Численное моделирование крупномасштабной конвекции в протонейтронной звезде при взрыве сверхновой II типа

• Автор: Устюгов, Сергей Дмитриевич
• Шифр специальности: 05.13.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 98 с.

Содержание
Введение
1 Численная модель
1.1 Термодинамическое состояние вещества
1.2 Определяющие уравнения. Консервативный вид уравнений
1.3 Начальные и граничные условия
1.4 Метод численного решения
1.5 Численные тесты
2 Моделирование конвекции в протонейтронной звезде в сферическом случае.
2.1 Расчет и анализ параметров равновесной конфигурации.
2.2 Результаты эволюции конвективной неустойчивости.
3 Моделирование конвекции во вращающейся протонейт-
ронной звезде
3.1 Расчет равновесной конфигурации
3.2 Результаты моделирования конвекции
3.3 Линейный анализ конвективной неустойчивости
4 Гравитационное излучение при крупномасштабной конвекции в протонейтронной звезде
Заключение
Библиография

Введение.
Одним из ярких и впечатляющих событий во Вселенной является взрыв звезд получивших название сверхновых, поражающих не только своей мощью и энергией, но и тем влиянием которое оно оказывает на физические процессы происходящие в окружающем межзвездном пространстве. Среди всех взрывающихся звезд ученые выделяют два основных класса: сверхновые I и II типа. С наблюдательной точки зрения они различаются видом оптических спектров и характером кривых блеска. Так в оптических спектрах сверхновых I типа отсутствуют интенсивные линии водорода и кривые блеска имеют поразительное сходство. Напротив, сверхновые II типа имеют в спектрах линии водорода, а их кривые блеска отличаются разнообразием форм. Различие этих классов проявляется и в характере динамической эволюции ядер звезд, которая начинается с момента нарушения гидростатического равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своей эволюции. Характер эволюции в основном определяется массой звезды. К первому типу относятся звезды взрыв которых происходит в результате быстрого горения вещества, состоящего в основном из кислорода и углерода, внутри звезды небольшой массы М < 5М0, например, белого карлика. В свою очередь сверхновые II типа образуются в результате коллапса железного ядра звезды массой М > 8М@ в конце ее термоядерной эволюции. После достижения веществом ядерных плотностей быстрый рост давления приводит к образованию ударной волны, которая в дальнейшем распространяясь по внешней части ядра выходит наружу и срывает внешние слои звезды, что наблюдается в конечном счете как явление сверхновой.
В течении последних тридцати лет несколько групп исследователей пытаются смоделировать с помощью компьютеров и подтвердить

предполагаемый механизм взрыва сверхновых II типа. Первые расчеты показали, что ударная волна не проходит всю внешнюю оболочку, останавливается и превращается в аккреционную ударную волну на радиусе 100 - 200 км. Это объясняется в основном двумя причинами. Во-первых при движении ударной волны по веществу внешней части ядра состоящему из слабосвязанных ядер железа с низкой энтропией и падающих на ударную волну со сверхзвуковой скоростью, она тратит свою энергию на диссоциацию ядер на свободные нуклоны. Это ведёт к уменьшению отношения давления к энергии поперек ударной волны и значительно понижает ее мощность. Во-вторых при достижении ударной волны нейтриносферы через нее происходит интенсивный выброс электронных нейтрино, созданных в реакции захвата электронов на свободных протонах, которые уносят прочь энергию и лептонное число от вещества за фронтом ударной волны, уменьшая ее энергию и давление. Комбинация тепловой диссоциации и нейтринных потерь ослабляет ударную волну и вызывает в конечном счете ее остановку. Чтобы избежать этого внутреннее ядро должно быть очень большим при отскоке, тогда сильная ударная волна будет создана дальше в ядре. Однако современные численные расчеты, включающие аккуратное рассмотрение нейтринных взаимодействий и переноса, показывают, что этого не происходит в виду сильной потери лептонов внутренним ядром на стадии коллапса. Вскоре после того как было обнаружено, что ударная волна останавливается во внешней части ядра, в работах [19] [17] был предложен механизм восстановления ударной волны за счет депозиции энергии нейтрино, распространяющихся наружу от горячего сжимающегося ядра, посредством реакции поглощения нейтрино нуклонами за фронтом ударной волны за время порядка сотни миллисекунд. Область действия этого механизма лежит между нейтриносферой и ударной волной и подразделяется в свою очередь на две: в первой, вблизи нейтрино-сферы, падающее внутрь вещество охлаждается, во второй, около ударной волны, оно нагревается. Радиус на котором нагрев равен охлаждению обозначается как равновесный радиус. Существование и расположение этого радиуса очень важно для действия этого механизма взрыва. Когда вещество спускается ниже равновесного радиу-

Матрица Л вычисляется при среднем состоянии II удовлетворяющего условиям
Значение и определяется симметричным усреднением состояний и с помощью метода Рое, обобщенного для случая реаль-
ных газов [49]:
Р = гр1,
Ух — р(ух,Уу
РеАе = РеАе + ш5Р, РрАр = РрАр+(1-ш)5Р, (Ре Ае)2 " ((РАеУ + (рРАр?)У
5Р = АР- Ре Ае - РрАр, Рр = Рр(рр),Ре = Ре(рР).
Среднее значение скорости звука находится по формуле:
АЛ = ААЦ, 1 = А0)
& = д(иь,ин),

А(-) = (-)д _ (Ог
е = р(е),к = д(/г),
М/) = Дг/Д,г