положение ВО, что очень важно для определения требуемых параметров гидродинамических моделей. Анализ синтетического спектра, рассчитанного на основе простой аналитической модели оболочки сверхновой, позволил получить надежную оценку скорости па уровле фотосферы, которая составила 900 км с-1 с погрешностью менее 100 км с"°.

В § V.2 рассмотрена роль рэлеевского рассеяния в формировании оптического спектра SN 1997D; Чтобы получить представление об этой роли в спектре от 14 января 1997 г., мы воспользовались аналитическим профилем плотности. Увеличение оптической толщины атмосферы по рэлеевскому рассеянию: показало, что вплоть до значения са 0.6 искажения профилей спектральных лииий имеют допустимый характер. В то же время оптическая толщина менее «« 0.3 приводит к чрезмерно большой эмиссии в линиях Na I Dj,2 и Ва II6142 А. В итоге мы нашли, что для наблюдаемого спектра от 14 января 1997 г. оптимальное значение составляет 0.45 с погрешностью около 0.15,

В § V.3 проведено сравнение рассчитанной кривой блеска с наблюдениями SN 1997D. Поведение кривых блеска сверхновых типа IIP на стадии плато определяется, главным образом, массой выбрасываемой оболочки, энергией взрыва и радиусом предсверхновой. Вообще, эти самые важные для вспышки сверхновой параметры могут быть оценены по продолжительности стадии нлато, светимости сверхповой на этой фазе и скорости па уровне фотосферы. В случае же SN 1997D в отсутствие наблюдений, достоверно устанавливающих продолжительность стадии плато, оптимальная оптическая толщина атмосферы по рэлеевскому рассеянию может заменить ее при оценке основных параметров. Из большого числа рассчитанных гидродинамических моделей мы выбрали оптимальную модель, которая согласуется с наблюдаемой светимостью SN 1997D в полосе V на стадии плато, со скоростью на уровне фотосферы и которая имеет требуемое значение оптической толщины атмосферы по рэлеевскому рассеянию. Эта модель характеризу-

ется следующими параметрами; масса выбрасываемой оболочки 6 Ма, энергия взрыва Ю50 эрг и радиус нредсверхповой 85 Д©. Масса радиоактивного никеля, которая надежно фиксируется болометрической светимостью на стадии квазиэкспоненциального падения, составляет 0.002 А/©. Отметим, что синтетический спектр, основанный на гидродинамической модели, очень хорошо согласуется с наблюдаемым спектром БЫ 1997П от 14 января 1997 г.

В | обсуждаются результаты исследования фотометрических и спектральных наблюдений БЫ 19970. Исходя из принятой для ЭИ 19971} продолжительности стадии плато ~ 50 суток, мы интерпретировали вспышку сверхновой в сценарии маломассивной; (7— 9 Л/о) нредсверхновой. По этому сценарию оптимальная гидродинамическая модель имеет массу выбрасываемой оболочки 6±1 Л4©, низкую энергию взрыва (1.0±0.3) х Ш50 эрг и радиус предсверхновой 85 ± 60 Д©. Если учесть массу сколлапсировавшего ядра звезды, малое значение массы синтезированного кислорода и возможный звездный ветер, то, согласно общим результатам теории эволюции, предсверхновая образовалась из звезды с массой 8-12 М© на главной последовательности. Тот факт, что, по крайней мере, некоторые коллалсирующие сверхновые порождаются звездами из этого интервала масс на главной последовательности, имеют низкую энергию взрыва га ] О50 эрг и выбрасывают небольшое количество радиоактивного 5в№ 0.002 М©, накладывает важные ограничения на механизм взрыва сверхновой. Отметим, что учет рэлеевского рассеяния позволил исключить из рассмотрения альтернативный сценарий массивной (25-40 М0) предсверхновой, предложенный ранее для объяснения ЭК 1997Г> при стадии плато ~ 50 суток.

В § ЛЛ5 сформулированы основные результаты и выводы, полученные: в :процессе исследования фотометрических и спектральных наблюдений сверхновой типа ИР 1997П.

В заключении дана краткая характеристика диссертационной работы, сформули- ■ рованы основные результаты и выводы, обсуждаются свойства детально изученных в этой работе коллапсирующих сверхновых и некоторые остающиеся проблемы, кратко изложены перспективы исследований в области гидродинамического моделирования вспышек сверхновых.

В приложении собраны атомные данные по водороду, нейтральному гелию, однократным ионам магния, железа и бария, другим атомам и ионам, а также молекулярные данные по отрицательному иону водорода и другим молекулам водорода.

Публикации по теме диссертации

1. Грасберг Э.К., Имшенник B.C., Надёжин Д.К., Утробин В.П., Гидродинамические модели сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, Письма в Лстроп. журн, 13, 547-553 (1987).

2. Утробин В.П., Гидродинамическое исследование сверхновой 1987Л в Большом Магеллановом Облаке: стадия волны охлаждения, Письма в Астрон. журн. 15, 99-108 (1989).

3. Utrobin V.P., Hydrodynamic study of supernova 1987A: the phase of a wave of cooling and recombination, High-Energy Astrophysics, American and Soviet perspectives (Ed. W.H.G.Lewin, G.W.Clark, R.A.Sunyaev, К. К .'I Vi vers, D.M.Abramson, Washington: National Acadcmy Press, 1991, p.403-409).

4. Utrobin V.P., A hydrodynamic study of supernova 1987A, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other Supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjär, Garching: ESO, 1Э91, p.431-435).

5. Utrobin V.P., Hydrodynamic study of supernova 19S7A: near the peak luminosity, Astron. Astrophys. 270, 249-258 (1993).

6. Utrobin V.P., Type lib supernova 1993J in M81: the explosion of a ~ 4M® star in a close binary system, Astron. Astrophys. 281, L89-L92 (1994).

7. Utrobin V.P., Chugai N.N., Andronova A.A., Asymmetry of SN 1987A: fast 56 №' clump, Astron. Astrophys. 295, 129-135 (1995).

8. Utrobin V.P., Nonthermal ionization and excitation in Type lib supernova 1993J, Astron, Astrophys. 306, 219-231 (1996).

9. Utrobin V.P., The Type lib supernova 1993J, Astrophys. Space Sei. 252, 237-218 (1997).

10. Утробин В.П., Уравнение состояния идеального газа в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации, Препринт №12-98 (М.: ИТЭФ, 1998).

11. Chugai N.N., Utrobin V.P., The nature of SN 1997D: low-mass progenitor and weak explosion, Astron. Astrophys. 354, 557-566 (2000).

12. Утробин В.П., Чугай Н.Н., Закалка ионизации и возбуждение водорода в атмосфере SN IIP, Письма в Астрон. журн. 28, 440-447 (2002).

13. Utrobin V.P., Chugai N.N., Ionization freeze-out and barium problem in supernova 1S87A, The 11th Workshop on Nuclear Astrophysics (Ed. W.ffillebrandt, E.Miiller, Garchmg: Max-PIanck-Institut fur Astrophysik, 2002, p. 136-143).

14. Utrobin V.P., Chugai N.N., Freeze-out effects in hydrogen and helium lines of SN 1981 A at the early photospheric epoch, Prom Twilight to Highlight: the Physics of Supcrnovae (Ed. W.IIillebrandt, B.Leibundgut, Berlin: Springer-Verlag, 2003, p.253-257).

15. Утробин В.П., Кривая блеска сверхновой 1987А: структура прсдсасрхноаой и перемешивание радиоактивного никеля, Письма в Астрон, журн. 30, 334-350 (2004).

16. Utrobin V.P., Chugai N.N., Strong effects of time-dependent ionization in early SN 19S7A, Astron. Astrophys. 441, 271-281 (2005).

17. Утробин В.П., Сверхновая 1987A: масса оболочки и энергия взрыва, Письма в Астрон. журн. 31, 903-912 (2005).

Подписано к печати 17.02.06. Формат 60 х 90 Усл. печ. л. 1,75 Уч.-изд. л. 1,3 Тираж 100 экз.

Отпечатано в ИТЭФ, 117218, Москва, Б. Черемушкинская, 25

1/16 Заказ 521

Введение

Литературный обзор

Актуальность темы

Цель работы

Основные результаты и их научная новизна

Выносимые на защиту положения.

Научная и практическая значимость работы.

Личный вклад автора

Апробация результатов

Публикации

I. Радиационная гидродинамика

1.1. Радиационная гидродинамика в приближении лучистой теплопроводности

1.2. Радиационная гидродинамика в одногрупповом приближении.

1.3. Ионизационное равновесие и уравнение состояния

1.4. Средние непрозрачности и коэффициент излучения

1.5. Численный метод.

1.6. Основные закономерности

1.6.1. Температура газа и излучения

1.6.2. Роль нетепловой ионизации

1.6.3. Непрозрачность в линиях

1.6.4. Эффект потемнения к краю.

1.6.5. Лучистая теплопроводность и одногрупповое приближение

1.7. Результаты и выводы.

II. Нестационарные явления в спектрах сверхновых типа II

II. 1. Нарушение стационарного приближения на фотосферной фазе

II. 2. Описание физической модели

И.2.1. Излучение непрерывного спектра

II.2.2. Перенос излучения в линии

II.2.3. Нестационарная кинетика атомов, молекул и их ионов

II. 2.4. Уравнение энергии для газа.

11.3. Численный метод.

11.4. Нестационарные эффекты в простой модели.

11.5. Результаты и выводы

III. Сверхновая типа IIP 1987А

III. 1. Гидродинамические модели

III. 1.1. Основные характеристики структуры предсверхновой

111.1.2. Эволюционная и неэволюционная модели предсверхновой

111.1.3. Зависимость светимости сверхновой от основных параметров

III. 2. Нестационарные эффекты: линии На и Ba II 6142 А

111.2.1. Линия На и выбор гидродинамической модели

111.2.2. Эволюция ионизации водорода и линии На

111.2.3. Проблема обилия бария

111.3. Радиус предсверхновой, масса оболочки и энергия взрыва

111.3.1. Радиус предсверхновой и отношение кинетической энергии оболочки к ее массе

111.3.2. Болометрическая кривая блеска и масса оболочки.

111.3.3. Линия На и масса оболочки.

111.4. Высокоскоростной сгусток радиоактивного 56Ni

111.5. Обсуждение

111.6. Результаты и выводы

IV. Сверхновая типа lib 1993J.

IV.1. Структура предсверхновой

IV.2. Разлет оболочки сверхновой.

IV.3. Стадии формирования кривой блеска.

IV.4. Распределение радиоактивного 56Ni

IV.5. Гелиевая мантия.

IV.6. Появление линий гелия

IV.7. Обсуждение

IV.8. Результаты и выводы

V. Сверхновая типа IIP 1997D

V.I. Скорость фотосферы

V.2. Эффекты рэлеевского рассеяния

V.3. Кривая блеска.

V.4. Обсуждение

V.5. Результаты и выводы.

Литературный обзор

Сверхновая (SN) звезда — это звезда, блеск которой при вспышке увеличивается на десятки звездных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая звезда сравнима по яркости со всей материнской галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить ее.

По устоявшимся представлениям сверхновые звезды — это продукт конечных стадий эволюции звезд из определенных интервалов массы на главной последовательности. Сверхновые звезды являются нестационарными объектами, и на местах их вспышек появляются расширяющиеся с большими скоростями газовые оболочки, называемые остатками сверхновых. Кроме того, в некоторых случаях несомненно остаются и звездные остатки в виде нейтронных звезд или черных дыр. Динамика межзвездной среды, создание галактического ветра, синтез тяжелых элементов, эволюция звезд, рождение нейтронных звезд и черных дыр, происхождение космических лучей, природа космических гамма-всплесков, эволюция звездных населений и галактик в целом, — вот неполный круг вопросов, тесно связанных с проблемой сверхновых звезд. Во многом всем этим и объясняется ключевая роль сверхновых звезд в современной астрофизике.

Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался примерно более чем в тысячу раз, назывались новыми звездами. Хронологически история сверхновых звезд началась 31 августа 1885 г., когда на обсерватории в г. Тарту астроном Гартвиг обнаружил яркую новую звезду около ядра туманности Андромеды (см., например, Шкловский, 1976). Со временем была установлена внегалактическая природа туманностей, названных впоследствии галактиками, и стало ясно, что вспыхивающие в них звезды превосходят но своим характеристикам обычные новые звезды. Бааде и Цвикки (1934) первыми разделили новые звезды на обычные новые звезды и яркие новые звезды и предложили для последних название "сверхновые звезды". Теперь обнаруженная Гартвигом новая звезда, оказавшаяся сверхновой звездой, известна как SN 1885А. В современной литературе к сверхновым звездам относят вспышки звезд с мощностью излучения порядка или больше 1041 эрге-1.

Наблюдение вспышки сверхповой звезды — весьма редкое событие. Так, две последние вспышки в Галактике наблюдались Т. Браге в 1572 г. и И. Кеплером в 1604 г. Из всех галактических сверхновых звезд только для этих двух есть достаточно полные данные по визуальиым кривым блеска. Поэтому практически все сведения о сверхновых звездах получены из наблюдений вспышек в других галактиках. В силу гигантских межгалактических расстояний яркость таких сверхновых звезд даже в максимуме блеска очень мала. Трудности наблюдений усложняли исследование сверхновых звезд и решение связанных с ними проблем.

По мере накопления наблюдательных данных о сверхновых звездах в других галактиках появилась возможность провести классификацию этих грандиозных явлений. По своим свойствам сверхновые звезды не являются однородной группой объектов и делятся на два основных типа. Классификация сверхновых звезд первоначально была основана, согласно Минковского (1941), на различии оптических спектров, а затем разделение на два типа получило подтверждение и в характере кривых блеска. Главными особенностями сверхновых звезд типа I являются отсутствие в оптических спектрах интенсивных линий водорода и заметное сходство у отдельных объектов как спектральных, так и фотометрических свойств. Напротив, сверхновые звезды типа II имеют в спектрах линии водорода, а их кривые блеска отличаются разнообразием формы.

Спустя десятилетия появилось большое число свидетельств о том, что эти два основных типа сверхновых звезд, в свою очередь, также не представляют собой однородные группы объектов. Большая часть сверхновых звезд типа I, в оптическом спектре которых около максимума блеска присутствует глубокая абсорбция линии Si II 6355 А, отождествленной Псковским (1968), образует подтип сверхновых типа 1а. Остальные сверхновые звезды типа I характеризуются отсутствием абсорбции линии Si II 6355 А (Бертола, 1964; Бертола и др., 1965; Уилер, Левреолт, 1985; Уомото, Кершнер, 1985; Портер, Филиппенко, 1987) и составляют два подтипа сверхновых типа lb и 1с (Элайас и др., 1985; Уилер, Харкнесс, 1986,1990). Харкнесс и др. (1987) отождествили глубокие впадины в оптических спектрах сверхновых типа lb с линиями нейтрального гелия. Эти умеренно сильные линии гелия, и особенно линия Не I 5876 А, отличают сверхновые типа lb от сверхновых типа 1с. На поздних (t >120 сут) стадиях оптические спектры сверхновых звезд типа I подтверждают представленное выше разделение на подтипы. Спектр сверхновой типа 1а образуется большим числом перекрывающихся эмиссионных линий железа и несколькими линиями кобальта и кальция. Напротив, в спектрах сверхновых типа lb и 1с наблюдаются относительно свободные от блендирования эмиссионные линии кислорода и кальция. Среди большого многообразия сверхновых звезд типа II (см., например, Патат и др., 1993) удалось выделить по форме кривой блеска в полосе В два подтипа: сверхновые типа IIL с почти линейным падением блеска и сверхновые типа IIP с платообразпым участком (Барбон и др., 1979; Доггетт, Бранч, 1985). Кривые блеска сверхновых типа IIL похожи, с общих чертах, на кривые блеска сверхновых типа 1а. После достижения максимума блеск сверхновых типа IIL довольно быстро падает, образуя характерный для этих объектов линейный участок, а затем уменьшается значительно медленнее, постепенно выходя на квазиэкспоненциальный закон. В отличии от сверхновых типа IIL, блеск сверхновых типа IIP остается примерно около максимального значения (особенно в полосе V) в течение ~ 100 — 110 сут, четко демонстрируя платообразный участок, затем весьма быстро падает и постепенно выходит на квазиэкспоненциальный закон. На ранних стадиях в спектре сверхновых типа II доминируют интенсивные линии водорода и кальция, а на поздних стадиях к ним добавляются линии кислорода, натрия и железа. За последние 15 лет, отсчитывая с момента выхода работы Склегела (1990), постепенно стало очевидным существование еще одного подтипа сверхновых типа Iln с узкими и очень узкими эмиссионными к линиями (Филиппенко, 1989, 1991; Статакис, Садлер, 1991; Туратто и др., 1993; Уэг-нер, Свансон, 1996; Филиппенко, 1997). В спектрах сверхновых типа Iln абсорбционные компоненты всех линий либо слабы, либо совсем отсутствуют, а эмиссионные компоненты, напротив, доминируют. Очень приметной является эмиссия линии На, обладающая весьма сложным и относительно узким профилем. Общая черта этого профиля для всех сверхновых типа Iln — очень узкий компонент с характерной лучевой скоростью < 200 кмс-1, который накладывается на более широкое эмиссионное образование со скоростью ~ 1000 - 2000 кмс-1, а иногда дополнительно и на очень широкое основание со скоростью & 5000—10 000 кмс-1. Такова современная феноменологическая классификация сверхновых звезд, основанная па фотометрических и спектральных наблюдениях.

Растущий в последние десятилетия интерес к сверхновым звездам в сочетании с бурным технологическим прогрессом наземной астрономии привел к значительному увеличению числа обнаруженных объектов. В начале восьмидесятых удавалось открывать в среднем по 20 сверхновых звезд в год, а в конце девяностых эта цифра уже составила 200 сверхновых звезд в год, что увеличило полное число обнаруженных объектов до ~ 1800 (Барбон и др., 1999). Среди сверхновых звезд, классификация которых не вызывает сомнений, относительный вклад сверхновых типа la, Ib/c, IIP, IIL и Iln par вен примерно 50, 7, 20, 10 и 4%, соответственно. В последние годы темп обнаружения сверхновых звезд держится на уровне нескольких сотен в год и это практически удвоило полное число обнаруженных объектов. Конечно, этот успех достигнут, главным образом, за счет вспышек сверхновых звезд в далеких галактиках, наблюдения которых не дают качественный фотометрический и спектральный материал, но существенно увеличивают достоверность статистических исследований. К сожалению, уменьшение статистических ошибок не освобождает анализ вспышек сверхновых звезд в далеких галактиках от некоторых селективных эффектов (Каппелларо и др., 1997). Тем не менее, статистический анализ выявил ряд принципиальных особенностей (Каппелларо и др., 1999; Маннусси и др., 2005). Оказалось, что сверхновые типа 1а вспыхивают в галактиках всех типов, а сверхновые типа Ib/c и II — только в спиральных галактиках с Sa по Sd типа и в неправильных и пекулярных галактиках. Частота вспышек сверхновых типа 1а, рассчитанная на единицу массы материнской галактики, растет в последовательности типов галактик Е — SO — Sa — Sb — Sc — Sd — Irr, причем от галактик типа Е к Irr она увеличивается почти в 20 раз. Частота вспышек сверхновых типа Ib/c и II также растет, но умеренно и в последовательности типов галактик Sa — Sb — Sc — Sd, и несколько уменьшается при переходе от спиральных галактик типа Sd к неправильным и пекулярным галактикам. Для каждого конкретного типа галактик существует прямая зависимость частоты вспышек сверхновых звезд от светимости галактики. Отметим, что частота вспышек сверхновых звезд является ключевым пат раметром в моделировании химической эволюции галактик, кинематики межзвездной среды, происхождения космических лучей и, разумеется, в собственно теории эволюции звезд.

Местоположение вспышки сверхновой звезды дает ценнейшую информацию о природе сверхновой и массе предсверхновой. Изучение пространственного распределения сверхновых звезд в пределах материнских галактик показало, что сверхновые типа 1а в эллиптических галактиках вспыхивают преимущественно на периферии (Маза, ван ден Берг, 1976; Тамманн, 1978), а в спиральных галактиках тяготеют к диску, но не коррелируют со спиральными рукавами (Маза, ван ден Берг, 1976; Ван Дайк, 1992; Макмиллан, Кьярдулло, 1996). Следует отметить, что Бартунов и др. (1994а) все же обнаружили некоторую корреляцию сверхновых типа 1а со спиральными рукавами. На основе того, что в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа 1а, а частота их вспышек растет от галактик типа Е к Irr, делают вывод, что сверхновые типа 1а имеют разных эволюционных предшественников в эллиптических и спиральных галактиках (Оимлер, Тинзли, 1979; Бартунов и др., 1994а; Делла Балле, Ливио, 1994). Соответственно, незначительная часть звезд, вспыхивающих как сверхновые типа 1а, принадлежит к старым маломассивным (1 — 2 М©) звездам, а большая их часть порождена промежуточного возраста умеренно массивными (4-7 М0) звездами. Наоборот, вспышки сверхновых типа Ib/c и II в спиральных галактиках сильно коррелируют со спиральными рукавами и областями ионизованного водорода (Маза, ван ден Берг, 1976; Хуанг, 1987; Портер, Филиппенко, 1987; Ван Дайк, 1992; Бартунов и др., 1994а; Ван Дайк и др., 1996). Отсюда следует, что звезды, вспыхивающие как сверхновые типа Ib/c и II, принадлежат к молодым массивным (>8—10 М0) звездам.

Важные сведения могут дать наблюдения звезды накануне вспышки сверхновой, которую в этом состоянии называют предсверхновой. Благодаря наземным телескопам нового поколения и космической обсерватории NASA/ESA Hubble Space Telescope (HST) появилась возможность изучать накопившиеся за время их работы архивные снимки близких галактик и оценивать светимость обнаруженных па этих снимках предсверх-новых. Последующее сравнение светимости предсверхновой в той полосе длин волн, в которой были сделаны архивные снимки, с надлежащими эволюционными треками на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла позволяет наложить определенные ограничения на массу эволюционного предшественника сверхновой на главной последовательности. Таким образом за последние 5 лет были получены оценки масс эволюционных предшественников и ограничения на них для 3 сверхновых типа Ib/c и 7 сверхновых типа IIP. Для сверхновых типа lb 2000ds и 2001В и сверхновой типа Ic 2000ew удалось получить лишь нижний предел 25 MQ (Моид, Смартт, 2005). Изучение сверхновых типа IIP дало следующие результаты: SN 1999ап — < 20 М0 (Моид, Смартт, 2005), SN 1999br — < 12 М0 (Монд, Смартт, 2005), SN 1999ет - < 11 - 15 М0 (Смартт и др., 2002, 2003), SN 1999ev - 15 - 18 М0 (Монд, Смартт, 2005), SN 1999gi - < 7 - 12 MQ (Смартт и др., 2001, 2003), SN 2001du - < 9 - 20 MQ (Ван Дайк и др., 2003а) и < 15 М0 (Смартт и др., 2003), SN 2003gd -8-9 М0 (Ban Дайк и др., 2003b) и 6 - 12 MQ (Смартт и др., 2004). Заметим, что большая неопределенность полученных оценок обесценивает их, а возможные проблемы в идентификации предсверхновой и неизбежные трудности учета поглощения околозвездной пылью при определении ее болометрической светимости и несовершенство современной теории эволюции звезд вряд ли сделают указанный метод достаточно точным. Серьезные проблемы в описании конечных стадий эволюции массивных звезд стали совершенно очевидными после вспышки сверхновой типа IIP 1987А в Большом Магеллановом Облаке (БМО), к которой, кстати, следовало бы применить этот метод в первую очередь. По-видимому, современная теория эволюции звезд позволяет делать только весьма грубые оценки и получать скорее качественное, чем количественное представление о массах эволюционных предшественников сверхновых.

По современным воззрениям, вспышка сверхновой звезды — это взрыв звезды с выделением энергии порядка Ю50 — 1052 эрг. Такой взрыв является результатом динамической эволюции ядра звезды, которая начинается с момента нарушения гидростатического равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своей эволюции. Динамическая эволюция ядра звезды завершается либо полным разлетом вещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюции в основное определяется массой звезды.

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в ее центральной области, что на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла соответствует переходу звезды с главной последовательности в область красных или голубых гигантов (см., например, Ибен, Ренцини, 1983; Вусли, Уивер, 1995; Вусли и др., 2002). В процессе эволюции центральная область звезды становится все плотнее и горячее, а ее оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери звездой энергии за счет нейтринного излучения. После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное (СО) ядро, причем его масса тем больше, чем больше масса звезды на главной последовательности. В СО-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное СО-ядро может иметь массу вплоть до предела Чанд-расекара (1931) — верхнего предела массы вырожденной звезды, еще находящейся в гидростатическом равновесии. Для СО-ядра предел Чандрасекара равен ~ 1.44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного СО-ядер.

Масса вырожденного СО-ядра постепенно увеличивается благодаря поступлению в него продуктов горения из слоевого источника. По мере увеличения массы в СО-ядре возрастают плотность и температура. Приближение массы СО-ядра к пределу Чанд-расекара сопровождается резким увеличением плотности в центре ядра, что приводит к сильному релятивистскому вырождению электронного газа и созданию условий для зажигания углерода. Поскольку повышение температуры в сильно вырожденном веществе практически не приводит к увеличению давления, то горение углерода развивается при постоянной плотности и приобретает характер теплового взрыва. При этом нарушается гидростатически равновесный характер горения, и происходит термоядерный взрыв СО-ядра звезды. Результат термоядерного взрыва зависит, главным образом, от режима горения, который может быть детонацией, дефлаграцией или каким-нибудь их сочетанием. При любом режиме горения происходит взрыв звезды с энергией взрыва ~ (0.6 - 1.6) х 1051 эрг, характерной для явления сверхновой типа 1а (см., например, Райнеке и др., 2002; Гамезо и др., 2004, 2005; Рёпке, Хиллебрандт, 2005). В ходе эволюции одиночной звезды с массой в интервале 4 — 8 М0 на главной последовательности масса СО-ядра не успевает вырасти до предела Чандрасекара к моменту наступления стадии интенсивной потери массы (Бекер, Ибен, 1979, 1980). Тем не менее, Ибен и Рен-цини (1983), учитывая чрезвычайную сложность физических процессов, определяющих течение эволюции звезд промежуточных масс, все же допустили возможность образоваг ния СО-ядра с предельной массой в одиночной звезде и, соответственно, возможность термоядерного взрыва. По современным представлениям, более вероятен термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика при его эволюции в составе тесной двойной системы в результате перетекания вещества со второго компонента или слияния с ним (Уилан, Ибен, 1973; Ибен, Тутуков, 1984).

Невырожденное СО-ядро образуется в звезде, имеющей массу >8—10 М0 на главной последовательности (Ибен, Ренцини, 1983). В этом случае дальнейшая ядерная эволюция центральных областей звезды проходит через стадии термоядерного горения углерода, неона, кислорода, кремния и завершается образованием элементов железного пика на кривой распространенности элементов. После исчерпания запасов ядерного топлива звезда интенсивно теряет энергию посредством нейтринного излучения. Потери энергии приводят к дальнейшему сжатию звезды и нагреванию вещества, поскольку электронный газ внутри достаточно массивных железных ядер звезд фактически не вырожден. Увеличение температуры и плотности в конце концов вызывает распад ядер элементов железного пика на нейтроны и ядра гелия, которые, в свою очередь, распадаются на нейтроны и протоны. Эти процессы, внося основной вклад в уменьшение эффективного показателя адиабаты железного ядра звезды ниже критического значения 4/3, приводят к нарушению гидростатического равновесия — силы давления не могут противостоять силам тяготения, и начинается гравитационный коллапс железного ядра звезды. Гидродинамические исследования гравитационного коллапса железных ядер звезд на протяжении многих лет давали порой противоречивые результаты и до настоящего времени пока нет приемлемой модели с энергией взрыва, типичной для сверхновых звезд. Во многом по этой причине параллельно развиваются три механизма взрыва сверхновой, основанные на гравитационном коллапсе железного ядра звезды: собственно гравитационный коллапс с его модификациями, магниторотацион-ный механизм и сценарий ротационного механизма. Поскольку диссертационная работа посвящена изучению коллапсирующих сверхновых звезд, то ниже мы рассмотрим эти механизмы подробнее.

Феноменологическая классификация сверхновых звезд еще не переросла во всеобъемлющую физическую картину образования сверхновых звезд, но уже обрисовывает некоторые общие ее черты. Так, принято считать, что вспышка сверхновой типа 1а — термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика, эволюционировавшего в составе тесной двойной системы с перетеканием вещества со второго компонента (Уи-лан, Ибен, 1973; Ибен, Тутуков, 1984; Номото и др., 1984; Уэббинк, 1984; Вусли, Уивер, 1986). По современным представлениям, вспышки всех остальных типов сверхновых звезд возникают в результате гравитационного коллапса железных ядер звезд с массами больше ~ 8 — 10 М© (Ибен, Ренцини, 1983) и меньше ~ 100 М© (Вусли и др., 2002) на главной последовательности, причем звезды с массами меньше ~ 25 М© порождают нейтронные звезды, а более массивные звезды — черные дыры (Вусли и др., 2002). Сверхновая типа IIP, по-видимому, связана с далеко проэволюционировавшей массивной звездой, которая фактически сохранила свою богатую водородом оболочку до самого взрыва предсверхновой. Наоборот, сверхновая типа IIL, по оценкам Литвиновой и Надёжина (1983) и Чугая (1985) и согласно гидродинамическому моделированию вспышки Бартуновым и Блинниковым (1992) и Блинниковым и Барту новым (1993), успела до взрыва потерять большую часть водородной оболочки. Еще большая потеря массы лишает звезду водородной оболочки и взрыв такой предсверхновой проявляется как вспышка сверхновой типа lb, а если к моменту взрыва звездой утеряна и богатая гелием оболочка, то такое событие регистрируется как сверхновая типа 1с. Механизмом потери массы может быть либо обмен массой в тесной двойной системе с перетеканием вещества на второй компонент (Номото и др., 1994; Вусли и др., 1995), либо потеря массы посредством звездного ветра (Вусли и др., 1993, 1995; Шварц и др., 1993а). Наконец, предполагается, что сверхновые типа Iln представляют собой особый класс объектов, в которых выброшенное при взрыве вещество оболочки взаимодействует с околозвездным веществом, потерянным звездой посредством звездного ветра накануне вспышки сверхновой. Сложная картина этого гидродинамического взаимодействия отражается в структуре эмиссионной линии На, профиль которой охватывает широкий диапазон лучевых скоростей ~ 200 — 10000 кмс-1 и свидетельствует о сильной неоднородности звездного ветра (Чугай, 1991d; Чугай, Данцигер, 1994).

Любая классификация природных объектов — это упрощение, способствующее их изучению и вполне закономерно допускающее существование исключений, не укладывающихся в предлагаемую схему. Исключения, как правило, ярко подчеркивают присущие объектам свойства и закономерности и раскрывают все богатство природы изучаемых объектов. Достаточно большое число сверхновых звезд подтверждает это высказывание, и мы ограничимся упоминанием лишь трех событий, которые наиболее наглядно иллюстрируют его. Для сверхновых типа 1а, не содержащих в спектрах линии водорода, в течение длительного времени обсуждалась проблема околозвездного вещества, присутствие или отсутствие которого вблизи звезды накануне вспышки проливает свет на природу эволюционного предшественника (см., например, Бранч и др., 1995; Кам-минг и др., 1996). Многочисленные попытки обнаружить в спектрах сверхновых типа 1а признаки водорода или околозвездпого вещества, наконец, увенчались долгожданным успехом: Хамуи и др. (2003) представили наблюдения сверхновой 2002ic, которая оказалась первой сверхповой типа 1а с эмиссионной линией На в ее оптическом спектре. Это уникальное событие было интерпретировано, традиционно для сверхновых типа 1а, как результат эволюции в тесной двойной системе со вторым компонентом в виде нормальной звезды (Хамуи и др., 2003; Котак и др., 2004) и как термоядерный взрыв в общей оболочке, образованной при слиянии двух белых карликов (Ливио, Рисс, 2003). В то же время Хамуи и др. (2003) вспомнили о гипотетических сверхновых типа 11/2, предложенных Ибеном и Ренцини (1983) и предполагающих возможность роста массы

СО-ядра до предела Чандрасекара в одиночной звезде, и оживили эти сверхновые, а Чугай и Юнгельсон (2004) показали, что именно этот сценарий наиболее приемлем для объяснения SN 2002ic. В свою очередь, Имшенник и Дунипа-Барковская (2005) предложили универсальный механизм термоядерного взрыва, основанный на современной версии запаздывающей детонации, как для одиночных, так и для двойных предсверх-новых. Этот механизм, по мнению авторов, в сценарии одиночной звезды может адекватно описывать вспышки сверхновых, подобных SN 2002ic. Другой пример — это очень мощная вспышка SN 1998bw, которая была обнаружена 26.60 апреля UT 1998 г. и которая оказалась, согласно спектральным наблюдениям, сверхновой типа 1с (Галама и др., 1998). Самое примечательное состоит в том, что меньше, чем за сутки до обнаружения сверхновой, 25.90915 апреля UT 1998 г., была зарегистрирована гамма-вспышка GRB 980425 (Пьян и др., 1999) как раз на месте SN 1998bw, вспышка которой, по мнению Галама и др. (1999), генетически связана с гамма-вспышкой. Изучение фотометрических и спектральных данных наблюдений (Галама и др., 1998; Макензи, Шафер, 1999; Патат и др., 2001) показало, что это грандиозное и поразительное явление объясняется взрывом массивной (~ 6 — 14М0) углеродно-кислородной звезды с энергией взрыва ~ (1 - 5) х 1052 эрг и массой радиоактивного никеля ~ 0.4 - 0.7Mq (Ивамото и др., 1998; Вусли и др., 1999; Накамура и др., 2001). Наконец, SN 1993J, вспыхнувшая в галактике М81, продемонстрировала удивительную спектральную метаморфозу. Сразу после обнаружения SN 1993J была классифицирована как сверхновая типа II. Однако, дальнейшие интенсивные фотометрические наблюдения выявили беспрецедентную визуальную кривую блеска с двумя четкими максимумами (Льюис и др., 1994; Ричмонд и др., 1994). И более того, оптические спектры SN 1993J показали начало поразительного перехода от характеристик сверхновых типа II к характеристикам сверхновых типа lb (Филиппенко и др., 1993; Шварц и др., 1993b). Все это позволило выделить данное событие в новый подкласс сверхновых, логично названный сверхновыми типа lib и сейчас насчитывающий 4 объекта.

Рассмотрение механизмов взрыва массивных звезд начнем с собственно гравитационного коллапса железного ядра звезды. Продолжающееся в течение почти сорока лет изучение гравитационного коллапса железного ядра звезды большей частью находилось в кризисном состоянии и до сих пор не дало вразумительного ответа о путях выхода из него. Первоначально все надежды были связаны с простым гидродинамическим отскоком, который возникает, когда при ядерных плотностях уравнение состояния становится жестким и вещество восстанавливает свои упругие свойства, и когда гомологичный коллапс внутренней области железного ядра сменяется образованием протонейтронной звезды и сильной ударной волны вблизи внешней границы гомологичного ядра (Кол-гейт, Уайт, 1966). По мере продвижения наружу ударная волна ослабевает, главным образом, вследствие фотодиссоциации ядер железа на а-частицы и свободные нуклоны и вследствие нейтринного излучения, когда фронт ударной волны выходит за пределы нейтриносферы. Как показали многочисленные расчеты (см., например, Брюенн, 1985; Майра и др., 1987; Брюенн, 1989а, 1989b; Суисти и др., 1994;), эти потери энергии столь существенны, что, несмотря на значительную начальную энергию (~ 6 х 1051 эрг), ударная волна исчезает прежде, чем доходит до поверхности железного ядра звезды. Ясно, чем меньше масса железного ядра звезды, тем выше шансы ударной волны выйти на поверхность железного ядра звезды и сохранить энергию, достаточную для взрыва всей массивной звезды. Оказалось, что взрыв сверхновой возможен только при гравитационном коллапсе железного ядра с очень малой массой < 1.1 М0 (Барон, Купперстайн, 1990) или при чрезвычайно мягком уравнении состояния с учетом эффектов общей теории относительности (Барон и др., 1985, 1987). Отметим также работы Хиллебрандта и др. (1984) и Сумиьоши и др. (2001), в которых продемонстрирована возможность взрыва сверхновой при гидродинамическом отскоке в железных ядрах звезд с массами около ~ IOMq на главной последовательности, другими словами, около нижней границы коллапсирующих сверхновых.

Для более массивных железных ядер звезд при нормальном уравнении состояния даже учет взаимодействия испускаемых горячей протонейтронной звездой нейтрино с окружающей оболочкой не изменил ситуацию и единственный не вызывающий сомнений результат многих исследований — это отсутствие выброса внешней оболочки с кинетической энергией, по масштабам сопоставимой с энергией взрыва сверхновой, при сферически-симметричном коллапсе, несмотря на все более и более корректное описание всех физических процессов (см., например, Колгейт, Уайт, 1966; Надёжин, 1978; Рампп, Янка, 2000; Брюенн и др., 2001; Меццакаппа и др., 2001). Этот важный результат заставил отказаться от сферической симметрии и перейти к многомерным задачам нейтрино-конвективного механизма взрыва сверхповой с учетом, желательно одновременным, очень сложных процессов: взаимодействия нейтрино разных сортов с веществом, переноса нейтрино, гидродинамических неустойчивостей (включая конвекцию), вращения, возникновения и усиления магнитных полей. Современные попытки моделирования некоторых из этих процессов (двухмерные коллапс, конвекция, решение уравнения Больцмана для нейтрино и вращение (Бурас и др., 2003); трехмерные коллапс, конвекция и перенос нейтрино с ограничением потока (Фрайер, Уоррен, 2002); то же самое и с вращением (Фрайер, Уоррен, 2004)) пока не увенчались успехом и даже не выделили четко наиболее важные из них. Вместе с тем, как показал Янка (2001), который всесторонне проанализировал депозицию испускаемых горячей протонейтрон-ной звездой нейтрино, нейтрино-конвективный механизм имеет большие потенциальные возможности и сулит энергию взрыва в интервале от ~ Ю50 эрг до несколько единиц на 1051 эрг.

Предложенный Бисноватым-Коганом (1970) магпиторотациопный механизм взрыва сверхновой основан на возникновении и усилении тороидального компонента магнитного поля благодаря дифференциальному вращению коллапсирующего ядра звезды. Когда создаваемое магнитным полем давление оказывается сопоставимо с давлением газа, оно становится способным выталкивать вещество звезды наружу. Поскольку этот процесс происходит в среде с падающей наружу плотностью, то в конце концов образуется ударная волна. В итоге посредством магнитного поля энергия вращения прото-нейтроиной звезды преобразуется в кинетическую энергию выбрасываемой оболочки. Если энергия ударной волны существенно превышает энергию связи оболочки звезды, то возникает вспышка сверхновой. Последовательное развитие магниторотациониого механизма (Бисноватый-Коган и др., 1976; Арделян и др., 1979, 1987, 1996, 2000, 2004) прошло долгий путь в 35 лет от идеи до создания современной двухмерной модели, расчеты которой дают энергию взрыва ~ 0.6 х 1051 эрг (Арделян и др., 2005).

На данный момент наиболее обещающим выглядит сценарий ротационного механизма взрыва сверхновой, предложенный Имшенником (1992). Этот сценарий включает гравитационный коллапс вращающегося массивного железного ядра в быстро вращающуюся нейтронную звезду, последующую ее динамическую фрагментацию на две нейтронные звезды, эволюцию образовавшейся двойной системы посредством излучения гравитационных волн до стадии перетекания вещества с маломассивного компонента на более массивный и, наконец, гидродинамический взрыв нейтронной звезды при достижении ею минимальной (~ О.1М0) массы нейтронной звезды. Отдельные этапы этого сложного сценария были изучены в работах Имшенпика и Попова (1994, 1998), Им-шенника и Забродиной (1999), Имшенника и Попова (2001) и Имшенника и др. (2002). Согласно последним исследованиям (Имшенник, Мануковский, 2004), энергия взрыва в этом механизме лежит в интервале ~ (0.25 — 1.0) х 1051 эрг. Отметим, что более корректное описание физических процессов позволит, возможно, увеличить максимальную энергию взрыва в ~ 1.5 раза (Имшенник, 2005). Кроме того, в рамках сценария ротационного механизма впервые удалось интерпретировать отклик на нейтринный сигнал от SN 1987А, зарегистрированный подземпой обсерваторией Liquid Scintillation Detector под Монбланом (Имшенник, Ряжская, 2004).

Масса звезды — фундаментальный параметр, определяющий свойства звезды и ход ее эволюции. Поэтому нахождение массы вещества, выброшенного при взрыве сверхновой, представляет собой первостепенную задачу и, кроме того, проливает свет на финальные стадии эволюции звезды. Определение кинетической энергии выброшенной оболочки накладывает ограничение на энергию взрыва — ключевой параметр механизма взрыва сверхновой, Вот те главные цели, которые стоят перед любым исследованием конкретных сверхновых звезд. О сложности и трудности поставленных задач говорит хотя бы тот факт, что даже в случае предоставившей необычайно обширную астрофизическую информацию и хорошо изученной SN 1987А вопрос о массе оболочки и ее кинетической энергии остается открытым. Адекватное решение этих задач немыслимо без гидродинамического моделирования взрыва сверхновой, поскольку только оно в состоянии дать и сравнительно надежную интерпретацию фотометрических наблюдений сверхновой, и гидродинамическую картину расширения выброшенной оболочки. Сама проблема взрыва сверхновой, к счастью, разбивается на две самостоятельные задачи: внутреннюю задачу гравитационного коллапса железного ядра и внешнюю задачу гидродинамического моделирования вспышки сверхновой. Такое разбиение совершенно оправдано в силу существенного различия между характерными гидродинамическими временами ядра звезды и ее оболочки, а также между энергией взрыва и гравитационной энергией связи оболочки и ее тепловой энергией.

При гидродинамическом моделировании вспышки сверхновой возможны два подхода. Первый подход опирается на эволюционные расчеты предсверхновой и в силу этого сильно ограничен в своих возможностях при объяснении наблюдаемых свойств сверхповой звезды. Наоборот, во втором подходе при гидродинамическом моделировании используются неэволюционные модели предсверхновой, сконструированные из условия наилучшего согласия с наблюдениями. Вспышка сверхновой и эволюция звезды до вспышки являются чрезвычайно сложными физическими процессами и, как следствие, изучены лишь в самых общих чертах. Поэтому гидродинамическое исследование вспышек сверхновых, не опирающееся на теорию конкретного механизма взрыва сверхновых и не использующее результаты эволюционных расчетов звезд, несомненно имеет самостоятельное значение. Более того, на основе всестороннего сравнения с данными наблюдений такое исследование способно выявить некоторые физические свойства механизма взрыва сверхновых и установить внутреннее строение звезды накануне вспышки.

История гидродинамического моделирования вспышек сверхновых звезд началась с пионерской работы Имшенника и Надёжина (1964), в которой вспышка сверхновой была интерпретирована как мгновенный взрыв звезды с последующими выходом сильной ударной волны на поверхность звезды, выбросом оболочки, ее расширением и формированием кривой блеска при высвечивании запасенной в оболочке тепловой энергии. Примечательно, что первые гидродинамические модели сверхновых были рассчитаны для компактных предсверхновых, к которым, по удивительному совпадению, относится случай SN 1987А, и продемонстрировали особый режим охлаждения вещества излучением — волну охлаждения (ВО). Работа Имшенника и Надёжина (1964) послужила толчком к дальнейшим интенсивным гидродинамическим исследованиям вспышек сверхновых (Грасберг, Надёжин, 1969; Грасберг и др., 1971; Надёжин, Утробин, 1976, 1977; Шевалье, 1976; Имшенник, Утробии, 1977; Фок, Арнетт, 1977), которые успешно продолжаются и по сей день.

Гидродинамическое моделирование сверхновых типа II развивалось не всегда плат померно, но все же последовательно, насколько это позволяли делать вычислительные мощности своего времени. В самых первых гидродинамических исследованиях решат лись уравнения радиационной гидродинамики в простом приближении лучистой теплопроводности — диффузионном приближении при локальном равновесии между излучением и веществом. Затем Имшенник и Утробин (1977) выполнили расчеты кривых блеска по уравнениям комптоновской радиационной гидродинамики, которые корректно описывают два предельных случая взаимодействия излучения с веществом: доминирование процессов истинного поглощения над процессами рассеяния, когда спектр излучения есть просто равновесное, планковское распределение, и обратный случай, когда спектр излучения — бозе-эйнштейновское распределение с отличным от нуля химическим потенциалом фотонов (Имшенник, Морозов, 1981). Фок и Арнетт (1977) впервые представили гидродинамическую модель сверхновых, основанную на решении уравнений радиационной гидродинамики в многогрупповом (по энергии фотонов) приближении, включающем и решение нестационарного уравнения переноса для неравновесного излучения. Однако, следует отметить, что было использовано всего три группы по энергии фотонов, эддингтоновскому множителю приписывалось одинаковое для всех групп и постоянное по пространству значение 1/3 (применимое лишь для оптически толстой среды), уравнение ионизационного баланса не решалось, и коэффициент теплового излучения имел равновесную величину. Шевалье и Клейн (1979) изучали неравновесные процессы с применением диффузионного приближения при отказе от локального равновесия между излучением, электронами и ионами и с использованием ограничения потока энергии излучения. Утробин (1989) модифицировал приближение лучистой теплопроводности, введя корректное ограничение потока (Ливермор, Помра-нинг, 1981), и решал, как и во всех своих предыдущих гидродинамические расчетах, уравнение ионизационного баланса в условиях локального термодинамического равновесия (ЛТР). Инсман и Барроуз (1992) решали уравнения радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении совместно с уравнением ионизационного баланса в условиях ЛТР, а Гемейр и Михалас (1994) решали те же уравнения но с использованием адаптивной разностной сетки. Блинников и Бартунов (1993) развили гидродинамическую модель сверхновых, основанную на решении уравнений радиационной гидродинамики в многогрупповом приближении с использованием 10-20 групп по энергии фотонов, с вычислением эддинггоновского множителя для каждой группы, с решением уравнения ионизационного баланса в условиях ЛТР и с применением равновесного коэффициента теплового излучения. Утробин (1994,1996) учел вклад нетепловой ионизации в ионизациоиный баланс и, соответственно, в непрозрачность вещества. Блинников и др. (1998, 2000) усовершенствовали свою гидродинамическую модель, доведя число групп по энергии фотонов до 100, добавив вклад спектральных линий в непрозрачность вещества в среде с градиентом скорости (Карп и др., 1977; Истмап, Пинто, 1993; Блинников, 1996) и вычислив светимость сверхновой с учетом эффектов запаздывания. Наконец, Утробин (2004) представил гидродинамическую модель сверхновых, основанную на решении уравнений радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении с вычислением эддингтоновского множителя с точностью до членов порядка w/c, с решением уравнения ионизационного баланса при отказе от условий JITP и учете нетепловой ионизации, с использованием, соответственно, неравновесных средних непрозрачностей и неравновесного коэффициента теплового излучения, и с учетом непрозрачности линий в расширяюшейся среде (Кастор и др., 1975; Блинников, 1996). При вычислении блеска сверхновой были учтены не только эффекты запаздывания, но и эффекты потемнения интенсивности к краю.

Гидродинамическое моделирование взрыва сверхновой сравнительно надежно воспроизводит фотометрические свойства вспышки сверхновой, одновременно создавая гидродинамическую картину расширения выброшенной оболочки. К сожалению, как показала практика, само по себе согласие рассчитанных фотометрических свойств модели с наблюдениями сверхновой не гарантирует корректность модели и получение адекватного гидродинамического течения оболочки. Например, Бартунов и др. (1994b), Вусли и др. (1994), Утробин (1994) и Шигеяма и др. (1994) при гидродинамическом моделировании вспышки SN 1993J нашли, что масса оболочки, выброшенной при взрыве, лежит в пределах 2.4 - 3.5 Mq, а Хёфлих и др. (1993) утверждали, что она составляет 11.7 Mq. Ясно, что, помимо фотометрических наблюдений сверхновой, необходимо анализировать и спектральные данные, которые, несомненно, содержат больше информации о строении предсверхновой и характере взрыва, чем фотометрические наблюдения. Очень широкое распространение получило построение синтетических спектров, как правило на основе гидродинамических моделей, охватывающих почти весь спектр от далекого ультрафиолетового диапазона до инфракрасного (см., например, Мацца-ли и др., 1992; Маццали, Луси, 1993; Ньюджент и др., 1997; Маццали, 2000; Митчелл и др., 2001). При этом на первый план выходило достижение сходства рассчитанного спектра с наблюдаемым лишь в общих чертах при полном пренебрежении к детальному воспроизведению профилей отдельных интенсивных и свободных от блендирования спектральных линий. А именно анализ профиля отдельной линии способен дать надежную информацию о характере расширения оболочки, а анализ линий разных элементов — представление о ее химическом составе.

На фотосферной фазе расширения в спектрах сверхновых типа II доминируют водородные линии, а среди свободных от блендирования спектральных линий можно выделить линии На, Na I Di,2 и Ba II 6142 А. Во всех известных случаях водородный синтетический спектр сверхновых типа IIP на фотосферной стадии рассчитывался в предположении ионизационного статистического равновесия. Между тем, эффекты нестационарной ионизации или эффекты закалки (freeze-out) могут играть заметную роль в процессах возбуждения водорода в атмосфере этих сверхновых и в целом сверхновых типа II. Явление закалки состоит в том, что в первоначально ионизованном расширяющемся газе темп рекомбинации не поспевает за темпом расширения и остаточная степень ионизации на больших временах оказывается конечной (Зельдович, Райзер, 1966). Наиболее известный пример явления такого рода: рекомбинация в расширяющейся Вселенной, при которой остаточная степень ионизации составляет ~ Ю-4 (Зельдович и др., 1968). И близкий к сверхновым звездам пример: образование после вспышек сверхновых зон ионизации, исследование которых может дать сведения о цветовой температуре во время вспышки (Бисноватый-Коган, 1972). Что касается самих сверхновых, то первыми использовали эффекты нестационарной ионизации водорода Кершнер и Кваи (1975), когда им потребовалось объяснить высокую светимость линии На в сверхновой типа IIL 1970G.

Затем в рамках простой кинетической модели Чугай (1991с) показал, что присутствие линии поглощения На па высоких скоростях в SN 1987А может быть полностью обусловлено заселением второго уровня в результате нестационарной рекомбинации и лишь па стадии i > 30 сут возникает потребность в дополнительном неравновесном возбуждении радиоактивностью. Это означает, что игнорирование эффектов закалки ионизации в моделях синтетического спектра сверхновых типа IIP должно приводить к искусственному дефициту возбуждения водорода. В этой связи любопытно, что при моделировании спектра SN 1987А на стадии t = 4 сут Митчелл и др. (2001) столкнулись с проблемой очень низкого возбуждения водорода. Для разрешения противоречия понадобилось привлечь Ю-4 М0 радиоактивного 56Ni, перемешанного во внешних слоях атмосферы. Совершенно ясно, что эти выводы нуждаются в серьезной коррекции, поскольку в цитируемой работе предполагается ионизационное статистическое равновесие водорода. Более того, постулируемая Митчеллом и др. (2001) масса внешнего 56Ni на два порядка превышает оценку массы Ю-6 М0, требуемую для объяснения дополнительного возбуждения водорода в SN 1987А около 40 сут (Чугай, 1991b). Сказанное выше — серьезный повод для более детального исследования эффектов нестационарной ионизации в SN 1987А на фотосферной фазе. Такое исследование с учетом ионномолекулярных процессов было выполнено, и оно надежно подтвердило принципиальную роль нестационарной рекомбинации водорода в заселении второго уровня сначала для случая сверхновых тина IIP (Утробин, Чугай, 2002а), а затем и для случая SN 1987А (Утробин, Чугай, 2002b, 2003, 2005). Отметим, что важная роль эффектов нестационарной ионизации в SN 1987А была установлена также и на небулярной фазе (Клейтон и др., 1992; Франссон, Козма, 1993).

Бурный прогресс последних лет в наблюдениях сверхновых звезд резко контрастирует с затянувшимся кризисом в теории коллапсирующих сверхновых и очень медленным ростом числа объектов, получивших надлежащую количественную интерпретацию наблюдений. Если в эпоху пионерских работ Имшенника и Надёжина (1964), Грасберга и др. (1971) было достаточно определения общих характеристик взрыва сверхновой и звезды перед вспышкой, то сейчас требуется уже детальное изучение конкретных объектов. Медленный рост хорошо изученных объектов связан с неизбежными трудностями, которые всегда возникают в изрядном количестве при стремлении к надлежащей интерпретации наблюдений конкретных сверхновых звезд. В свете сказанного становится очевидной основная цель диссертационной работы — количественная интерпретация наблюдений отдельных сверхновых и постепенное построение общей физической картины коллапсирующих сверхновых, которая должна связать воедино поздние стадии эволюции предсверхновых и конкретные механизмы взрыва. Фотометрические и спектральные данные наблюдений являются фактически единственным источником информации о радиусе нредсверхповой, массе выброшенной оболочки, ее кинетической энергии, массе радиоактивного никеля, химическом составе, степени перемешивания вещества, асимметрии сверхновой и других свойствах. Получить эту цепную информацию можно только с помощью адекватного метода, объединяющего гидродинамическое моделирование вспышки сверхновой с построением на базе рассчитанной модели синтетического спектра, в котором основное внимание уделяется отдельным и свободным от блендиро-вания спектральным линиям. Такое одновременное исследование и фотометрических, и спектральных наблюдений на основе гидродинамической модели действительно способно надежно определить требования, которым должны удовлетворять механизм взрыва сверхновой и характеристики звезды перед вспышкой.

Изложенный выше метод был последовательно применен нами при изучении SN

1987А, SN 1993J и SN 1997D, для которых были построены соответствующие гидродинамические модели и синтетические спектры. Успешное нахождение оптимальных гидродинамических моделей было бы невозможно без тщательного анализа, главным образом, линии На в случае SN 1987А, линий нейтрального гелия в случае SN 1993J и линий Na I D]i2 и Ва II 6142 А в случае SN 1997D.

Актуальность темы

В последние десятилетия резко вырос объем наблюдательного материала по сверхновым звездам во всех диапазонах электромагнитного излучения — от радио до рентгеновского. Более того, на нескольких подземных обсерваториях были зарегистрированы отклики на нейтринный сигнал от SN 1987А, вспыхнувшей в БМО. Заметно усложнилась феноменологическая классификация сверхновых звезд при значительном разнообразии не укладывающихся в нее объектов. Сделаны первые отождествления звезд вне Галактики накануне вспышек сверхновых и получены оценки, пока весьма грубые, их масс. Стали более четкими очертания теории конкретных механизмов взрыва коллапси-рующих сверхновых при до сих пор неясной роли ряда важных физических процессов и, соответственно, при большой неопределенности характеристик взрыва, в частности, такого ключевого параметра как энергия взрыва. Вместе все это представляет собой довольно пеструю и далекую от завершения картину.

В сложившейся ситуации неоспоримую актуальность приобретают исследования, направленные на извлечение достоверной информации, содержащейся в наблюдениях сверхновых и представляющей собой настоящий фундамент для теории сверхновых звезд. Одним из основных источников информации о сверхновых звездах являются фотометрические и спектральные данные наблюдений надлежащего качества,, получаемые, как правило, при немногочисленных вспышках в сравнительно близких галактиках. Существует едва ли не единственный способ получения необходимой информации — детальное изучение конкретных сверхновых с помощью современных гидродинамических моделей и синтетических спектров. И это — надежный путь к созданию полной физической картины коллапсирующих сверхновых.

Цель работы

Основная цель диссертационной работы — количественная интерпретация одновременно фотометрических и спектральных наблюдений отдельных коллапсирующих сверхновых для построения физической картины их взрывов. Для осуществления этой цели были разработаны и созданы адекватные физико-математические модели:

• Гидродинамическая модель сверхновых на основе радиационной гидродинамики с нестационарным переносом неравновесного излучения (в одногрупповом приближении) при отказе от условий JITP и учете нетепловой ионизации как в уравнении состояния, так и при нахождении средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения.

• Модель атмосферы сверхновой типа II для фотосферной стадии на основе нестаг ционарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий JITP.

Основные результаты и их научная новизна

Все перечисленные ниже результаты диссертационной работы получены впервые.

1. Построена гидродинамическая модель сверхновых на основе радиационной гидродинамики как с диффузией равновесного излучения, так и с нестационарным переносом неравновесного излучения (в одногрупповом приближении) при отказе от условий JITP и учете петепловой ионизации как в уравнении состояния, так и при нахождении средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения. Расчеты болометрического блеска сверхновой выполнялись с учетом эффектов потемнения интенсивности к краю.

2. Построена модель атмосферы сверхновой типа II для фотосферной стадии на основе нестационарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий JITP и с использованием соответствующей гидродинамической модели. Модель атмосферы дополнена расчетом синтетического спектра выбранной области длин волн с помощью метода Монте Карло, в котором одновременно учитываются диффузное отражение фотосферы, томсоновское и рэлеевское рассеяние и резонансное рассеяние в линиях.

3. Гидродинамическое изучение влияния структуры неэволюционной модели предсверхновой на болометрическую кривую блеска и сравнение с наблюдениями SN 1987А выявили основные свойства предсверхновой: ее центральная область имела структуру плотного ядра, а во внешних слоях распределение плотности было очень близко к профилю плотности политропной модели с индексом п = 3. Исследование влияния степени перемешивания 56 Ni на болометрическую кривую блеска показало, что умеренное, в диапазоне низких скоростей v < 2500 — 3000 kmc-1, перемешивание 56Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска SN 1987А, если только плотность внешних слоев предсверхновой в несколько раз превышала таковую в эволюционной модели одиночной невращающейся звезды. Выяснилась принципиальная роль вклада линий в непрозрачность вещества в расширяющейся оболочке и корректного описания переноса излучения в воспроизведении наблюдаемого купола болометрической кривой блеска.

4. Анализ нестационарной ионизации и возбуждения водорода и других атомов и ионов при нестационарном балансе энергии па фотосферной стадии SN 1987А установил ключевую роль эффектов закалки ионизации в формировании водородных линий на этой стадии. Нестационарная ионизация водорода обеспечивает хорошее согласие линии На; с наблюдаемым в SN 1987А ее профилем в течение, по крайней мере, первого месяца после взрыва, и, следовательно, для объяснения силы этой линии совершенно не требуется присутствие радиоактивного 56Ni во внешних слоях оболочки. Полученное в нестационарной модели распределение концентрации свободных электронов в атмосфере SN 1987А вместе с корректным описанием поля излучения в далеком ультрафиолетовом диапазоне позволило воспроизвести эволюцию и силу линии Ва II 6142 А при характерном для БМО обилии бария. Вывод о ключевой роли эффекта закалки ионизации в возбуждении водорода и других элементов относится не только к SN 1987А, но и к другим сверхновым типа IIP. Более того, эти эффекты могут быть существенными и в других сверхновых типа И, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом.

5. Количественное моделирование профиля линии На в SN 1987А на стадии Бохум явления позволило получить важный результат: высокоскоростной сгусток 56Ni двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью 4700 ± 500 км с-1 и его масса составляет ~ 1.4 х 10~3MQ.

6. Изучение фотометрических и спектральных наблюдений SN 1987А показало, что хорошее согласие с ними может быть достигнуто только при отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки & 0.83 х Ю50 эрг Mq1. При этом радиус предсверхповой составлял 35.0 ± 5Я0, оптимальное значение массы выбрасывав емой оболочки было равно 18.ОМ0 с допустимым разбросом ±1.5MQ и, соответственно, энергия взрыва была равна (1.50 ± 0.12) х 1051 эрг.

7. Болометрическая и визуальная кривые блеска SN 1993J и эволюция линий гелия в ее оптическом спектре хорошо согласуются с гидродинамической моделью, масса выбрасываемой оболочки в которой составляет 2.4М0, включая массу водорода О.12М0, а энергия взрыва равна 1.6 х 1051 эрг. Масса радиоактивного никеля равна 0.078Ме, и он практически весь распределен по слоям оболочки, расширяющимися со скоростями < 3800 км с-1. Кроме того, внешний водородо-гелиевый слой с массой ~ 1М0 имел относительное содержание водорода по массе ~ 0.1. Отметим, что наличие почти чисто гелиевой мантии в выбрасываемой оболочке невозможно совместить с наблюдениям SN 1993J. Гидродинамические модели и синтетические спектры убедительно показали, что нетепловые процессы доминируют после второго максимума, после ~ 30 сут, и играют решающую роль в объяснении как гладкого послемаксимального уменьшения светимости, так и постепенного, в интервале с 24 сут по 30 сут, появления линий гелия в оптическом спектре SN 1993J.

8. В нашей модели вспышка SN 1993J — это взрыв красного сверхгиганта с массой ~ 4М0 в результате гравитационного коллапса ядра звезды.

9. При продолжительности стадии плато около 50 сут вспышка SN 1997D интерпретирована в сценарии маломассивиой (7-9 MQ) предсверхновой. При этом оптимальная гидродинамическая модель, которая согласуется с наблюдениями

SN 1997D на фотосферной стадии, имеет массу выбрасываемой оболочки 6±1М0, низкую энергию взрыва (1 ± 0.3) х Ю50 эрг и радиус предсверхновой 85 ± 60Rq.

10. На примере SN 1997D выявлена важная роль рэлеевского рассеяния па нейтральном водороде в формировании спектров некоторых сверхновых типа IIP на фотосферной стадии. Учет рэлеевского рассеяния позволил исключить из рассмотрения сценарий массивной (25-40 М0) предсверхновой, изначально предложенный для объяснения вспышки SN 1997D при стадии плато ~ 50 сут.

Выносимые на защиту положения

Основные результаты диссертационной работы, выносимые на защиту, формулируются следующим образом.

1. Гидродинамическая модель взрыва сверхновых на основе радиационной гидродинамики с отказом от условий JITP и с учетом нетепловой ионизации как в уравнении состояния, так и при нахождении средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения.

2. Методика расчета модели атмосферы сверхновой типа II для фотосферной стадии на основе нестационарной кинетики возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарного баланса энергии при полном отказе от условий ЛТР.

3. Методика определения оптимальных значений наиболее важных характеристик сверхновой типа II: радиуса и структуры предсверхновой, массы выбрасываемой оболочки и энергии взрыва — на основе одновременного учета фотометрических и спектральных наблюдений.

4. Вывод о ключевой роли эффекта закалки ионизации в возбуждении водорода и других элементов на фотосферной стадии сверхновых типа II, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом.

5. Результаты исследования фотометрических и спектральных свойств сверхновой типа IIP 1987А.

6. Вывод о том, что вспышка необычной сверхновой типа lib 1993J — это взрыв маломассивного красного сверхгиганта с низким содержанием водорода.

7. Модель вспышки пекулярной сверхновой типа IIP 1997D с маломассивной предсверхновой.

Научная и практическая значимость работы

Научная значимость диссертационной работы определяется возможностью количественной интерпретации как фотометрических, так и спектральных наблюдений отдельных сверхновых посредством решения сложных задач радиационной гидродинамики и нестационарной кинетики. В свою очередь, адекватное изучение конкретных объектов позволит постепенно построить общую физическую картину взрывов коллапсирующих сверхновых. Практическая значимость работы связана с созданием в ходе многолетних численных исследований комплекса программ для решения задач радиационной гидродинамики и нестационарной кинетики, который состоит из следующих основных блоков:

• Уравнение состояния идеального газа в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации для произвольного набора элементов, включая водород и другие элементы с тремя состояниями ионизации. Учтены существенные для оболочек сверхновых элементарные процессы: фотоионизация и излучательная рекомбинация, ионизация электронами, трсхчастичная рекомбинация и нетепловая ионизация. Полученные относительные концентрации атомов и ионов использовались при вычислении неравновесных средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения.

• Непрозрачность линий в расширяющейся среде. Для ее вычисления находились населенности возбужденных уровней атомов и ионов и ионизационное равновесие смеси химических элементов от Н до Zn со всеми стадиями ионизации при заданных плотности и температуре с использованием формул Больцмана и Саха.

• Гидродинамика с диффузией равновесного излучения как для внутренних слоев, так и для всей звезды в целом.

• Гидродинамика с нестационарным переносом неравновесного излучения в одно-групповом приближении.

• Стационарное уравнение переноса излучения в сферически-симметричной расширяющейся среде, записанное одновременно в лабораторной и сопутствующей системах отсчета с точностью до членов порядка и/си используемое для вычисления переменных эддингтоновских множителей и депозиции гамма-квантов, порожденных радиоактивными распадами 56Ni и 56Со.

• Нестационарная кинетика возбуждения и ионизации атомов, молекул и их ионов, а также нестационарное уравнение энергии в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации для произвольного набора элементов, включая водород и другие элементы с тремя состояниями ионизации, а некоторые атомы и ионы с детальной структурой уровней.

• Моделирование выбранной области спектра с помощью метода Монте Карло, в котором одновременно учитываются диффузное отражение фотосферы, томсонов-ское рассеяние на свободных электронах и рэлеевское рассеяние на нейтральном водороде и резонансное рассеяние в линиях.

В соответствии со сказанным выше, результаты изложенных в диссертационной работе исследований могут быть использованы во всех научных учреждениях, в которых изучаются проблемы физики собственно сверхновых и их остатков, физики межзвездной среды и теории эволюции как одиночных звезд, так и двойных систем.

Личный вклад автора

Часть научных результатов, представленных в диссертации, получена в совместных работах с другими авторами. Вклад автора в эти работы был не меньшим, чем каждого соавтора в отдельности.

Апробация результатов

Работы автора неоднократно докладывались и обсуждались на астрофизических и общеинститутских семинарах ИТЭФ (Москва), научных семинарах ИНАСАН (Москва),

Европейской южной обсерватории (ESO, Гархинг, ФРГ). Работы автора докладывались и обсуждались на отечественных и международных конференциях и симпозиумах: "Recent progress in supernova theory" (Варшава, Польша, 1988 г.); 5-ый международный семинар "Космическая газовая динамика"(Москва, 1988 г.); "High-Energy Astrophysics, American and Soviet perspectives"(Москва, 1989 г.); Всесоюзное совещание мСверхновые-89"(Пулково, 1989 г.); ESO/EIPC Workshop "Supernova 1987А and other supernovae" (Marciana Marina, Италия, 1990 г.); Всероссийское совещание "Сверхновые-92"(Пущино, 1992 г.); IAU Colloquium 145 "Supernovae and supernova remnants"(Xian, Китай, 1993 г.); 17th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics (Мюнхен, ФРГ, 1994 г.); Всероссийское совещание "Предсверхновые, сверхновые и остатки сверхновых" (Пущино, 1996 г.); International Scientific Meeting in memory of three distinguished Astrophysicists Prof. I.S.Shklovsky, Prof. S.A.Kaplan and Prof. S.B.Pikelner (Москва, 1996 г.); The 9th Workshop on "Nuclear Astrophysics"(Ringberg Castle, ФРГ, 1998 г.); The 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics"(Ringberg Castle, ФРГ, 2002 г.); ESO/MPA/MPE Workshop "Prom Twilight to Highlight: the Physics of Supernovae" (Гархинг, ФРГ, 2002 г.).

Публикации

Результаты, изложенные в диссертации, были опубликованы в 1987-2005 гг. в следующих 17 работах (из них 10 без соавторов):

1. Грасберг Э.К., Имшенник B.C., Надёжин Д.К., Утробин В.П., Гидродинамические модели сверхновой 1981 А в Большом Магеллановом Облаке, Письма в Астрон. журн. 13, 547-553 (1987).

2. Утробин В.П., Гидродинамическое исследование сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке: стадия волны охлаждения, Письма в Астрон. журн. 15, 99108 (1989).

3. Utrobin V.P., Hydrodynamic study of supernova 1987A: the phase of a wave of cooling and recombination, High-Energy Astrophysics, American and Soviet perspectives (Ed. W.H.G.Lewin, G.W.Clark, R.A.Sunyaev, K.K.Trivers, D.M.Abramson, Washington: National Academy Press, 1991, p.403-409).

4. Utrobin V.P., A hydrodynamic study of supernova 1987A, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjar, Garching: ESO, 1991, p.431-435).

5. Utrobin V.P., Hydrodynamic study of supernova 1987A: near the peak luminosity, Astron. Astrophys. 270, 249-258 (1993).

6. Utrobin V.P., Type lib supernova 1993J in M81: the explosion of a ~ 4M© star in a close binary system, Astron. Astrophys. 281, L89-L92 (1994).

7. Utrobin V.P., Chugai N.N., Andronova A.A., Asymmetry of SN 1987A: fast56Ni clump, Astron. Astrophys. 295, 129-135 (1995).

8. Utrobin V.P., Nonthermal ionization and excitation in Type lib supernova 1993J, Astron. Astrophys. 306, 219-231 (1996).

9. Utrobin V.P., The Type lib supernova 1993J, Astrophys. Space Sci. 252, 237-248 (1997).

10. Утробин В.П., Уравнение состояния идеального газа в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации, Препринт JV«12-98 (М.: ИТЭФ, 1998).

11. Chugai N.N., Utrobin V.P., The nature of SN 1997D: low-mass progenitor and weak explosion, Astron. Astrophys. 354, 557-566 (2000).

12. Утробин В.П., Чугай Н.Н., Закалка ионизации и возбуждение водорода в атмосфере SN IIP, Письма в Астрон. журн. 28, 440-447 (2002).

13. Utrobin V.P., Chugai N.N., Ionization freeze-out and barium problem in supernova 1987A, The 11th Workshop on Nuclear Astrophysics (Ed. W.Hillebrandt, E.Muller, Garching: Max-Planck-Institut fur Astrophysik, 2002, p. 136-143).

14. Utrobin V.P., Chugai N.N., Freeze-out effects in hydrogen and helium lines of SN 1987A at the early photospheric epoch, Prom Twilight to Highlight: the Physics of Supernovae (Ed. W.Hillebrandt, B.Leibundgut, Berlin: Springer-Verlag, 2003, p.253-257).

15. Утробин В.П., Кривая блеска сверхновой 1987А: структура предсверхновой и перемешивание радиоактивного никеля, Письма в Астрон. журн. 30, 334-350 (2004).

16. Utrobin V.P., Chugai N.N., Strong effects of time-dependent ionization in early SN 1987A, Astron. Astrophys. 441, 271-281 (2005).

17. Утробин В.П., Сверхновая 1987А: масса оболочки и энергия взрыва, Письма в Астрон. журн. 31, 903-912 (2005).

I. РАДИАЦИОННАЯ ГИДРОДИНАМИКА

Для гидродинамического исследования сверхновых звезд разработан пакет программ, который моделирует нестационарное одномерное сферически-симметричное течение газа в собственном гравитационном поле и в поле нестационарного неравновесного излучения в лагранжевых переменных. Нестационарное уравнение переноса излучения, записанное в сопутствующей системе отсчета с точностью до членов порядка отношения скорости вещества к скорости света, решается в виде системы уравнений для нулевого и первого моментов интенсивности излучения по угловой переменной. Для замыкания этой системы уравнений моментов используется переменный эддингтонов-ский множитель, вычисляемый при прямом учете рассеяния излучения в среде. Выполнение условий JITP при решении уравнения состояния и нахождении средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения не предполагается. Во внутренних оптически толстых слоях оболочки сверхновой, где происходит термализация, диффузия равновесного излучения описывается в приближении лучистой теплопроводности. Представленные в диссертационной работе исследования, если специально не оговорено, выполнены с упрощенной версией радиационной гидродинамики в одногрупповом (сером) приближении, в котором неравновесное поле излучения может быть параметризовано соответствующей температурой чернотелыюго излучения.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Еше недавно исследование вспышек сверхновых звезд типа II ограничивалось либо гидродинамическим моделированием с целью воспроизведения только фотометрических наблюдений, либо количественным анализом профилей отдельных линий, как правило, линии Но; или построением синтетических спектров, использовавшим простое аналитическое описание структуры выброшенной при взрыве оболочки. Ясно, что претендующее на адекватное объяснение вспышки сверхновой гидродинамическое моделирование должно создавать картину расширения оболочки, соответствующую данным наблюдений сверхновой. Часто о характере расширения оболочки сверхновой судят по поведению во времени скорости вещества на уровне фотосферы, которую определяют по доплеровскому смещению абсорбционных компонентов слабых линий. Однако, наиболее полная информация о структуре оболочки содержится в профилях отдельных и свободных от блендирования спектральных линий. Естественное объединение анализа профилей таких линий с гидродинамическим моделированием вспышки сверхновой превращает их в очень мощный метод изучения сверхновых звезд на фотосферной и небулярной фазах расширения. Наши последние исследования дополнительно показаг ли, что на фотосферной стадии для корректного моделирования спектральных линий в сверхновых типа II, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом, обязательно требуется еще и учет эффектов нестационарной ионизации в возбуждении водорода и других элементов.

В диссертационной работе представлено это новое направление изучения сверхновых звезд — количественная интерпретация одновременно фотометрических и спектральных наблюдений сверхновых с помощью подхода, объединяющего гидродинамическое моделирование вспышки сверхновой с построением на базе рассчитанной модели синтетического спектра, в котором основное внимание уделяется отдельным и свободным от блендирования спектральным линиям. Последовательное применение этого мощного метода к конкретным объектам SN 1987А, SN 1993J и SN 1997D позволило установить важные характеристики этих сверхновых и по сути явилось лишь первым, но, надеемся, уверенным шагом к созданию полноценной физической картины коллапсирующих сверхновых. Остается только сожалеть, что список таким образом исследованных вспышек сверхновых пока исчерпывается перечисленными выше объектами. Но даже этого материала достаточно, чтобы сделать основной вывод из проведенного исследования: действительно, только при одновременной количественной интерпретации фотометрических и спектральных наблюдений сверхновых на основе гидродинамической модели удается надежно определить требования, которым должны удовлетворять характеристики звезды перед вспышкой и механизм взрыва сверхновой.

Для SN 1987А, SN 1993J и SN 1997D полученные результаты кратко формулируются следующим образом.

• Исследование влияния структуры предсверхновой и степени перемешивания 56 Ni на болометрическую кривую блеска показало, что умеренное, в диапазоне скоростей v < 2500 - 3000 кмс-1, перемешивание 56Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска SN 1987А, если только плотность внешних слоев предсверхновой в несколько раз превышает таковую в эволюционной модели одиночной невраща-ющейся звезды.

• Анализ нестационарной ионизации и возбуждения водорода и других атомов и ионов при нестационарном балансе энергии на фотосферной стадии SN 1987А установил ключевую роль эффектов закалки ионизации в формировании водородных лииий иа этой стадии. Нестационарная ионизация водорода обеспечивает хорошее согласие линии На с наблюдаемым в SN 1987А профилем в течение, по крайней мере, первого месяца и позволяет воспроизвести эволюцию и силу линии Ва II 6142 А при характерном для БМО обилии бария. Вывод о принципиальной роли эффекта закалки ионизации в возбуждении водорода и других элементов относится не только к SN 1987А, но и к другим сверхновым типа IIP. Более того, эти эффекты могут быть существенными и в других сверхновых типа II, в оболочках которых водород является обильным химическим элементом.

• Моделирование профиля линии На на стадии Бохум явления в SN 1987А как суперпозиции симметричного и асимметричного компонентов позволило получить важный результат: высокоскоростной сгусток 56Ni двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью 4700±500 кмс-1 и его масса составляет ~ 1.4 х 10-3М0.

• Изучение фотометрических и спектральных наблюдений SN 1987А показало, что хорошее согласие с наблюдениями может быть достигнуто только при отношении энергии взрыва к массе выброшенной оболочки « 0.83 х Ю50 эрг М0]. При этом радиус предсверхновой составлял 35.0 ± 5Rq, оптимальное значение массы выбрасываемой оболочки было равно 18.ОМ0 с допустимым разбросом ±1.5М0 и, соответственно, энергия взрыва SN 1987А была равна (1.50 ±0.12) х 1051 эрг. Если в результате гравитационного коллапса железного ядра звезды образовалась нейтронная звезда с массой и 1.6М0, то непосредственно перед вспышкой SN 1987А масса предсверхновой была 19.6 ± 1.5М0.

• Болометрическая и визуальная кривые блеска SN 1993J и эволюция линий гелия в ее оптическом спектре хорошо согласуются с гидродинамической моделью, масса выбрасываемой оболочки в которой составляет 2.4М0, включая массу водорода О.12М0, а энергия взрыва равна 1.6 х 1051 эрг. Масса радиоактивного никеля равна О.О78М0, и он практически весь распределен по слоям оболочки, расширяющимся со скоростями < 3800 кмс-1. Кроме того, внешний водородо-гелиевый слой с массой ~ 1 Mq имеет относительное содержание водорода по массе ~ 0.1. Убедительно показано, что нетепловые процессы доминируют после второго максимума (после ~ 30 сут) и играют решающую роль в объяснении как гладкого послемак-симального уменьшения светимости, так и постепенного, в интервале с 24 сут по 30 сут, появления линий гелия в оптическом спектре SN 1993J.

• В нашей модели вспышка SN 1993J — это взрыв красного сверхгиганта с массой ~ 4М0 в результате гравитационного коллапса ядра звезды, которая входила в состав тесной двойной системы. Предполагается, что гелиевое ядро предсверхновой с массой ~ 3Mq образовалось в звезде с массой ~ 13М0 на главной последовательности.

• Вспышка SN 1997D интерпретирована в сценарии маломассивной (7-9 М0) предсверхновой, по которому оптимальная гидродинамическая модель имеет массу выбрасываемой оболочки 6 ± 1М0, низкую энергию взрыва (1.0 ± 0.3) х Ю50 эрг и радиус предсверхновой 85±6О/?,0. С учетом массы сколлапсировавшего ядра звезды предсверхновая образовалась из звезды с массой 8-12 М0 на главной последовательности. На примере SN 1997D показана важная роль рэлеевского рассеяния на нейтральном водороде в формировании спектров некоторых сверхновых типа IIP на фотосферной стадии.

Наиболее важные характеристики изученных коллапсирующих сверхновых собраны в табл. 11, где, наряду с уже упоминавшимися величинами, приведена масса предсверхновой Mpsn. Для всех перечисленных коллапсирующих сверхновых оценки масс эволюционных предшественников на главной последовательности не превышают критического значения ~ 25Mq, поэтому в результате гравитационного коллапса в них образуются нейтронные звезды (см., например, Вусли и др., 2002). Близость значений у SN 1987А и SN 1993J таких ключевых параметров механизма взрыва как энергии взрыва и массы радиоактивного нуклида никеля говорит о фундаментальном сходстве между взрывами сверхновых типа IIP и сверхновых типа lib. Само значение энергии взрыва ~ 1.5 х 1051 эрг предъявляет серьезные требования ко всем без исключения механизмам взрыва сверхновых, учитывая их энергетические проблемы при гравитаг ционном коллапсе достаточно массивного железного ядра звезды. Так, потенциальные возможности нейтрино-конвективного механизма лежат в интервале ~ (0.1 —1.0) х 1051 эрг (Янка, 2001), современная двухмерная модель магниторотационного механизма дает энергию взрыва ~ 0.6 х 1051 эрг (Арделян и др., 2005), в сценарии ротационного механизма по последним исследованиям энергия взрыва составляет ~ (0.25 —1.0) х 1051 эрг (Имшенник, Мануковский, 2004). Более благоприятная ситуация складывается в случае SN 1997D, вспышка которой интерпретирована при маломассивной (7-9 Mq) предсверхновой с низкой энергией взрыва (1.0 ±0.3) х 1050 эрг. Предполагается, что предсверхновая образовалась из звезды с массой 8-12 Mq на главной последовательности, а в звездах с массами около ~ 10Mq на главной последовательности, вблизи нижней границы коллапсирующих сверхновых, взрыв сверхновой возможен при простом гидродинамическом отскоке, причем с вполне приемлемой энергией взрыва ~2х 1051 эрг (Хиллебрандт и др., 1984) и ~ (0.5 — 1.3) х 1051 эрг (Барон, Купперстайн, 1990). Следует отметить, что пока SN 1997D является единственной сверхновой, вспышку ко

1. Алексеев E.H., Алексеева JI.H., Волченко В.И., Кривошеина И.В., Характеристики нейтринного сигнала от сверхновой 1987А, зарегистрированного на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЯИ АН СССР, Письма в Астрон. журн. 14, 99-106 (1988).

2. Аллен К.У., Астрофизические величины (М.: Мир, 1977).

3. Амбвани, Сазерленд (K.Ambwani and P.Sutherland), Gamma-ray spectra and energy deposition for type la supernovae, Astrophys. J. 325, 820-827 (1988).

4. Арделян H.B., Бисноватый-Коган Г.С., Попов Ю.П., Исследование магниторотационного взрыва сверхновой в цилиндрической модели, Астрон. журн. 56, 1244-1255 (1979).

5. Арделян Н.В., Бисноватый-Коган Г.С., Попов Ю.П., Черниговский С.В., Коллапс ядра и образование быстровращающейся нейтронной звезды, Астрон. журн. 64, 761-772 (1987).

6. Арделян и др. (N.V.Ardeljan, G.S.Bisnovatyi-Kogan, K.V.Kosmachevskii, and S.G.Moiseenko), An implicit Lagrangian code for the treatment of nonstationary problems in rotating astrophysical bodies, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 115, 573-594 (1996).

7. Арделян и др. (N.V.Ardeljan, G.S.Bisnovatyi-Kogan, and S.G.Moiseenko), Nonstationary magnetorotational processes in a rotating magnetized cloud, Astron. Astrophys. 355, 1181— 1190 (2000).

8. Арделян H.B., Бисноватый-Коган Г.С., Космачевский K.B., Моисеенко С.Г., Двухмерный расчет динамики коллапса вращающегося ядра с образованием нейтронной звезды на адаптивной треугольной сетке в лагранжевых переменных, Астрофизика 47, 47-64 (2004).

9. Арделян и др. (N.V.Ardeljan, G.S.Bisnovatyi-Kogan, and S.G.Moiseenko), Magnetorotational supernovae, MNRAS 359, 333-344 (2005).

10. Арнетт (W.D.Arnett), Supernova theory and supernova 1987A, Astrophys. J. 319, 136-142 (1987).

11. Бааде, Цвикки (W.Baade and F.Zwicky), On super-novae, Proc. Nat. Acad. Sci. USA 20,254.259 (1934).

12. Байонта и др. (R.M.Bionta, G.Blewitt, C.B.Bratton, et al.), Observation of a neutrino burst in coincidence with supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud, Phys. Rev. Lett. 58, 1494-1496 (1987).

13. Барбон и др. (R.Barbon, F.Ciatti, and L.Rosino), Photometric properties of type II supernovae, Astron. Astrophys. 72, 287-292 (1979).

14. Барбон и др. (R.Barbon, V.Buondi, E.Cappellaro, and M.Turatto), The Asiago supernova catalogue 10 years after, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 139, 531-536 (1999).

15. Барон, Купперстайн (E.Baron and J.Cooperstein), The effect of iron core structure on supernovae, Astrophys. J. 353, 597-611 (1990).

16. Барон и др. (E.Baron, J.Cooperstein, and S.Kahana), Type-II supernovae in 12 Mq and 15 Mq stars: The equation of state and general relativity, Phys. Rev. Lett. 55, 126-129 (1985).

17. Барон и др. (E.Baron, H.A.Bethe, G.E.Brown, J.Cooperstein, and S.Kahana), Type-II supernovae from prompt explosions, Phys. Rev. Lett. 59, 736-739 (1987).

18. Барон и др. (E.Baron, P.H.Hauschildt, and D.Branch), Modeling and interpretation of the optical and HST UV spectrum of SN 1993J, Astrophys. J. 426, 334-339 (1994).

19. Барон и др. (E.Baron, P.H.Hauschildt, D.Branch, et al.), Non-LTE spectral analysis and model constraints on SN 1993J, Astrophys. J. 441, 170-181 (1995).

20. Барретт (P.Barrett), Multicolour Stokes' polarimetry of SN 1987A in the LMC, MNRAS 234, 937-956 (1988).

21. Барроуз и др. (A.Burrows, J.Hayes, and B.A.Fryxell), On the nature of core-collapse supernova explosions, Astrophys. J. 450, 830-850 (1995).

22. Бартунов О.С., Блинников С.И., Модель сверхновой 1979С с учетом переноса излучения в оболочке, Письма в Астрон. журн. 18, 104-118 (1992).

23. Бартунов и др. (O.S.Bartunov, D.Yu.Tsvetkov, and I.V.Filimonova), Distribution of supernovae relative to spiral arms and H II regions, Publ. Astron. Soc. Pacific 106, 12761284 (1994a).

24. Бартунов и др. (O.S.Bartunov, S.I.Blinnikov, N.N.Pavlyuk, and D.Yu.Tsvetkov), A model for supernova 1993J, Astron. Astrophys. 281, L53-L55 (1994b).

25. Баутиста, Прадхан (M.A.Bautista and A.K.Pradhan), Ionization structure and spectra of iron in gaseous nebulae, Astrophys. J. 492, 650-676 (1998).

26. Баутиста и др. (M.A.Bautista, P.Romano, and A.K.Pradhan), Resonance-averaged photoionization cross sections for astrophysical models, Astrophys. J. Suppl. Ser. 118, 259265 (1998).

27. Бейли (J.Bailey), Spectropolarimetry of SN 1987A with the AAT, Proc. Astron. Soc. Aust. 7, 405-411 (1988).

28. Бекер, Ибен (S.A.Becker and I.Iben), The asymptotic giant branch evolution of intermediate-mass stars as a function of mass and composition. I. Through the second dredge-up phase, Astrophys. J. 232, 831-853 (1979).

29. Белл, Беррингтон (K.L.Bell and K.A.Berrington), Free-free absorption coefficient of the negative hydrogen ion, J. Phys. B: At. Mol. Phys. 20, 801-806 (1987).

30. Бенджамин и др. (R.A.Benjamin, E.D.Skillman, and D.P.Smits), Improving predictions for helium emission lines, Astrophys. J. 514, 307-324 (1999).

31. Бенетти и др. (S.Benetti, M.Turatto, S.Balberg, et al.), The fading of supernova 1997D, MNRAS 322, 361-368 (2001).

32. Березин И.С., Жидков Н.П., Методы вычислений (М.: Физматгиз, 1962, т.2).

33. Бертола (F.Bertola), The supernovae in NGC 1073 and NGC 1058, Annales d'Astrophysique 27, 319-326 (1964).

34. Бертола и др. (F.Bertola, A.Mammano, and M.Perinotto), Spectroscopic and photographic observations of supernovae, Contrib. Asiago Obs. 174, 51-61 (1965).

35. Бисноватый-Коган Г.С., О механизме взрыва вращающейся звезды как сверхновой, Астрой. журн. 47, 813-816 (1970).

36. Бисноватый-Коган Г.С., О зонах ионизации, оставшихся после вспышек сверхновых, Астрой. журн. 49, 453-454 (1972).

37. Бисноватый-Коган и др. (G.S.Bisnovatyi-Kogan, Yu.P.Popov, and A.A.Samochin), The magnetohydrodynamical rotational model of supernovae explosion, Astrophys. Space Sci. 41, 321-356 (1976).

38. Блинников С.И., Непрозрачность расширяющейся среды, Письма в Астрон. журн. 22, 92-98 (1996).

39. Блинников, Бартунов (S.I.Blinnikov and O.S.Bartunov), Non-equilibrium radiative transfer in supernova theory: models of linear type II supernovae, Astron. Astrophys. 273, 106-122 (1993).

40. Блинников, Надёжны (S.I.Blinnikov and D.K.Nadyozhin), Modelling of the early light curve of SN 1987A with the multi-group time-dependent radiative transfer, Supernovae (Ed. S.E.Woosley, New York: Springer-Verlag, 1991, p.213-218).

41. Блинников и др. (S.I.Blinnikov, R.Eastman, O.S.Bartunov, V.A.Popolitov, and S.E.Woosley), A comparative modeling of supernova 199SJ, Astrophys. J. 496, 454-472 (1998).

42. Блинников и др. (S.Blinnikov, P.Lundqvist, O.Bartunov, K.Nomoto, and K.Iwamoto), Radiation hydrodynamics of SN 1987A. I. Global analysis of the light curve for the first 4 months, Astrophys. J. 532, 1132-1149 (2000).

43. Бранч и др. (D.Branch, M.Livio, L.R.Yungelson, F.R.Boffi, and E.Baron), In search of the progenitors of type la supernovae, Publ. Astron. Soc. Pacific 107, 1019-1029 (1995).

44. Брюенн (S.W.Bruenn), Stellar core collapse: numerical model and infall epoch, Astrophys. J. Suppl. Ser. 58, 771-841 (1985).

45. Брюенн (S.W.Bruenn), The prompt-shock supernova mechanism. I. The effect of the free-proton mass fraction and the neutrino transport algorithm, Astrophys. J. 340, 955-965 (1989a).

46. Брюенн (S.W.Bruenn), The prompt-shock supernova mechanism. II. Supranuclear EOS behavior and the precollapse model, Astrophys. J. 341, 385-400 (1989b).

47. Брюенн и др. (S.W.Bruenn, K.R.De Nisco, and A.Mezzacappa), General relativistic effects in the core collapse supernova mechanism, Astrophys. J. 560, 326-338 (2001).

48. Бурас и др. (R.Buras, M.Rampp, H.-Th.Janka, and K.Kifonidis), Improved models of stellar core collapse and still no explosions: What is missing?, Phys. Rev. Lett. 90, 241101-4 (2003).

49. Бутлер (K.Butler), Частное сообщение (2000).

50. Вайнштейн JI.A., Собельман И.И., Юков Е.А., Возбуждение атомов и уширение спектральных линий (М.: Наука, 1979).

51. Вайсс и др. (A.Weiss, W.Hillebrandt, and J.W.Truran), Rotation-induced mixing and the nitrogen abundance in SN 1987A, Astron. Astrophys. 197, L11-L14 (1988).

52. Вамплер и др. (E.J.Wampler, L.Wang, D.Baade, et al.), Observations of the nebulosities near SN 1981 A, Astrophys. J. 362, L13-L16 (1990).

53. Ван Дайк (S.D.Van Dyk), Association of supernovae with recent star formation regions in latetype galaxies, Astron. J. 103, 1788-1803 (1992).

54. Ван Дайк и др. (S.D.Van Dyk, M.Hamuy, and A.V.Filippenko), Supernovae and massive star formation regions, Astron. J. Ill, 2017-2027 (1996).

55. Ван Дайк и др. (S.D.Van Dyk, P.M.Garnavich, A.V.Filippenko, et al.), The progenitor of supernova 1993J revisited, Publ. Astron. Soc. Pacific 114, 1322-1332 (2002).

56. Ван Дайк и др. (S.D.Van Dyk, W.Li, and A.V.Filippenko), On the progenitor of supernova 2001du in NGC 1365, Publ. Astron. Soc. Pacific 115, 448-452 (2003a).

57. Ван Дайк и др. (S.D.Van Dyk, W.Li, and A.V.Filippenko), On the progenitor of the type II-plateau supernova 2003gd in M74, Publ. Astron. Soc. Pacific 115, 1289-1295 (2003b).

58. Ван Режемортер (H.Van Regemorter), Rate of collisional excitation in stellar atmospheres, Astrophys. J. 136, 906-915 (1962).

59. Ванг (L.Wang), Observations of the narrow nebular lines from the SN 1987A circumstellar material, Astron. Astrophys. 246, L69-L72 (1991).

60. Вернер, Яковлев (D.A.Verner and D.G.Yakovlev), Analytic fits for partial photoionization cross sections, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 109, 125-133 (1995).

61. Вернер и др. (D.A.Verner, G.J.Ferland, K.T.Korista, and D.G.Yakovlev), Atomic data for astrophysics. II. New analytic fits for photoionization cross sections of atoms and ions, Astrophys. J. 465, 487-498 (1996).

62. Визе и др. (W.L.Wiese, M.W.Smith, and B.M.Glennon), Atomic Transition Probabilities. Volume I. Hydrogen Through Neon (NSRDS-NBS 4, 1966)

63. Вишарт (A.W.Wishart), The bound-free photo-detachment cross-section of H~, MNRAS 187, 59P-60P (1979).

64. Владило и др. (G.Vladilo, M.Centuri6n, K.S.de Boer, et al,), Interstellar and intergalactic gas in the direction of SN 19931 in M81, Astron. Astrophys. 280, L11-L14 (1993).

65. Воронов (G.S.Voronov), A practical fit formula for ionization rate coefficients of atoms and ions by electron impact: Z 1-28, Atomic Data and Nuclear Data Tables 65, 1-35 (1997).

66. Вуден и др. (D.H.Wooden, D.M.Rank, J.D.Bregman, et al.), Airborne spectrophotometry of SN 1987A from 1.7 to 12.6 microns: time history of the dust continuum and line emission, Astrophys. J. Suppl. Ser. 88, 477-507 (1993).

67. Вусли (S.E.Woosley), Nucleosynthesis and stellar evolution, Nucleosynthesis and Chemical Evolution (Ed. B.Hauck, A.Maeder, G.Meynet, Geneva: Geneva Observatory, 1986, p.1-195).

68. Вусли (S.E.Woosley), SN 1987А: after the peak, Astrophys. J. 330, 218-253 (1988).

69. Вусли, Уивер (S.E.Woosley and T.A.Weaver), The physics of supernova explosions, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 24, 205-253 (1986).

70. Вусли, Уивер (S.E.Woosley and T.A.Weaver), The evolution and explosion of massive stars. II. Explosive hydrodynamics and nucleosynthesis, Astrophys. J. Suppl. Ser. 101, 181-235 (1995).

71. Вусли и др. (S.E.Woosley, P.A.Pinto, and L.Ensman), Supernova 1987A: six weeks later, Astrophys. J. 324, 466-489 (1988).

72. Вусли и др. (S.E.Woosley, N.Langer, and T.A.Weaver), The evolution of massive stars including mass loss: presupernova models and explosion, Astrophys. J. 411, 823-839 (1993).

73. Вусли и др. (S.E.Woosley, R.G.Eastman, T.A.Weaver, and P.A.Pinto), SN 1993J: a type lib supernova, Astrophys. J. 429, 300-318 (1994).

74. Вусли и др. (S.E.Woosley, N.Langer, and T.A.Weaver), The presupernova evolution and explosion of helium stars that experience mass loss, Astrophys. J. 448, 315-338 (1995).

75. Вусли и др. (S.E.Woosley, A.Heger, T.A.Weaver, and N.Langer), SN 1987A — presupernova evolution and the progenitor star, SN 1987A: Ten Years Later (Ed. M.M.Phillips, N.B.Suntzeff, in press, 1997).

76. Вусли и др. (S.E.Woosley, R.G.Eastman, and B.P.Schmidt), Gamma-ray bursts and type Ic supernova SN 1998bw, Astrophys. J. 516, 788-796 (1999).

77. Вусли и др. (S.E.Woosley, A.Heger, and T.A.Weaver), The evolution and explosion of massive stars, Rev. Mod. Phys., 74, 1015-1071 (2002).

78. Гаврила (M.Gavrila), Elastic scattering of photons by a hydrogen atom, Phys. Rev. 163, 147163 (1967).

79. Галама и др. (T.J.Galama, P.M.Vreeswijk, J.van Paradijs, et al.), An unusual supernova in the error box of the gamma-ray burst of 25 April 1998, Nature 395, 670-672 (1998).

80. Галама и др. (T.J.Galama, P.M.Vreeswijk, J.van Paradijs, et al.), On the possible association ofSN 1998bw and GRB 980425, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 138, 465-466 (1999).

81. Галли, Палла (D.Galli and F.Palla), The chemistry of the early Universe, Astron. Astrophys. 335, 403-420 (1998).

82. Гамезо и др. (V.N.Gamezo, A.M.Khokhlov, and E.S.Oran), Deflagrations and detonations in thermonuclear supernovae, Phys. Rev. Lett. 92, 211102-4 (2004).

83. Гамезо и др. (V.N.Gamezo, A.M.Khokhlov, and E.S.Oran), Three-dimensional delayed-detonation model of type la supernovae, Astrophys. J. 623, 337-346 (2005).

84. Гарсиа (F.Garcia), Supernova 1993J in NGC 3031, IAU Circ. 5731 and 5733, (1993).

85. Гемейр, Михалас (M.Gehmeyr and D.Mihalas), Adaptive grid radiation hydrodynamics with TITAN, Physica D 77, 320-341 (1994).

86. Гилмоцци и др. (R.Gilmozzi, A.Cassatella, J.Clavel, et al.), The progenitor of SN 1987A, Nature 328, 318-320 (1987).

87. Гир (С.W.Gear), Numerical initial value problems in ordinary differential equations (New Jersey: Prentice-Hall, 1971).

88. Годунов C.K., Разностный метод численного расчета разрывных решений уравнений гидродинамики, Математ. Сборник 47, 271-306 (1959).

89. Грасберг Э.К., Надёжин Д.К., О кривых блеска сверхновых звезд, Астрон. журн. 46, 745-746 (1969).

90. Грасберг Э.К., Надёжин Д.К., Волна охлаждения в оболочках сверхновых звезд, Astrophys. Space Sci. 44, 429-449 (1976).

91. Грасберг Э.К., Имшенник B.C., Надёжин Д.К., К теории кривых блеска сверхновых звезд, Astrophys. Space Sci. 10, 3-27 (1971).

92. Грасберг Э.К., Имшенник B.C., Надёжин Д.К., Утробин В.П., Гидродинамические модели сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке, Письма в Астрон. журн. 13, 547-553 (1987).

93. Гревессе, Совал (N.Grevesse and A.J.Sauval), Standard solar composition, Space Science Rev. 85, 161-174 (1998).

94. Грехем и др. (J.R.Graham, W.P.S.Meikle, D.A.Allen, A.J.Longmore, and P.M.Williams), Discovery of a large mass of iron in a type I supernova, MNRAS 218, 93-102 (1986).

95. Грин, Галл (D.A.Green and S.F.Gull), Distance to Crab-like supernova remnant 3C58, Nature 299, 606-608 (1982).

96. Дадыкин B.JI., Зацепин Г.Т., Корчагин В.Б. и др., О событии, зарегистрированном подземным нейтринным детектором под Монбланом 23 февраля 1987 г., Письма в Астрон. журн. 14, 107-115 (1988).

97. Данцигер и др. (I.J.Danziger, P.Bouchet, R.A.E.Fosbury, et al.), SN 1987A: observational results obtained at ESO, Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud (Ed. M.Kafatos,

98. A.G.Michalitsianos, Cambridge: Cambridge University Press, 1988, p.37-50).100. де Лури, Де Гриви (C.de Loore and J.P.De Greve), Evolutionary sequences for binary stars in the mass range 9 to 40 Mq, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 94, 453-478 (1992).

99. Де Мелло, Бенетти (D.De Mello and S.Benetti), Supernova 1997D in NGC 1536, IAU Circ. 6537, (1997).

100. Делла Балле, Ливио (M.Delia Valle and M.Livio), On the progenitors of type la supernovae in early-type and late-type galaxies, Astrophys. J. 423, L31-L33 (1994).

101. Джейкобз (V.Jacobs), Two-photon decay rate of the 21So metastable state of helium, Phys. Rev. A 4, 939-944 (1971).

102. Джеффери (D.J.Jeffery), The relativistic Sobolev method applied to homologously expanding atmospheres, Astrophys. J. 415, 734-749 (1993).

103. Джеффери (D.J.Jeffery), The Sobolev optical depth for time-dependent relativistic systems, Astrophys. J. 440, 810-814 (1995).

104. Джованарди и др. (C.Giovanardi, A.Natta, and F.Palla), Numerical fits to the electron impact transition rate coefficients for atomic hydrogen as a function of electron temperature, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 70, 269-280 (1987).

105. Джонсон (L.C.Johnson), Approximations for collisional and radiative transition rates in atomic hydrogen, Astrophys. J. 174, 227-236 (1972).

106. Доггетт, Бранч (J.B.Doggett and D.Branch), A comparative study of supernova light curves, Astron. J. 90, 2303-2311 (1985).

107. Донати и др. (T.Donati, K.Hayashida, H.Inoue, et al.), Discovery of an unusual hard X-ray source in the region of supernova 1987A, Nature 330, 230-231 (1987).

108. Дуфор (R.J.Dufour), The composition of H II regions in the Magellanic Clouds, Structure and Evolution of the Magellanic Clouds, IAU Symp. 108 (Ed. S.van den Bergh, K.S.de Boer, Dordrecht: Reidel, 1984, p.353-361).

109. Ефремов Г.А., Титенков А.Ф., Лупенко Г.В., Назарова Н.И., Постников И.Ю., Суханов

110. B.П., Регистрация гамма-линий от СН 1987А в эксперименте на ИСЗ "Космос-1870", Письма в Астрон. журн. 16, 785-789 (1990).

111. Зампьери и др. (L.Zampieri, S.L.Shapiro, and M.Colpi), Will a black hole soon emerge from SN 1997D?, Astrophys. J. 502, L149-L152 (1998).

112. Зампьери и др. (L.Zampieri, A.Pastorello, M.Turatto, et al.), Peculiar, low-luminosity type IIsupernovae: low-energy explosions in massive progenitors?, MNRAS 338, 711-716 (2003).

113. Зельдович Я.Б., Райзер Ю.П., Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений (М.: Наука, 1966).

114. Зельдович Я.Б., Курт В.Г., Сюняев Р.А., Рекомбинация водорода в горячей модели Вселенной, ЖЭТФ 55, 278-286 (1968).

115. Ибен, Ренцини (I.Iben and A.Renzini), Asymptotic giant branch evolution and beyond, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 21, 271-342 (1983).

116. Ибен, Тутуков (I.Iben and A.V.Tutukov), Supernovae of type I as end products of the evolution of binaries with components of moderate initial mass (M < 9 Mq), Astrophys. J. Suppl. Ser. 54, 335-372 (1984).

117. Ивамото и др. (K.Iwamoto, P.A.Mazzali, K.Nomoto, et al.), A hypernova model for the supernova associated with the gamma-ray burst of 25 April 1998, Nature 395, 672-674 (1998).

118. Имшенник B.C., Возможный сценарий взрыва сверхновой в условиях гравитационного коллапса массивного звездного ядра, Письма в Астрон. журн. 18, 489-504 (1992).

119. Имшенник B.C., Радиационная релятивистская газодинамика при неограниченных скоростях движения, Письма в Астрон. журн. 19, 883-902 (1993).

120. Имшенник B.C., Частное сообщение (2005).

121. Имшенник B.C., Дунина-Барковская Н.В., Универсальный механизм термоядерного взрыва для одиночных (типа 1+1/2) и двойных (типа 1а) предсверхновых: история и перспективы, Письма в Астрон. журн. 31, 592-600 (2005).

122. Имшенник B.C., Забродина Е.А., Гидродинамические модели взрыва быстро вращающихся и коллапсирующих сверхновых с учетом процессов диссоциации-рекомбинации железа, Письма в Астрон. журн. 25, 123-142 (1999).

123. Имшенник B.C., Мануковский К.В., Гидродинамическая модель асимметричного взрыва коллапсирующих сверхновых с быстрым вращением и в присутствии тороидальной атмосферы, Письма в Астрон. журн. 30, 883-896 (2004).

124. Имшенник B.C., Морозов Ю.И., Радиационная релятивистская газодинамика высокотемпературных явлений (М.: Атомиздат, 1981).

125. Имшенник B.C., Надёжин Д.К., Газодинамическая модель вспышки сверхновой II типа, Астрон. журн. 41, 829-841 (1964).

126. Имшенник B.C., Надёжин Д.К., Выход ударной волны на поверхность компактной предсверхновой и СН 1987А в Большом Магеллановом Облаке, Письма в Астрон. журн. 14, 1059-1065 (1988).

127. Имшенник B.C., Попов Д.В., Эволюция эксцентричных орбит двойных систем нейтронных звезд, излучающих гравитационные волны, Письма в Астрон. журн. 20, 620-630 (1994).

128. Имшенник B.C., Попов Д.В., Аналитическая модель эволюции тесной двойной системы нейтронных (вырожденных) звезд, Письма в Астрон. журн. 24, 251-267 (1998).

129. Имшенник B.C., Попов М.С., Сверхзвуковая стационарная аккреция холодного "железного газа"с вращением на нейтронную звезду после гравитационного коллапса, Письма в Астрон. журн. 27, 101-111 (2001).

130. Имшенник B.C., Ряжская О.Г., Вращающийся коллапсар и возможная интерпретация нейтринного сигнала LSD от SN 1987А, Письма в Астрон. журн. 30, 17-36 (2004).

131. Имшенник B.C., Утробин В.П., К вопросу о кривых блеска сверхновых II типа, Письма в Астрон. журн. 3, 68-73 (1977).

132. Имшенник B.C., Мануковский К.В., Надёжны Д.К., Попов М.С., Возможность всплытия внешних слоев массивной звезды одновременно с коллапсом железного ядра. Гидродинамическая модель, Письма в Астрон. журн. 28, 913-927 (2002).

133. Инсман, Барроуз (L.Ensman and A.Burrows), Shock breakout in SN 1987A, Astrophys. J. 393, 742-755 (1992).

134. Инсман, Вусли (L.Ensman and S.E.Woosley), Type lb supernovae Wolf-Rayet stars, The tenth Santa Cruz Workshop, Supernovae (Ed. S.E.Woosley, New York: Springer-Verlag, 1991, p.556-558).

135. Ирвин (A.W.Irwin), Polynomial partition function approximations of 344 atomic and molecular species, Astrophys. J. Suppl, Ser. 45, 621-633 (1981).

136. Истман, Кершнер (R.G.Eastman and R.P.Kirshner), Model atmospheres for SN 1987A and the distance to the Large Magellanic Cloud, Astrophys. J. 347, 771-793 (1989).

137. Истман, Пинто (R.G.Eastman and P.A.Pinto), Spectrum formation in supernovae: numerical techniques, Astrophys. J. 412, 731-751 (1993).

138. Калене, Маккрей (M.Culhane and R.McCray), Hydrogen moleculers in SN 1987A, Astrophys. J. 455, 335-341 (1995).

139. Каллауэй (J.Callaway), Effective collision strengths for hydrogen and hydrogen-like ions,

140. Atomic Data and Nuclear Data Tables 57, 9-20 (1994).

141. Камминг и др. (R.J.Camming, P.Lundqvist, L.J.Smith, M.Pettini, and D.L.King), Circumstellar Ha from SN 1994D and future type la supernovae: an observational test of progenitor models, MNRAS 283, 1355-1360 (1996).

142. Каппелларо и др. (E.Cappellaro, M.Turatto, D.Yu.Tsvetkov, et al.), The rate of supernovae from the combined sample of five searches, Astron. Astrophys. 322, 431-441 (1997).

143. Каппелларо и др. (E.Cappellaro, R.Evans, and M.Turatto), A new determination of supernova rates and a comparison with indicators for galactic star formation, Astron. Astrophys. 351, 459-466 (1999).

144. Карамана и др. (E.J.Caramana, M.J.Shashkov, and P.P.Whalen), Formulations of artificial viscosity for multi-dimensional shock wave computations, J. Comput. Phys. 144, 70-97 (1998).

145. Карзас, Латтер (W.J.Karzas and R.Latter), Electron radiative transitions in a Coulomb field, Astrophys. J. Suppl. Ser. 6, 167-212 (1961).

146. Карп и др. (A.H.Karp, G.Lasher, K.L.Chan, and E.E.Salpeter), The opacity of expanding media: the effect of spectral lines, Astrophys. J. 214, 161-178 (1977).

147. Кассателла (A.Cassatella), Spectral evolution of SN 1981A in the ultraviolet, ESO Workshop on SN 1987A (Ed. I.J.Danziger, Garching: ESO, 1987, p.101-110).

148. Кастор (J.I.Castor), Spectral line formation in Wolf-Rayet envelopes, MNRAS 149, 111-127 (1970).

149. Кастор (J.I.Castor), Radiative transfer in spherically symmetric flows, Astrophys. J. 178, 779-792 (1972).

150. Кастор и др. (J.I.Castor, D.C.Abbott, and R.I.Klein), Radiation-driven winds in Of stars, Astrophys. J. 195, 157-174 (1975).

151. Като (T.Kato), Supernova 1993J in NGC 3031, IAU Circ. 5747, 5750, and 5755, (1993).

152. Катчпол и др. (R.M.Catchpole, J.M.Menzies, A.S.Monk, et al.), Spectroscopic and photometric observations of SN 1987a II. Days 51 to Щ, MNRAS 229, 15P-25P (1987).

153. Катчпол и др. (R.M.Catchpole, P.A.Whitelock, M.W.Feast, et al.), Spectroscopic and photometric observations of SN 1987a III. Days 135 to 260, MNRAS 231, 75P-89P (1988).

154. Кершнер, Кван (R.P.Kirshner and J.Kwan), The envelopes of type II supernovae, Astrophys. J. 197, 415-424 (1975).

155. Клейтон и др. (D.D.Clayton, M.D.Leising, L.-S.The, W.N.Johnson, and J.D.Kurfess), The 57Co abundance in SN 1987A, Astrophys. J. 399, L141-L144 (1992).

156. Козма, Франссон (C.Kozma and C.Fransson), Gamma-ray deposition and nonthermal excitation in supernovae, Astrophys. J. 390, 602-621 (1992).

157. Козма, Франссон (C.Kozma and C.Fransson), Late spectral evolution of SN 1987A. II. Line emission, Astrophys. J. 497, 431-457 (1998).

158. Колгейт, Уайт (S.A.Colgate and R.H.White), The hydrodynamic behavior of supernovae explosions, Astrophys. J. 143, 626-681 (1966).

159. Колгейт и др. (S.A.Colgate, A.G.Petschek, and J.T.Kriese), The luminosity of type I supernovae, Astrophys. J. 237, L81-L85 (1980).

160. Колелла, Вудуард (P.Colella and P.R.Woodward), The piecewise parabolic method (PPM) for gas-dynamical simulations, J. Computation. Phys. 54, 174-201 (1984).

161. Колелла, Глаз (P.Colella and H.M.Glaz), Efficient solution algorithms for the Riemann problem for real gases, J. Computation. Phys. 59, 264-289 (1985).

162. Котак и др. (R.Kotak, W.P.S.Meikle, A.Adamson, and S.K.Leggett), On the nature of the circumstellar medium of the remarkable type Ia/IIn supernova SN 2002ic, MNRAS 354, L13-L17 (2004).

163. Коуэн и др. (J.G.Cohen, J.Darling, and A.Porter), The nonvariability of the progenitor of supernova 1993J in M81, Astron. J. 110, 308-311 (1995).

164. Кроппер и др. (M.Cropper, J.Bailey, J.McCowage, R.D.Cannon, and W.J.Couch), Spectropolarimetry of SN 1987A Observations up to 1987 July 8, MNRAS 231, 695-722 (1988).

165. Key и др. (Y.Xu, R.McCray, E.Oliva, and S.Randich), Hydrogen recombination at high optical depth and the spectrum of SN 1987A, Astrophys. J. 386, 181-189 (1992).

166. Кунто и др. (W.Cunto, C.Mendoza, F.Ochsenbein, and C.J.Zeippen), TOPbase at the CDS, Astron. Astrophys. 275, L5-L8 (1993).

167. Куруц, Белл (R.L.Kurucz and B.Bell), Atomic Line Data, Kurucz CD-ROM №23 (Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory, 1995).

168. Ларсон и др. (H.P.Larson, S.Drapatz, M.J.Mumma, and H.A.Weaver), Near infraredspectroscopy of SN 1987A using the Kuiper Airborne Observatory, ESO Workshop on SN 1987A (Ed. I.J.Danziger, Garching: ESO, 1987, p.147-151).

169. Латтер, Блак (W.B.Latter and J.H.Black), Molecular hydrogen formation by excited atom radiative association, Astrophys. J. 372, 161-166 (1991).

170. Ли и др. (H.Li, R.McCray, and R.A.Sunyaev), Iron, cobalt, and nickel in SN 1981A, Astrophys. J. 419, 824-836 (1993).

171. Ливермор, Помранинг (C.D.Levermore and G.C.Pomraning), A flux-limited diffusion theory, Astrophys. J. 248, 321-334 (1981).

172. Ливио, Рисс (M.Livio and A.G.Riess), Have the elusive progenitors of type la supernovae been discovered?, Astrophys. J. 594, L93-L94 (2003).

173. Лизинг, Шэре (M.D.Leising and G.H.Share), The gamma-ray light curves of SN 1987A, Astrophys. J. 357, 638-648 (1990).

174. Литвинова, Надёжин (I.Yu.Litvinova and D.K.Nadyozhin), Hydrodynamical models of type II supernovae, Astrophys. Space Sci. 89, 89-113 (1983).

175. Литвинова И.Ю., Надёжин Д.К., Определение интегральных параметров сверхновых звезд II типа, Письма в Астрон. журн. 11, 351-356 (1985).

176. Лотц (W.Lotz), Electron-impact ionization cross-sections and ionization rate coefficients for atoms and ions from scandium to zinc, Zeitschrift fur Physik 220, 466-472 (1969).

177. Лундквист, Франссон (P.Lundqvist andC.Fransson), The line emission from the circumstellar gas around SN 1987A, Astrophys. J. 464, 924-942 (1996).

178. Луси (L.Lucy), Modelling the atmosphere of SN 1987A, Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud (Ed. M.Kafatos, A.G.Michalitsianos, Cambridge: Cambridge University Press, 1988, p.323-334).

179. Луси (L.B.Lucy), Nonthermal excitation of helium in type lb supernovae, Astrophys. J. 383, 308-313 (1991).

180. Льюис и др. (J.R.Lewis, N.A.Walton, W.P.S.Meikle, et al.), Optical observations of supernova 1993J from La Palma I. Days 2 to 125, MNRAS 266, L27-L39 (1994).

181. Маза, ван ден Берг (J.Maza and S.van den Bergh), Statistics of extragalactic supernovae, Astrophys. J. 204, 519-529 (1976).

182. Майкл и др. (E.Michael, R.McCray, R.Chevalier, et al.), Hubble Space Telescope observations of high-velocity Lya and Ha emission from supernova remnant 1987A: The structure anddevelopment of the reverse shock, Astrophys. J. 593, 809-830 (2003).

183. Майра и др. (E.S.Myra, S.A.Bludman, Y.Hoffman, et al.), The effects of neutrino transport on the collapse of iron stellar cores, Astrophys. J. 318, 744-759 (1987).

184. Макензи, Шафер (E.H.McKenzie and B.E.Schaefer), The late-time light curve of SN 1998bw associated with GRB 980425, Publ. Astron. Soc. Pacific 111, 964-968 (1999).

185. Макмиллан, Кьярдулло (R.J.McMillan and R.Ciardullo), Constraining the ages of supernova progenitors. I. Supernovae and spiral arms, Astrophys. J. 473, 707-712 (1996).

186. Маннусси и др. (F.Mannucci, M.Della Valle, N.Panagia, et al.), The supernova rate per unit mass, Astron. Astrophys. 433, 807-814 (2005).

187. Маццали (P.A.Mazzali), Applications of an improved Monte Carlo code to the synthesis of early-time supernova spectra, Astron. Astrophys. 363 , 705-716 (2000).

188. Маццали, Луси (P.A.Mazzali and L.B.Lucy), The application of Monte Carlo methods to the synthesis of early-time supernovae spectra, Astron. Astrophys. 279, 447-456 (1993).

189. Маццали, Чугай (P.A.Mazzali and N.N.Chugai), Barium in SN 1981 A and SNe II-P, Astron. Astrophys. 303, 118-126 (1995).

190. Маццали и др. (P.A.Mazzali, L.B.Lucy, and K.Butler), Barium and other s-process elements in the early-time spectrum of SN 1981 A, Astron. Astrophys. 258, 399-411 (1992).

191. Мендез и др. (M.Mendez, A.Clocchiatti, O.G.Benvenuto, C.Feinstein, and H.G.Marraco), SN 1981 A A linear polarimetric study, Astrophys. J. 334, 295-307 (1988).

192. Мензиз и др. (J.W.Menzies, R.M.Catchpole, G.van Vuuren, et al.), Spectroscopic and photometric observations of SN 1981A: the first 50 days, MNRAS 227, 39P-49P (1987).

193. Меццакаппа и др. (A.Mezzacappa, A.C.Calder, S.W.Bruenn, et al.), An investigation of neutrino-driven convection and the core collapse supernova mechanism using multigroup neutrino transport, Astrophys. J. 495, 911-926 (1998).

194. Мивурн и др., (J.Meaburn, M.Bryce, and A.J.Holloway), The kinematics of the rings around SN 1981A, Astron. Astrophys. 299, L1-L4 (1995).

195. Микл и др. (W.P.S.Meikle, D.A.Allen, J.Spyromilio, and G.-F.Varani), Spectroscopy ofsupernova 1987A at 1-5 цт I. The first year, MNRAS 238, 193-223 (1989).

196. Милки, Михалас (R.W.Milkey and D.Mihalas), Resonance-line transfer with partial redistribution: II. The solar Mg II lines, Astrophys. J. 192, 769-776 (1974).

197. Минковский (R.Minkowski), Spectra of supernovae, Publ. Astron. Soc. Pacific 53, 224-225 (1941).

198. Митчелл и др. (R.C.Mitchell, E.Baron, D.Branch, et al.), 56Ni mixing in the outer layers of SN 1987A, Astrophys. J. 556, 979-986 (2001).

199. Михалас Д., Звездные атмосферы, в 2-х частях (М.: Мир, 1982).

200. Михалас, Михалас (D.Mihalas and B.W.Mihalas), Foundations of Radiation Hydrodynamics (New York: Oxford Univ. Press, 1984).

201. Монд, Смартт (J.R.Maund and S.J.Smartt), Hubble Space Telescope imaging of the progenitor sites of six nearby core-collapse supernovae, MNRAS 360, 288-304 (2005).

202. Монд и др. (J.R.Maund, S.J.Smartt, R.P.Kudritzki, Ph.Podsiadlowski, and G.F.Gilmore), The massive binary companion star to the progenitor of supernova 1993J, Nature 427, 129— 131 (2004).

203. Надёжин (D.K.Nadyozhin), The neutrino radiation for a hot neutron star formation and the envelope outburst problem, Astrophys. Space Sci. 53, 131-153 (1978).

204. Надёжин (D.K.Nadyozhin), The properties of Ni —> Co —> Fe decay, Astrophys. J. Suppl. Ser. 92, 527-531 (1994).

205. Надёжин Д.К., Утробин В.П., Модели сверхновых звезд с медленным выделением энергии, Астрон. журн. 53, 992-1005 (1976).

206. Надёжин Д.К., Утробин В.П., Модели сверхновых звезд I типа, Астрон. журн. 54, 9961008 (1977).

207. Накамура и др. (T.Nakamura, P.A.Mazzali, K.Nomoto, and K.Iwamoto), Light curve and spectral models for the hypernova SN 1998bw associated with GRB 980425, Astrophys. J. 550, 991-999 (2001).

208. Нахар, Прадхан (S.N.Nahar and A.K.Pradhan), Unified treatment of electron-ion recombination in the close-coupling approximation, Phys. Rev. A 49, 1816-1835 (1994).

209. Нили (A.Neely), Supernova 1993J in NGC 3031, IAU Circ. 5740, (1993).

210. Номото (K.Nomoto), Evolution of 8-10 Mq stars toward electron capture supernovae. I — Formation of electron-degenerate О + NE + MG cores, Astrophys. J. 277, 791-805 (1984).

211. Номото, Хашимото (K.Nomoto and M.Hashimoto), Presupernova evolution of massive stars, Phys. Rep. 163, 13-36 (1988).

212. Номото и др. (K.Nomoto, F.-K.Thielemann, and K.Yokoi), Accreting white dwarf models of type I supernovae. Ill — Carbon deflagration supernovae, Astrophys. J. 286, 644-658 (1984).

213. Номото и др. (K.Nomoto, T.Suzuki, T.Shigeyama, et al.), A type lib model for supernova 1993J, Nature 364, 507-509 (1993).

214. Номото и др. (K.Nomoto, H.Yamaoka, O.R.Pols, et al.), A carbon-oxygen star as progenitor of the type Ic supernova 19941, Nature 371, 227-229 (1994).

215. Нуссбаумер, Шмуц (H.Nussbaumer and W.Schmutz), The hydrogenic 2s —> Is two-photon emission, Astron. Astrophys. 138, 495-496 (1984).

216. Ньюджент и др. (P.Nugent, E.Baron, D.Branch, A.Fisher, and P.H.Hauschildt), Synthetic spectra of hydrodynamic models of type la supernovae, Astrophys. J. 485, 812-819 (1997).

217. Оимлер, Тинзли (A.Oemler and B.M.Tinsley), Type I supernovae come from short-lived stars, Astron. J. 84, 985-992 (1979).

218. Олдеринг и др. (G.Aldering, R.M.Humphreys, and M.Richmond), SN 1993J: the optical properties of its progenitor, Astron. J. 107, 662-672 (1994).

219. Остерброк (D.E.Osterbrock), Astrophysics of gaseous nebulae (Mill Valley: University Science Books, 1989).

220. Палла и др. (F.Palla, E.E.Salpeter, and S.W.Stahler), Primordial star formation: the role of molecular hydrogen, Astrophys. J. 271, 632-641 (1983).

221. Пан и др. (C.S.J.Pun, R.P.Kirshner, G.Sonneborn, et al.), Ultraviolet observations of SN 1987A with the IUE satellite, Astrophys. J. Suppl. Ser. 99, 223-261 (1995).

222. Панагия и др. (N.Panagia, R.Gilmozzi, J.Clavel, et al.), Photometric properties of SN 1987A and other sources in the same field, Astron. Astrophys. 177, L25-L28 (1987).

223. Папалиолиос и др. (C.Papaliolios, K.Karovska, L.Koechlin, et al.), Asymmetry of the envelope of supernova 1987A, Nature 338, 565-566 (1989).

224. Пасторелло и др. (A.Pastorello, L.Zampieri, M.Turatto, et al.), Low-luminosity type II supernovae: spectroscopic and photometric evolution, MNRAS 347, 74-94 (2004).

225. Патат и др. (F.Patat, R.Barbon, E.Cappellaro, and M.Turatto), Light curves of type II supernovae. I — The Atlas, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 98, 443-476 (1993).

226. Патат и др. (F.Patat, N.Chugai, and P.A.Mazzali), Late-time Ha emission from the hydrogenshell ofSN 19933, Astron. Astrophys. 299, 715-723 (1995).

227. Патат и др. (F.Patat, E.Cappellaro, J.Danziger, et al.), The metamorphosis of SN 1998bw, Astrophys. J. 555, 900-917 (2001).

228. Подсядловски (Ph.Podsiadlowski), The progenitor of SN 1987A, Publ. Astron. Soc. Pacific 104, 717-729 (1992).

229. Подсядловски, Джосс (Ph.Podsiadlowski and P.C.Joss), An alternative binary model for SN 1987A, Nature 338, 401-403 (1989).

230. Подсядловски и др. (Ph.Podsiadlowski, J.J.L.Hsu, P.C.Joss, and R.R.Ross), The progenitor of supernova 1993J — A stripped supergiant in a binary system?, Nature 364, 509-511 (1993).

231. Портер, Филиппенко (A.C.Porter and A.V.Filippenko), The observational properties of type lb supernovae, Astron. J. 93, 1372-1380 (1987).

232. Прантзос и др., (N.Prantzos, M.Hashimoto, and K.Nomoto), The s-process in massive stars: yields as a function of stellar mass and metallicity, Astron. Astrophys. 234, 211-229 (1990).

233. Псковский Ю.П., Идентификация абсорбции спектра сверхновой I типа, Астрон. журн. 45, 945-952 (1968).

234. Пьюол (P.Pujol), Supernova 1993J in NGC 3031, IAU Circ. 5731, (1993).

235. Пьян и др. (E.Pian, L.Amati, L.A.Antonelli, et al.), BeppoSAX detection and follow-up of GRB 980425, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 138, 463-464 (1999).

236. Райнеке и др. (M.Reinecke, W.Hillebrandt, and J.C.Niemeyer), Three-dimensional simulations of type la supernovae, Astron. Astrophys. 391, 1167-1172 (2002).

237. Рампп, Янка (M.Rampp and H.-Th.Janka), Spherically symmetric simulation with Boltzmann neutrino transport of core collapse and postbounce evolution of a 15 Mq star, Astrophys. J. 539, L33-L36 (2000).

238. Рёпке, Хиллебрандт (F.K.Ropke and W.Hillebrandt), The distributed burning regime in type la supernova models, Astron. Astrophys. 429, L29-L32 (2005).

239. Ричмонд и др. (M.W.Richmond, R.R.Treffers, A.V.Filippenko, et al.), UBVRI photometry of SN 1993J in M81: the first 120 days, Astron. J. 107, 1022-1040 (1994).

240. Родригес (D.Rodriguez), Supernova 1993J in NGC 3031, IAU Circ. 5731, (1993).

241. Ролингз (J.M.C.Rawlings), Chemistry in the ejecta of novae, MNRAS 232, 507-524 (1988).

242. Ролингз и др. (J.M.C.Rawlings, J.E.Drew, and M.J.Barlow), Excited hydrogen and the formation of molecular hydrogen via associative ionization — I. Physical processes and outflowsfrom young stellar objects, MNRAS 265, 968-982 (1993).

243. Роуберже, Далгарно (W.Roberge and A.Dalgarno), Collision-induced dissociation of #2 and CO molecules, Astrophys. J. 225, 176-180 (1982).

244. Руссо и др. (J.Rousseau, N.Martin, L.Prevot, et al.), Studies of the Large Magellanic Cloud stellar content. III. Spectral types and V magnitudes of 1822 members, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 31, 243-260 (1978).

245. Сазерленд, Уилер (P.G.Sutherland and J.C.Wheeler), Models for type I supernovae: partially incinerated white dwarfs, Astrophys. J. 280, 282-297 (1984).

246. Сазерленд (R.S.Sutherland), Accurate free-free Gaunt factors for astrophysical plasmas, MNRAS 300, 321-330 (1998).

247. Сазерленд, Допита (R.S.Sutherland and M.A.Dopita), Cooling functions for low-density astrophysical plasmas, Astrophys. J. Suppl. Ser. 88, 253-327 (1993).

248. Санцефф и др. (N.B.Suntzeff, M.M.Phillips, D.L.Depoy, J.H.Elias, and A.R.Walker), The late-time bolometric luminosity of SN 1981A, Astron. J. 102, 1118-1134 (1991).

249. Сейуи, Беррингтон (P.M.J.Sawey and K.A.Berrington), Collision strengths from a 29-state R-matrix calculation on electron excitation in helium, Atomic Data and Nuclear Data Tables 55, 81-142 (1993).

250. Сигут, Прадхан (T.A.A.Sigut and A.K.Pradhan), Electron-impact excitation of Mg II: collision strengths and rate coefficients, J. Phys. B: At. Mol. Phys. 28, 4879-4893 (1995).

251. Склегел (E.M.Schlegel), A new subclass of type II supernovae?, MNRAS 244, 269-271 (1990).

252. Смартт и др. (S.J.Smartt, G.F.Gilmore, N.Trenthaxn, C.A.Tout, and C.M.Frayn), An upper mass limit for the progenitor of the type II-P supernova SN 1999gi, Astrophys. J. 556, L29-L32 (2001).

253. Смартт и др. (S.J.Smartt, G.F.Gilmore, C.A.Tout, and S.T.Hodgkin), The nature of the progenitor of the type II-P supernova 1999em, Astrophys. J. 565, 1089-1100 (2002).

254. Смартт и др. (S.J.Smartt, J.R.Maund, G.F.Gilmore, et al.), Mass limits for the progenitor star of supernova 2001du and other type II-P supernovae, MNRAS 343, 735-749 (2003).

255. Смартт и др. (S.J.Smartt, J.R.Maund, M.A.Hendry, et al.), Detection of a red supergiant progenitor star of type II-plateau supernova, Science 303, 499-503 (2004).

256. Соболев B.B., Движущиеся оболочки звезд (JI.: Издательство ЛГУ, 1947).

257. Соболев В.В., Перенос лучистой энергии в атмосферах звезд и планет (М.: Издательствотехнико-теоретической литературы, 1956).

258. Соннеборн и др. (G.Sonneborn, B.Altner, and R.P.Kirshner), The progenitor of SN 1987A — Spatially resolved ultraviolet spectroscopy of the supernova field, Astrophys. J. 323, L35-L39 (1987).

259. Спиромилио и др. (J.Spyromilio, W.P.S.Meikle, and D.A.Allen), Spectral line profiles of iron and nickel in supernova 1987A. Evidence for a fragmented nickel bubble, MNRAS 242, 669-673 (1990).

260. Стансил (P.C.Standi), Continuous absorption by He^ and in cool white dwarfs, Astrophys. J. 430, 360-370 (1994).

261. Стансил и др. (P.C.Stancil, D.R.Schultz, M.Kimura, et al.), Charge transfer in collisions of 0+ with Hand H+ with O, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 140, 225-234 (1999).

262. Статакис, Садлер (R.A.Stathakis and E.M.Sadler), What was supernova 1988Z?, MNRAS 250, 786-795 (1991).

263. Стиббе, Теннисон (D.T.Stibbe and J.Tennyson), Rates for the electron impact dissociation of molecular hydrogen, Astrophys. J. 513, L147-L150 (1999).

264. Сугерман и др. (B.E.K.Sugerman, A.P.S.Crotts, W.E.Kunkel, et al.), The three-dimensional circumstellar environment of SN 1987A, Astrophys. J. in press, astro-ph/0502378 (2005).

265. Суисти и др. (F.D.Swesty, J.M.Lattimer, and E.S.Myra), The role of the equation of state in the "prompt"phase of type II supernovae, Astrophys. J. 425, 195-204 (1994).

266. Сумиьоши и др. (K.Sumiyoshi, M.Terasawa, G.J.Mathews, et al.), r-Process in prompt supernova explosions revisited, Astrophys. J. 562, 880-886 (2001).

267. Сюняев и др. (R.Sunyaev, A.Kaniovsky, V.Efremov, et al.), Discovery of hard X-ray emission from supernova 1987A, Nature 330, 227-229 (1987a).

268. Сюняев P., Каниовский А., Ефремов В. и др., Обнаружение жесткого рентгеновского излучения сверхновой 1987А. Предварительные результаты модуля "Квант", Письма в Астрон. журн. 13, 1027-1041 (1987b).

269. Тамманн (G.A.Tammann), Some statistical properties of supernovae, Memorie Soc. Astron. Italiana 49, 315-329 (1978).

270. Тертл и др. (A.J.Turtle, D.Campbell-Wilson, J.D.Bunton, et al.), A prompt radio burst from supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud, Nature 327, 38-40 (1987).

271. Туратто и др. (M.Turatto, E.Cappellaro, I.J.Danziger, et al.), The type II supernova 1988Z in

272. MCG+03-28-022: increasing evidence of interaction of supernova ejecta with a circumstellar wind, MNRAS 262, 128-140 (1993).

273. Туратто и др. (M.Turatto, P.A.Mazzali, T.R.Young, et al.), The peculiar type II supernova 1997D: a case for a very low 56Ni mass, Astrophys. J. 498, L129-L133 (1998).

274. Тутуков А.В., Чугай H.H., Природа сверхновых типа lb, Письма в Астрон. журн. 18, 605-613 (1992).

275. Тьюллер и др. (J.Tueller, S.Barthelemy, N.Gehrels, et al.), Observations of gamma-ray line profiles from SN 1987A, Astrophys. J. 351, L41-L44 (1990).

276. Уивер, Вусли (T.A.Weaver and S.E.Woosley), Evolution and final fate of 10 Mq stars, Bull. American Astron. Soc. 11, 724-724 (1979).

277. Уилан, Ибен (J.Whelan and I.Iben), Binaries and supernovae of type I, Astrophys. J. 186, 1007-1014 (1973).

278. Уилер, Левреолт (J.C.Wheeler and R.Levreault), The peculiar type I supernova in NGC 991, Astrophys. J. 294, L17-L20 (1985).

279. Уилер, Харкнесс (J.C.Wheeler and R.P.Harkness), Physical models of supernovae and the distance scale, Galaxy distances and deviations from universal expansion (Ed. B.F.Madore, R.B.Tully, Dordrecht: D. Reidel Publ. Company, 1986, p.45-54).

280. Уилер, Харкнесс (J.C.Wheeler and R.P.Harkness), Type I supernovae, Rep. Prog. Phys. 53, 1467-1557 (1990).

281. Уилер, Шварц (J.C.Wheeler and D.A.Swartz), Supernebulae. II., Publ, Astron. Soc. Pacific 103, 787-799 (1991).

282. Уилер и др. (J.C.Wheeler, E.Barker, R.Benjamin, et al.), Early observations of SN 1993J in M81 at McDonald observatory, Astrophys. J. 417, L71-L74 (1993).

283. Уилльямз (R.E.Williams), Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud: possible s-process enhancements in the progenitor, Astrophys. J. 320, L117-L120 (i987).

284. Уилльямз (R.E.Williams), Enrichment of s-process elements in the progenitor of SN 1987A, Atmospheric diagnostics of stellar evolution: chemical peculiarity, mass loss, and explosion (Ed. K.Nomoto, Berlin: Springer-Verlag, 1988, p.274-280).

285. Уомото, Кершнер (A.Uomoto and R.P.Kirshner), Peculiar type I supernovas, Astron. Astrophys. 149, L7-L9 (1985).

286. Утробин В.П., Гидродинамическое исследование сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке: стадия волны охлаждения, Письма в Астрон. журн. 15, 99-108 (1989).

287. Утробин (V.P.Utrobin), A hydrodynamic study of supernova 1987A, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjar, Garching: ESO, 1991b, p.431-435).

288. Утробин (V.P.Utrobin), Hydrodynamic study of supernova 1981A: near the peak luminosity, Astron. Astrophys. 270, 249-258 (1993).

289. Утробин (V.P.Utrobin), Type lib supernova 1993J in M81: the explosion of a ~ 4Mq star in a close binary system, Astron. Astrophys. 281, L89-L92 (1994).

290. Утробин (V.P.Utrobin), Nonthermal ionization and excitation in Type lib supernova 1993J, Astron. Astrophys. 306, 219-231 (1996).

291. Утробин (V.P.Utrobin), The Type lib supernova 1993J, Astrophys. Space Sci. 252, 237-248 (1997).

292. Утробин В.П., Уравнение состояния идеального газа в поле неравновесного излучения и при нетепловой ионизации, Препринт №12-98 (М.: ИТЭФ, 1998).

293. Утробин В.П., Кривая блеска сверхновой 1987А: структура предсверхновой и перемешивание радиоактивного никеля, Письма в Астрон. журн. 30, 334-350 (2004).

294. Утробин В.П., Сверхновая 1987А: масса оболочки и энергия взрыва, Письма в Астрон. журн. 31, 903-912 (2005).

295. Утробин В.П., Чугай Н.Н., Закалка ионизации и возбуждение водорода в атмосфере SN IIP, Письма в Астрон. журн. 28, 440-447 (2002а).

296. Утробин, Чугай (V.P.Utrobin and N.N.Chugai), Ionization freeze-out and barium problem in supernova 1987A, The 11th Workshop on Nuclear Astrophysics (Ed. W.Hillebrandt, E.Miiller, Garching: Max-Planck-Institut fur Astrophysik, 2002b, p.136-143).

297. Утробин, Чугай (V.P.Utrobin and N.N.Chugai), Strong effects of time-dependent ionizationin early SN 1987A, Astron. Astrophys. 441, 271-281 (2005).

298. Утробин и др. (V.P.Utrobin, N.N.Chugai, and A.A.Andronova), Asymmetry of SN 1987A: fast 56Ni clump, Astron. Astrophys. 295, 129-135 (1995).

299. Уэббинк (R.F.Webbink), Double white dwarfs as progenitors of R Coronae Borealis stars and type I supernovae, Astrophys. J. 277, 355-360 (1984).

300. Уэгнер, Свансон (G.Wegner and S.R.Swanson), Early spectra of the supernova 1987F, MNRAS 278, 22-38 (1996).

301. Уэйманн (R.Weymann), The energy spectrum of radiation in the expanding universe, Astrophys. J. 145, 560-571 (1966).

302. Филиппенко (A.V.Filippenko), Supernova 1987K: type II in youth, type lb in old age, Astron. J. 96, 1941-1948 (1988).

303. Филиппенко (A.V.Filippenko), The "Seyfert 1 "optical spectra of the type II supernovae 1987F and 19881, Astron. J. 97, 726-734 (1989).

304. Филиппенко (A.V.Filippenko), The optical diversity of supernovae, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjar, Garching: ESO, 1991, p.343-362).

305. Филиппенко (A.V.Filippenko), Optical spectra of supernovae, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 35, 309-355 (1997).

306. Филиппенко и др. (A.V.Filippenko, T.Matheson, and L.C.Ho), The "type lib "supernova 1993J in M81: a close relative of type lb supernovae, Astrophys. J. 415, L103-L106 (1993).

307. Филлипс, Хиткот (M.M.Phillips and S.R.Heathcote), Satellite emission features in the line profiles ofSN 1987A, Publ. Astron. Soc. Pacific 101, 137-146 (1989).

308. Филлипс и др. (M.M.Phillips, S.R.Heathcote, M.Hamuy, and M.Navarrete), An optical spectrophotometry atlas of supernova 1987A in the LMC. I. The first 130 days, Astron. J. 95, 1087-1110 (1988).

309. Фок, Арнетт (S.W.Falk and W.D.Arnett), Radiation dynamics, envelope ejection, and supernova light curves, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 33, 515-562 (1977).

310. Фрайер, Уоррен (C.L.Fryer and M.S.Warren), Modeling core-collapse supernovae in threedimensions, Astrophys. J. 574, L65-L68 (2002).

311. Фрайер, Уоррен (C.L.Fryer and M.S.Warren), The collapse of rotating massive stars in three dimensions, Astrophys. J. 601, 391-404 (2004).

312. Франссон, Козма (C.Fransson and C.Kozma), The freeze-out phase of SN 1987A: implications for the light curve, Astrophys. J. 408, L25-L28 (1993).

313. Франссон, Шевалье (C.Fransson and R.A.Chevalier), Late emission from supernovae: a window on stellar nucleosynthesis, Astrophys. J. 343, 323-342 (1989).

314. Фридман и др. (W.L.Freedman, S.M.Hughes, B.F.Madore, et al.), The Hubble Space Telescope extragalactic distance scale key project. I. The discovery of cepheids and a new distance to M81, Astrophys. J. 427, 628-655 (1994).

315. Фуллер, Кушман (T.M.Fuller and H.M.P.Couchman), Simulation of primordial object formation, Astrophys. J. 544, 6-20 (2000).

316. Xaac и др. (M.R.Haas, S.W.J.Colgan, E.F.Erickson, S.D.Lord, M.G.Burton, and D.J.Hollenbach), Velocity-resolved far-infrared spectra of Fe II.: evidence for mixing and clumping in SN 1987A, Astrophys. J. 360, 257-266 (1990).

317. Хамуи и др. (M.Hamuy, N.B.Suntzeff, R.Gonzalez, and G.Martin), SN 1987A in the LMC -UBVRIphotometry at Cerro Tololo, Astron. J. 95, 63-83 (1988).

318. Хамуи и др. (M.Hamuy, M.M.Phillips, N.B.Suntzeff, et al.), An asymptotic-giant-branch star in the progenitor system of a type la supernova, Nature 424, 651-654 (2003).

319. Ханушик (R.W.Hanuschik), Bolometric lightcurve and emission-line luminosities for SN 1987A from the Bochum observations, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjar, Garching: ESO, 1991, p.237-246).

320. Ханушик, Дахс (R.W.Hanuschik and J.Dachs), The 'burst spectrum' of SN 1987A, ESO Workshop on SN 1987A (Ed. I.J.Danziger, Garching: ESO, 1987, p.153-158).

321. Ханушик, Дахс (R.W.Hanuschik and J.Dachs), Absolute fluxes for supernova 1987A I. The first 50 days, Astron. Astrophys. 205, 135-146 (1988).

322. Ханушик, Тимм (R.W.Hanuschik and G.J.Thimm), Spectroscopic fine-structure in supernova 1987A, Astron. Astrophys. 231, 77-84 (1990).

323. Харкнесс и др. (R.P.Harkness, J.C.Wheeler, B.Margon, et al.), The early spectral phase of type lb supernovae: evidence for helium, Astrophys. J. 317, 355-367 (1987).

324. Хегер и др. (A.Heger, N.Langer, and S.E.Woosley), Presupernova evolution of rotating massivestars. I. Numerical method and evolution of the internal stellar structure, Astrophys. J. 528, 368-396 (2000).

325. Хегер и др. (A.Heger, C.L.Fryer, S.E.Woosley, N.Langer, and D.H.Hartmann), How massive single stars end their life, Astrophys. J. 591, 288-300 (2003).

326. Херант и др. (M.Herant, W.Benz, and S.Colgate), Postcollapse hydrodynamics of SN 1987A — Two-dimensional simulations of the early evolution, Astrophys. J. 395, 642-653 (1992).

327. Херант и др. (M.Herant, W.Benz, W.R.Hix, C.L.Fryer, and S.A.Colgate), Inside the supernova: a powerful convective engine, Astrophys. J. 435, 339-361 (1994).

328. Хёфлих (P.Hoflich), Spectral analysis of SN 1987A: the first 7 months, Proc. Astron. Soc. Australia 7, 434-442 (1988).

329. Хёфлих и др. (P.Hoflich, N.Langer, and M.Duschinger), Supernova 1993J — Explosion of a massive cool supergiant with a small envelope mass, Astron. Astrophys. 275, L29-L32 (1993).

330. Хиллебрандт, Мейер (W.Hillebrandt and F.Meyer), A common envelope model for SN 1987A, Astron. Astrophys. 219, L3-L6 (1989).

331. Хиллебрандт и др. (W.Hillebrandt. K.Nomoto, and R.G.Wolff), Supernova explosions of massive stars. The mass range 8 to 10 Mq, Astron. Astrophys. 133, 175-184 (1984).

332. Хиллебрандт и др. (W.Hillebrandt, P.Hoflich, J.W.Truran, and A.Weiss), Explosion of a blue supergiant A model for supernova SN 1987A, Nature 327, 597-600 (1987).

333. Хирата и др. (K.Hirata, T.Kajita, M.Koshiba, et al.), Observation of a neutrino burst from the supernova SN 1987A, Phys. Rev. Letters 58, 1490-1493 (1987).

334. Холленбах, Макки (D.J.Hollenbach and C.F.McKee), Molecule formation and infrared emission in fast interstellar shocks. III. Results for J shocks in molecular clouds, Astrophys. J. 342, 306-336 (1989).

335. Хуанг (Y.-L.Huang), On the local environment of extragalactic supernovae, Publ. Astron. Soc. Pacific 99, 461-466 (1987).

336. Хэмфрис, Макилрой (R.M.Humphreys and D.B.McElroy), The initial mass function for massive stars in the Galaxy and the Magellanic Clouds, Astrophys. J. 284, 565-577 (1984).

337. Цанг, Прадхан (H.L.Zhang and A.K.Pradhan), Atomic data from the IRON project. VI. Collision strengths and rate coefficient for Fe II, Astron. Astrophys. 293, 953-966 (1995).

338. Чандрасекар (S.Chandrasekhar), The highly collapsed configurations of a stellar mass, MNRAS 91, 456-466 (1931).

339. Чандрасекар (S.Chandrasekhar), The radiative equilibrium of extended stellar atmospheres, MNRAS 94, 444-458 (1934).

340. Чугай H.H., Рассеяние Ьа-квантов в расширяющихся оболочках с большой оптической толщей, Письма в Астрон. журн. 6, 166-170 (1980).

341. Чугай Н.Н., Масса сброшенной оболочки сверхновой типа II SN 1979С, Письма в Астрон. журн. 11, 357-361 (1985).

342. Чугай Н.Н., СН 1987А: природа "фиолетового"смещения эмиссии На, Письма в Астрон. журн. 14, 787-792 (1988).

343. Чугай Н.Н., Асимметрия оболочки сверхновой 1981А, Астрон. журн. 68, 349-361 (1991а).

344. Чугай Н.Н., "Струйный"выброс 56Ni в сверхновой 1981 А?, Письма в Астрон. журн. 17, 942-952 (1991b).

345. Чугай (N.N.Chugai), Pre-discovery hard х- and gamma-ray luminosity of SN 1981A from optical spectra, Supernovae (Ed. S.E.Woosley, New York: Springer-Verlag, 1991c, p.286-290).

346. Чугай (N.N.Chugai), Evidence for energizing of Ha emission in type II supernovae by ejecta-wind interaction, MNRAS 250, 513-518 (1991d).

347. Чугай H.H., Высокоскоростной сгусток 56Ni в оболочке SN 1981 А и ранний выход гамма-излучения, Письма в Астрон. журн. 18, 119-127 (1992).

348. Чугай Н.Н., Резонансное рассеяние в оптически толстой расширяющейся среде с селективным поглощением, Письма в Астрон. журн. 24, 733-735 (1998).

349. Чугай, Данцигер (N.N.Chugai and I.J.Danziger), Supernova 1988Z low-mass ejecta colliding with the clumpy wind, MNRAS 268, 173-180 (1994).

350. Чугай, Утробин (N.N.Chugai and V.P.Utrobin), The nature of SN 1997D: low-mass progenitor and weak explosion, Astron. Astrophys. 354, 557-566 (2000).

351. Чугай H.H., Юнгельсон JI.P., Сверхновые la в плотном околозвездном газе, Письма в Астрон. журн. 30, 83-91 (2004).

352. Шапиро, Канг (P.R.Shapiro and H.Kang), Hydrogen molecules and the radiative cooling of pregalactic shocks, Astrophys. J. 318, 32-65 (1987).

353. Шварц и др. (D.A.Swartz, A.V.Filippenko, K.Nomoto, and J.C.Wheeler), Spectra of low-mass helium star models and the type Ic supernova 1987M, Astrophys. J. 411, 313-322 (1993a).

354. Шварц и др. (D.A.Swartz, A.Clocchiatti, R.Benjamin, D.F.Lester, and J.C.Wheeler), Supernova 1993J as a spectroscopic link between type II and type lb supernovae, Nature 365,232.234 (1993b).

355. Шевалье (R.A.Chevalier), The hydrodynamics of type II supernovae, Astrophys. J. 207, 872887 (1976).

356. Шевалье, Клейн (R.A.Chevalier and R.I.Klein), Nonequilibrium processes in the evolution of type II supernovae, Astrophys. J. 234, 597-608 (1979).

357. Шек и др. (L.Scheck, T.Plewa, H.-Th.Janka, K.Kifonidis, and E.Mtiller), Pulsar recoil by large-scale anisotropics in supernova explosions, Phys. Rev. Lett. 92, 011103-4 (2004).

358. Шигеяма, Номото (T.Shigeyama and K.Nomoto), Theoretical light curve of SN 1987A and mixing of hydrogen and nickel in the ejecta, Astrophys. J. 360, 242-256 (1990).

359. Шигеяма и др. (T.Shigeyama, K.Nomoto, T.Tsujimoto, and M.Hashimoto), Low-mass helium star models for type lb supernovae: light curves, mixing, and nucleosynthesis, Astrophys. J. 361, L23-L27 (1990).

360. Шигеяма и др. (T.Shigeyama, T.Suzuki, S.Kumagai, et al.), Theoretical light curve of type lib supernova 1993J, Astrophys. J. 420, 341-347 (1994).

361. Шкловский И.С., Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы (М.: Наука, 1976).

362. Шкловский И.С., Почему в неправильных галактиках не вспыхивают сверхновые II типа?, Письма в Астрон. журн. 10, 723-725 (1984).

363. Шлегел, Кершнер (E.M.Schlegel and R.P.Kirshner), The type lb supernova 1984L in NGC 991, Astron. J. 98, 577-589 (1989).

364. Шольц и др. (T.T.Scholz, H.R.J.Walters, P.G.Burke, and M.P.Scott), Effective collision strengths for ls-2s and ls-2p electron-hydrogen atom scattering, MNRAS 242, 692-697 (1990).

365. Шонинг, Бутлер (T.Schoning and K.Butler), Effective collision strengths for electron impact excitation of Хе III, Хе IV, Хе VI and Ва II, Ва IV, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 128, 581-588 (1998).

366. Шулл, Ван Стинберг (J.M.Shull and M.E.Van Steenberg), X-ray secondary heating and ionization in quasar emission-line clouds, Astrophys. J. 298, 268-274 (1985).

367. Эйбел и др. (T.Abel, P.Anninos, Y.Zhang, and M.L.Norman), Modeling primordial gas in numerical cosmology, New Astron. 2, 181-207 (1997).

368. Элайас и др. (J.H.Elias, K.Matthews, G.Neugebauer, and S.E.Persson), Type I supernovae in the infrared and their use as distance indicators, Astrophys. J. 296, 379-389 (1985).

369. Эльмхамди и др. (A.Elmhamdi, I.J.Danziger, N.Chugai, et al.), Photometry and spectroscopyof the type IIP SN 1999em from outburst to dust formation, MNRAS 338, 939-956 (2003).

370. Эстербю О., Златев 3., Прямые методы для разреженных матриц (М.: Мир, 1987).

371. Юханссон, Джордан (S.Johansson and C.Jordan), Selective excitation of Fe II in the laboratory and late-type stellar atmospheres, MNRAS 210, 239-256 (1984).

372. Якобсен и др. (P.Jakobsen, R.Albrecht, C.Barbieri, et al.), First results from the Faint Object Camera: SN1987A, Astrophys. J. 369, L63-L66 (1991).

373. Ямаока, Номото (H.Yamaoka and K.Nomoto), Evolution of massive stars in close binaries and progenitors of type Ib/Ic/IIb supernovae, ESO/EIPC Workshop, Supernova 1987A and other supernovae (Ed. I.J.Danziger, K.Kjar, Garching: ESO, 1991, p.193-196).

374. Ян и др. (M.Yan, H.R.Sadeghpour, and A.Dalgarno), Photoionization cross sections of He and H2, Astrophys. J. 496, 1044-1050 (1998).

375. Ян и др. (M.Yan, H.R.Sadeghpour, and A.Dalgarno), Erratum: Photoionization Cross Sections of He and H2, Astrophys. J. 559, 1194-1194 (2001).

376. Янка (H.-Th.Janka), Conditions for shock revival by neutrino heating in core-collapse supernovae, Astron. Astrophys. 368, 527-560 (2001).

377. Янка, Мюллер (H.-T.Janka and E.Miiller), Neutrino heating, convection, and the mechanism of type-II supernova explosions, Astron. Astrophys. 306, 167-198 (1996).

378. Янка и др. (H.-T.Janka, Th.Zwerger, and R.Monchmeyer), Does artificial viscosity destroy prompt type-II supernova explosions?, Astron. Astrophys. 268, 360-368 (1993).

379. Янка и др. (H.-T.Janka, R.Buras, K.Kifonidis, M.Rampp, and T.Plewa), Core collapse and then? The route to massive star explosions, Core collapse of massive stars (Ed. C.L.Fryer, Dordrecht: Kluwer, in press, 2003).