научная статья по теме ДИНАМИКА И ИЗЛУЧЕНИЕ МОЛОДЫХ ОСТАТКОВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IA: ВАЖНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ДИНАМИКА И ИЗЛУЧЕНИЕ МОЛОДЫХ ОСТАТКОВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА IA: ВАЖНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 11, с. 812-826

УДК 524.354

ДИНАМИКА И ИЗЛУЧЕНИЕ МОЛОДЫХ ОСТАТКОВ СВЕРХНОВЫХ ТИПА Ia: ВАЖНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ

(© 2004 г. Е.И.Сорокина1*, С.И.Блинников1'2, Д. И. Косенко1'2, П. Лундквист3

1 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва 2Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва 3Стокгольмская обсерватория, Альбанова, Швеция Поступила в редакцию 25.04.2004 г.

Рассмотрены и проанализированы физические процессы, которые необходимо учитывать при моделировании молодых остатков сверхновых типа Ia с возрастом несколько сотен лет, в которых распространяются прямая (в межзвездную среду) и возвратная (в выброс) ударные волны. Показано, что энергопотери в богатом тяжелыми элементами выбросе могут быть уже существенными для остатков на этой стадии эволюции. Изучено влияние электронной теплопроводности и скорости обмена энергией между электронами и ионами на распределение температуры и рентгеновское излучение от таких остатков. Для сравнения расчетов с наблюдениями использовались данные наблюдений остатков сверхновых Тихо с космического рентгеновского телескопа XMM-Newton.

Ключевые слова: рентгеновская астрономия, остатки сверхновых, модели.

DYNAMICS AND RADIATION OF YOUNG TYPE-Ia SUPERNOVA REMNANTS: IMPORTANT PHYSICAL PROCESSES, by E. I. Sorokina, S. I. Blinnikov, D. I. Kosenko, and P. Lundqvist. We analyze the physical processes that should be taken into account when modeling young type-Ia supernova remnants (SNRs) with ages of several hundred years in which forward (into the interstellar medium) and backward (into the ejection) shock waves propagate. We show that the energy losses in an ejection rich in heavy elements can be significant for SNRs at this evolutionary phase. We study the influence of the electron heat conductivity and the rate of energy transfer between electrons and ions on the temperature distribution and the X-ray radiation from such SNRs. Observational data for the SNR Tycho from the XMM-Newton Space X-ray Telescope are used to compare our calculations with the observations.

Key words: X-ray astronomy, supernova remnants, models.

ВВЕДЕНИЕ

Численное моделирование остатков сверхновых (ОСН) проводится уже очень давно, но поскольку физика этих объектов очень богата, она полностью еще не включена ни в одну компьютерную программу в мире. Причем на разных стадиях эволюции существенными могут быть разные физические процессы.

В этой статье мы будем рассматривать молодые ОСН, которые при своем расширении после взрыва сверхновой сгребли газ межзвездной среды с массой порядка массы выброса. На этой стадии эволюции в ОСН формируются две ударные волны. Одна из них распространяется наружу, в межзвездную среду, тем самым увеличивая массу сгребенного газа, а другая движется внутрь по

Электронный адрес: sorokina@sai.msu.su

уже остывшему из-за адиабатического расширения выбросу сверхновой, разогревая его вновь до температур 107—109 ^ Таким образом, появляется еще одна возможность изучать вещество, выброшенное при взрыве сверхновой, исследовать распределение плотности, химических элементов и, возможно, лучше понять физику взрыва.

Автомодельные решения для этой стадии эволюции были предложены более 20 лет назад На-дёжиным (1981, 1985) и Шевалье (1982). Эти решения правильно предсказывают общую гидродинамическую структуру ОСН и формирование в нем ударных волн, но в них невозможно учесть многие физические процессы, без которых нельзя правильно предсказать особенности излучения ОСН. Например, в автомодельном решении принципиально невозможно учесть нестационарную, зависящую от всей предыдущей эволюции, ионизацию в ОСН, а она очень существенна для молодых

Таблица 1. Учет физических процессов в работах по моделированию ОСН Тихо

Работа Гидродинамика Нестационарная ионизация Потери на излучение Теплопроводность Те те. Т

Гамильтон, Сарацин (19846) - + + - 2—3Т

Ито и др. (1988) + + - 2Т

Бринкман и др. (1989) + + - - 1Т

Баденес и др. (2003) + + - - 2Т

Сорокина и др. (данная работа) + + + + 1—2Т

ОСН, ионизационное равновесие внутри которых устанавливается за несколько сот лет. Поэтому для правильного понимания деталей излучения ОСН такого возраста необходимо численное моделирование с учетом неравновесных процессов в них.

Понимание этого факта привело к появлению множества работ, изучающих влияние различных физических процессов в ОСН (нестационарной ионизации, возможного различия в температурах электронов и ионов, влияния радиативных потерь, учета электронной теплопроводности и нетепловых частиц). Здесь мы будем ссылаться только на работы по моделированию остатка Тихо. Не претендуя на полноту, мы свели эти работы в табл. 1 с указанием, какие именно физические процессы принимались во внимание в каждой из них. Во всех работах учитывалась нестационарная ионизация. Расчет гидродинамической эволюции не проводился только у Гамильтона, Сарацина (1984б), где вместо этого было взято автомодельное решение из работы Гамильтона, Сарацина (1984а), зато они единственные до нашей работы, кто учитывал потери на излучение. В столбце "ТеУ8.1У' приняты обозначения: "1Т" для работ, в которых предполагается равенство температур электронов и ионов, "2Т" для работ, в которых эти температуры различны и выравниваются в большинстве случаев только путем кулоновских соударений, и "3Т" для случая, когда в электронном газе выделяют две компоненты: горячую, разогретую на фронте ударной волны плазменными неустойчивостями, и холодную, появившуюся уже за фронтом вследствие ионизации плазмы. Ни в одной из предыдущих работ теплопроводность не учитывалась самосогласованно, но Ито и др. (1988) предложили алгоритм сглаживания температуры, в некоторой степени имитирующий действие теплопроводности.

В нашей работе были учтены как электронная теплопроводность, так и потери на излучение. Результаты показывают, что они могут значительно изменить гидродинамическую структуру ОСН, но

благодаря нестационарности ионизации не сильно сказываются на излучении, так как скорость ионизации при всем реально возможном разнообразии в распределении температур примерно одинакова, и за несколько сот лет ионный состав еще не успевает достигнуть равновесных значений, а потому тоже близок для всех температур.

Результаты наших расчетов — рентгеновские спектры и распределения поверхностной яркости по остатку при разных физических условиях в разных моделях — мы будем сравнивать с недавними наблюдениями ОСН Тихо, для которого имеются данные с хорошим пространственным и спектральным разрешением, полученные с помощью космического телескопа ХММ-Ые^;оп (Декуршель и др., 2001).

МОДЕЛИ ОСН

Мы конструировали модель ОСН из двух частей: выброса сверхновой и окружающей его межзвездной среды. В данной работе нашей основной целью было исследование влияния различных физических процессов на излучение ОСН, поэтому в качестве выброса мы брали только две модели сверхновыхтипа 1а, заметно отличающиеся по своим свойствам:

— давно ставшая классической модель W7 (Но-мото и др., 1984); М^ = 1.38М©, Ео = 1.2 х х 1051 эрг, М(56№) = 0.6М©;

— одна из первых трехмерных моделей из МПА (Райнеке и др., 2002), ниже будем называть ее МВД; М^ = 1.38М©, Ео = 4.6 х 1050 эрг, М (56 №) = 0.43М©.

Еще одним существенным различием этих моделей является разная степень перемешивания газа: в МВД перемешивание очень сильное, так что даже самые внешние слои выброса на 20% состоят из железа, в то время как в W7 оно почти исчезает уже в слое с массовой координатой 1.1М©. При моделировании кривых блеска для этих моделей

(Блинников, Сорокина, 2004) существенным фактором оказалось то, что сочетание энергии взрыва и эффективности перемешивания вещества выброса для обеих моделей дало практически одинаковую скорость фотосферы и, как следствие, похожие кривые блеска. Следует отметить, однако, что в фильтрах иВУ модель _M.R0 гораздо лучше совпадает с наблюдениями, в то время как скорость спада блеска болометрической кривой лучше у W7. Мы предположили, что для излучения оптически тонкого остатка определяющим фактором должна быть в основном степень перемешивания, существенно различающаяся в выбранных нами моделях. Возвратная ударная волна последовательно нагревает все более глубокие слои выброса, и от степени перемешивания и обилия различных элементов в этих слоях зависит эволюция спектра ОСН. В последующих работах мы предполагаем уделить больше внимания разнообразию моделей и понять, как свойства модели могут отражаться на характере излучения ОСН.

Выброс мы окружали покоящимся газом постоянной температуры (104 К) и плотности, с солнечным обилием элементов. Для того, чтобы наблюдаемый с помощью ХММ-Ые^оп рентгеновский поток от остатка Тихо (Декуршель и др., 2001) совпадал с расчетным, мы приняли окружающую плотность равной 5 х 10_24 г/см3 при расстоянии 2.3 кпк. Счет начинался при возрасте остатка ^10 лет, когда плотность внешних зон выброса превышала межзвездную в 10—100 раз. До этого момента мы предполагали, что выброс "не чувствует" присутствия межзвездного вещества и расширяется адиабатически.

ОСНОВНЫЕ УРАВНЕНИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ

Уравнения и метод

Для решения задачи была разработана программа SUPREMNA, с помощью которой мы решали следующую систему сферически-симметричных дифференциальных уравнений в лагранжевых координатах:

дт/дЬ = и,

дг дт

1

4пт2р'

ди = Ъг2д{Ре + Рд дЬ дт

'2ЕЛ ^ = _4 р1

ч дТе)р т 71 едт

От

~ (^сопсО -ег-

дт дЬ

дЕЛ дХе 1

дХе

дЕг \ дТг

дЬ р

д

2

дтг;р т

- -щекъ (Тг - Те) , р

дх/дь = / (те,р,х).

(6)

ти

(1) (2)

(3)

(4)

Здесь и — скорость; р — плотность; Те, Тг — электронная и ионная температуры; Ре, Рг — давления (с учетом искусственной вязкости, см. ниже); Ее, Ег — тепловые энергии элемента газа с массовой координатой т (соответствующей массе внутри радиуса т) в момент времени Ь; Тс0п^ — поток энергии за счет электрон-электронной и электрон-ионной теплопроводности; иге — частота столкновений электронов с ионами на единицу объема; £г — удельная скорость потери энергии элементом газ

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.

Показать целиком