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 HI 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 Vt)R = 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 HI 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.                   и

^ + V(pu) = 0, ot                                      у —1    2

— + V((£ + p)u) = V(Ar(T)VT) + иГ - п2Л(П,    P = пквТ’ dt тдер,п,р,и,Е и T — массовая плотность, концентрация, давление, скорость, полная энергия и температура газа.                                                                            '

Были учтены процессы радиативного нагрева и охлаждения (функция охлаждения Л( 7) 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 Ry = 2,5 пк, равномерно заполненную газом с полной энергией Е_й = 10⁵¹ эрг и массой М_о = ЮЛ/, что соответствует характерным параметрам выброса вещества при вспышке сверхновой. Невозмущенная МЗС состояла из теплого межоблачного газа (Т_1СМ = 9 • 10³ К) и холодных облаков (T_cloud ⁼ 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 n_iCM = 0,1 см^-3, что при условии равенства давлений фаз дает для концентрации газа в облаках величину n_cioud = п_1СМ Т_1СМ/ T_doud = 128,57 п_[СМ. 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 ч- 30 %. Модели классифицированы также по величине фактора заполненения облаками расчетной области, например, модель NC400 включает 400 облаков.

В работе были рассмотрены осесимметричные модели, то есть все параметры задачи выражались в виде зависимостей вида/=/(г, z). Исходная система уравнений решалась с использованием кода, основанного на явной TVD-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: l_Q = 1 пк, «₀ = 10 м/с, n₀ = п_1СМ, z₀ = 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 и2 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 = tv/R, 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 NC100, NC200 и NC400 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 / = 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 а(/) 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.

Ig(p(r,z,t- 3.7276)) lg<^^ c,.d “ г*Р-Л*р"

20      40      60                                20      40      60

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

Рис. 2. Распределения плотности газа (слева) и рентгеновской светимости (справа) в модели N800 при 1 = 3,73 ■ 10⁵ лет

Рис. 3. Автомодельный параметр а(0 для различных моделей

Ig(p(r,z,t= 5.5821))                                 lg(p(r,z.t = 6.6202))

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).