Аналитические исследования некоторых проблем механизма взрыва и кривых блеска коллапсирующих сверхновых

• Автор: Попов, Дмитрий Владимирович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 189 с.

Содержание
Введение
1.1. Современное состояние проблемы
1.2. Цель, научная и практическая ценность работы
1.3. Краткое содержание работы
Глава 1. Моделирование механизма взрыва коллапсирующих сверхновых.
1.1. Эволюция эксцентричных орбит двойных нейтронных звезд, обусловленная гравитационным излучением
1.2. Оценка скорости вылета пульсара в приближении круговой орбиты.
1.3. Аналитическая модель эволюции тесной двойной системы нейтронных (вырожденных) звезд
Глава 2. Аналитическое моделирование кривых блеска коллапсирующих сверхновых.
2.1. Аналитические модели кривых блеска сверхновых со смешанным
граничным условием для излучения

2.2. Аналитическая модель для стадии плато вспышки СН II
2.3. Аналитические модели маломассивных СН II
Глава 3. Моделирование кривой блеска СН1987А: сравнение расчетов с данными наблюдений.
3.1. Моделирование болометрической кривой блеска СН1987А
3.2. Модели без волны охлаждения и рекомбинации
3.3. Модели с учетом волны охлаждения и рекомбинации
3.4. Результаты расчетов болометрической кривой блеска СН1987А .
3.5. Аналитическое моделирование поздних стадий вспышки сверхновой 1987А в БМО
Заключение

Введение
1.1. Современное состояние проблемы.
Проблема моделирования коллапсирующих сверхновых (СН) является одной из наиболее актуальных и сложных проблем современной астрофизики. На сегодняшний день накоплено огромное количество наблюдательных данных по вспышкам сверхновызс. Первые наблюдения особенно ярких вспышек сверхновых были зафиксированы в исторических хрониках (сверхновая 1054 года, сформировавшая Крабовидную туманность); имена величайших астрономов возрождения связаны с открытием сверхновых (СН 1572 г., открытая Тихо де Браге, и СН 1604 г., открытая Кеплером). С созданием телескопа стало возможно наблюдать вспышки сверхновых в других галактиках; спектральный анализ позволил разделить сверхновые по отсутствию или наличию линий водорода в спектре на I и II типы. В XX веке совершенствование астрономической техники привело к лавинообразному нарастанию объема наблюдений вспышек сверхновых. В последние десятилетия количество ежегодно регистрируемых вспышек достигло нескольких десятков; всего их зарегистрировано более тысячи, причем более чем для пятисот вспышек получены данные по изменению блеска сверхновых во времени, т.е. так называемые кривые блеска. Некоторые вспышки сверхновых, такие, как СН1987А, наблюдались в самых разных электромагнитных диапазонах и даже было зарегистрировано нейтринное излучение от данной сверхновой. Наблюдения же кривых блеска этой и некоторых других сверхновых в классических оптических полосах 11-, В- и V- были проведены различными группами наблюдателей с высокой точностью, между данными этих групп достигнуто, в общем, хорошее согласие; таким образом, по нескольким десяткам сверхновых имеется подробный набор наблюдательных данных, позволяющий провести жесткий отбор среди теоретических моделей, претендующих на адекватное описание явления. В то же время, ежегодно регистрируется все большее количество удаленных внегалактических сверхновых. Волее подробные спектральные наблюдения позволили выделить среди СН I типа подтипы

1а, ГЬ, 1с (по наличию и отсутствию линий гелия и более тяжелых элементов); среди СН II типа подтипы выделены по форме оптической кривой блеска (ПЬ -с линейным спадом, Пр - с плато на кривой блеска). Классифицировано также некоторое количество "пекулярных"сверхновых, занимающих промежуточное положение между выделенными подтипами классификации.
Теоретическое моделирование вспышек сверхновых при такой широкой наблюдательной базе также достигло значительных успехов с использованием основных достижений теоретической физики XX века и, прежде всего, теоретической астрофизики релятивистских звезд (белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр), а также численной радиационной гидродинамики. Было достигнуто однозначное понимание того, что вспышка сверхновой является заключительной стадией эволюции любой достаточно массивной звезды (с массой более ~ ЗМ@). Был определен диапазон масс звезд на главной последовательности (~ 3 -г 8Мо), приходящих в процессе эволюции к формированию вырожденного (углеродно-кислородного) ядра, выявлены условия перехода такого ядра от гидростатической эволюции к термоядерному взрыву в работах Арнетта[б], Ивановой и др.[52], наблюдаемому как вспышка сверхновой I типа (прежде всего, подтипа 1а). Таким образом, считается, что вспышки таких сверхновых на современном этапе развития науки в общем получили эволюционное астрофизическое объяснение. Их дальнейшие исследования посвящены уточнению таких чрезвычайно важных и интересных аспектов явления, как возникновение и осуществление различных режимов взрывного горения: детонации и дефла-грации; неустойчивость фронтов горения; развитие крупномасштабной конвекции в условиях гидродинамического взрыва (с сильными ударными фронтами); вклад нейтринных процессов (нейтронизация и игнитация). Построенные модели используются для решения важнейших астрофизических проблем (упомянем применение СН 1а в качестве "стандартных свечей" к уточнению значения постоянной Хаббла и т.п., однако не будем подробнее останавливаться на этой, смежной к теме исследований в рамках представленной диссертации, области).
В то же время, для звезд, имеющих на главной последовательности еще

(см. выше). Поэтому сразу после фрагментации при любом начальном эксцентриситете неравенство (33) выполняется (0.02mt 0.5). В дальнейшем, по ме-
ре сближения компонентов, скорость движения нарастает и при сближении до а да 0, е « 0 становится сравнимой со скоростью света. Тогда, естественно, неравенство (33) нарушается и наш подход теряет применимость. Однако обмен массами начинается значительно раньше. Подставим значение в/ из (20), при котором начинается обмен массами, в (32), опуская, аналогично предыдущему, множитель (l + Hjeo)145/242 в е/ (он составляет не более 1.14). Также из-за уже показанной малости е/ можно пренебречь знаменателем 1 +е; в правой части (32). В результате указанных подстановок получится ограничение, которое записано для любого значения параметра 5:
0.23 • mt ■ й0,44 < rNS■ (34)
Оно уже не содержит значений эксцентриситетов, т.к. мы фактически, используя условие малости е/ в (20), перешли к доказательству нерелятивизма движения для круговой орбиты к началу обмена массами. В этом легко убедиться сразу, комбинируя (31) при е = 0 (круговая орбита) с а/ из (15) и (17). Так как mt < 1 (коллапсирующее ядро имеет массу, не превышающую 2 М0), S < 0.5 по определению, a r^s ^ 0.5 (все модели нейтронных звезд имеют радиус, превышающий 6.5 км.), то видно, что условие нерелятивизма выполняется во всяком случае с погрешностью в ~ 30% к моменту начала обмена массами (а до этого со значительно меньшей погрешностью). Согласно (30), приводящему к вдвое меньшей левой части неравенства (34) для круговой орбиты, находим, что (v/c)2 < 0.1.
Другим предположением, справедливость которого нужно проверить, является предположение о квазистационарности орбит. Оно подразумевалось, когда использовались исходные уравнения (1)- (3). Очевидно, что для обоснования этого предположения достаточно того, чтобы параметры орбит слабо менялись за период обращения Р. Такое условие равносильно требованию, чтобы потери энергии двойной системы за период были малы по сравнению с самим значением энергии, то есть <С 1. Подставляя в данное неравенство величины