научная статья по теме ИЗЛУЧЕНИЕ В МОДЕЛЯХ ВЫХОДА УДАРНОЙ ВОЛНЫ НА ПОВЕРХНОСТЬ СВЕРХНОВОЙ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ИЗЛУЧЕНИЕ В МОДЕЛЯХ ВЫХОДА УДАРНОЙ ВОЛНЫ НА ПОВЕРХНОСТЬ СВЕРХНОВОЙ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 37, № 3, с. 217-232

УДК 524.354.4

ИЗЛУЧЕНИЕ В МОДЕЛЯХ ВЫХОДА УДАРНОЙ ВОЛНЫ НА ПОВЕРХНОСТЬ СВЕРХНОВОЙ

© 2011 г. С. И. Блинников1,2,3*, А. Г. Толстов1**

1Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва 2Институт физики и математики Вселенной, Токийский университет, Япония 3Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва

Поступила в редакцию 31.08.2010 г.

Обсуждаются физические особенности выхода ударной волны на поверхность сверхновой. С учетом этих особенностей построен ряд моделей для различных типов сверхновых на основе многогруппового переноса излучения. Рассматриваются результаты численного моделирования и влияние на них эффектов рассеяния фотонов на электронах и глубины термализации излучения. Продемонстрировано, при каких условиях возможно появление жесткого рентгеновского излучения при выходе ударной волны. Указано, какие уточнения необходимы в алгоритмах расчета переноса излучения и гидродинамики.

Ключевые слова: сверхновые, ударные волны, рентгеновские транзиенты.

ВВЕДЕНИЕ

Явление сверхновой в большинстве случаев должно начинаться яркой вспышкой, обусловленной выходом ударной волны на поверхность звезды после фазы коллапса или термоядерного взрыва. Детектирование таких вспышек может быть использовано для получения информации об особенностях взрыва и параметров предсверхновой, что необходимо для понимания механизмов, лежащих в основе этого явления. Для аккуратного рассмотрения выхода ударной волны на поверхность сверхновой необходимо выполнение численных расчетов, в которых помимо гидродинамики должен рассматриваться и перенос излучения, а также учитываться ряд релятивистских эффектов. Так, например, в компактных предсверхновых типа Ib/c ударная волна может достигать околосветовых скоростей (см., например, Блинников и др., 2003). В настоящей работе приведены результаты расчетов выхода ударной волны в нескольких моделях для сверхновых типа II и Ib, учитывающие указанные особенности.

Изучение выхода ударной волны на поверхность сверхновой приобретает особую актуальность в связи с детектированием этого явления аппаратом SWIFT (Содерберг и др., 2008) для SN 2008D. Кроме того, обнаружены вспышки при выходе ударной волны на поверхность красных

Электронный адрес: Sergei.Blinnikov@itep.ru

Электронный адрес: tolstov@itep.ru

сверхгигантов в сверхновых II типа SNLS-04D2dc и SNLS-06D1jd (Шавинский и др., 2008; Гезари и др., 2008) и световое эхо от ударной волны сверхновой Cas A (Двек, Арендт, 2008). Свечение самых мощных сверхновых типа SN 2006gy успешнее всего объясняется в моделях, где радиативная ударная волна обеспечивает почти весь поток в течение многих месяцев (Вусли и др., 2007). Появится также возможность получения новых данных, если на международной космической станции будет установлен детектор LOBSTER (Кальцавара, Матцнер, 2004). Кроме того, в этом году начался эксперимент MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) на борту модуля Kibo (Матсуока и др., 1997), и планируется запуск спутника EXIST (Energetic X-ray Imaging Survey Telescope) (Гриндлэй и др., 2003; Бэнд и др., 2008).

В данной работе проверяется чувствительность предсказаний свечения ударных волн к параметрам численной схемы, таким, как границы частотного интервала (включая рентгеновский диапазон), и к приближениям в описании непрозрачности. Получено, что высокотемпературный пик за фронтом ударной волны и возможность образования жесткого "хвоста" в спектре излучения подавляются чрезвычайно малой примесью истинного поглощения, на уровне 10_6 от томсоновского рассеяния в предсверхновой SN Ib. На этом уровне поглощение может обеспечиваться двойным эффектом Комптона (Мандль, Скирме, 1952; Уи-вер, 1976; Лайтман, 1981), поэтому его необходимо

учитывать в реалистичных моделях радиационно-доминированных ударных волн в сверхновых. Также в работе указано, какие еще уточнения необходимо вносить в методы построения таких моделей.

РАДИАЦИОННО-ДОМИНИРОВАННЫЕ УДАРНЫЕ ВОЛНЫ

Рассмотрим некоторые особенности ударных волн, в которых уже нельзя пренебрегать излучением, и, более того, структура фронта которых начинает определяться лучистым теплообменом. Такого рода ситуации типичны для вспышек сверхновых, поэтому их описание важно для построения адекватных моделей.

Имеется много теоретических статей и несколько книг, где рассматриваются свойства таких радиационно-доминированных ударных волн. В большинстве теоретических работ предполагается, что среда является оптически толстой, т.е. фотоны, рожденные в ударной волне, поглощаются в холодном веществе перед фронтом. Такая ситуация при взрыве внутри звезды имеет место до вспышки собственно сверхновой.

Отметим следующие работы, важные для истории рассматриваемой проблемы. Сакс (1946) выписал соотношения Рэнкина—Гюгонио в условиях преобладания лучистого давления, а Сен и Гесс (1957) начали изучение структуры ударных волн с учетом диффузии фотонов (но в пренебрежении их давлением). Потом были опубликованы важные результаты Маршака (1958) — автомодельные решения для радиационно-доминиро-ванных ударных волн (полученные в 1940-е годы гораздо раньше этой публикации). Очень важными были работы Зельдовича (1957) и Райзе-ра (1957), где было введено понятие критической ударной волны и дана классификация структур подкритических и сверхкритических ударных волн в зависимости от величины подъема температуры. Эти результаты суммированы в книге Зельдовича и Райзера (1966). Газодинамика ударных волн с большим давлением излучения была описана в главе 5 книги Баума, Каплана и Станюковича (1958). Они учли вклад и изменение внутренней энергии нерелятивистского газа перед фронтом.

Важнейшую роль в теории структуры ударных волн сыграли работы В.С. Имшенника (1962, 1975) и Имшенника, Морозова (1964). Учет излучения и электрон-позитронных пар был проведен Морозовым (1983, 1987).

Развитие теории ударных волн с излучением в астрофизических приложениях представлено в работах Каплан, Климишин (1959, 1960, 1962, 1964), Климишин (1968, 1984). Параллельно, Кубиков-ски (1959), Когуре, Осаки (1961), Сахдев (1968),

Нарита (1973) также начали построение теории ударных волн в звездных атмосферах. Более современное состояние этого вопроса представлено Фадеевым и др. (1998, 2002).

Ояма (1963) получил первые важные результаты по выбеганию ударных волн (shock-breakout) в сверхновых. Для далеких сверхновых на возможность наблюдения выбегания ударных волн указывали Кляйн и др. (1979), Чугай и др. (2000).

Для случая, когда среда перед фронтом ударной волны оптически прозрачна смотрите книгу Ми-халас, Михалас (1984), а также работы Грасберг (2000), Грасберг, Надёжин (2004).

Детальное исследование провел Уивер (1976): он показал, что получение жесткого излучения в ударных волнах, выбегающих на поверхность пред-сверхновых, весьма проблематично. Тем не менее, Бландфорд и Пейн (1981а,б) показали возможность получения нетеплового "хвоста" на ударной волне. Впрочем, эти авторы не учли ряд эффектов, связанных с комптоновским рассеянием, уже учтенных Уивером (1976). В дальнейшем уточнения в теорию с учетом теплового комптон-эффекта внесли Любарский и Сюняев (1982), Бек-кер (1988), Рифферт (1988), Нагирнер и Поута-нен (1993) и другие исследователи.

В не слишком слабой ударной волне, когда имеется теплопроводность, но отсутствует вязкость, в газе неминуемо возникает разрыв, который соответствует вязкому скачку уплотнения (Зельдович, Райзер, 1966). При больших же амплитудах ударной волны, когда плотность энергии и давление излучения становятся достаточно большими по сравнению с энергией и давлением вещества, ситуация меняется и разрыв исчезает. Газ переходит из начального состояния в конечное только за счет лучистой теплопроводности, даже если вязкость вещества не принимать во внимание (Беленький, 1950; Белоконь, 1959). Такое положение достигается, когда давление излучения Pr и давление газа Pg за фронтом связаны соотношением Pr/Pg — 4.4.

В работе Имшенника и Морозова (1964) были проанализированы различные варианты замыкания уравнения переноса (простое уравнение диффузии и приближение Эддингтона в движущейся среде). Плазма перед фронтом считалась холодной (Т0 = 0, Pg = 0). Их более строгое решение с учетом скорости в уравнении переноса фотонов дает Pr/Pg — 8.5, при этом сжатие в ударной волне должно превышать критическое значение р1/р0 = = 6.68 (Имшенник, Морозов, 1964; впрочем, ср. Уивер, Чаплайн, 1974, где опять получено Pr/Pg — — 4.4). Здесь следует отметить, что в определении структуры фронта ударной волны поток импульса фотонов, т.е. световое давление, начинает играть

роль, сравнимую с потоком энергии. Такие условия часто достигаются в астрофизических ударных волнах, в частности в сверхновых.

Таким образом, при распространении ударной волны внутри предсверхновой в случае доминирования давления излучения над давлением плазмы должен отсутствовать вязкий скачок уплотнения, если происходит достаточно интенсивное рождение фотонов, а не только их рассеяние. Заметим, что в работе Имшенника и Морозова (1964) вся экстинкция полагалась равной истинному поглощению, рассеяние не учитывалось.

Расчеты Уивера (1976) были проведены в диффузионном приближении с упрощенным учетом комптоновского рассеяния и различных процессов поглощения-рождения фотонов, и дали критическое Pr/Pg — 4.45. Он полагал, что излучение равновесно. Это критиковали Бландфорд и Пейн (1981а,б), Рифферт (1988) и Беккер (1988). В настоящей работе мы не делаем никаких предположений о равновесности излучения, и учитываем в расчетах эволюции фотонов те же члены, что Бландфорд и Пейн (1981а,б). Тем не менее, наши результаты ближе к результатам Уивера (1976), чем к результатам его критиков: мы показываем, что достижение высоких температур в радиационно-доминированных ударных волнах маловероятно при реалистическом учете процессов рождения фотонов.

Важный параметр — это оптическая толщина тк зоны прогрева для сильных ударных волн. В приближении Имшенника, Морозова (1964) получается

12с

Tk

TD'

(1)

Приближенное решение К

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

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»