научная статья по теме КРИВАЯ БЛЕСКА СВЕРХНОВОЙ 1987A: СТРУКТУРА ПРЕДСВЕРХНОВОЙ И ПЕРЕМЕШИВАНИЕ РАДИОАКТИВНОГО НИКЕЛЯ Астрономия

Текст научной статьи на тему «КРИВАЯ БЛЕСКА СВЕРХНОВОЙ 1987A: СТРУКТУРА ПРЕДСВЕРХНОВОЙ И ПЕРЕМЕШИВАНИЕ РАДИОАКТИВНОГО НИКЕЛЯ»

УДК 524.352

КРИВАЯ БЛЕСКА СВЕРХНОВОЙ 1987A: СТРУКТУРА ПРЕДСВЕРХНОВОЙ И ПЕРЕМЕШИВАНИЕ РАДИОАКТИВНОГО НИКЕЛЯ

© 2004 г. В. П. Утробин*

Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва Институт астрофизики Общества им. Макса Планка, Гаршинг, Германия

Поступила в редакцию 09.10.2003 г.

Исследование влияния структуры предсверхновой и степени перемешивания 56Ni на болометрическую кривую блеска SN 1987A, проведенное в рамках радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении с отказом от ЛТР и с учетом нетепловой ионизации и вклада линий в непрозрачность, показало, что умеренное, в диапазоне скоростей <2500 км с-1, перемешивание 56 Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска, если плотность внешних слоев предсверхновой в несколько раз превышает значение, получаемое в эволюционной модели одиночной невращающейся звезды. Отказ от условий ЛТР и учет нетепловой ионизации при решении уравнения состояния и нахождении средних непрозрачностей и коэффициента теплового излучения приводят к существенному отличию температуры газа от температуры излучения в оптически тонких слоях оболочки сверхновой. Продемонстрирована принципиальная роль вклада линий в непрозрачность в расширяющейся оболочке и адекватного описания переноса излучения в воспроизведении наблюдаемого купола болометрической кривой блеска. Установлено, что пренебрежение вкладом линий в непрозрачность вносит ошибку ^20% в значение энергии взрыва и не меньшая ошибка возможна при определении массы выброшенного вещества. Резонансное рассеяние излучения в многочисленных линиях ускоряет внешние слои вплоть до скоростей «36 000 км с-1, причем это дополнительное ускорение охватывает внешние слои с массой «10-6М0. Корректные расчеты блеска сверхновой требуют учета не только эффектов запаздывания, но и эффектов потемнения интенсивности к краю.

Ключевые слова: сверхновые и остатки сверхновых.

THE LIGHT CURVE OF SUPERNOVA 1987A: THE STRUCTURE OF THE PRESUPERNOVA AND RADIOACTIVE NICKEL MIXING, by V. P. Utrobin. We have studied the influence of the structure of the presupernova and 56Ni mixing on the bolometric light curve of SN 1987A in terms of radiation hydrodynamics in the one-group approximation by abandoning LTE and by taking into account nonthermal ionization and the contribution of spectral lines to the opacity. Our study shows that moderate 56Ni mixing at velocities <2500 km s-1 can explain the observed light curve if the density of the outer layers of the presupernova exceeds the value obtained in the evolutionary model of a single nonrotating star severalfold. Abandoning LTE and allowing for nonthermal ionization when solving the equation of state and calculating the mean opacities and the thermal emissivity lead to a significant difference between the gas temperature and the radiation temperature in the optically thin layers of the supernova's envelope. We demonstrated the fundamental role of the contribution of spectral lines to the opacity in an expanding envelope and the accurate description of radiative transfer in reproducing the observed shape of the bolometric light curve. We found that disregarding the contribution of spectral lines to the opacity introduces an error of ^20% into the explosion energy, and that a similar error is possible when determining the mass of the ejected matter. The resonant scattering of emission in numerous lines accelerates the outer layers up to velocities of «36 000 km s-1; this additional acceleration affects the outer layers with a mass of «10-6M0. Proper calculations of the supernova's brightness require that not only the delay effects, but also the limb-darkening effects be taken into account.

Key words: supernovae and supernova remnants.

Электронный адрес: utrobin@itep.ru

ВВЕДЕНИЕ

Сверхновая (SN) 1987A, вспыхнувшая в Большом Магеллановом Облаке (БМО), до сих пор поставляет необычайно обширную астрофизическую информацию и, несмотря на это, таит в себе много непознанного, предоставляя уникальную возможность для глубокого изучения этого грандиозного явления и предшествовавшей ему эволюции взорвавшейся звезды. Одной из неожиданностей явился тот факт, что взорвавшаяся звезда — пред-сверхновая — оказалась голубым сверхгигантом, а не красным, как ожидалось для случая сверхновых II типа с плато (SN IIP). Взрыв голубого сверхгиганта подтвердил сделанный несколькими годами ранее прозорливый вывод Шкловского (1984) о том, что в силу пониженного содержания металлов, в неправильных галактиках, к коим относится и БМО, у предсверхновых затруднено образование протяженных звездных оболочек, и поэтому вместо обычных SN II там должны вспыхивать сверхновые со свойствами, аналогичными тем, которые продемонстрировала SN 1987A. Действительно, пониженное по сравнению с космическим составом содержание тяжелых элементов в веществе БМО способствует образованию голубых сверхгигантов (Арнетт, 1987; Хиллебрандт и др., 1987). Однако в случае SN 1987A оно само по себе не в состоянии объяснить высокое содержание азота, обнаруженное в околозвездном веществе на основе анализа ультрафиолетовых линий (Кассателла, 1987; Лундквист, Франссон, 1996). Для истолкования обоих этих фактов в эволюционных расчетах, кроме стандартных предположений, требуется либо модификация конвективного перемешивания за счет меридиональной циркуляции, индуцированной вращением звезды в процессе ее эволюции (Вайсс и др., 1988), либо ограниченная полуконвекция при низком содержании тяжелых элементов (Вусли и др., 1988), либо привлечение эффектов эволюции в тесной двойной системе (Подсядловски, Джосс, 1989; Хиллебрандт, Мейер, 1989).

Все эти возможности были одинаково перспективными до той поры, пока с помощью наземного инструмента ESO New Technology Telescope (Вамплер и др., 1990) и космической обсерватории NASA/ESA Hubble Space Telescope (Якобсен и др., 1991) не были обнаружены весьма замысловатые кольцевые структуры вокруг SN 1987A. Существование этих структур накладывает серьезные ограничения на характер эволюции предсверхно-вой, делая обязательным отклонения от сферической симметрии, по крайней мере, незадолго до вспышки сверхновой. Для одиночной звезды это предполагает, как минимум, учет эффектов вращения. Однако включение этих эффектов и использование новых непрозрачностей OPAL не освободило

эволюционные расчеты от проблем при объяснении наблюдаемых свойств предсверхновой, требуя более глубокого развития физики вращающихся звезд и конвективного перемешивания (Вусли и др., 1997). Напротив, эволюция звезд в тесной двойной системе столь богата возможностями, что допускает не только модель аккреции на предсверхновую существенного количества вещества со второго компонента, но и модель полного слияния с ним (Подсядловски, 1992).

Поскольку структура предсверхновой и химический состав ее внешних слоев, не затронутых взрывным нуклеосинтезом, будучи конечным результатом всей эволюции звезды, во многом определяют характер вспышки сверхновой, то незавершенность обрисованной выше картины и отсутствие решающих аргументов в пользу какого-либо сценария эволюции предсверхновой побуждают нас еще раз обратиться к анализу кривой блеска SN 1987A. Интерес подогревается также и тем, что кривая блеска формируется, главным образом, радиоактивными распадами 56№ и 56Со, распределение которых в оболочке сверхновой — яркий след, оставленный механизмом взрыва. Гидродинамические модели SN 1987A, опирающиеся на эволюционные расчеты предсверхновой, столкнулись с необходимостью сильного перемешивания 56№ вплоть до скоростей ^4000 км с-1 для воспроизведения наблюдаемой болометрической кривой блеска (Вусли, 1988; Шигеяма, Номото, 1990; Блинников и др., 2000). С другой стороны, гидродинамическое моделирование вспышки SN 1987А, использующее неэволюционные модели предсверхновой и исходящее при этом из наилучшего согласия с наблюдениями, показало возможность умеренного перемешивания 56№ до скоростей ^2000 км с-1 (Утробин, 1993). Отметим, что Блинников и др. (2000) не только решали систему уравнений радиационной гидродинамики в многогрупповом приближении, но и учитывали вклад линий в непрозрачность, в то время как другие исследователи ограничились использованием простого приближения лучистой теплопроводности.

В настоящей работе мы целенаправленно исследовали влияние структуры предсверхновой и степени перемешивания 56№ на болометрическую кривую блеска SN 1987А в рамках радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении с отказом от локального термодинамического равновесия (ЛТР) и с учетом нетепловой ионизации и вклада линий в непрозрачность. Полученные результаты подтвердили прежние перечисленные выше выводы, при условии, что плотность внешних слоев неэволюционной модели предсверхновой в несколько раз превышает таковую в эволюционной модели одиночной невращающейся звезды. В

работе приведена система уравнений радиационной гидродинамики в одногрупповом приближении с уравнением состояния идеального газа в поле неравновесного излучения при нетепловой ионизации и с соответствующими средними непрозрач-ностями и коэффициентом теплового излучения. Описан численный метод решения этой системы уравнений и рассмотрены исследованные гидродинамические модели. Представлены результаты сравнения эволюционной и неэволюционной моделей предсверхновой, выполнен анализ поведения температуры газа и температуры излучения в оболочке сверхновой, изучена роль нетепловой ионизации, вклада линий в непрозрачность, эффектов потемнения к краю и химического состава поверхностных слоев при вспышке сверхновой. В заключение обсуждаются полученные результаты и возможные следствия из них.

РАДИАЦИОННАЯ ГИДРОДИНАМИКА

Для гидродинамического исследования сверхновых звезд разработан пакет программ CRAB, который моделирует нестационарное одномерное сферически-симметричное течение газа в поле силы тяжести и нестационарного неравновесного излучения в лагранжевых переменных. Нестационарное уравнение переноса излучения, записанное в сопутствующей системе отсчета с точностью до членов порядка отношения скорости вещества к скорости света, реш

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»