Эволюционная астрофизика
<< 2.2 Сверхновые типа Ia
2.3 Остатки сверхновых и их взаимодействие с межзвездной средой
Сброшенная при вспышке сверхновой оболочка расширяется со сверхзвуковой скоростью в межзвездную среду и образует ударную волну. Различают несколько стадий взаимодействия оболочки с окружающей средой.
Стадия 1. Свободный разлет.
На этой стадии оболочка движется по инерции так, как если бы внешней среды не было вообще, . Излучение оболочки не играет роли в ее динамике. Сталия заканчивается при сгребании массы окружающего вещества, равной массе расширяющейся оболочки . Для г/см3 и этот момент наступает при пк, примерно через 100 лет после начала расширения.
Стадия 2. Адиабатическое расширение.
Радиационные процессы по-прежнему
динамически неважны (отсюда название - адиабатическая стадия),
так как температура газа за фронтом ударной волны очень высокая.
Кинетическая энергия оболочки расходуется на нагрев газа за фронтом
сильной ударной волны и на ускорение сгребенного межзвездного газа.
Когда масса сгребенного газа много больше M0,
движение оболочки довольно точно
описывается автомодельным решением Л.И. Седова (1946) для
сильного взрыва в среде. Можно получить зависимость
поведения радиуса оболочки от времени из простых физических
соображений (Л. Спитцер, Физические процессы в межзвездной
среде, М.: Мир, 1981). Пусть тепловая энергия
газа составляет долю K1 от полной энергии Е0,
а давление непосредственно за фронтом УВ p2 в K2 раз
больше среднего давления внутри оболочки. Для идеального газа
с показателем адиабаты
,
где - плотность энергии. Тогда
между давлением сразу за фронтом p2, плотностью и скоростью втекания невозмущенного газа в УВ u1. Комбинируя эти уравнения и учитывая, что u1=dRs/dt, получаем
Точный динамические расчет дает для K1=0.72, K2=2.13, так что K1K2=1.53.
Интегрируя последнее уравнение, получаем
для скорости распространения УВ в этом режиме
Поскольку температура за фронтом сильной ударной волны
для идеального газа с
(kB - постоянная Больцмана, - молекулярный вес) падает со временем как , начиная с некоторого момента времени (радиуса оболочки) становятся важными процессы радиативного охлаждения УВ и адиабатическое приближение нарушается.
Заметим, что уже в конце стадии свободного разлета возникает обратная ударная волна, распространяющаяся внутрь оболочки (в системе координат, связанной с фронтом УВ), но движущаяся наружу в лабораторной системе (т.е. газ втекает в обратную ударную волну изнутри оболочки). Поскольку излучение плазмы пропорционально квадрату плотности, именно обратная УВ дает наибольший вклад в рентгеновское излучение молодых остатков сверхновых (см. новейшие наблюдения рентгеновскими космическими обсерваториями Chandra и ХММ "Ньютон"). Эти наблюдения оказались очень хорошее согласие с теоретическими моделями остатков сверхновых умеренных возрастов.
Стадия 3. Стадия снегоочистителя (англ. "snow-plow").
Наступает после катастрофического охлаждения газа оболочки, когда
температура падает ниже
K и плазма начинает
интенсивно высвечивать запасенную тепловую энергию.
УВ при этом становится изотермической ().
Оболочка становится тонкой
и холодной, поскольку скорость газа, прошедшего через ударную
волну, меньше скорости движения фронта по среде
и газ, поджимаемый давлением оболочки изнутри, долго остается вблизи фронта УВ.
Переход к этому режиму происходит при радиусе оболочки
Движение УВ поддерживается за счет запасенного в оболочке импульса ( M(dRs/dt)=const, ), УВ сгребает окружающий газ и передает ему свой импульс, и ситуация похожа на сгребание снега снегоочистителем. В этом режиме расширение оболочки замедляется, т.к. из сохранения импульса следует (а не Rs-3/2 как в случае адиабатического разлета, см. (10)). Несложно показать (см. например, S.I. Blinnikov, Astrophysics of exploding objects, Osaka, 2000), что при этом . Так как радиус смены режимов Rc зависит от начальной энергии, измеряя скорость движения оболочки u на радиативной стадии (например, по оптическим линиям), можно получить оценку энергии начального взрыва E0:
Разреженный горячий газ внутри оболочки практически не остывает и является дополнительным источником расширения оболочек на поздних радиативных стадиях. По прошествии лет после начала расширения меры эмиссии оболочек сверхновых уменьшаются настолько, что они становятся практически неразличимыми на фоне среднего излучения межзвездной среды.
В действительности значительная неоднородность плотности межзвездной среды, магнитные поля, различные неустойчивости (тепловые неустойчивости, неустойчивость Рэлея-Тэйлора при расширении горячего газа в холодном, неустойчивость фронта УВ Рихтмайера-Мешкова и т.д.) и прочие астрофизические факторы значительно усложняют обрисованную выше схематическую картину эволюции остатков сверхновых. В некоторых типах остатков (т.н. плерионы) основная энергия в оболочку поступает в виде релятивистских частиц, рожденных быстровращающейся нейтронной звездой с сильным магнитным полем - пульсаром, образующимся в результате коллапса. Хорошо известный пример молодого остатка сверхновой с пульсаром - Крабовидная туманность, остаток вспышки СН 1054 г. в созвездии Тельца. Более детальное изложение и сопоставление с наблюдательными данными см. в упомянутой монографии Т.А. Лозинской.
<< 2.2 Сверхновые типа Ia
Публикации с ключевыми словами:
астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология
Публикации со словами: астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |