Kak vzryvayutsya pohudevshie sverhgiganty?10.06.2011 19:10 | S. B. Popov/GAISh, Moskva
Vzryvy sverhnovyh ochen' slozhnye yavleniya, i mnogie ih svoistva do konca ne izucheny. Sam mehanizm vzryva vklyuchaet v sebya sochetanie ryada processov, kotorye trudno modelirovat'. Zatem, rasshirenie obolochki i ee vzaimodeistvie s veshestvom vokrug takzhe s trudom poddaetsya opisaniyu. Vse eto uslozhnyaet ponimanie nablyudatel'nyh proyavlenii sverhnovyh.
Samym, kazalos' by, prostym nablyudatel'nym proyavleniem yavlyaetsya krivaya bleska vspyshki. Mozhno govorit' ob izmenenii integral'nogo (bolometricheskogo) potoka izlucheniya, kotoroe v osnovnom prihoditsya na vidimyi i ul'trafioletovyi diapazony, mozhno govorit' o krivyh bleska, izmerennyh v raznyh chastyah vidimogo spektra. Dlya opisaniya izmeneniya bleska vspyshki naibolee sushestvennym okazyvayutsya ne osobennosti kollapsa yadra, i ne struktura zvezdy, a kolichestvo i raspredelenie veshestva vokrug nee, na rasstoyanii v neskol'ko desyatkov zvezdnyh radiusov (chto sootvetstvuet neskol'kim desyatkam astronomicheskih edinic, ved' zvezda - sverhgigant).
Poskol'ku vzryvayutsya massivnye zvezdy, zakanchivayushie svoi zhiznennyi put' (ostavim v storone vzryvy belyh karlikov t.e. sverhnovye tipa Ia), to veshestva vokrug mozhet byt' mnogo, poskol'ku svetila aktivno sbrasyvayut vneshnie obolochki na pozdnih stadiyah evolyucii. Eto mozhet proishodit' kak v vide bystroi poteri bol'shoi massy, tak i v vide sil'nogo zvezdnogo vetra.
V svoei rabote Moriya Takashi (Takashi Moriya, Yaponiya), Nozomu Tominaga (Nozomu Tominaga, Yaponiya), Sergei Blinnikov (ITEF, GAISh), Petr Baklanov (ITEF) i Elena Sorokina (GAISh) izuchili, kak raznye varianty bol'shoi poteri massy nezadolgo do vspyshki vliyayut na krivye bleska sverhnovyh posle vzryvov krasnyh sverhgigantov. Dlya etogo ispol'zovalsya kompleks programm STELLA, razrabotannyi v GAISh i ITEF.
Pust' v nachale veshestva okolo zvezdy net. Kogda udarnaya volna, voznikshaya v rezul'tate sobstvenno bystrogo (vzryvnogo) energovydeleniya v kollapsiruyushem yadre, vyhodit na poverhnost', to my vidim rezkoe uvelichenie bleska zvezdy vspyshku (ris. 1, golubaya krivaya). Zatem vybroshennoe veshestvo rasshiryaetsya i ostyvaet. My vidim rezkoe padenie bleska za neskol'ko dnei. Zatem temperatura veshestva snaruzhi vybrosa dostigaet temperatury rekombinacii vodoroda. I tut padenie bleska prekrashaetsya. Na krivoi bleska voznikaet ploskii uchastok plato. Cherez paru mesyacev, kogda fotosfera doberetsya do vnutrennei granicy vodorodnogo sloya v vybrose, nachnetsya novaya stadiya, na kotoroi svetimost' budet opredelyat'sya radioaktivnym raspadom, no eto ne yavlyaetsya predmetom detal'nogo modelirovaniya v rassmatrivaemoi rabote. Tak bylo by, esli zvezda vzryvaetsya v pustote, no vid krivoi sil'no izmenitsya, esli vokrug zvezdy est' sbroshennoe do vzryva veshestvo.
Risunok 1. Yuolometricheskie krivye bleska sverhnovyh dlya raznoi poteri massy zvezdoi nezadolgo do vzryva. Golubaya krivaya sootvetstvuet otsutstviyu veshestva vokrug vzorvavsheisya zvezdy.
Na risunke 1 privedeno chetyre bolometricheskie krivye bleska dlya raznogo tempa poteri massy zvezdoi nezadolgo do vzryva: 0.0001 massy solnca v god, 0.001, 0.01 i 0.1 solnechnoi massy. Oni sil'no otlichayutsya ot krivoi bleska v otsutstvie veshestva vokrug zvezdy (golubaya krivaya na tom zhe risunke. Eto proishodit vo-pervyh, iz-za togo, chto vneshnyaya nadutaya obolochka neprozrachna, izluchenie, svyazannoe so vspyshkoi v moment vyhoda udarnoi volny na poverhnost' zvezdy, ne mozhet srazu uiti na beskonechnost'. T.o., vozniknet zaderzhka i rastyagivanie maksimuma bleska. Vo-vtoryh, vzaimodeistvie vybroshennogo vo vremya vzryva veshestva s okruzhayushim zvezdu gazom privodit k zamedleniyu vybrosa. T.o., chast' kineticheskoi energii perehodit v teplovuyu, kotoraya vysvechivaetsya. Poetomu pri nalichii veshestva vokrug vzorvavsheisya zvezdy polnoe energovydelenie v vidimom diapazone budet vyshe. Krome togo, vspyshka budet yarkoi i v ul'trafioletovyh luchah.
Risunok 2. pokazany rezul'taty raschetov (linii) i dannye nablyudenii sverhnovoi SN 2009kf v raznyh polosah spektra.
Vazhno, konechno, ne tol'ko rasschitat' krivye bleska, no i sravnit' rezul'taty modeli s dannymi nablyudenii. Na risunke 2 pokazano sopostavlenie raschetov s nablyudeniyami sverhnovoi SN 2009kf, kotoruyu nablyudali ne tol'ko v opticheskom diapazone, no i v ul'trafioletovom, blagodarya rabote sputnika GALEX. Linii pokazyvayut rezul'taty raschetov, a tochki dannye nablyudenii v raznyh polosah (chernye simvoly sootvetstvuyut ul'trafioletovym nablyudeniyam, ostal'nye opticheskim). Vidno, chto model' pozvolyaet dostich' horoshego soglasiya rezul'tatov raschetov s dannymi nablyudenii (nekotoroe rashozhdenie, vidimoe na pravoi paneli risunka 2 na vremenah bolee 100 dnei, ob'yasnyaetsya tem, chto eta chast' krivoi, svyazannaya s radioaktivnym raspadom, v modeli detal'no ne issledovalas').
Chtoby poluchit' takuyu vspyshku s bol'shim ul'trafioletovym potokom spustya nedeli posle vzryva, a takzhe s povyshennoi svetimost'yu v opticheskom diapazone spustya desyatki dnei posle kollapsa yadra, neobhodimo, chtoby zvezda poteryala bol'shuyu massu nezadolgo do sverhnovoi. Pochemu eto proishodit - okonchatel'no ne yasno. Mozhet byt', vinovaty pul'sacii zvezdy, mozhet byt' vspyshki v yadernoi oblasti privodyat k bystromu sbrosu massy. Takzhe ne yasno, pri kakoi nachal'noi masse zvezdy budut proyavlyat' takie svoistva. Vozmozhno, chto lish' samye massivnye krasnye sverhgiganty (nachal'naya massa okolo 17 solnechnyh) budut davat' vspyshki, podobnye SN 2009kf.
Rabota opublikovana v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Elektronnyi preprint stat'i mozhno naiti zdes'.
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
sverhgigant - Sverhnovye
Publikacii so slovami: sverhgigant - Sverhnovye | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
