Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых

• Автор: Сорокина, Елена Ильинична
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 138 с.

4 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 SN 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 SN 1а
12.1 ЦБ VI кривые блеска для одномерных моделей БИ 1а
12.2 Использование БИ 1а в космологии
12.3 Перспективность трехмерных моделей БИ 1а
12.4 Болометрические кривые блеска БК 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
Заключение
Литература

ф Сверхновые типа la (SN 1а) 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 z. Во-вторых, SN 1а 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 1а и скоростью последующего ослабления блеска. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN 1а на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими значениями z [41, 142, 91].
В последнее время техника наблюдений достигла такого уровня, что стало возможным обнаруживать и изучать сверхновые с большими красными сме-• щениями. Первые результаты были получены в работе [137]: за несколько лет
наблюдений на 1-м телескопе в Чили они обнаружили всего две сверхновых сг~ 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 z. Благодаря работе этих групп стала возможной оценка из наблюдений далеких сверхновых космологических параметров: постоянной Хаббла Но, относительной плотности материи flm и энергии вакуума Q, а также вычисление выводимых из них величин, таких как параметр замедления Вселенной q, отношение локального значения Но к глобальному и др. Так, по первым семи SN 1а с z > 0.35 Kim и др. [109] оценили значение Но и опровергли предположение о том, что локальное значение Но заметно превышает среднее. Perlmutter и др. [140] по тем же данным оценили возможное соотношение плотности материи и вакуума.

были нужны для расчетов энерговыделения при взрыве. Поэтому химический состав модели был представлен тремя элементами, представляющими основные группы. “Fe” представляет группу железа. В частности, это включает в себя и радиоактивный никель 56Ni, количество которого нам необходимо знать для моделирования кривых блеска, так как он является практически единственным источником энергии SN 1а. В данном случае нам пришлось произвольно выделить 56№ из “Fe”, и мы разделили последний на 80% 56Ni и 20% 56Fe в каждой зоне. “Mg” представляет группу элементов промежуточной массы, а оставшиеся непрогоревшими С и О взяты в равных пропорциях.
На первый взгляд может показаться, что столь значительные отличия параметров трехмерных моделей от одномерных должны привести к таким же большим отличиям в кривых блеска, однако, как мы увидим в дальнейшем, это оказывается не так. Кривые блеска действительно различаются, причем детали кривых блеска трехмерных моделей гораздо лучше соответствуют наблюдаемым, тем не менее различия оказываются гораздо меньше ожидаемых. По-видимому, это связано с тем, что при меньшей скорости разлета и большем перемешивании в трехмерных моделях их фотосферы движутся вглубь выброса примерно с той же скоростью, что и в более энергичных, но менее перемешанных одномерных моделях. Кроме модели MR0, мы рассчитали еще несколько моделей из этой же серии, и получили также обнадеживающие кривые блеска.
В следующих параграфах мы рассмотрим кривые блеска от ИК до гамма-диапазона для перечисленных моделей.
11 Метод расчета кривых блеска
При моделировании кривых блеска мы использовали приближение многогрупповой радиационной гидродинамики. Все расчеты проводились с помощью программы STELLA [48, 50] в предположении J1TP для населенности уровней и для состояний ионизации.
Основные уравнения, которые решаются в этой программе, следующие (подробности см. в работах Блинникова и др. [48, 50, 55]):