ВЫБРОС ТЯЖЕЛЫХ ЭЛЕМЕНТОВ ЯДРА ЗВЕЗДЫ НА ПЕРИФЕРИЮ ОБЛАКА ОСТАТКОВ ПРИ ВЗРЫВЕ СВЕРХНОВОЙ: ВОЗМОЖНАЯ МОДЕЛЬ ПРОЦЕССОВ
Н. В. Змитренко", В. Б. Розановь* Р. В. Степановb, Р. А. Яхинь**, В. С. Беляевс
а Институт прикладной математики им. М. В. Келдыша Российской академии наук
125047, Москва, Россия
ь Физический институт им.. 17. Н. Лебедева Российской академии наук 119991, Москва, Россия
€ Федеральное государственное унитарное предприятие Центральный научно-исследовательский институт машиностроения.
14Ю70, Королев, Московская, обл., Россия.
Поступила в редакцию 29 июля 2013 г.
Исследована возможность моделирования процессов при взрыве сверхновых звезд в лабораторных условиях с помощью мощных лазеров (лабораторная астрофизика). Проведен анализ результатов наблюдения остатков сверхновой Кассиопея А обсерваторией Чандра. На основе численных кодов DIANA и NUTCY проведены одномерные и двумерные гидродинамические расчеты, моделирующие динамику процессов разлета остатков сверхновой звезды с массой порядка 5-15 масс Солнца в течение нескольких сотен секунд после момента взрыва, в том числе с учетом начальной несимметрии. Предложена модель взрыва и разлета остатков, которая иллюстрирует сильные неоднородности распределения вещества вплоть до того, что вещество Fe, Si, S из центра звезды оказывается выброшенным на периферию — «звезда выворачивается наизнанку», что соответствует наблюдениям. На основании критериев гидродинамического подобия рассмотрены возможные лазерные мишени-имитаторы сверхновых, которые позволят воспроизвести физические процессы, имеющие место при взрыве астрофизического объекта, такие как распространение ударной волны по веществу, развитие гидродинамических неустойчивостей на границах разноплотных оболочек и др.
DOI: 10.7868/S0044451014030069 1. ВВЕДЕНИЕ
В феврале 2012 г. опубликованы результаты анализа измерений рентгеновского излучения облака остатков при взрыве сверхновой Кассиопея А ([1], там же представлена история измерений и моделей этого события). Измерения были проведены на рентгеновской обсерватории Чандра, продолжительность измерений составила около 10е с (1 Мс). Были получены подробные данные по спектру различных участков облака, в результате удалось построить карты излучения и, соответственно, распределения в облаке отдельных элементов, представленных
* E-mail: rozanov(fflsd.lebedev.ru
E-mail: rafmephi'fflmail.ru
при взрыве сверхновой. В работе [1] представлены карты свечения Бе, Бь Б, Аг, N0.
Одним из неожиданных и нетривиальных результатов анализа карт излучения различных элементов оказалось наличие большого количества Бе, Бь Б на периферии облака остатков. Согласно современным моделям перед взрывом в звезде предшественнице сверхновой эти элементы расположены в центре звезды и при разлете должны бы оказаться внутри облака в его центральной части. В работе [1] измеренные распределения элементов связывают с несимметрией взрыва, а также с турбулентным характером разлета. Однако конкретные модели разлета не обсуждаются и характеристики турбулентной зоны, где могли бы перемешаться слои различных элементов, не приводятся. Модель турбулентного перемешивания может объяснить появление тя-
жолых элементов па большом расстоянии от центра, чем при симметричном разлете. Однако она не может объяснить большую скорость разлета тяжелых элементов, которая за сотни лет разлета сверхновой приводит к наличию тяжелых элементов на периферии облака.
В данной статье представлена возможная модель процессов, которые могли бы привести к «выворачиванию звезды наизнанку» к выбросу центральных частей сверхновой с большой скоростью, обеспечивающей присутствие тяжелых элементов на периферии облака остатков. Отметим, что в настоящей работе не рассматривалась модель взрыва, которая могла бы привести к возникновению начальной несимметрии разлета остатков сверхновой. Представлены такие возможные условия на момент начала разлета остатков сверхновой Кассиопея А, которые приводят к наблюдаемому обсерваторией Чандра результату. Кроме того, представлены результаты численных расчетов, моделирующих эти процессы. Обсуждается возможность моделирования таких процессов в лабораторных экспериментах при разлете мишени, внутрь которой вводится большая (но доступная для современных лазерных установок) энергия лазерного импульса (10 100 кДж).
Методика, предложенная в данной работе, позволяет учесть реальную носиммотрию наблюдаемого разлета остатков сверхновой, связанную с возможным механизмом взрыва (к примеру, [2,3]).
Отметим, что различные варианты взрыва и разлета остатков сверхновой с учетом двумерных н трехмерных явлений в литературе обсуждались [2 5], однако в этих работах не ставилась задача моделирования реально наблюдаемого явления разлета тяжелых элементов (Го, Бь Б) на периферию облака остатков сверхновой звезды. Моделирование астрофизических процессов в лазерных экспериментах также является предметом обсуждения в литературе [5 8], однако в данных работах не ставилась цель объяснения наблюдаемых результатов взрыва применительно к сверхновой Кассиопея А.
2. КАССИОПЕЯ А — ИНФОРМАЦИЯ О СВЕРХНОВОЙ И УСТАНОВЛЕННЫЕ ПАРАМЕТРЫ РАЗЛЕТА
Кассиопея А расположена в нашей Галактике на расстоянии 11000 св. лет от Солнечной системы, в данное время расширяющееся вещество имеет размер (диаметр) порядка 10 св.лет (/ « 101В см).
Взрыв сверхновой произошел 330 350 лет тому назад (возможные даты 1658, 1671, 1681 гг.), это дает скорость разлета 4500 5000 км/с (см. [1] и цитируемые там работы). Радиус ударной волны, идущей от центра взрыва, для различных секторов облака оценивается значением порядка 7.5 7.8 св. лет, что соответствует скорости ударной волны 6500 6700 км/с. Модель звезды, предшествующей взрыву, точно не определена, исследуются различные варианты. Для Кассиопеи А вероятный тип взрыва выделение энергии при гравитационном коллапсе сверхновой II типа и образование после взрыва нейтронной звезды. Существование нейтронной звезды для Кассиопеи А установлено. В работе [1] обсуждается звезда с массой в несколько масс Солнца (до 10МЯ), для нее масса сброшенного вещества (ejectа) составляет (2 4)МЙ. В облаке остатков звезды оценены массы железа: нагретого ударной волной н излучающего в рентгеновском диапазоне до 0.13МЯ, не нагретого ударной волной и наблюдаемого в ПК-диапазоне 0.3Мй.
На рис. 1, построенном по данным [1], показаны результаты распределения интенсивности излучения, относящегося к Fe, Si, S. Представлены границы областей высокой интенсивности. Следует обратить внимание на совпадение или близость центров свечения, расположенных около края облака и приписываемых Fe, Si, S для трех «ярких» областей облака. Размеры областей свечения Si и S близки, они примерно в два раза превышают размеры областей свечения Fe. Скорость выброшенных на периферию частей железного ядра звезды тем самым близка к скорости внешнего края облака порядка 4500 5500 км/с. Размер пятен свечения Fe (расширение поперек направления разлета) составляет примерно 1/5 от размера облака, что соответствует скорости «поперечного» расширения сгустка Fe порядка 1000 км/с. Для Si и S поперечная скорость, вероятно, выше и составляет примерно 1500 2000 км/с. Данные рис. 1 могут свидетельствовать об однотипном гидродинамическом происхождении этих областей, о принадлежности этих элементов к близко расположенным слоям протозвезды.
Для анализа наблюдаемых результатов в работе [1] для сверхновой Кассиопея А используются следующие значения: энергия взрыва (1.7 3.0) • 1051 эрг, масса сброшенного вещества (2 4)MS, массы Fe и Si—S (в единицах М„) (0.1 0.14) и (0.06 0.08), масса слоя кислорода (основной элемент), магния и неона 2 2.5. Опираясь на данные, приведенные в работах [1,2], можно сделать предположения о распределении вещества в звезде непосредственно пород
Fe
Рис. 1. Распределения интенсивности излучения, относящегося к Ре, Бь Б Таблица 1. Распределение вещества в сверхновой Кассиопея А перед взрывом
Радиус границы, км 1400 6000 7 • 105 2.1 • 10е
Масса слоя, Мй 0.5 1.0 0.35 0.5 2 2.5 0.07 3
Преобладающее вещество слоя Fe Si у S 0, Mg, Ne Не, H
Плотность вещества в слое, г/см3 (1 2) • 108 (0.8 1.2) • 10е 3 3.5 4 • Ю-3 0.18
Показатель адиабаты, 7 4/3 4/3 5/3 5/3
взрывом (табл. 1).
Допускается, что у звезды предшественницы сверхновой могла быть оболочка из гелия и водорода с массой несколько Мя, занимающая объем в несколько радиусов Солнца Яй (ЗД, = 21 • Ю10 см). Поскольку размер облака остатков велик (порядка 108Д8), при анализе разлета следует учитывать вещество, окружающее звезду, потоки частиц, распространяющиеся от звезды («звездный ветер»), газ, заполняющий межзвездное пространство. Авторы работы [1] оценивают эту плотность величиной, эквивалентной 1 2 атома водорода в см3, а полную массу вещества, сжатого ударной волной примерно 8М„.
3. ПАРАМЕТРЫ ОБЛАКА ОСТАТКОВ СВЕРХНОВОЙ КАССИОПЕЯ А ПРИ СИММЕТРИЧНОМ РАЗЛЕТЕ
Приемлемую оценку параметров облака при симметричном разлете можно получить из решения задачи о сильном точечном взрыве [9,10]. Решение использует предположение о том, что энергия взрыва реализуется в виде кинетической энергии ускорен-
ных ударной волной оболочек и внутренней энергией вещества, расположенного за ударной волной:
Е =
1 4 Tri?3
7
1
■ aPi
MU?
(1)
Здесь R и M радиус ударной волны и масса вещества внутри этого радиуса, а: = 0.5, р\ давление на фронте волны, L'i скорость вещества за фронтом, 7 показатель адиабаты. Соотношение (1) можно записать в виде
U? , , .. .Ш"г
Е= (ЗМ + М)^- = (f)+iy-
/? =
о-(7+ 1) 7-1 '
(2)
где внутренняя энергия составляет долю 3 от кинетической энергии, а полная энергия пропорциональна величине 3 + 1.
Для 7 = 5/3, 4/3 соответственно имеем 3 = 2, 3.5. В формулах (1) и (2) не учитываются потери энергии, возможные в реальных астрофизических явлениях (связанные с излучением, генерацией космических лучей и др.). В оценках и расчетах роль гравитации не учитывается, так как на стадии разлета даже на малых расстояниях (порядка 0.01Д,)
Таблица 2. Скорость вещества в момент, когда ударная волна достиг
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.