Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Сорокина, Елена Ильинична

• Сорокина, Елена Ильинична
• кандидат физико-математических наук
• 2004

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Сорокина, Елена Ильинична

Введение

I Непрозрачность при расширении

1 Введение

2 Качественная картина

3 Решение уравнения Больцмана

4 Усреднение по интервалу частот при прямоугольном профиле линий

5 Учет некоторых особенностей функций при численных расчетах

6 Сравнение с приближением Истмана-Пинто

7 Влияние способа усреднения непрозрачности на численный счет

8 Обсуждение

II Кривые блеска БК 1а в разных диапазонах спектра

9 Введение

10 Модели взрыва, использовавшиеся при расчетах

11 Метод расчета кривых блеска

12 Широкополосные 1/ВУ1 и болометрические кривые блеска вГ^ 1а

12.1 иВ VI кривые блеска для одномерных моделей БИ 1а

12.2 Использование SN 1а в космологии.

12.3 Перспективность трехмерных моделей SN 1а.

12.4 Болометрические кривые блеска БИ 1а

13 Перспективы исследования термоядерных сверхновых в дальнем ультрафиолете

14 Кривые блеска в гамма диапазоне

15 Выводы

III Расчеты остатков сверхновых

16 Введение

17 Гидродинамика: тепловая неустойчивость в радиативных остатках сверхновых

17.1 Обзор проблемы и постановка задачи

17.2 Физическая модель и предположения

17.2.1 Основные допущения .".

17.2.2 Функция охлаждения

17.2.3 Уравнение состояния.

17.3 Численные модели и метод вычисления.

17.3.1 Расчетная сетка.

17.3.2 Рассчитанные модели

17.4 Результаты расчетов.

17.4.1 Зависимость структуры адиабатической ударной волны от теплопроводности

17.4.2 Влияние различных физических параметров на ударную волну на стадии тепловой неустойчивости.

18 Молодые остатки SN 1а

18.1 Постановка задачи

18.2 Модели ОСН

18.3 Основные уравнения и физические процессы.

18.3.1 Уравнения и метод.

18.3.2 Электронная теплопроводность

18.3.3 Потери на излучение.

18.3.4 Обмен энергией между электронами и ионами.

18.4 Рентгеновское излучение ОСН при разных физических предположениях

19 Выводы 126 Заключение 129 Литература

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых»

Сверхновые типа Ia (SN la) уже достаточно давно были признаны одними из наиболее удобных объектов для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной [152]. Причин тому несколько. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями г. Во-вторых, SN la на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, судя по их спектрам и формам кривых блеска, но при более внимательном изучении становятся очевидными и различия внутри этого класса объектов.

Псковский [22] показал, что существует зависимость между максимальной светимостью SN la и скоростью последующего ослабления блеска. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN la на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими значениями 2 [41, 142, 91].

В последнее время техника наблюдений достигла такого уровня, что стало возможным обнаруживать и изучать сверхновые с большими красными смещениями. Первые результаты были получены в работе [137]: за несколько лет наблюдений на 1-м телескопе в Чили они обнаружили всего две сверхновых с z ~ 0.3.

В настоящее время в мире существует несколько групп, занимающихся наблюдениями далеких сверхновых на самых больших наземных телескопах, а также из космоса с помощью Hubble Space Telescope, и методика наблюдений развилась настолько, что за две недели плановых наблюдений каждая группа может открывать 10 и более сверхновых с большими значениями Благодаря работе этих групп стала возможной оценка из наблюдений далеких сверхновых космологических параметров: постоянной Хаббла #о, относительной плотности материи f2m и энергии вакуума а также вычисление выводимых из них величин, таких как параметр замедления Вселенной отношение локального значения Но к глобальному и др. Так, по первым семи SN la с ^ > 0.35 Kim и др. [109] оценили значение Но и опровергли предположение о том, что локальное значение #о заметно превышает среднее. Perlmutter и др. [140] по тем же данным оценили возможное соотношение плотности материи и вакуума.

На основании большей статистики далеких сверхновых недавно было выполнено еще несколько интересных работ [153, 84, 85, 148, 141]. В этих работах был получен достаточно неожиданный результат: из анализа наблюдательных данных с большой достоверностью следует вывод о том, что Вселенная в настоящий момент расширяется с ускорением.

Однако необходимо заметить, что во всех работах по далеким сверхновым использовались соотношения типа "максимальная светимость-темп падения блеска", полученные из анализа близких объектов. Но даже для близких SN Ia отклонения отдельных объектов от такой зависимости не могут быть объяснены только ошибками наблюдений.

С теоретической точки зрения зависимость замедления ослабления блеска с увеличением максимальной светимости можно объяснить тем, что оба эти факта обусловлены в основном количеством 56Ni, образовавшегося при взрыве. Максимальный блеск SN Ia определяется количеством 56Ni, так как кривая блеска формируется, в основном, из-за его радиоактивного распада. Но с другой стороны, большое количество никеля должно сильно увеличивать непрозрачность вещества. Излучение дольше диффундирует сквозь звездное вещество, и кривая блеска становится положе. Но спад на кривой блеска объясняется не только количеством никеля, но и его распределением (как и распределением других тяжелых элементов) внутри разлетающейся звезды, а также скоростью разлета вещества. А эти распределение и скорость в свою очередь зависят от того, каким образом горение распространялось по звезде.

Начиная с работ Arnett [35], Ivanova и др. [104], Nomoto и др. [135], теория горения в сверхновых активно развивалась. Было предложено множество моделей взрыва SN Ia (см., например, [98,177] и ссылки в этих работах) с различными массами (чандрасекаровскими и субчандрасекаровскими), разными режимами горения (детонацией, дефлаграцией и различными их сочетаниями), разными энергиями взрыва и скоростями разлета вещества. В этих теоретических моделях химические элементы в результате горения образуются в разных соотношениях и по-разному распределены по звезде, поэтому расчет дальнейшей эволюции сверхновой ведет к получению различных теоретических кривых блеска. Сопоставляя получившиеся кривые блеска с наблюдаемыми, можно судить о том, каким именно моделям взрыва отдается предпочтение в природе. И вероятно, именно осуществление различных сценариев взрыва звезды приводит к некоторому разбросу в зависимостях между наблюдаемыми параметрами вспышки и объясняет наличие объектов, отклоняющихся от этих зависимостей на величину, превышающую ошибки наблюдений.

Рассматривая возможность использования БИ 1а в космологии, можно сделать вывод, что даже при богатой статистике далеких сверхновых опасно делать твердые выводы о геометрии Вселенной [27].

Земные эксперименты показывают, что режим горения при взрыве не всегда удается точно предсказать заранее. Для сверхновых ситуация аналогична: вполне возможно, что различие в начальных условиях меняет лишь вероятность того, что горение будет развиваться по тому или иному пути, но не определяет его точно. А поскольку режим горения может влиять на форму кривой блеска, то и скорость спада нельзя достоверно предсказать, зная лишь начальные условия. Вероятность той или иной скорости спада блеска, которая играет столь большую роль в определении космологических параметров, можно будет выяснить, лишь набрав большую наблюдательную статистику БИ 1а при разных г и убедившись в независимости калибровочной кривой "максимум светимости - скорость спада блеска" от возраста Вселенной.

В понимании физики взрыва БКе 1а пока единственное, что можно считать твердо установленным — это источник энергии. Мы видим 1а только благодаря тому, что в них происходит радиоактивный распад 56№, образовавшегося в процессе термоядерного взрыва белого карлика, через радиоактивный 56Со, в стабильный изотоп 56Ре. При этом распаде выделяются 7-кванты, которые затем, проходя через вещество, термализуются, и выходят из звезды уже в виде гораздо более мягких УФ, оптических и ИК фотонов, которые мы и наблюдаем.

Однако до сих пор мы не можем с уверенностью сказать, как именно происходит термоядерное горение в белых карликах: медленное ли оно, дозвуковое (дефлаграция), или быстрое сверхзвуковое (детонация) — этим определяется обилие элементов, образующихся в результате взрыва. Неизвестно также, должны ли все предсверхновые ЭИ 1а иметь чандрасекаровскую массу, или могут взрываться и более легкие, субчандрасекаровские белые карлики. Кроме того, даже если все предсверхновые БИ 1а являются чандрасекаровскими, еще не определена энергия взрыва и масса образовавшихся радиоактивных изотопов. Горение может начинаться в центре звезды, а может, при определенном темпе аккреции, и во внешних слоях — и наблюдатели могут это заметить по жесткости спектра и скорости роста блеска до максимума. Поэтому чтобы теоретически воспроизвести реальные кривые блеска ЭИе 1а, нужно исследовать разные модели взрыва. Причем важно решать уравнения для температуры совместно с уравнениями переноса излучения, чтобы правильно учитывать обмен энергией между излучением и веществом.

Сами по себе модели термоядерного взрыва звезды дают возможность лишь косвенным образом сравнивать с наблюдениями всего несколько параметров, таких как кинетическая энергия выброса и общее количество 56№, образовавшегося при взрыве. Расчет последующей эволюции взорвавшейся звезды дает нам гораздо больше возможностей для сравнения разных моделей и выбора той из них, которая лучше согласуется с наблюдениями, а значит, более вероятно реализуется в природе.

Одна из таких возможностей - это моделирование светимости сверхновой в гамма-лучах. Сравнение с наблюдениями позволяет определить полную массу радиоактивных изотопов, образовавшихся при взрыве и получить представление о составе внешних слоев выброса, которые поглощают и термализуют гамма-кванты. Кроме того, это сравнение дает возможность проверить корректность расчетов непрозрачности в гамма-диапазоне.

Другой возможностью проверки модели взрыва является детальный расчет кривых блеска и спектров SN 1а в первые месяцы после взрыва. В физике сверхновых всех типов есть несколько эффектов, представляющих большие трудности для моделирования их кривых блеска. Например, должна быть корректно учтена депозиция гамма-квантов, образующихся при распаде радиоактивных изотопов, главным образом 56№ и 56Со. Распространяясь в выбросе, эти фотоны могут либо свободно покинуть звезду, либо поглотиться (термализоваться), либо разбиться на несколько более мягких фотонов. Для определения судьбы фотона нужно решать уравнение переноса совместно с уравнениями гидродинамики. Полная система уравнений должна включать уравнения переноса в расширяющейся среде во всем диапазоне спектра, от гамма и рентгеновских лучей до инфракрасного света.

На первый взгляд, моделирование БЫе 1а кажется более простым по сравнению с другими типами сверхновых: в них очень быстро устанавливается хаббловский закон расширения (линейная зависимость скорости разлета от радиуса), в них нет ударных волн, а значит и дополнительного нагрева от них. Поэтому в гидродинамической части системы уравнений действительно возникает гораздо меньше проблем.

С другой стороны, заметные трудности появляются в радиационной части системы. SNe Ia становятся почти прозрачными в континууме уже через несколько недель после взрыва, поэтому значительно увеличивается роль неравновесных не-ЛТР процессов по сравнению с другими типами сверхновых. Излучение отрывается от вещества внутри всего выброса еще до достижения максимума блеска, происходящего примерно на 20-ый день после взрыва (см. напр. [76] или рис. 2 в [156]). В этом случае уже нельзя приписывать излучению температуру газа, равно как и любую другую температуру, так как спектр излучения SN Ia начинает сильно отличаться от чернотель-ного. Вместо этого нужно решать уравнения переноса на множестве частот, учитывая огромное число спектральных линий, являющихся основным источником непрозрачности для этого типа сверхновых [39, 143].

Спектр SN Ia образован миллионами линий разной силы, согласованный учет которых непрост даже в покоящейся среде. Расширение только усложняет проблему: в поглощение и излучение на любой выделенной частоте вносят свой вклад сотни, и даже тысячи линий. И понять, как именно они должны быть учтены при решении уравнения переноса - это отдельная сложная задача теории сверхновых.

Через несколько лет после взрыва сверхновой вещество выброса остывает и становится практически ненаблюдаемым. И следующая возможность понять структуру и химический состав выброса наступает лишь спустя несколько сот лет, когда образуется молодой остаток сверхновой (ОСН). К этому времени выброс при своем разлете успевает сгрести заметное количество околозвездного вещества (с массой порядка массы самого выброса). При этом образуются две ударных волны: одна из них распространяется вперед по окружающему выброс веществу, а другая движется внутрь выброса, разогревая его слой за слоем и тем самым давая возможность изучать его последовательно, от внешних слоев к внутренним.

Если какая-то из теоретических моделей взрыва сверхновой действительно реализуется в природе, она должна объяснять все особенности излучения сверхновой на любой стадии эволюции.

У нас в руках есть инструменты, способные решать задачи такого уровня: для расчетов кривых блеска сверхновых - это программа STELLA [48, 50], в которой реализован метод многогрупповой радиационной газодинамики, а для стадии молодого ОСН - программа SUPREMNA, предполагающая газ прозрачным и самосогласованно решающая уравнения гидродинамики совместно с уравнениями кинетики состояний ионизации. Расчеты кривых блеска SNe Ia, проведенные с помощью программы STELLA, показывают, что мы можем смоделировать основные особенности наблюдаемых кривых блеска (время роста и скорость падения блеска на разных длинах волн, звездная величина в максимуме и т.д.) по крайней мере в оптике [27]. Программа SUPREMNA на настоящий момент не имеет аналогов в мире по богатству учтенных в ней и важных для молодых ОСН физических процессов.

Диссертационная работа имеет следующую структуру.

В части I рассматривается проблема учета непрозрачности в расширяющейся среде в применении к уравнению энергии. Получено аналитическое решение уравнения Больцмана для нулевого момента числа заполнения в предположениях, выполняющихся в выбросе SN Ia. Выведен способ усреднения по интервалу частот коэффициента истинного поглощения, необходимого в уравнении энергии. Показано, что при неравномерном распределении количества и силы спектральных линий по энергиям возможны значительные различия среднего коэффициента поглощения, полученного новым способом, и стандартного планковского среднего, ошибочно используемого в большинстве расчетов переноса излучения в сверхновых.

В части II проведены расчеты кривых блеска термоядерных сверхновых с помощью метода многогрупповой радиационной гидродинамики. При вычислении непрозрачности учтены спектральные линии и эффект расширения. Предсказываются потоки излучения в спектральных полосах UBVI, в стандартных ультрафиолетовых полосах спутника IUE, в 7-диапазоне, а также болометрические потоки для нескольких известных моделей термоядерного взрыва. Получено, что время нарастания блеска до максимума в полосах В и V в представленных расчетах согласуется с наблюдениями лучше, чем в расчетах других авторов. Дано физическое обоснование корректности наших результатов. Показано, что УФ потоки для некоторых моделей также хорошо согласуются с наблюдениями. Сделаны предсказания о возможности наблюдения SN Ia в 7-диапазоне с помощью современных космических 7-телескопов. Выделены более предпочтительные по нашему мнению модели взрыва.

В части III рассмотрены и проанализированы физические процессы, которые необходимо учитывать при моделировании молодых остатков сверхновых типа 1а с возрастом несколько сотен лет, в которых распространяются прямая (в межзвездную среду) и возвратная (в выброс) ударные волны. Показано, что энергопотери в богатом тяжелыми элементами выбросе могут быть уже существенными для остатков на этой стадии эволюции. Изучено влияние электронной теплопроводности и скорости обмена энергией между электронами и ионами на распределение температуры и рентгеновское излучение от таких остатков. Для сравнения расчетов с наблюдениями использовались данные наблюдений ОСН Тихо с космического рентгеновского телескопа ХММ-Ые'^оп.

Наконец, в Заключении перечисляются основные результаты диссертации.

Часть I

Непрозрачность при расширении

1 Введение

Прежде чем приступать к моделированию кривых блеска SN 1а, мы должны быть уверены, что наша программа адекватно описывает физические процессы, проходящие в выбросе. Как уже говорилось в общем введении к диссертации, с точки зрения гидродинамики моделирование SN 1а не представляет особых проблем, но более существенным, чем для сверхновых других типов, оказывается применение правильных приближений для описания переноса излучения и взаимодействия излучения с веществом. Поэтому несмотря на то, что программа для расчета кривых блеска уже успешно применялась ранее для моделирования сверхновых других типов [48, 50, 55], при переходе к SN 1а этим вопросам нужно уделить особое внимание.

Спектральные линии — главный источник непрозрачности внутри выброса SN 1а от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона, поэтому правильный учет непрозрачности в линиях — одна из самых критических проблем при моделировании кривых блеска SN 1а. Трудность решения этой проблемы известна еще из теории переноса как в атмосферах, так и в недрах звезд, где для правильного описания выходящего излучения необходим учет миллионов спектральных линий. В теории сверхновых проблема усугубляется необходимостью учета доплеровского смещения линий в среде с градиентом скорости. Много работ на эту тему было опубликовано до настоящего времени. Влияние спектральных линий на непрозрачность расширяющейся среды подробно изучалось в работе Кагр и др. [107]. Значение этого эффекта для физики сверхновых подчеркивалось в предшествующей работе Lasher [115], а в других ситуациях он рассматривался еще ранее применительно к проблеме звездного ветра звезд Вольфа-Райе и горячих звезд главной последовательности [62, 123, 63]. Кагр и др. [107] предложили выражение для эффективной монохроматической непрозрачности, модифицированной расширением среды, и ввели для нее термин "непрозрачность при расширении" ("expansion opacity"). Попытки вывести непрозрачность при расширении более формально из основных уравнений теории переноса излучения предпринимались в работах Eastman к Kirshner [77] и Wagonern др. [168]. Однако, как указали Pinto & Eastman [143], эти выводы не вполне самосогласованы, так как в использованных уравнениях пренебрегали производными по времени, которые имеют тот же порядок, что и учтенные члены. Eastman & Pinto [78] предложили свое приближенное выражение для непрозрачности при расширении, опираясь на другие эвристические доводы. В более общем виде — как решение уравнения Больцмана для фотонов — выражение для непрозрачности было получено в работе Блинникова [5]. Там было выведено как точное решение уравнения переноса в квадратурах, так и выражение для экстинкции, усредненной по некоторому интервалу частот, учитывающее все линии, лежащие в этом интервале и в голубую сторону от него. Статистический подход к вычислению средней экстинкции разработан в статьях Baschek и др., Wehrse и др. [44, 171, 172, 173].

Все перечисленные выше работы посвящены расчетам полной экстинкции, т.е. суммы истинного поглощения и рассеяния, которая используется в уравнении потока. Мы в данном разделе будем интересоваться уравнением энергии, а на него рассеяние не влияет, и для правильного расчета обмена энергией между излучением и веществом нам важно знать и уметь усреднять отдельно коэффициент истинного поглощения.

Как у любой программы, работающей в приближении JITP в смысле населенности уровней по Больцману и распределения состояний ионизации по Саха, без детальных расчетов атомных процессов, одной из проблем нашей программы по расчету кривых блеска SN la является вопрос о том, каким образом снимается возбуждение иона, т.е. идет ли энергия кванта, поглощенного на возбуждение перехода в ионе, на нагрев вещества (случай чистого поглощения в линиях), переизлучается ли она на той же частоте (когерентное рассеяние) или с дроблением фотона, через промежуточные уровни (некогерентное рассеяние). Eastman h Pinto [78] предложили считать линии чисто поглощающими, хотя детальные расчеты в условиях, характерных для выбросов сверхновых, говорят о том, что эффекты HJITP могут быть значительными, и дезактивация возбуждения происходит в основном путем некогерентного рассеяния. Предположение о поглощении в линиях может быть оправдано тем, что при этом фотон как бы исчезает из системы, но он с большой вероятностью уходит и при некогерентном рассеянии, так как дробится на более мягкие фотоны, длина свободного пробега которых в условиях выброса SN 1а заметно больше, чем для первоночального фотона, и поэтому они имеют большую вероятность уйти из системы. Отличие этих двух вариантов состоит в том, что в первом случае происходит разогрев газа, а во втором — нет. Тем не менее, в своей более поздней работе [143] Pinto & Eastman показали, что кривые блеска SN la в предположении чисто поглощающих линий очень слабо отличаются от кривых блеска, полученных с использованием метода эквивалентных двухуровенных атомов [19], при помощи которого в простейшем случае моделируются эффекты отклонения от JITP.

С другой стороны, проанализировав структуру уровней нескольких ионов, характерных для SN la, Чугай [31] пришел к выводу о том, что рассеяние в линиях в выбросах SN la почти консервативно, т.е. фотон при переизлучении почти не меняет своей частоты — происходит почти когерентное рассеяние. Таким образом, число фотонов не меняется и передачи энергии газу не происходит, что, казалось бы противоречит предположению о поглощении в линиях. В этой части мы покажем, что правильный учет эффекта расширения даже при сильных поглощающих линиях не дает возможности веществу эффективно обмениваться энергией с излучением, так что это противоречие отчасти снимается.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Сорокина, Елена Ильинична

19 Выводы

В настоящей работе впервые проведено гидродинамическое моделирование эволюции молодых остатков сверхновых с самосогласованным учетом нестационарной кинетики ионизации в двухтемпературной плазме, а также электронной теплопроводности. Феноменологически учтено влияние магнитного

R, pc

Рис. 50: Распределение яркости по остатку в линиях FeK (сплошные) и FeXVII (пунктирные) относительно яркости в тех же линиях в центре для моделей W7 и MR0. поля на теплопроводность, а также смоделирован эффективный нагрев электронов на фронте ударной волны за счет плазменных процессов. Показано, что сильное изменение параметров теплопроводности оказывает незначительное влияние на рентгеновские спектры, которые мы получали с учетом всех основных элементарных процессов и сворачивали теоретические предсказания с матрицей отклика детектора прибора EPIC PN обсерватории ХММ

Newton.

Один из самых важных наших результатов состоит в том, что уже на самых ранних стадиях эволюции остатков необходимо учитывать влияние ^ потерь на излучение на гидродинамику. Тем самым снято противоречие, существовавшее в течение 20 лет между результатами Hamilton & Sarazin [90], которые показали возможность развития тепловой неустойчивости в богатом металлами веществе выброса, и полным игнорированием этого эффекта в других работах по гидродинамическому моделированию молодых остатков. В рассмотренных нами моделях тепловая неустойчивость развивается вплоть до катастрофического охлаждения примерно за тысячу лет при возмущении (т.е. повышении) плотности в одной из зон в 3 раза, и менее, чем за 100 лет, при повышении плотности в 10 раз. В одной из последних моделей неустойчивость развивается за 340 лет без всякого возмущения плотности (при выключенной теплопроводности). В реальных трехмерных моделях и при наличии взаимодействия выброса с возможным околозвездным веществом тепловая неустойчивость может начать развиваться и гораздо быстрее.

Наша цель пока не состояла в выборе наилучшей модели для описания реальных остатков, однако наши расчеты рентгеновских спектров показывают, А что наиболее перспективны для описания наблюдаемых линий железа модели сверхновых, приводящие к образованию железа в самых внешних слоях, такие как полученные в работах Дуниной-Барковской и др. [11] и Reinecke и ДР- [147].

Из неучтенных нами эффектов самым важным, конечно, остается полный трехмерный расчет гидродинамики. Следует исследовать более физично генерацию нетепловых частиц на фронтах, эволюцию и гидродинамическое влияние магнитных полей. Тем не менее, нам представляется, что при любом развитии теории остатков сверхновых, разработанный нами эффективный алгоритм самосогласованной связи гидродинамики и кинетики ионизации сохранит свое значение.

Заключение

В заключении перечислим основные результаты диссертационной работы.

1. Получена аналитическая формула для непрозрачности при расширении, используемой в уравнении для нулевого момента интенсивности (уравнении энергии). Выведена новая формула для усреднения поглощения в заданном интервале частот в расширяющейся среде.

2. Рассчитаны широкополосные (11В VI и ультрафиолетовые) и болометрические кривые блеска ЭИ 1а для нескольких моделей термоядерных сверхновых. Проведено сравнение моделей с наблюдениями. Показано, что диапазон параметров взрыва (энергия, масса никеля, степень перемешивания) , удовлетворяющих наблюдениям стандартных БИ 1а, заметно шире, чем представлялось ранее.

3. Рассчитаны кривые блеска ЭИ 1а в гамма-диапазоне. Сделаны предсказания о возможности судить об энергетике и перемешивании во взрыве по наблюдениям в этом диапазоне.

4. Разработана гидродинамическая программа для расчета остатков БИ 1а с учетом нестационарности ионизации, потерь на излучение, теплопроводности и кулоновского обмена энергией между электронами и ионами; параметрически учтена возможность некулоновского нагрева электронов на фронте ударной волны.

5. Проведены расчеты эволюции остатка сверхновой для двух моделей взрыва. Показана важность учета потерь на излучение в выбросах молодых остатков 1а.

6. Проведено сравнение вычисленного рентгеновского излучения моделей с наблюдениями остатка сверхновой Тихо. Показано, что хорошо перемешанные модели лучше согласуются с наблюдениями, их главным отличием от менее перемешанных моделей является присутствие в рентгеновском спектре мощной линии Ка железа.

7. Из сравнения рассчитанных нами кривых блеска сверхновых и рентгеновского излучения их остатков с наблюдениями сделан вывод о перспективности трехмерных моделей взрыва по сравнению с одномерными в связи с необходимостью значительного перемешивания вещества в выбросе.

Результаты, изложенные в диссертации, неоднократно обсуждались на семинарах в ГАИШ и ИТЭФ, докладывались на студенческой школе "Физика космоса" (Коуровка, 2001), на российских и международных конферен-У циях ("Астрофизика на рубеже веков", Пущино, 1999; "Научные перспективы ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ", ИНАСАН, 2000; "Nuclear astrophysics", Тегернзее, Германия, 2000, 2002; "From twilight to highlight: the physics of Supernovae", Гархинг, Германия, 2002; коллоквиум MAC 192 "Supernovae (10 years of SN1993J)", Валенсия, Испания, 2003 и других).

Работа проводилась при финансовой поддержке РФФИ (гранты 99-0216205, 02-02-16500, 03-02-06770, 03-02-26598), а также при подцержке грантов Шведской Королевской академии наук в Стокгольмской обсерватории, в США - грантами НАСА - NAG5-8128 и NSF AST-97 31569, в Германии стипендиями Института им. Макса Планка по Астрофизике (МПА, Гархинг, Германия).

Автор выражает глубокую признательность коллективам отдела физики эмиссионных звезд и галактик и других отделов ГАИШ и лаборатории физики плазмы и астрофизики ИТЭФ, и в первую очередь О.С.Вартунову, В.С.Имшеннику, Д.И.Косенко, Д.К.Надежину, Н.Н.Павлюку, И.В.Панову, А К.А.Постнову, М.Е.Прохорову, П.В.Сасорову, Д.Ю.Цветкову за постоянную поддержку, полезные обсуждения и интерес к работе. Хочется поблагодарить также западных коллег С.Вусли, П.Лундквиста и В.Хиллебрандта за возможность проведения части работы в Университете Калифорнии (Санта Круз, США), в Стокгольмской обсерватории (Швеция) и институте им. Макса Планка по Астрофизике (Гархинг, Германия), также как за возможность использования их компьютерных ресурсов.

Наконец, я особенно благодарна моему научному руководителю С.И.Блинникову за постоянную поддержку и создание творческой атмосферы во время совместной работы.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Сорокина, Елена Ильинична, 2004 год

1. Арушанян О.В., Залеткин С.Ф., Численное решение обыкновенных дифференциальных уравнений на Фортране, М.: Изд-во МГУ, 1990

2. Бескин B.C., УФН, 169, 1169, 1999

3. Бисноватый-Коган Г.С., Физические вопросы теории звёздной эволюции, М.: Наука, 1989

4. Бисноватый-Коган Г.С., Блинников С.И., Астрон. журн., 59, 876, 1982

5. Блинников С.И., Письма в Астрон. журн., 22, 92, 1996

6. Блинников С.И., Письма в Астрон. журн., 25, 424, 1999

7. Блинников С.И., Хохлов A.M., Письма в Астрон. журн., 12, 318,1986

8. Боброва H.A., Сасоров П.В. Физика Плазмы, 19, 789, 1993

9. Боровский A.B., Запрягаев С.А., Зацеринный О.И., Манаков H.JL, Плазма многозарядных ионов, СПб.: Химия, 1995

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

11. Дунина-Барковская Н. В., Имшенник В. С. , Блинников С. И., Письма в АЖ, 27, 412, 2001

12. Зельдович Я.Б., Франк-Каменецкий Д.А., Журн. физ. химии, 12, 100, 1938

13. Имшенник B.C., Журнал вычисл. матем. и матем. физики, 2, 206, 1962

14. Имшенник B.C., Боброва H.A. Динамика столкновительной плазмы, М.: Энергоатомиздат, 1997

15. Ландау Л.Д., ЖЭТФ, 14, 240, 1944

16. Лозинская Т.А., Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом галактики, М.: Наука, 1986

17. Майоров С.А., ЖВМ и МФ, 26, 1735, 1986

18. Мейдер Ч., Численное моделирование детонации, М.: Мир, 1985

19. Михалас Д. Звездные атмосферы, М.: Мир, 1982

20. Надежин Д.К., Препринт ИТЭФ №1, 1981; Astrophys. Space Sei., 112, 225, 1985

21. Нагирнер Д.И. Лекции по теории переноса излучения, изд. СПБУ, 2001

22. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 54, 1188, 1977

23. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 55, 737, 1978

24. Псковский Ю.П., Астрон. журн., 61, 1125, 1984

25. Седов Л.И., Методы подобия и размерности в механике, М: Госте-хиздат, 1954

26. Соболев В.В., Движущиеся оболочки звезд, Ленинград: Изд-во ЛГУ, 1947

27. Сорокина Е.И., Блинников С.И., Бартунов О.С., Письма в астрон. журн.,26, 90, 2000

28. Сорокина Е.И., Блинников С.И., Косенко Д.И,, Лундквист П., ПАЖ, 30, 812, 2004

29. Спицер Л., Физика полностью ионизованного газа, М.: Иностранная лит-ра, 1965

30. Холл Дж., Уатт Дж.М. (ред.), Современные численные методы решения обыкновенных дифференциальных уравнений, М.: Мир, 1979

31. Чугай Н.Н., ПАЖ, 6, 481, 1980

32. Allen C.W., Astrophysical Quantities, London: The Athlone Press, 1973

33. Arnaud K.A., Astronomical Data Analysis Software and Systems V, ASP Conf. Series 101 (Ed. G.Jacoby, J.Barnes), p.17, 1996; http://xspec.gsfc.nasa.gov/docs/xanadu/xspec/index.html

34. Arnaud M., Rothenflug R., A&AS, 60, 425, 1985

35. Arnett W.D., Ap.Sp.Sci., 5, 180, 1969

36. Arnett W.D., ApJ 253, 785, 1982

37. Badenes C., Bravo E., Borkowski K.J., Dominguez I., Astrophys. J., 593, 358, 2003

38. Ballance C. P., Badnell N.R., Berrington K. A., Journal of Physics В Atomic Molecular Physics, 34, 3287, 2001

39. Baron E., Hauschildt P.H., Mezzacappa A., MNRAS, 278, 763, 1996

40. Baron E., Hauschildt P.H., Nugent P., Branch D., MNRAS, 283, 297, 1996

41. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Astrophys. Space Sci., 122, 343, 1986

42. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Thermonuclear Supernovae (eds. Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.87, 1997

43. Bartunov O.S., Tsvetkov D.Yu., Filimonova I.V., PASP, 106,1276,1994

44. Baschek В., v. Waldenfels W., Wehrse R., A&A, 371, 1084, 2001

45. Bertschinger E., ApJ, 304, 154, 1986

46. Bisnovatyi-Kogan G.S., Silich S.A., Reviews of Modern Physics, 67, 661, 1995

47. Blinnikov S.I., Thermonuclear Supernovae (eds. Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.589, 1997

48. Blinnikov S.I., Bartunov O.S., A&A, 273, 106, 1993

49. Blinnikov S.I., N.V.Dunina-Barkovskaya N.V., MNRAS, 266, 289,1994

50. Blinnikov S.I., Eastman R., Bartunov O.S., Popolitov V.A., Woos-ley S.E., ApJ, 496, 454, 1998

51. Blinnikov S.I., Sasorov P.V., Phys.Rev.E, 53, 4827, 1996

52. Blinnikov S.I., Sasorov P.V., Woosley S.E., Space Science Reviews, 74, 299, 1995

53. Blinnikov S.I., Sorokina E.I., A&A, 356, 30, 2000

54. Blinnikov S.I., Sorokina E.I., Astrophys. Space Sei., 290, 13, 2004.

55. Blinnikov S.I., Lundqvist P., Bartunov O.S., Nomoto K., Iwamoto K., Astrophys. J., 532, 1132, 2000

56. Borkowski K.J., Shull J.M., McKee C.F., Astrophys. J., 336, 979, 1989

57. Brinkmann W., Fink H.H., Smith A., Haberl F., Astronomy and Astrophysics, 221, 385, 1989

58. Cappellaro E., Turatto M., Fernley J. (ред.), IUE-ULDA Access Guide No. 6. Supernovae, ESA, SP-1189, 1995

59. Cappellaro E., Mazzali P.A., Benetti S., Danziger I.J., Turatto M., Delia Valle M., Patat F., Astron. Astrophys., 328, 203, 1997

60. Cargill P.J., Papadopoulos K., Astrophysical Journal, 329, L29, 1988

61. Carroll S.M., Press W.H., Turner E.L., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 30, 499, 1992

62. Castor J.I., MNRAS, 149, 111, 1970

63. Castor J.I., Abbott D.C., Klein, R.I., Astrophys. J., 195, 157, 1975

64. Chevalier R.A., ApJ, 188, 501, 1974

65. Chevalier R.A., Astrophysical Journal, 258, 790, 1982

66. Chevalier R.A., Advances in Space Research, 33, 456, 2004

67. Chevalier R.A., Imamura J.N., ApJ, 261, 543, 1982

68. Cohen R.S., Spitzer L.Jr., Routly P.McR., Phys. Rev., 80, 230, 1950

69. Contardo G., Leibundgut B., Vacca W.D., A&A, 359, 876, 2000

70. Cowie L., McKee C., Ostriker J., ApJ, 247, 908, 1981

71. Cox D.P., ApJ, 178, 159, 1972

72. Dahlen T., Fransson C., Astron. Astrophys., 350, 349, 1999; astro-ph/9905201.

73. Decourchelle A. et al., Astron.Astrophys., 365, L218, 2001

74. Dominguez I., Höflich P., Straniero O., Wheeler C., astro-ph/9905047

75. Drell P.S., Loredo T.J., Wasserman I., Astrophys. J., 530, 593, 2000; astro-ph/9905027

76. Eastman R.G., in Thermonuclear Supernovae, Eds. P. Ruis-Lapuente et al., Dordrecht: Kluwer Academic Pub., p. 571, 1997

77. Eastman R.G., Kirshner R.P., ApJ, 347, 771, 1989

78. Eastman R.G., Pinto P.A., ApJ, 412, 731, 1993

79. Falk S.W., Arnett W.D., Astrophys. J. Suppl., 33, 51, 1977

80. Falle S.A.E.G., MNRAS, 172, 55, 1975

81. Falle S.A.E.G., MNRAS, 195, 1011, 1981

82. Forcada-Mirö M.I., S.D.M.White, asro-ph/9712204, 1997

83. Gaetz T.J., Edgar R.J., Chevalier R.A., ApJ, 329, 927, 1988

84. Garnavich P.M. et al., Astrophys. J. Lett., 493, L53, 1998

85. Garnavich, P.M. et al., Astrophys. J., 509, 74, 1998

86. Gear C.W., Numerical Initial Value Problems in Ordinary Differential Equations, Englewood Cliffs: Prentice-Hall, 1971

87. Georgii R., Plüschke S., Diehl R. et al., A&A, 394, 517, 2002

88. Goett S.J., Sampson D.H., Clark R.E.H., Astrophysical Journal Supplement Series, 54, 115, 1984

89. Hamilton A.J.S., Sarazin C.L., Astrophysical Journal, 281, 682, 1984

90. Hamilton A.J.S., Sarazin C.L., 1984 ApJ, 287, 282, 1984

91. Hamuy M., Phillips M.M., Maza J., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Aviles R., Astron. J., 109, 1, 1995

92. Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Maza J., Aviles R., Astron. J., 112, 2391, 1996

93. Hamuy M., Phillips M.M., Suntzeff N.B., Schommer R.A., Maza J., Smith R.C., Lira P., Aviles R., Astron. J., 112, 2438, 199694. von Hippel T., Bothun G.D., Schommer R.A., Astron. J., 114, 1154, 1997

94. Höflich P., Astrophys. J., 443, 89, 1995

95. Höflich P., Workshop on Stellar Atmosphere Modeling, 8-12 April 2002 Tuebingen, Eds: I. Hubeny, D. Mihalas, K. Werner, astro-ph/0207103, 2002

96. Höflich P., Khokhlov A., ApJ, 457, 500, 1996

97. Höflich P., Khokhlov A., Wheeler J.C., Nomoto K., Thielemann F.K., Thermonuclear Supernovae, (eds Ruiz-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.659, 1997

98. Hwang U., Decourchelle A., Holt S.S., Petre R., Astrophysical Journal, 581, 1101, 2002

99. Imamura J.N., Aboasha A., Wolff M.T., Wood K.S., ApJ, 458, 327, 1996

100. Imamura J.N., Wolff M.T., Durisen R.H., ApJ, 276, 667, 1984

101. Innes D.E., Giddings J.R., Falle S.A.E.G., MNRAS, 226, 67, 1987

102. Itoh H., Masai K., Nomoto K., Astrophysical Journal, 334, 279, 1988

103. Ivanova L.N., Imshennik V.S., Chechetkin V.M., Ap.Sp.Sci., 31, 497, 1974

104. Jeffery D.J., Leibundgut B., Kirshner R.P. et al., ApJ, 397, 304, 1992

105. Karp A.H., J.Quant.Spec.Rad.Tran., 23, 285, 1980

106. Karp A.H. et al., ApJ, 214, 161, 1977

107. Khokhlov A.M., ApJ, 419, L77, 1993

108. Kim A.G. et al., Astrophys. J. Lett., 476, L63, 1997

109. Kimoto P.A., Chernoff D.F., ApJ, 485, 274, 1997 (astro-ph/9705257)

110. Kirshner R.P., Jeffery D.J., Leibundgut B. et al., ApJ, 415, 589, 1993

111. Kosenko D.I., Sorokina E.I., Blinnikov S.I., Lundqvist P., Advances in Space Research, issue High-Energy Studies of Supernova Remnants and Neutron Stars, ed. W.Hermsen, V. 33, p. 392, 2003

112. Kurucz R.L., Bell B., Atomic Line Data, Kurucz CD-ROM No. 23. Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory, 1995; http://cfa-www.harvard.edu/amdata/ampdata/kurucz23/sekur.html

113. Laming, J.M., Raymond, J.C., McLaughlin, B.M., Blair, W.P., 1996 Astrophysical Journal, 472, 267, 1996

114. Lasher G., Astrophys. J., 201, 194, 1975

115. Leibundgut B., Kirshner R.P., Filippenko A.V. et al., ApJ, 371, L23, 1991

116. Lesch, H., Astronomy and Astrophysics, 239, 437, 1990

117. Livio M., astro-ph/9903264.

118. Livne E., ApJ, 354, L53, 1990

119. Livne E., Arnett W.D., ApJ, 415, L107, 1993

120. Livne E., Arnett D., ApJ, 452, 62, 1995

121. Livne E., Glasner A.S., ApJ, 370, 272, 1991

122. Lucy L., Astrophys. J., 163, 95, 1971

123. Mansfield V.N., Salpeter E.E., ApJ, 190, 305, 1974

124. Max C.E., McKee C.F., Mead W.C., Phys. Fluids, 23, 1620, 1980

125. Maza J., IAU Circ., Na3583, 1981

126. Mazzali P.A., Cappellaro E., Danziger I.J., Turatto M., Benetti S., Astrophys. J. Lett., 499, L49, 1998

127. McKee C.F., ApJ, 188, 335, 1974

128. McMillan R.J., Ciardullo R., ApJ, 473, 707, 1996

129. Müller E., Arnett W.D., ApJ, 307, 619, 1986

130. Niemeyer J.C., Ph.D.Thesis, MPA-911, 1995

131. Niemeyer J.C., Woosley S.E., Astrophys. J., 475, 740, 1997

132. Niemeyer J.C., Hillebrandt W., ApJ, 452, 769, 1995

133. Niemeyer J.C., Hillebrandt W., ApJ, 452, 779, 1995

134. Nomoto K., Sugimoto D., Neo S., Ap.Sp.Sci., 39, L37, 1976

135. Nomoto K., Thielemann F.-K., Yokoi K., ApJ, 1984. 286, 644, 1984

136. N0rgaard-Nielsen H.U., Hansen L., Jorgensen H.E., Salamanca A.A., Ellis R.S., Couch W.J., // Nature, 339, 523, 1989

137. Nugent P., Baron E., Branch D., Fisher A., Hauschildt P.H., ApJ, 485, 812, 1997

138. Nussbaumer H., Storey J., Astronomy and Astrophysics, 126, 75, 1983

139. Perlmutter S. et al., Astrophys. J., 483, 565, 1997

140. Perlmutter S. et al., Astrophys. J., 517, 565, 1999

141. Phillips M.M., Astrophys. J. Lett., 413, L105, 1993

142. Pinto P.A., Eastman R.G., ApJ, 530, 757, 2000

143. Plewa T., MNRAS, 275, 143, 1995

144. Raymond J.C., Cox D.P., Smith B.W., ApJ, 204, 290, 1976

145. Rees M.J., The Next Generation Space Telescope: Science Drivers and Technological Challenges, 34th Liege International Astrophys. Colloq., ESA Publ., p.237, 1998; astro-ph/9809029.

146. Reinecke M., Hillebrandt W., Niemeyer J.C., A&A, 386, 936, 2002

147. Riess, A. G. et al., Astron. J., 116, 1009, 1998

148. Ruiz-Lapuente P. et al., Nature, 365, 728, 1993

149. Ruiz-Lapuente P., Kirshner R.P., Phillips M.M. et al., ApJ, 439, 60, 1995

150. Sampson D.H., Zhang H.L., ApJ, 335, 516, 1988

151. Sandage G., Tammann G.A., Critical Dialogues in Cosmology (ed. N.Turok), Singapore: World Scientific, p.130, 1997

152. Schmidt B.P. et al., Astrophys. J., 507, 46, 1998

153. Seaton M.J., MNRAS, 119, 81, 1959

154. Shull M.J., Van Steenberg M., Astrophys. J.Suppl., 48, 95, 1982

155. Sorokina E.I., Blinnikov S.I., Nuclear Astrophysics, llth Workshop at Ringberg Castle, Tegernsee, Germany, February 11-16, 2002, ed. by E. Müller, W. Hillebrandt, p. 57, 2002

156. Spitzer L., Härm R., Phys. Rev., 89, 977, 1953

157. Straka W.C., ApJ, 190, 59, 1974

158. Strickland R., Blondin J.M., ApJ, 449, 727, 1995

159. Suntzeff N.B. et al., Astron. J., 117, 1175, 1999

160. Swartz D.A., Sutherland P.G., Harkness R.P., ApJ, 446, 766, 1995

161. Timmes F.X., Woosley S.E., ApJ, 396, 649, 1992163. van den Bergh S., ApJ, 413, 67, 1993

162. Van Regemorter H., Astrophys. J., 136, 906, 1962

163. Verner D.A., Ferland G.J., Astrophys.J.Supp., 103, 46, 1996

164. Verner D.A., Verner E.M., Ferland G.J., Atomic Data Nucl. Data Tables, 64, 1, 1996; http://www.pa.uky.edu/ verner/lines.html

165. Verner D.A., Yakovlev D.G., ApSS, 165, 27, 1990

166. Wagoner R.V., Perez C.A., Vasu M., ApJ, 377, 639, 1991

167. Walder R., Folini D., A&A, 315, 265, 1996

168. Weaver T.A., Zimmerman G.B., Woosley S.E., ApJ, 225, 1021, 1978

169. Werhse R., Baschek B., von Waidenfels W., A&A, 359, 780, 2000

170. Werhse R., Baschek B., von Waidenfels W., A&A, 359, 788, 2000

171. Werhse R., Baschek B., von Waldenfels W., A&A, 390, 1141, 2002

172. Whiteford A.D., Badnell N.R., Ballance C.P., Loch S.D., O'Mul-lane M.G., Summers H.P., Journal of Physics B Atomic Molecular4 Physics, 35, 3729, 2002

173. Woosley S.E., in: Supernovae, ed. A.G.Petschek, A & A library, p.182, 1990

174. Woosley S.E., in: Gamma-ray Line Astrophysics, eds. P.Durouchoux, N.Prantzos, Am. Inst, of Phys., New York, p.270, 1990

175. Woosley S.E., Thermonuclear Supernovae (eds Ruis-Lapuente P. et al.), Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., p.313, 1997

176. Woosley S.E., Weaver T.A., Ann. Rev. A&A, 24, 205, 1986

177. Woosley S.E, Weaver T.A., ApJ, 423, 371, 1994

178. Woosley S.E., Weaver T.A., in Supernovae, eds. R. Bludman et al., Amsterdam: Elsevier, p.63, 1994

179. Zhang H.L., Sampson D.H., Clark R.E.H., Physical Review A, 41, 198, 1990A138