Исследования

Исследования астрофизики

Лаборатория физики плазмы и астрофизики была создана в ИТЭФ более 30-ти лет тому назад. Спектр проводимых в лаборатории исследований чрезвычайно широк: от проблем эволюции звезд до космологии. Построение теоретических моделей взрыва и изучение наблюдательных проявлений сверхновых звезд (как коллапсирующих, так и термоядерных) было и продолжает оставаться одной из важнейших тем исследований.

В настоящее время в ИТЭФ проводятся астрофизические исследования по широкому кругу проблем. Ниже представлены некоторые из них:

  • Ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых
  • Процесс слияния нейтронных звёзд и гамма-всплески
  • Сверхновые типа IIP
  • Теориия звёздного нуклеосинтеза
  • Сверхновые, вызванные неустойчивостью из-за рождения электрон-позитронных пар
  • Модели термоядерных сверхновых

  • Новый метод измерения космологических расстояний с использованием сверхновых типа IIn

    Сотрудниками Лаборатории Физики Плазмы и Астрофизики на кафедре Теоретической Астрофизики и Квантовой Теории Поля для студентов МФТИ и МИФИ читаются следующие курсы лекций:

  • Введение в астрофизику
  • Введение в ядерную физику
  • Физика звёзд: структура и эволюция
  • Основы релятивистской астрофизики
  • Основы гидродинамики
  • Физика релятивистских звёзд
  • Теория сверхновых звёзд.

  • Астрофизический нуклеосинтез

    По устоявшимся представлениям сверхновые звезды — это продукт конечных стадий эволюции звёзд определенных масс. При вспышке сверхновой звезды её блеск увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток и в максимуме сравним с блеском материнской галактики. К сверхновым звёздам относят события с энергией взрыва 1050-1052 эрг и мощностью излучения свыше 1041 эрг/с.

Рис. 1. Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке через 9 лет после взрыва

Вспышка сверхновой является результатом динамической эволюции ядра звезды и завершается либо полным разлётом вещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра в зависимости от массы звезды. Согласно теории эволюции звёзд, в звёздах с массой ( – масса Солнца) образуются вырожденные углеродно-кислородные ядра, которые превращаются в белые карлики после потери звездой вышележащего вещества. Если белый карлик входит в состав тесной двойной системы, то в процессе выпадения вещества звезды-спутника его масса достигает предела Чандрасекара (около ) и происходит термоядерный взрыв, полностью разрушающий звезду.

Этот процесс объясняет вспышки сверхновых звёзд типа Ia. Звёзды с массой заканчивают свою эволюцию образованием невырожденного железного ядра с последующим его гравитационным коллапсом в нейтронную звезду или чёрную дыру, приводящим к выбросу внешних слоёв звезды.

Сверхновые звёзды являются нестационарными объектами, и на местах их вспышек появляются расширяющиеся с большими скоростями газовые оболочки, называемые остатками сверхновых. Кроме того, в некоторых случаях, несомненно, остаются и звёздные остатки в виде нейтронных звёзд или черных дыр. Динамика межзвёздной среды, создание галактического ветра, синтез тяжелых элементов, эволюция звёзд, рождение нейтронных звёзд и черных дыр, происхождение космических лучей, природа космических гамма-всплесков, эволюция звёздных населений и галактик в целом — вот неполный круг вопросов, тесно связанных с проблемой сверхновых звёзд.

Исключительной важностью всего этого и объясняется ключевая роль сверхновых звёзд в современной астрофизике и то внимание, которое уделяется им в астрофизической группе ИТЭФ.

Рис. 2. Схематический вид кривых блеска сверхновых. Синие и красные линии — фотонные светимости разных сверхновых (типа Ia, IIP и знаменитой сверхновой 1987А). Зеленым показан короткий импульс нейтринного излучения.

Основателем нашей лаборатории В.С. Имшенником совместно с Д.К. Надёжиным был заложен базис радиационно-гидродинамической теории вспышек сверхновых. Это позволило впервые самосогласованно рассчитать временные и спектральные зависимости потоков электромагнитного излучения (кривых блеска), регистрируемых при астрономических наблюдениях этих звёзд. Эта теория дала также возможность определять гидродинамические параметры выбрасываемых оболочек сверхновых – полную энергию взрыва, распределение вещества оболочки по скоростям выброса и так далее.

Был также предложен физический механизм для объяснения наблюдаемого продолжительного периода постоянства блеска сверхновых: образование волны охлаждения и рекомбинации, аналогичной той, которая наблюдается в процессе остывания огненного шара, возникающего при атомных взрывах в земной атмосфере. Предсказания теории подтверждены многочисленными астрономическими наблюдениями сверхновых в далеких галактиках.

На рис. 2 показан характерный вид кривых блеска сверхновых. Пологая часть с примерно постоянной светимостью (кривая для SNIIP) как раз и вызывается волной охлаждения и рекомбинации. Длинные «хвосты» кривых блеска вызваны распадом радиоактивного кобальта. Показаны также кривые блеска для знаменитой сверхновой SN1987A, вспыхнувшей 23 февраля 1987 г. в Большом Магеллановом облаке – карликовой галактике, спутнике нашей Галактики и термоядерной сверхновой типа Ia.

Ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых

Эволюция достаточно массивных звезд с массой на главной последовательности завершается коллапсом железного ядра звезды. Однако с появлением первых численных моделей стало ясно, что “стандартная” теоретическая схема, основанная на предположении об одномерном, сферически-симметричном характере этого процесса, не в состоянии объяснить следующий за коллапсом взрыв сверхновой огромного масштаба с кинетической энергией разлетающейся оболочки звезды порядка 1051 эрг. Ударная волна, образующаяся в результате отражения потока аккрецирующего вещества от формирующейся в центре протонейтронной звезды, быстро расходуют свою энергию на диссоциацию ядер вещества оболочки звезды за своим фронтом и затухает, не приводя к сбросу оболочки сверхновой. За почти полвека интенсивной работы многих групп астрофизиков по созданию теоретически самосогласованной модели взрыва коллапсирующих сверхновых было предложено несколько возможных сценариев данного процесса, учитывающих различные дополнительные факторы. Тем не менее, окончательного и универсального решения обсуждаемой проблемы до сих пор не предложено. Более того, наблюдательные данные по наиболее исследованной сверхновой SN1987A в Большом Магеллановом Облаке привнесли дополнительные трудности в связи с регистрацией двух нейтринных сигналов, разделенных большим промежутком времени в 4,7 часа.

Основатель нашей лаборатории В.С. Имшенник предложил ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых. В нём ключевая роль отводится эффектам вращения, являющегося, в той или иной степени, неотъемлемой характеристикой всех звезд. Теоретическая модель опирается на результаты, полученные в обширном цикле работ, выполненных в различные годы сотрудниками коллектива Астрофизической лаборатории ИТЭФ.

На примере знаменитой сверхновой SN1987A можно проиллюстрировать основные идеи предложенного механизма (рис. 1). Как было упомянуто, предполагается, что к моменту потери устойчивости железное ядро предсверхновой имеет заметное вращение. Вследствие сохранения удельного углового момента вращения в процессе коллапса вращающегося ядра звезды, образуется конфигурация с сильным дифференциальным вращением и высоким значением отношения полной энергии вращения к гравитационной энергии связи τ = Erot/|Eg| (~0,42 из расчетов). Критическое значение параметра τ для возникновения динамической неустойчивости (в аналитической теории сфероидов Маклорена) составляет ~0,27. Важнейшим для данного сценария является гипотеза о формировании двойной системы нейтронных звезд в ре­зультате развития указанной неустойчивости в исходной осесимметричной конфигурации с последующим развалом (фрагментцией) на отдельные части. При этом значительная часть начального момента вращения ядра переходит в орбитальный момент вращения двой­ной системы. Так же, как и в “стандартной” модели, коллапс вращающегося ядра предсверхновой сопровождается мощным нейтринным излучением (хотя и с заметно отличающимися характеристиками), которое можно отождествить с сигналом, зарегистрированным нейтринным детектором LSD в момент времени tUT = 2h52min (23 февраля 1987 года) под Монбланом.

Рис. 1. Ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых

Основными параметрами образовавшейся тесной двойной системы нейтронных звезд являются ее полная масса, орбитальный момент вращения и отношение масс компонентов, которые вследствие существенной неопределенности в понимании деталей процесса фрагментации можно считать свободным параметром модели. Замечательно, что эволюция этой системы определяется единственным фактором – мощным гравитационным излучением, при этом она протекает тем дольше, чем сильнее отличаются массы компонентов. Нейтронные звезды сближаются вследствие потерь энергии и углового момента вращения, уносимых гравитационными волнами. При этом орбиты звёзд становятся практически круговыми, даже если начальный эксцентриситет заметно отличался от нуля. В конечном итоге по мере сближения маломассивный компонент двойной системы (вследствие обратной зависимости между массой и радиусом у нейтронных звезд) первым заполняет свою полость Роша. Следующий за этим весьма скоротечный этап эволюции тесной двойной системы сопровождается нестационарным обменом массой между компонентами двойной системы в направлении к более массивной нейтронной звезде. Когда более легкий компонент двойной системы достигает минимально возможного для нейтронных звезд значения массы , происходит его взрывное разрушение на орбите. В результате цепочки ядерных реакций образуются ядра группы железа с окончательным энерговыделением выделением ~ 4,7 МэВ/нуклон и полной энергией взрыва ~1051 эрг. В процессе обмена массой более массивная нейтронная звезда избавляется от остаточного углового момента вращения и претерпевает вторичный коллапс. Этому сопутствует вспышка нейтринного излучения, зарегистрированная рядом нейтринных детекторов в момент времени tUT=7h36min (23 февраля 1987 года). Его характеристики должны, по всей видимости, быть близки к свойствам нейтринного сигнала, описываемого “стандартной” моделью коллапса.

Отдельные этапы эволюции тесной двойной системы сопровождаются мощным гравитационным излучением, имеющим специфические особенности, которые могут позволить идентифицировать рассматриваемый механизм в будущих экспериментах по регистрации гравитационных волн от коллапсирующих сверхновых. Кроме того, предложенный сценарий обладает рядом неоспоримых достоинств. Ротационный механизм позволяет дать теоретическую интерпретацию двух последовательных нейтринных сигналов от SN 1987A с разницей ~5 часов. Разрушение маломассивной нейтронной звезды при движении с большой скоростью по орбите объясняет взрыв сверхновой с требуемой энергией и заметной степенью асимметрии, наблюдаемой в остатке SN1987A. Высокие скорости собственного движения молодых пульсаров в рассматриваемом сценарии являются естественным следствием высокой орбитальной скорости движения массивной нейтронной звезды в момент разрушения ее легкого компаньона.

В настоящее время ведется работа по моделированию отдельных этапов предложенного сценария взрыва сверхновых, поскольку сквозное моделирование всего процесса от потери устойчивости железного ядра до взрывного разрушения маломассивной нейтронной звезды не представляется возможным. В частности, проводится численное исследование процесса фрагментации быстровращающейся протонейтронной звезды с целью определить саму возможность и условия возникновения этого процесса.

Процесс слияния нейтронных звезд и взрыв маломассивного члена двойной системы

Космические гамма-всплески до сих пор остаются одной из загадок астрофизики. Они представляют собой вспышки в диапазоне от десятков кэВ до МэВ (иногда и более жёсткие). Длительность – от долей секунды до минут, а иногда и часов. В 1980-е годы было совершенно не известно, на каком расстоянии от нас находятся источники этих всплесков. Они могли располагаться как на космологических расстояниях, так и вблизи Солнца. В это время в астрофизической группе ИТЭФ была выполнена важная работа о природе гамма-всплесков, в которой впервые была показана возможность мощного взрыва при слиянии пары нейтронных звёзд. Было также предсказано, что такой процесс должен дать не только излучение гравитационных волн (как уже предлагалось для слияния нейтронной звезды и чёрной дыры), но и гамма-всплеск. При этом, поскольку энергия взрыва должна быть того же масштаба, что и при взрыве сверхновой звезды, такой всплеск должен быть заметен и на больших межгалактических расстояниях.

Главная идея этого механизма состоит в следующем: нейтронные звёзды в паре сближаются из-за неизбежных потерь энергии и момента импульса, уносимых гравитационными волнами. В определенный момент звезда меньшей массы (радиус которой больше по законам строения таких звёзд) начинает активно отдавать своё вещество более массивной соседке. Таким образом, более массивная звезда в паре увеличивает свою массу, а менее массивная теряет! Замечательно, что у нейтронных звёзд есть минимально возможная равновесная масса, так как при слишком малой массе, а значит, и низкой плотности, ферми-импульс электронов становится слишком мал, и нейтроны приобретают возможность распадаться. Реально, конечно, распадаются не свободные нейтроны, а богатые нейтронами ядра, где бета-распад происходит очень быстро, за доли миллисекунд, и процесс приобретает взрывной характер. Таким образом, при достижении минимальной массы, нейтронная звезда взрывается! Некоторые стадии данного механизма схематически показаны на рисунке 1.

Рис. 1. Детали обсуждаемого механизма. Сверху: сближение пары нейтронных звезд вследствие потери момента импульса, уносимого гравитационными волнами. Внизу: менее массивный компаньон двойной системы взрывается.

 Только в 1998 г. с помощью спутника Beppo-Sax было установлено, что гамма-всплески происходят в далёких галактиках, а не в окрестности солнечной системы. Сценарий слияния нейтронных звёзд, разработанный в ИТЭФ, стал общепринятым для коротких гамма-всплесков (длительностью меньше 2 сек.)

Сверхновые типа IIP

Среди богатых водородом сверхновых звезд фотометрический подкласс сверхновых типа IIP является наиболее многочисленным. Эти сверхновые показывают незначительные спектроскопические различия и очень широкий диапазон фотометрических свойств. Они демонстрируют изменения светимости от низкой до очень высокой и формы кривых блеска — от типичной платообразной до своеобразной куполообразной кривой блеска. В работах сотрудника ИТЭФ В.П. Утробина был установлен тот важный факт, что процессы ионизации и возбуждения водорода в атмосферах сверхновых типа IIP носят нестационарный характер.

Осуществленное в ИТЭФ гидродинамическое моделирование в широком диапазоне параметров и сравнение с наблюдаемой кривой блеска и скоростями расширения оболочки позволило определить основные параметры сверхновой: радиус предсверхновой, массу выброшенного вещества, энергию взрыва и массу радиоактивного 56Ni. Подтвердилось, что предсверхновые нормальных объектов типа IIP являются красными сверхгигантами, в то время как пекулярные сверхновые 1987A и 2000cb с куполообразными кривыми блеска происходят от голубых сверхгигантов. Разнообразие наблюдательных данных сверхновых IIP типа превращается в очень широкий спектр их основных параметров. Увеличение светимости на стадии плато почти на два порядка и полной массы радиоактивного 56Ni в диапазоне при переходе от сверхновой 2003Z с низкой светимостью к очень яркой сверхновой 2009kf эквивалентно увеличению энергии взрыва в диапазоне 2,5×1050–2,2×1052 эрг и массы оболочки в диапазоне . Отметим, что сверхновая 2009kf является первой сверхновой IIP типа с очень высокой энергией взрыва 2,2×1052 эрг, что предполагает образование черной дыры при гравитационном коллапсе, а не нейтронной звезды. Масса выброшенной оболочки в сочетании с массой нейтронной звезды и массой, потерянной посредством звездного ветра, дает оценку массы звезды на главной последовательности. Проявления взаимодействия выброшенной оболочки с веществом звездного ветра и околозвездным веществом, которые могут быть средством его диагностики, были изучены на примере линий H-alpha, Na I и Ca II. Зависимость энергии взрыва и массы радиоактивного 56Ni от массы звезды на главной последовательности представлены на рис. 1. Полученные зависимости убедительно демонстрируют важнейший результат: рост как энергии взрыва, так и массы радиоактивного 56Ni с увеличением массы звезды на главной последовательности.

Астрофизики ИТЭФ впервые предложили наличие клочковатости внешних слоёв оболочки нормальной сверхновой IIP типа для решения проблемы несоответствия между линиями H-alpha и H-beta в ранних спектрах сверхновой 2008in. Эта проблема стала очевидной лишь с получением качественных спектров в течение первого месяца вспышки и состоит в том, что эти линии не могут быть описаны в рамках сферической модели с гладким распределением плотности. В.П. Утробиным было показано, что в предположении клочковатой структуры внешних слоёв оболочки проблема несоответствия может быть решена. Учет неоднородности внешних слоёв предсверхновой был осуществлен при гидродинамическом моделировании сверхновой IIP типа 2012A. Указанное исследование показало, что учёт неоднородности внешних слоёв предсверхновой приводит к заметному (до 30%) увеличению скорости этих слоёв. Этот очень важный результат позволяет надеяться на уменьшение масс эволюционных предшественников, получаемых при гидродинамическом моделировании сверхновых типа IIP.

Рис. 1. Зависимости энергии взрыва сверхновых (верхняя панель) и массы синтезированного радиоактивного 56Ni (нижняя) от массы звезды на главной последовательности

Изучение плотности кислорода в центральной зоне оболочек девяти сверхновых IIP типа на небулярной стадии по линиям дублета кислорода [O I] 6300, 6364 A показало, что концентрации кислорода на 300 день распределены в узком диапазоне (1,3–3,3)×109 см-3. Очень важно подчеркнуть, что этот результат не зависит от расстояния до сверхновой, экстинкции и модельных предположений. Анализ найденного распределения плотностей приводит к важному выводу о том, что энергия взрыва сверхновой IIP типа растёт с увеличением массы звезды (рис. 1).

Самым изученным объектом среди сверхновых IIP типа является сверхновая 1987A. Ее исследование, проведенное в ИТЭФ, способствовало развитию методов радиационной гидродинамики и моделей атмосфер сверхновых. Нестационарный характер процессов ионизации и возбуждения водорода при полном отказе от условий локального термодинамического равновесия в атмосферах сверхновых IIP типа позволил объяснить интенсивные линии водорода, природа которых долгое время оставалась загадочной. Исследование влияния степени перемешивания 56Ni на болометрическую кривую блеска показало, что умеренное, в диапазоне низких скоростей 2500-3000 км/с, перемешивание 56Ni может объяснить наблюдаемую кривую блеска сверхновой 1987A. В то же время количественное моделирование профиля линии H-alpha на стадии Бохум явления позволило получить принципиальный результат: высокоскоростной сгусток 56Ni двигается в дальней полусфере с абсолютной скоростью около 4700 км/с и его масса составляет примерно .

Обнаружение сверхновых IIb типа, демонстрирующих трансформацию во времени изначального спектра сверхновых II типа в спектр с чертами сверхновых Ib типа, существенно дополнило физическую картину вспышек коллапсирующих сверхновых. Первым таким объектом была вспышка сверхновой 1993J, которая и послужила прародительницей нового подкласса сверхновых IIb типа. Болометрическая и визуальная кривые блеска этой сверхновой и эволюция линий гелия в ее оптическом спектре хорошо согласуются с гидродинамической моделью, разработанной в ИТЭФ, масса выбрасываемой оболочки в которой составляет , включая массу водорода , а энергия взрыва равна 1,6×1051 эрг. Гидродинамические модели и синтетические спектры убедительно показали, что нетепловые процессы доминируют после второго максимума, после примерно 30 суток, и играют решающую роль в объяснении как гладкого уменьшения светимости после максимума, так и постепенного, в интервале с 24-х по 30-е сутки, появления линий гелия в оптическом спектре сверхновой 1993J. Вспышка сверхновой в данном случае — это взрыв красного сверхгиганта с массой примерно в результате гравитационного коллапса ядра звезды, причем очень вероятно, что предсверхновая входила в состав тесной двойной системы. В дальнейшем последнее предположение получило надежное наблюдательное подтверждение.

Развитие теориии звездного нуклеосинтеза в ИТЭФ

Задачи ядерной астрофизики сводятся к исследованию двух важнейших процессов – генерации энергии и образованию новых элементов. В ИТЭФ на мировом уровне ведется работа по изучению одного из важнейшим для образования элементов явления — r-процесса (от слова rapid — быстрый), т.е. процесса образования ядер тяжелее элементов железного пика под действием нейтронов во взрывных процессах, в условиях высокой концентрации свободных нейтронов. Такие условия достижимы или в сбрасываемых оболочках коллапсирующих сверхновых звезд, или при слиянии компактных объектов в тесных двойных системах: пар нейтронных звезд или нейтронной звезды с черной дырой. В результате слияния этих объектов часть сверхплотного сильно нейтронизированного вещества выбрасывается в окружающую среду. При остывании и падении плотности в веществе выброса реализуются идеальные условия для синтеза всех элементов тяжелее железа в результате чередующихся многократных нейтронных захватов и бета-распадов, приводящих вместе к росту атомного номера образующихся ядер.

В работе сотрудников ИТЭФ Блинникова и Панова была создана кинетическая модель нуклеосинтеза, учитывающая все парные реакции с нейтронами, протонами, альфа-частицами, бета-распад, реакции захвата электронного нейтрино ядрами и ряд специальных реакций типа 3-альфа-реакции и реакций горения углерода, кислорода, кремния, а также деление ядер. Развитие такой модели позволило объединить 3 этапа моделирования r-процесса: ядерное статистическое равновесие — альфа-процесс — r-процесс, объединив всё в одной модели быстрого нуклеосинтеза и получить ряд пионерских результатов. Впервые показана возможность протекания слабого r-процесса за счет нейтринного источника генерации нейтронов.

В ИТЭФ впервые в мире было показано, что одним из основных механизмов формирования наблюдаемой кривой распространенности тяжелых элементов при развитии нуклеосинтеза в основном сценарии r-процесса является процесс вынужденного деления, обрывающий процесс продвижения синтеза в область сверхтяжелых ядер и возвращающий продукты деления опять в процесс нуклеосинтеза в качестве зародышевых ядер. При этом было показано, что кадмиевый, платиновый пики и пик редкоземельных элементов хорошо воспроизводятся теоретической моделью, развитой в ИТЭФ и соответствуют наблюдениям. Более того, при исследовании r-процесса было показано, что существует вероятность ветвления процесса в области интенсивного вынужденного, запаздывающего и спонтанного деления на две ветви, в наиболее слабой из которых часть выживших в делении ядер может образовать и сверхтяжелые элементы (СТЭ). Однако их количество по крайней мере на 10 порядков меньше, чем количество образующегося урана, а время жизни наиболее долгоживущих образовавшихся СТЭ — от дней до нескольких лет, они нестабильны относительно альфа-распада и спонтанного деления. Область же наиболее долгоживущих СТЭ пока недоступна для нуклеосинтеза в r-процессе из-за наличия на пути нуклеосинтеза области ядер с очень коротким временем жизни относительно спонтанного деления.

Нуклеосинтез в r-процессе протекает за доли секунд и вовлекает множество короткоживущих ядер, характеристики которых надо уметь прогнозировать (см. рисунок 1). При этом хорошо зарекомендовала себя модель, основанная на теории конечных ферми-систем, развиваемая в ИТЭФ, в рамках которой были рассчитаны такие характеристики нескольких тысяч ядер, как время бета-распада и вероятности эмиссии запаздывающих нейтронов и запаздывающего деления.

Рис. 1. Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов в условиях, характерных для выброса сильно нейтронизованного вещества при слиянии сверхплотных остатков звезд (нейтронная звезда + нейтронная звезда или нейтронная звезда + черная дыра) в тесных двойных системах.

Теория нейтринного нуклеосинтеза

Не все особенности наблюдаемой в природе распространенности химических элементов (см. рисунок 2) могут быть объяснены в рамках стандартной теории нуклеосинтеза. Д.К. Надёжиным в соавторстве с Г.В. Домогацким открыто новое направление в теории происхождения химических элементов – нейтринный нуклеосинтез. Основной идеей данного механизма является производство химических элементов в оболочке умирающей звезды-гиганта под действием интенсивных потоков нейтрино от её коллапсирующего ядра. Произведенные таким образом ядра выбрасываются в окружающее пространство при взрыве, обогащая межзвездную среду. Это направление позволяет объяснить особенности, наблюдаемые в космических распространенностях ряда изотопов лёгких химических элементов (лития, бериллия, бора и др.), а также тяжелых элементов (обойденные изотопы и изотопы, составляющие «слабую компоненту» r-процесса). На рисунке 2 показана наблюдаемая распространенность химических элементов. На правой панели рисунка также схематически показан механизм нейтринного нуклеосинтеза.

Рис. 2. Слева показана наблюдаемая распространенность химических элементов: относительная доля данного элемента как функция массового числа (распространенность кремния принята равной 106). Справа иллюстрируется процесс нейтринного нуклеосинтеза: показан схематический вид внешних слоев звезды, облучаемых потоками нейтрино из центра при взрыве сверхновой.

Сверхновые, вызванные неустойчивостью из-за рождения электрон-позитронных пар

В 2006 г. в галактике NGC1260 астрономы открыли одну из самых мощных сверхновых – SN2006gy. В то время она была рекордсменом по пиковой светимости (сейчас уже открыты и более мощные сверхновые). На рис. 1 видно, что эта сверхновая по потоку превосходит ядро хозяйской галактики с миллиардами звёзд. Эта сверхновая превосходила на порядок мощные термоядерные сверхновые типа Ia, которые используются в космологии, и на два порядка обычные сверхновые типа II, которые, как и она, имеют линии водорода в своих спектрах. Однако SN2006gy имела особенность в профилях линий: помимо обычных широких профилей (из-за быстрого разлёта вещества) её линии имели узкие профили, поэтому её тип – IIn (буква n от narrow).

Рис. 1. Сверхновая SN2006gy и ядро галактики NGC 1260

Экстремальная светимость этой сверхновой бросила вызов астрофизикам. Было предложено несколько объяснений для этого необычного явления, но самым успешным и экономным решением оказалась идея, высказанная ещё 1986 г. сотрудником ИТЭФ Д.К. Надёжиным в соавторстве с Э.К. Грасбергом для другой сверхновой типа IIn. Согласно этой идее, огромный световой поток объясняется ударной волной, которая бежит по облаку – оболочке, созданной предшествующим слабым взрывом за несколько лет или месяцев до основного сильного взрыва.

В журнале Nature в 2007 г вышла статья, одним из соавторов которой являлся сотрудник нашей лаборатории С.И. Блинников, содержащая расчёты эволюции массивной звезды (с начальной массой около 110 масс Солнца), которая сбрасывает с себя массу в результате мощных пульсаций. Эти пульсации порождаются неустойчивостью из-за рождения электрон-позитронных пар в недрах звезды (по-английски Pulsational Pair-instability Supernova). Таким образом, к моменту взрыва звезда оказывается окружена протяженной оболочкой из ранее выброшенного вещества. Взрыв звезды как сверхновой порождает ударную волну, бегущую по этой оболочке, в полном соответствии с первоначальной идеей Д.К. Надёжина. Расчёты кривой блеска сверхновой для этой модели, проведённые на основе пакете STELLA, развитого в ИТЭФ, дали хорошее согласие с наблюдениями, см. рис. 2.

Рис. 2. Слева: кривая блеска для сверхновой SN2006gy в сравнении с другими сверхновыми (в частности, знаменитой сверхновой SN1987A). Справа – наблюдательные данные (точки) в сравнении с результатом моделирования (линии, показана светимость в разных диапазонах спектра). По оси х – время в днях, по оси y – абсолютная звездная величина. Отличие на одну звездную величину соответствует разнице в светимости примерно в 2.5 раза.

Развитие моделей термоядерных сверхновых

В астрофизической лаборатории ИТЭФ совместно с коллегами из ГАИШ МГУ, Института Макса Плана в Гархинге и Калифорнийского университета (Блинников, Сорокина, Репке, Висли и др.) было проведено много весьма важных в космологии расчётов кривых блеска термоядерных сверхновых (тип Ia, см. рисунок 1) Это так называемая внешняя задача для сверхновых, расчёты кривых блеска можно делать, даже если не известен в деталях сам механизм взрыва. Такие расчёты помогают установить, что конкретно требуется от механизма взрыва для объяснения наблюдений. Было установлено, что необходимо производство достаточного количества радиоактивного изотопа никеля 56Ni, который распадается путём электронного захвата в радиоактивный 56Co, а затем в самый распространённый стабильный изотоп железа 56Fe. Если бы не было радиоактивных изотопов в продуктах взрыва, то не было бы источника фотонов после взрыва компактной вырожденной звезды — белого карлика. Стало ясно, что наблюдаемую скорость разлёта можно обеспечить только при переходе медленного термоядерного горения в детонацию, однако нельзя допустить, чтобы детонация началась слишком рано: если бы сдетонировала вся звезда, то весь выброс сверхновой состоял бы из элементов железного пика, а реально наблюдаются и более лёгкие элементы (кремний, сера и т. п.). Это может иметь место, если в начале горение медленное — по звезде бежит дозвуковое пламя, а после увеличения радиуса звезды на порядок происходит переход в детонацию.

Рис. 1. Сверхновая SN1994D типа Ia и галактика NGC4526

Детальное развитие механизма перехода к детонации представляет собой центральную, до сих пор нерешённую задачу в современной теории термоядерных сверхновых (внутренняя задача для сверхновых Ia). В астрофизической лаборатории ИТЭФ были совершены важные шаги на пути решения этой проблемы.

В работе Имшенника и Хохлова была установлена структура волны детонации в термоядерных сверхновых с детальным нуклеосинтезом за фронтом. В статьях Блинникова и Хохлова было показано, как в центре углеродно-кислородного белого карлика может сформироваться спонтанный фронт горения (градиентный механизм Зельдовича), порождающий ударную волну и развитие детонации. Этот механизм до сих пор остаётся одним из самых многообещающих в теории сверхновых Ia.

В последнее время работы по горению в термоядерных сверхновых развивает сотрудник ИТЭФ С.И. Глазырин. Им развит собственный гидродинамический код FRONT3D для многомерных расчётов (cм. иллюстрацию на рисунке 2). Пламя подвержено различным гидродинамическим неустойчивостям: Рэлея-Тейлора-Ландау, Ландау-Дарье и др. В результате этого развивается турбулентность. Все указанные процессы трудно моделировать из-за значительной разницы масштабов между пламенем (его толщиной 10-4 см) и звездой (108 см), т. е. 12 порядков. Это не даёт возможности прямого учёта всех процессов, тем не менее, комбинация численных расчётов и полуаналитических моделей позволяет надеяться на скорое разрешение загадки термоядерных сверхновых.

Рис. 2. Участок фронта горения в сверхновой Ia. Хорошо видна турбулентная структура, подверженная различного рода неустойчивостям. По осям – координатная сетка в сантиметрах. Цветом показана концентрация 12С (см. colorbar).

Новый метод измерения космологических расстояний с использованием сверхновых типа IIn

За последние десятилетия прогресс в наблюдательной астрономии шагнул далеко в глубины Вселенной. Астрономы не только заглянули в недоступные ранее области Вселенной и увидели крайне далекие галактики на z = 7,7 (13 млрд световых лет), но научились одновременно следить за событиями в протяженных областях звездного неба. Широкоугольные обзоры неба [Sloan Digital Sky Survey (SDSS), Palomar Transient Factory (PTF), Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS) и др.] позволили открывать транзиентные объекты практически сразу после их появления на небе, что способствовало взрывному росту количества открываемых сверхновых. Сегодня за год открывают тысячи сверхновых, тогда как десять лет назад было исследовано всего несколько сотен за всю историю наблюдений. Большой объем наблюдательных данных по сверхновым позволил детально исследовать сверхновые редкого подкласса IIn (SN IIn), выделенные в отдельную группу в 1990 году. Эти сверхновые характерны необычайно узкими спектральными линиями водорода, вследствие чего к названию типа II была добавлена буква “n” (анг. “narrow” – “узкий”). Астрономы обнаружили значительное разнообразие фотометрических и спектроскопических свойств SN IIn. Некоторые из них светят очень ярко и достигают в пике абсолютную звездную величину MR = −21, как, например, знаменитая сверхновая SN 2006gy. Способность SN IIn светить столь ярко позволяет отнести их к классу сверхмощных сверхновых SLSN (Superluminous Supernovae), исследования которых в последнее десятилетие активно введутся в ИТЭФ и других центрах.

В лаборатории астрофизики ИТЭФ подобные сверхновые начали изучать задолго до того, как им был присвоен отдельный подтип. В 1986 году в работе Грасберга и Надёжина было показано, что наблюдаемый спектр с узкими линиями от SN 1983K можно объяснить излучением от сверхновой, взорванной внутри выброса, выброшенного за 1-2 месяца до взрыва. В дальнейшем в лаборатории астрофизики ИТЭФ были построены более сложные и детальные модели, хорошо описывающие наблюдательные данные. На сегодня этот механизм является одной из основных гипотез для объяснения чудовищной светимости сверхмощных сверхновых.

Основываясь на проведенных расчетах, сотрудниками лаборатории астрофизики ИТЭФ С.И. Блинниковым, М.Ш. Поташовым и П.В. Баклановым был предложен и успешно опробован на практике новый метод измерения расстояний до сверхновых IIn. Метод может применяться для сверхновых типа IIn наивысшей светимости, что позволяет использовать его при космологических масштабах, что крайне важно для проверки космологических теорий. Это прямой метод определения расстояний, не требующий предварительной юстировки по светилам на известной дистанции, определенной другим способом. Даже для далеких сверхновых нет необходимости опираться на шкалу космологических расстояний, в отличии, например, от приближения стандартной свечи, как в случае сверхновых типа Ia.

Идея метода восходит к работам Бааде и Весселинка, применявших его к пульсирующим звездам — цефеидам. Представим на расстоянии сферически симметричную звезду с радиусом фотосферы . Если поток на уровне фотосферы звезды составляет , то измеряемый телескопом поток от звезды равен . Предполагая поток с фотосферы планковским с наблюдаемой цветовой температурой :, можно найти угловой размер звезды: , либо изменение углового размера . Если фотосфера движется вместе с веществом, то, зная скорость вещества , измеренную с помощью эффекта Доплера по слабым спектральным линиям, можно вычислить скорость фотосферы . Скорость позволяет определить изменение радиуса фотосферы, проведя серию измерений за интервал времени : . По или при известном или, соответственно, изменении за некоторый интервал времени, легко определяется искомое расстояние .

Для обычных сверхновых типа IIP красивая идея Бааде оказалась неприменимой. Причина в том, что у SN IIP фотосфера не связана с определенным слоем вещества, а движется относительно него. Напрямую определить из наблюдений скорость фотосферы невозможно, можно лишь измерить скорость вещества на уровне фотосферы, используя эффект Доплера и полагая формирование слабых спектральных линий близким к уровню фотосферы. При разлете оболочки сверхновой возможны ситуации, когда фотосфера сжимается и и направлены в разные стороны. А не зная , нельзя получить величину , необходимую для определения расстояния. Поэтому для сверхновых SN IIP Киршнер и Кван предложили другой способ определения расстояний, названый методом расширяющихся фотосфер (EPM). Для определения радиуса ими было предложено использовать свойство сверхновых типа IIP быстро, с характерным временем t ~ 8 дней, выходить на свободный разлет. При этом искомый радиус вещества связан со скоростью хаббловским соотношением , где — момент начала взрыва.

Однако SN IIn — необычные сверхновые. Вокруг них много вещества, и ударная волна месяцами, а иногда и годами, не может прорваться в разреженную среду. Как показывают построенные в лаборатории астрофизики ИТЭФ модели SN IIn, ударная волна от взрыва сверхновой в оболочке переходит в сильную радиативную ударную волну. Излучение эффективно отводит тепло из контактной зоны между ударной волной и внешними слоями оболочки сверхновой. Благодаря этому в оболочке формируется тонкий плотный слой, играющий важнейшую роль в новом методе определения расстояний по сверхновым, который получил название «метод плотного слоя» (Dense Shell Method — DSM). В плотном слое формируется фотосфера и движется вместе с ним, а значит, измеряя по Доплеру скорость вещества , мы можем получить скорость фотосферы . Это соответствует идее Бааде для цефеид, описанной выше, и позволяет вычислить расстояние до сверхновой.

По новому методу DSM для определения космологических расстояний с помощью сверхновых типа SN IIn следует провести следующие операции.

Нужно измерить «узкие» компоненты спектральных линий для оценки свойств (плотности, скорости) околозвёздной оболочки. Здесь не требуется высокая точность измерений и моделирования. Измерить «широкие» эмиссионные компоненты линий и найти скорость на уровне фотосферы с максимально возможной точностью. Хотя закон для SN IIn неприменим, но измеренная скорость соответствует «истинной» скорости фотосферы , а не только скорости течения вещества, как в случае SN IIP. Измерить приращение радиуса путём интегрирования по времени с учётом рассеяния, потемнения/уярчения к краю и т.п. Получаемые значения изменений радиуса должны использоваться при итерациях оптимальной модели. Получить расстояние посредством согласования изменения наблюдаемого потока с изменением .

Изложенный выше упрощенный вариант метода позволяет получить неплохую оценку расстояния до SN IIn. Для лучшей точности или при значительном изменении такой простой подход должен быть дополнен. Необходимо построить модель, наилучшим образом воспроизводящую наблюдения широкополосной фотометрии и скорость , которая контролируется по наблюдениям . Такая модель нужна для вычисления эволюции и для детальных предсказаний теоретического потока (см. рисунок 1).

Рис. 1. Плотность ρ (черная кривая), оптическая толща τR, логарифм температуры T, логарифм светимости L40 и скорость фотосферы ν9 как функции радиуса для различных моментов времени. Значения плотности показаны на оси слева, для всех остальных величин – справа.

Астрофизики ИТЭФ успешно использовали метод DSM для нахождения расстояния до трёх SN IIn. Первая сверхновая SN 2006gy была выбрана за свою светимость, превосходившую все известные на тот момент сверхновые. В определении галактического поглощения до сверхновой есть значительный разброс, поэтому использовалось значение . Из данных наблюдений была получена оценка расстояния до SN 2006gy Мпк. Данное значение хорошо согласуется с известным модулем расстояния до родительской галактики Мпк. Следует заметить, что весьма большие ошибки в расстоянии не связаны с погрешностью метода, а возникли из-за неопределенности в галактическом поглощении.

Вторая сверхновая SN 2009ip вспыхнула в галактике NGC 7259 в области, свободной от облаков пыли и газа, а, следовательно, с малым межзвездным поглощением. Кроме того, эта сверхновая замечательна тем, что она произвела в 2009 году несколько выбросов, детально исследованных наблюдателями. Метод DSM дал расстояние до сверхновой Мпк, что находится в прекрасном согласии с известным модулем расстояния до родительской галактики Мпк.

Упрощенный вариант описанного метода был протестирован на третьей SN 2010jl. Полученная оценка расстояния до сверхновой SN 2010jl составила Мпк, что согласуется с известным расстоянием до галактики в 50 Мпк. Полученные в рамках DSM расстояния до сверхновых SN 2006gy, SN 2009ip и SN 2010jl хорошо согласуются с известными расстояниями до родительских галактик, что доказывает работоспособность этого метода.