Свойства фронтов горения в сверхновых типа Ia

• Автор: Глазырин, Семен Игоревич
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 107 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Общая картина взрыва термоядерной сверхновой

1.1 Свойства невозмущённого горения

1.2 Аналитическая модель взрыва

1.3 Механизмы перехода горения в детонацию

2 Исследование плоской волны горения

2.1 Постановка задачи

2.2 Свойства среды белого карлика

2.3 Ядерные реакции

2.4 Экранирование ядерных реакций

2.5 Уравнение состояния
2.6 Модель
2.7 Численная реализация
2.8 Постановка численных расчетов
2.9 Результаты
3 Термопульсационная неустойчивость
3.1 Упрощенная модель пульсаций
3.2 Исследование устойчивости упрощенной модели
3.3 Численное исследование упрощённой модели
3.4 Модификация упрощённой модели
3.5 Термопульсационная неустойчивость в сверхновой
4 Неустойчивость Ландау—Даррье при горении в канале
4.1 Численный метод

Оглавление

4.2 Расчёт пламени в канале
5 Распространение турбулентного пламени
5.1 Неустойчивость Рэлея-Тейлора-Ландау
5.2 Влияние турбулентности на пламя
5.3 Модель турбулентности
5.4 Постановка задачи
5.5 Результаты
Заключение
Список иллюстраций
Список таблиц
Список литературы

Введение
Современное состояние проблемы
Сверхновые звёзды - одни из наиболее мощных явлений во Вселенной. Они наблюдались с давних времен, самая ранняя запись подобного наблюдения - сверхновой SN 185, вспыхнувшей в 185 году нашей эры. Изначально считалось, что эти вспышки связаны с рождением новой звезды, по-латыни Nova. Позже, когда поняли масштаб энергии взрыва, их переименовали в “сверхновые” - supernova. Попытки представить модели данного события привели к пониманию, что это, наоборот, последняя стадия эволюции некоторых звёзд. Подробные наблюдения разделили вспышки на несколько классов |1|. Эта классификация в настоящее время постепенно расширяется но мере открытия новых объектов (см., например, [2]): в конце XX века с развитием спутниковых и наземных станций началась эра автоматических поисков. В результате количество открываемых объектов выросло па порядки и продолжает расти. Так, например, за 2012 год было открыто 247 сверхновых по списку IAU (MAC, Международный Астрономический Союз) [3).
Сверхновые разделяются по наличию линий водорода в их спектре на I (нет Н) и II (есть Н) типы. Тип I, в свою очередь, подразделяется па подтипы 1а. (присутствует сильная линия кремния), lb (отсуствуют линии кремния, присутствуют линии гелия). 1с (отсутствуют линии как кремния, так и гелия). Согласно современным моделям, тип 1а относится к термоядерным сверхновым (взрыв связан с: быстрым термоядерным прогоранием звезды), a lb, Ic, II - к коллансирующим (взрыв вызывается коллапсом ядра массивной звезды и сопутствующими процессами |4, 5|).
Такие вспышки, как SNIa, являются одними из самых ярких во Вселенной, и позволяют заглянуть в самые удалённые области. Хорошая повторяемость параметров от вспышки к вспышке даст возможность проводить количественные из-

Глава 2. Исследование плоской волны горения

Так как в результате прогорания вещества условия будут сильно меняться (температура возрастает па порядок), используемые выражения должны учитывать любую степень вырождения и переходить в УРС идеального газа. Уравнение состояния в общем виде выводится из термодинамического потенциала. Для Ферми-газа электронов в релятивистском случае [134]:

87Г Ус
рАс!р

3(2тГЙ)3 У (р2 + ТО2С2у/2 [схр _ д) + ,] !
где V - объём газа, гпе - масса электрона. Из термодинамического потенциала можно вычислить любые величины. Давление
концентрация электронов Энтропия 5:
Внутренняя энергия
Пе = „
V ор

1 (Т V I ат

(2.46)
(2.47) (2 48) (2 49)
Е = Ир. + ТБ - рУ.
Если в качестве независимых параметров использовать температур) Т, плотность р и химсостав среды Хг, что легко переводится в комбинацию (Т.пе), то для вначале находится химпотенциал из уравнения (2.47). А в дальнейшем из интеграла (2.45) и его интегралов определяются остальные величины. Как видно, основная сложность заключается в вычислении Ферми-Дирдковских интегралов, как в уравнении (2 45) В работе |И4|, Д. К. Надёжппы.м предложен метод, позволяющий вычислять эги интегралы с любой заданной точностью. Также им реализован численный код, выполняющий эти процедуры. Эти наработки используются в численном моделировании в представляемых исследованиях.
Как было показано выше, для описания ионов подходит уравнение состояния идеального газа
р = = ПТ. (2.50)

где А - усреднённая по всем сортам ионов атомарная масса. Правило усреднения получается из закона Дальтона:

рХ, А г

(2.51)