Астронет: П. В. Бакланов/ГАИШ Теоретический каталог сверхновых второго типа http://variable-stars.ru/db/msg/1174722/node3.html

Теоретический каталог сверхновых второго типа

---

<< 1. Моделирование взрыва. | Оглавление | 3. Заключение. >>

Разделы

• 2.1 Полученные модели для наблюдателя.
• 2.2 Пример работы с каталогом.
• 2.3 Рекомендации по сравнению кривых блеска.
• 2.4 Полученные модели для теоретика.

---

2. Результаты моделирования.

2.1 Полученные модели для наблюдателя.

Начиная эту работу, для теоретического каталога планировалось расчитать 27 моделей, т.е. сетку , где масса принимает значения 8.41, 16.41, 20.41 , радиус -- 50, 500, 5000 , а энергия -- , , эрг. Такое большое число моделей требовало приличного количества времени для счета, но зато обеспечивало любую комбинацию из значений массы, радиуса и энергии. Выполнение работы шло активно, поэтому появилась возможность расчитать еще несколько моделей. Добавлены были модели с массой и энергией эрг. Эти модели давали возможность перекрыть диапазон значений параметров из работ ([3],[4]) и проводить сравнение полученных теоретических соотношений более корректно.

Если наблюдатель имеет на руках кривую блеска сверхновой и хочет узнать, какой была звезда до взрыва, то для этого надо просто сравнить свою кривую блеска с кривыми блеска из каталога и найти наиболее близкую. Над каждым изображением написано с какими значениями массы, радиуса и энергии оно получено.

2.2 Пример работы с каталогом.

Покажем на примере как работать с каталогом. Для примера выбрана хорошо известная и яркая кривая блеска сверхновой SN1969L ([15]). Построенную кривую блеска SN1969L в трех! фильтрах сравнил с кривыми блеска из каталога (рис.2.2) ( учтя межзвездное поглошение, для SN1969L , , ) и нашел, что наиболее близкая теоретическая кривая у модели r05m3ni2, т.е. предсверхновая была сверхгигант с , , .

На примере другой сверхновой 1999em можно показать влияние никеля на кривую блеска. Неплохое согласие кривых блеска для модели r500m3ni2E10 (рис.2.2) говорит нам, что предсверхновая SN1999em была сверхгигант с , , . Начиная от 80 дней и примерно до 140 дней на теоретической кривой блеска виден горб, вызванный переработкой жесткого излучения, образующегося при распаде . Полная масса во всех моделях была , типичная для "средней" сверхновой II типа. Для SN1999em подобная деталь отсутствует, что позволяет предположить обедненность в SN1999em. Таким образом можно судить о хим. составе предсверхновой.

2.3 Рекомендации по сравнению кривых блеска.

Наилучшее согласие с реальными кривыми блеска достигается в первые 4-6 недель. Поэтому для поиска подходящей кривой надо ориентироваться на этот интервал времени. Дальнейший ход кривой блеска определяется количеством никеля , который проявляется ввиде горба на кривой блеска.

При сравнении надо учитывать межзвездное поглошение.

Теоретические кривые блеска в фильтре U могут быть ярче на (см. рис.2.2). Вероятнее всего это происходит от того, что недостаточно учтено поглошение в ультрафиолете элементами группы железа.

Пока нет возможности по наблюдениям уверено указать момент начала взрыва. Поэтому при сравнении кривых блеска можно сдвигать по оси времени одну кривую относительно другой, добиваясь лучшего сходства.

2.4 Полученные модели для теоретика.

Вычисленные модели предоставили возможность получить теоретические соотношение, связывающие характеристики кривой блеска сверхновой на стадии плато и радиус предсверхновой.

Далее используются обозначения:
масса предсверхновой, в массах Солнца
энергия предсверхновой, в эрг
радиус фотосферы предсверхновой, в радиусах Солнца
длительность стадии плато на кривой блеска, в сут.
абсолютная зв. величина в фильтре V на середине плато кривой блеска
скорость вещества фотосферы в момент, соответствующий середине плато кривой блеска, в см.
(Для упрощения сравнения все величины приводятся по анологии со статьей [4]

Значения , , характеризующие полную энергию излучения, прямо снимались с кривой блеска, а , характеризующая кинетическую энергию разлетающегося вещества, вычислялась с помощью линейной апроксимации (подробнее (см. приложение B).

В таблице (2.1) собраны характеристики полученных моделей. Не все модели вошли в таблицу, так как на некоторых модельных кривых блеска невозможно было отождествить плато.

С помощью метода МНКа были обработаны данные из таблицы (2.1). В результате получены теоретические соотношения, связывающие V, , с M, R, E. Однако для М и Е ошибка параметров превысила сами значения, поэтому формулы для М и Е не приводятся. Отличие logM от истиного значения даже на 50% приводит к ошибке в 4 раза, а знание массы с точностью до порядка бессмыслено(тоже для Е).

Только для радиуса получилась надежная аппроксимация:

Максимальное отклонение от апроксимационной кривой составило 35 процентов. Таким образом можно ожидать, что оценка R по полученному соотношению не превысит 35 процентов.

Кривые блеска, расчитанные с помощью STELLA, ближе к реальным, чем аналогичные из работ ([4],[3]), причем во всех трех фильтрах. В программе STELLA учтенно много нового, чего не было в упомянутых выше работах. Так, например, нестационарность процесса выхода ударной волны на поверхность, гидродинамика, корректный учет поглощения при расширении и многое др. Не удивительно, что в соотношениях (2.3) и аналогичном из работы ([4]) коэффициенты при , и отличаются друг от друга.

---

<< 1. Моделирование взрыва. | Оглавление | 3. Заключение. >>