Моделирование эволюции остатков сверхновых в мультифазной межзвездной срвде *

И. Г. Коваленко, В. В. Королев, 2005

АСТРОФИЗИКА

УДК 524.5

МОДЕЛИРОВАНИЕ ЭВОЛЮЦИИ ОСТАТКОВ СВЕРХНОВЫХ В МУЛЬТИФАЗНОЙ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЕ *

И. Г. Коваленко, В. В. Королев

Представлены результаты двухмерного моделирования эволюции остатков сверхновой. Для корректного учета обменных процессов использованы реалистичные модели муль-тифазной межзвездной среды с явным разделением межоблачной среды и облаков Н1 с различными факторами объемного заполнения среды. Расчеты показывают, что при таком подходе расширение остатка происходит медленнее, чем в моделях с однородной межзвездной средой, с характерным параметром автомодельности = 1/5 независимо от фактора заполнения.

Численное исследование эволюции единичных остатков сверхновых (ОСН) или сверхоболочек, сформировавшихся в результате коллективного взрыва звезд ОВ-ассоциации, предпринималось неоднократно рядом авторов, в том числе [2]—[5] и другие. В этих работах были построены одно-, двух- и трехмерные модели, учитывались различные факторы, влияющие на морфологию остатка, например, вертикальная неоднородность газового диска галактики, дифференциальность его вращения, наличие магнитных полей. Однако, межзвездная среда (МЗС) в них рассматривалась, как однородный континуум без учета мелкомасштабных неоднородностей в виде облаков Н1 с характерными размерами порядка 5— 10 пк. При этом процессы обмена между различными фазами МЗС учитывались количественно — путем добавления эффективных членов уравнений. Мелкомасштабные особенности распределения газа могут вызывать качественные изменения в динамике остатка. Например, в работе [1] было показано, что наличие возмущений плотности газа с амплитудой в 1 % может вызвать искажение фронта ударной волны в 10 % от размера всего остатка. Уровень современных вычислительных методов и технических средств делает возможным построение физически более реальных моделей, что позволит глубже и детальнее изучить динамику остатков.

В данной работе представлены результаты двухмерного моделирования остатка сверхновой в многофазной МЗС. В терминах уравнений гидродинамики этот процесс описывается следующим образом:

* Работа выполнена при поддержке гранта Министерства образования РФ Е02-11.0-39 и гранта РФФИ @ Поволжье № 04-02-96500.

~ +У(ри) = 0,

5/

^-(ри) + У(рии) = -Ур, £ = _Е_^ + ^_(

от - у-1 2

— + ЩЕ + р)и) = V (к(Т)ЧТ) + пТ - п2 А(Т), Р = Й^Г’

дг

таср,п,р,а,Е и Т — массовая плотность, концентрация, давление, скорость, полная энергия и температура газа.

Были учтены процессы радиативного нагрева и охлаждения (функция охлаждения Л( Т) отвечает стандартному химическому составу), а также смешанная электронно-атомная теплопроводность во всем диапазоне температур. Также рассматривались адиабатические модели и модели без теплопроводности.

В начальный момент времени ОСН представлял собой сферическую область радиуса Лц = 2,5 пк, равномерно заполненную газом с полной энергией Е0 = 1051 эрг и массой М0 = 10Мс„ что соответствует характерным параметрам выброса вещества при вспышке сверхновой. Невозмущенная МЗС состояла из теплого межоблачного газа (Т1СМ = 9 • 103 К) и холодных облаков (7^ = 70 К). Предполагалось, что каждое облако находится в тепловом и механическом равновесии с окружающим его газом теплой фазы и покоится относительно него. Характерное значение концентрации межоблачного газа п1СМ = 0,1 см-3, что при условии равенства давлений фаз дает для концентрации газа в облаках величину пс1тЛ = п1си Т,си/ Тс1ои<1 = 128,57 п1Си. Радиусы облаков были выбраны случайно в пределах от 0,5 пк до 4 пк. Были использованы модели, содержавшие 100, 200,400, 800 и 1600 облаков, равномерно расположенных в пределах расчетной области. При этом соответствующий фактор объемного заполнения среды облаками/=1 + 30 %. Модели классифицированы также по величине фактора заполненения облаками расчетной области, например, модель N0400 включает 400 облаков.

В работе были рассмотрены осесимметричные модели, то есть все параметры задачи выражались в виде зависимостей вида/=/(г, г). Исходная система уравнений решалась с использованием кода, основанного на явной ТУБ-схеме второго порядка точности по пространственному и первого по временному разрешению. Данная схема сохраняет интенсивность контактных разрывов и ударных волн благодаря малой численной диффузии и, как показали предварительные тестовые расчеты, удовлетворительно воспроизводит движение облаков. Шаг сеток в различных расчетах составлял от 0,25 пк до 0,05 пк. В качестве параметров обезразмеривания в данной работе приняты следующие величины: /0 = 1 пк, ы0 = 10 м/с, п0 = п1СМ, /0 = 105 лет.

Характерные распределения плотности газа и рентгеновской светимости остатка приведены на рисунках 1—2. Расчеты показывают, что значительная часть облаков не подвергается динамическому разрушению при прохождении ударной волны и остается внутри каверны, испарясь на протяжении всего времени расчета в течение 106 лет. Фактически наиболее быстро разрушаются и испаряются облака, располагавшиеся в сфере радиусом 20 пк. Давление в облаках, оказавшихся внутри остатка, меньше давления окружающего их коронального газа, что вызывает их сжатие с увеличением плотности на два порядка. Так как плотность облаков растет, то их тепловой баланс смещается в сторону охлаждения п2 Л( 7) > лГ, и получаемое ими от коронального газа тепло излучается с их поверхности.

Таким образом, заметные энергопотери начинаются не менее, чем за 5 • 104 лет до образования оболочки. На рисунке 3 показаны зависимости от времени параметра автомодельности а = Л>/К, характеризующего скорость расширения ОСН для различных моделей. В неадиабатических моделях на ранних стадиях расширение происходит несколько медленнее, чем это должно было бы происходить на адиабатической стадии при быстром испарении облаков, и а уменьшается от 0,6 до 0,5 за времена порядка 3 • 104 лет. Дальнейшая эволюция остатка в моделях N000, N0200 и N0400 происходит с мало отличающимися, медленно убывающими показателями а, вплоть до момента времени 105 лет, когда начинается образование оболочки и расширение остатка

переходит в радиативную стадию. В модели NC800 это происходит существенно раньше — уже при t = 4  104 лет — из-за больших энергопотерь на излучение с поверхности облаков, оказавшихся внутри остатка. Что характерно для всех неадиабатических моделей, более поздние стадии эволюции протекают с показателем а, близким к 0,2, в отличие от предсказываемого теорией для стадии «снегоочистителя» значения 2/7. Важный вывод можно сделать из сравнения зависимостей ос (t) для неадиабатических моделей NC400 и NC0. В последней облака отсутствуют, а «фоновая» плотность среды такая, какая была бы при переходе всей массы облаков в межоблачную среду.

20 40 60 20 40 60

Рис. 1. Распределения плотности газа (слева) и рентгеновской светимости (справа) в модели N400 при ? = 3,73 • 105 лет

20 40 60 20 40 60

Рис. 2. Распределения плотности газа (слева) и рентгеновской светимости (справа) в модели N800 при ? = 3,73  105 лет

Рис. 3. Автомодельный параметр a(t) для различных моделей

lg

Рис. 4. Момент пробивания высокоскоростным облаком оболочки

Как видно, при наличии обособленных облаков переход в радиативную фазу происходит заметно раньше — примерно на 5 • 104 лет, а скорость расширения несколько ниже, чем в однородном случае. Это говорит о том, что при «размазывании» облаков (это фактически и производилось в ряде цитированных выше работ), утрачиваются особенности взаимодействия ОСН с неоднородностями МЗС. В этой связи отметим также появление высокоскоростных облаков, которые были ускорены прошедшей ударной волной. Они движутся заметно быстрее оболочки со скоростями порядка 20 км/с и способны покинуть пределы остатка (см. рис. 4).

Summary

SIMULATION OF EVOLUTION OF SUPERNOVA REMNANTS IN MULTIPHASE INTERSTELLAR MEDIUM

I. G. Kovalenko, V V. Korolev

The results of 2D-simulations of evolution of supernova remnants are presented. In order to correctly treat with exchange processes we use realistic models with explicit separation on intercloud medium and clouds of HI with different volume factors. In such approach the remnant expand slowly then in models with homogenous interstellar medium with deceleration parameter Vt/R = 1/5 independently from value of clods volume factor.

Список литературы

1. Blondin J.M., Wright E.B., Borkowsky K.J., Reynolds S.P. // ApJ. 1998. 500. 342.

2. Cowie L.L., McKee C.F., Ostriker J.P. //ApJ. 1981. 247. 908.

3. Mac Low M.M., McRay R., Norman M.L. //ApJ. 1989. 337. 141.

4. Silich S.A., Franko J., Palous J., Tenorio-Tagle G. // ApJ. 1996. 468. 722.

5. White R.L., Long K.S. //ApJ. 1991. 373. 543.

I

I

j