Сверхновые звёзды, гамма-всплески и ускоренное расширение Вселенной

• Автор: Пружинская, Мария Викторовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 149 с. : ил.

Содержание
Введение
Общая характеристика работы
Актуальность работы
Цели работы
Новизна работы
Практическая значимость работы
Положения, выносимые на защиту
Публикации
Апробация работы
Личный вклад автора
Структура и обзор диссертации
1 Сверхновые звёзды типа 1а
1.1 Индикаторы расстояний во Вселенной
1.2 «Стандартизация» свечи
1.3 Обработка СН 2009пг в программе 81ЧооРу
1.3.1 Описание программы Э1ЧооРу
1.3.2 К-поправка
1.3.3 СН 2009пг
1.4 Механизмы взрыва
1.4.1 Основные механизмы
1.4.2 Механизмы взрыва в эллиптических галактиках
1.5 «Чистые» сверхновые
1.5.1 Метод отбора
1.5.2 Анализ диаграммы Хаббла
1.6 Обсуждение
2 Поляризация сверхновых звёзд типа 1а и гамма-всплесков
2.1 Роботизированная сеть МАСТЕР
2.2 Инструменты МАСТЕР и обработка наблюдений
2.3 Калибровка поляроидов по блазарам
2.3.1 Блазар ОС
2.3.2 Блазар ЗС 454.

2.3.3 Блазары 87СВ165943.2 1-395846 и СЯЗОВШб I 303 .
2.4 Поляризация сверхновых звёзд типа 1а
2.4.1 Наблюдения поляризации СН 1а
2.4.2 СН 2012Ы
2.5 Поляризация гамма-всплесков
2.5.1 Наблюдения поляризации гамма-всплесков
2.5.2 СИВ 121011А
2.6 Обсуждение
3 Короткие гамма-всплески и связанные с ними явления
3.1 Машина Сценариев и частота слияний нейтронных звёзд .
3.2 Слияния нейтронных звёзд и быстрые радиовспышки
3.3 Слияния нейтронных звёзд и короткие гамма-всплески . .
3.4 Молчание ЫОО
3.5 Обсуждение
Заключение
Благодарности
А МАСТЕР: наблюдение сверхновых звёзд
В Абсолютные калибровки МАСТЕР в поляроидах и БУШ фильтрах
Список литературы

Введение
Работа посвящена сверхновым звездам и гамма-всплескам. Катастрофические события, ответственные за эти явления, представляют интерес для различных областей астрофизики, космологии и физики элементарных частиц. Сверхновые звёзды и гамма-всплески играют огромную роль в общей картине эволюции звёзд, галактик, химической эволюции Вселенной, а также в наблюдательной космологии.
Вспышка сверхновой звезды - один из самых мощных и красивых процессов природы. На Земле вспышка сверхновой регистрируется как резкое увеличение блеска звезды на 6-10 порядков. Таким образом, какое-то время одна звезда светит как целая галактика. История сверхновых началась в тот момент, когда была установлена внегалактическая природа туманностей, названных впоследствии галактиками. В 1934 году Уолтер Бааде и Фриц Цвикки для подобных объектов предложили термин «сверхновые» [1].
Перед тем как делать выводы о природе процесса, необходимо исследовать его наблюдательные проявления. Первое, что заинтересовало исследователей сверхновых одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. В 1940 году Минковский разделил сверхновые на два основных типа по их спектральным свойствам: I — в спектрах которых отсутствуют линии водорода и II — в спектрах которых эти линии есть [2]. Самым непонятным и почти полностью не расшифрованным долгое время оставался спектр сверхновых I типа (СН I). Только после того, как Юрий Павлович Псковский показал, что полосы в спектрах — это участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров СН I сдвинулось с мёртвой точки [3]. Позднее СН I были разделены на подтипы: 1а — в спектрах присутствуют линии однократно ионизованного кремния; 1Ь — в спектрах практически отсутствуют линии однократно ионизованного кремния, а наиболее интенсивными являются линии поглощения гелия: 1с — в спектрах отсутствуют и линии кремния, и линии гелия.
Сверхновые типа II, 1Ь и 1с — результат эволюции массивных звёзд с массой > 8-10 М0. Когда ядро звезды становится железным, выделе-

лабораторной системе отсчёта и = {^+z)trest — время в системе отсчёта, связанной с наблюдателем. Стандартной Л'-поправкой удобно пользоваться до х < 0.2, так как на больших красных смещениях требуется значительная экстраполяция спектра сверхновой. Поэтому была введена обобщённая А"-поправка. Именно ей удобно пользоваться при работе со сверхновыми на больших красных смещениях. Обобщенная А'-поправка преобразует звёздную величину в наблюдаемом фильтре у в звёздную величину в лабораторном фильтре х [114].
где Z — модельное распределение энергии по спектру на 2 = 0, для которого в используемой фотометрической системе и = В = V = Я — / = 0, А(А) — распределение энергии по спектру сверхновой, 5Д Бу — кривые пропускания приёмника в лабораторном фильтре х и в фильтре наблюдателя у, у модуль расстояния, Мх - абсолютная звёздная величина в лабораторном фильтре х, ту — видимая звёздная величина в фильтре наблюдателя у. Если Бх = Яу, то первый член в формуле 1.7 выпадает, и мы получим выражение для стандартной /б-поправки.
Для далёких сверхновых свет, проходящий через некоторый фильтр в системе отсчёта, связанной со сверхновой, испытывает настолько сильное покраснение, что наблюдая в этом же фильтре здесь, на Земле, мы будем терять значительную часть света. Но, подбирая соответствующим образом фильтры, можно добиться практически полного совпадения кривой пропускания фильтра в лабораторной системе отсчёта на некотором 2 с фильтром наблюдателя, отнесённого на то же 2.
Кху = ~ 2.5 <

/ £(А)АХ(А)(ІА о
+ 2.51оё(1 + г)

(1.7)

/А(А)АДА)ЙА
+ 2.51оё

/А(А/(1 + 2))ЗДА

77Ту — АД -Ь ц -- КХу,
(1.8)