Аннотация результатов, полученных в 2014 году
1. Расчёты кривых блеска сверхновых, переноса фотонов и неустойчивости тонких, плотных слоёв. Одной из основных задач проекта является объяснение сверхновых с необычайно высокой светимостью. Такие звёзды при вспышках выделяют в фотонах (в основном в видимом диапазоне спектра) на два порядка больше энергии, чем обычные сверхновые. Протяжённость фазы высокого потока у них может быть тоже необычно долгой. В ходе работы в рамках проекта удалось построить модель для сверхмощной сверхновой PTF12dam, имеющей одну из самых широких кривых блеска при сравнительно быстром подъёме. В этой модели взрыв сверхновой происходит внутри плотной протяжённой гелиевой или углеродно-кислородной оболочки. Kривые блеска для этой модели, посчитанные с помощью радиационно-гидродинамического кода STELLA, разработанного ранее участниками проекта и усовершенствованного в последнее время, хорошо совпадают с наблюдениями. Большим плюсом этой модели является весьма умеренная энергетика: для получения наблюдаемых потоков требуется взрыв с выделением 4е51 эрг, что лишь немного превышает стандартную для обычных сверхновых величину 1е51 эрг, в то время как другие модели, существующие для объяснения таких объектов, гораздо более энергоёмкие. Статья на эту тему принята к публикации в Письмах в Астрономический Журнал. Для других приложений (например, для расчётов пламени в термоядерных сверхновых) был разработан гидродинамический код FRONT3D (см. на сайте http://dau.itep.ru/sn/front3d). Теперь в него добавлен блок расчёта оптических свойств среды (коэффициент непрозрачности и излучения) на основе расчётов её ионизационного состояния. Таблицы оптических свойств позволяют рассчитывать перенос в движущейся среде. Проведены расчёты образования тонкого плотного слоя в модельной задаче о сильной радиативной ударной волне в однородной среде в оптически тонком пределе. Эти расчёты важны для понимания свойств сверхмощных сверхновых, так как свет в них производится в сильно излучающих ударных волнах, приводящих к образованию между ними такого слоя. Было получено, что в ходе расширения слоя развиваются изгибные неустойчивости. Такие результаты получены в многомерных расчётах как по численному коду FRONT3D, так и по открытому коду астрофизического сообщества PLUTO4. Адекватное моделирование болометрической кривой блеска и эволюции скорости вещества на уровне фотосферы сверхновых типа IIP было выполнено для 8 событий, очень разных по своим свойствам. Показана необходимость учёта клочковатой структуры внешних слоёв оболочки сверхновой для решения проблемы несоответствия между линиями H_alpha и H_beta в ранних спектрах сверхновой SN 2008in (Utrobin & Chugai 2013, Chugai & Utrobin 2014). Разработан алгоритм учёта неоднородности внешних слоёв предсверхновой и осуществлена модификация существующих модели и программы. Модифицированная программа была применена при моделировании сверхновой типа IIP SN 2012A (Utrobin & Chugai 2014). Указанное исследование показало, что учёт неоднородности внешних слоёв предсверхновой приводит к заметному, до 30%, увеличению скорости этих слоёв. Создана версия кода STELLA, позволяющая учитывать существование магнитарно-ветровой каверны внутри расширяющейся оболочки сверхновой и её влияние на эволюцию и излучение системы. 2. Неравновеcные процессы. Проводилось исследование зависимости расстояния до сверхновой, определённого стандартным методом EPM и разработанным ранее участниками проекта методом DSM, при учёте эффектов отклонения от локального термодинамического равновесия (ЛТР). На примере сверхновой SN 2009ip ранее было показано, что учет не-ЛТР эффектов незначительно сказывается на применимости метода DSM. В настоящем проекта аналогичная проверка проводится для другого (самого распространённого) типа сверхновых IIP Исследовалась корреляционная зависимость корректирующего фактора, связывающего фотосферный поток в оболочках сверхновых с чернотельным, от цветовой температуры сверхновой, которую можно получить из наблюдений. Кроме того, изучалось влияние на корректирующий фактор не-ЛТР эффектов. В код STELLA для расчёта кривых блеска сверхновых было вставлено новое уравнение состояния, которое позволяет учесть нелокальность приходящего в данный объем излучения при отказе от приближения локального термодинамического равновесия (ЛТР) и более корректно вычислять концентрации ионов и населённости атомных уровней в безударном приближении. Одновременно была заново написана процедура вычисления непрозрачности при расширении, что позволило не только использовать новое уравнение состояния, но и добавить начальный задел для учёта эффектов флюоресценции в уравнении переноса. С учётом этих эффектов выполнены модельные расчеты кривых блеска в разных фильтрах для SN 1999em, относящейся к типу IIP. Проведены расчёты спектров в водородной оболочке сверхновой с учётом всех орбитальных подуровней пятиуровневого атома водорода с помощью кода STELLA, объединённого с оригинальным алгоритмом LEVELS расчёта полной кинетической схемы населённостей многозарядной плазмы. Показана важность учёта тонкой структуры в текущей постановке задачи. Ведётся работа по включению учёта протонных соударений в алгоритм LEVELS. Начата модификация существующих модели и программы для расчетов нуклеосинтеза на стадии взрыва SNIa, предшествующего r-процессу, когда высоки температура и плотность и важны реакции слабого взаимодействия ядер и нуклонов с электронами. Существующий код для нуклеосинтеза модифицирован под сценарий взрыва термоядерной сверхновой. Проведены расчеты взрыва такой сверхновой с частичным учетом слабых процессов (бета-распад), и определена возможность неполного r-процесса на основе параметрических расчетов с разным значением параметра избытка нейтронов. По материалам работы подготовлена статья. 3. Коллапс и взрыв сверхновых при мощном нейтринном излучении. Получен закон вращения ядра звезды в задаче о коллапсе с локальным сохранением момента импульса, позволяющий генерировать чрезвычайно быстро вращающиеся конфигурации, такие, что угловая скорость вращения в центре может превосходить скорость в оболочке более чем в 100 раз. Образующаяся в центре звезды тороидальная структура должна быть неустойчива в отношении процесса фрагментации. Предложен новый, гибридный метод расчёта ядерного состава и уравнения состояния вещества, в котором в явном виде учитываются только те ядра, относительно которых имеется экспериментальная информация об энергии связи и других параметрах. В основном это ядра, располагающиеся недалеко от “долины устойчивости” с примерно равным числом протонов и нейтронов. Все же нейтронно-избыточные ядра представляются одним "репрезентативным" ядром, чьи параметры выбираются из условия минимизации полной свободной энергии системы. Можно надеяться, что такой метод соединит в себе преимущества каждого подхода по отдельности. Осуществляется реализация вышеописанного алгоритма и сравнение его результатов с результатами работы Блинникова и др. Astron.Astrophys. 535, A37 (2011) . Проведена работа по таймингу пульсаров. Для анализа были выбраны 12 пульсаров из проекта NANOGrav. Обработка была проведена во временной области в рамках Байесовского подхода, который позволяет учесть неопределенность в параметрах модели тайминга. Сегодняшний уровень точности пульсарного тайминга позволил получить верхний предел на амплитуду осциллирующего гравитационного потенциала (примерно на порядок выше теоретически предсказанного значения при условии, что вся локальная плотность темной материи в Галактике обусловлена таким сверхлегким полем). Результаты опубликованы в статье Porayko, Postnov, Phys.Rev.D 90, 062008 (2014).

Аннотация результатов, полученных в 2015 году
Вспышки обычных сверхновых звёзд, или просто сверхновых, -- это грандиозные явления, в которых мощность светового энерговыделения превышает на некоторое время (недели и месяцы) светимость миллиардов обычных звёзд. В последнее десятилетие обнаружены некоторые сверхновые с пиковой светимостью на порядок выше, чем для обычных сверхновых. Эти интригующие объекты называются Сверхмощными сверхновыми и их понимание необходимо для теории эволюции самых массивных звезд и, возможно, имеет отношение к загадочным механизмам гамма-всплесков. Предложено несколько путей, т.е. сценариев, для объяснения Сверхмощных сверхновых. - Pair instability сверхновые, т.е. сверхновые, взрыв которых развивается из-за потери механической устойчивости при рождения электрон-позитронных пар при высокой температуре в недрах звезды; - "Магнитарный" механизм накачки; - Взаимодействие ударных волн с околозвездным веществом, и т.д. В настоящем проекте исследуются эти сценарии на основе построения количественных моделей с включением богатой физики. Особенно пристально изучается один из механизмов – взрыв сверхновой внутри околозвёздной оболочки, которая может очень эффективно преобразовывать кинетическую энергию разлёта выброса сверхновой в тепловую, а затем в лучистую энергию на радиативной (т.е. сильно излучающей) ударной волне, возникающей при взаимодействии выброса с околозвёздной оболочкой. В подробных расчётах, проведённых в группе показано, что эта модель может объяснить широкий диапазон кривых блеска Сверхмощных сверхновых в пределах найденных нами значений параметров взрыва, которые требуют значительно более низких энергий, чем механизм с рождением пар. Важную роль в таких процессах играют долгоживущие радиативные ударные волны. Эти ударные волны приводят к образованию тонких, но массивных, плотных слоёв, аналогичных тем, что образуются на стадии катастрофического охлаждения в моделях остатков сверхновых. С помощью серии многомерных гидродинамических расчётов с использованием трёх разных пакетов программ (один из пакетов разработан в нашей группе) и нескольких численных схем на различных сетках и при различных физических условиях, было показано, что плотный слой за фронтом радиативной ударной волны подвержен специфичной неустойчивости, связанной с ускорением его внутренней границы при выравнивании давления в области между сформировавшимся слоем и горячей разреженной внутренней плазмой (где при катастрофическом охлаждении головного течения возник резкий перепад давления). Данная неустойчивость свойственна для нестационарных объёмно-охлаждающихся ударно-волновых течений, и объединяет в себе черты известных неустойчивостей Рэлея-Тейлора, Рихтмайера-Мешкова и Вишняка, в то же время имея и свои отличия от каждой из них. В связи с этим для неё было введено специальное обозначение: Неустойчивость Ускоряемого Радиативного Слоя (НУРС) или Accelerated Radiative Thin Shell Instability (ARTSI). Другим возможным путём получения сверхмощных и долгих вспышек сверхновых является термоядерный взрыв очень массивных звёзд (с начальной массой больше примерно 140 Msun) из-за развития гидродинамической неустойчивости при рождении пар. Обычно такой механизм даёт слишком медленный рост потока по сравнению с наблюдениями. Было исследовано влияние различных степеней химического смешивания продуктов взрыва на результирующие наблюдаемые свойства. Эволюционная модель с начальной массой 250 Msun была искусственно перемешана таким образом, что радиоактивные продукты были выброшены в наружные водородно-гелиевые слои. Расчёты кривых блеска показали, что наибольший успех в соответствии с наблюдениями с быстрым ростом светимости достигается в случае крайне сильного смешивания, когда весь радиоактивный материал выносится наружу. Тем не менее, столь сильное перемешивание, которое требуется в этих моделях, по-видимому, трудно реализовать в массивных сверхновых. Таким образом, альтернативные модели могут быть более приемлемыми для интерпретации быстро растущих вспышек сверхмощных сверхновых. Получены интересные результаты и по обычным сверхновым. Показано, что получаемый из моделирования взрывов сверхновых начальный радиус звезды-предсверхновой должен быть значительно меньше ожидаемого для среднего красного сверхгиганта и находиться в диапазоне значений 200-500 Rsun. Анализ большой группы сверхновых показывает отсутствие четкого разделения сверхновых типа II на подтипы. Получен непрерывный переход формы кривых блеска. Это показывает, что форма кривых блеска определяется изменением плотности околозвездной оболочки. В основных расчётах кривых блеска сверхновых в группе используется приближение локального термодинамического равновесия. Это приближение может серьёзно нарушаться в самых внешних слоях звезды и искажать предсказания спектров. Для таких расчётов в группе разработан код LEVELS для кинетики ионизаций и возбуждений атомов и ионов. В нём не делается никаких предположений о термодинамическом равновесии. В последнее время код LEVELS модифицирован и теперь учитывает протонные соударения при расчёте кинетики. LEVELS позволяет в приближении Соболева строить спектры разлетающихся оболочек сверхновых, при том, что в кинетической системе программы водород учтён со всеми орбитальными подуровнями до n = 10. Показана важность учёта тонкой структуры уровней водорода в текущей постановке задачи. Коллапсирующие ядра звезд с вращением необходимо исследовать, в частности, в связи с "магнитарным" механизмом взрывов и в связи с механизмом деления вращающейся прото-нейтронной звезды В.С.Имшенника. Был проведен расчет эволюции ста тысяч одиночных и ста тысяч массивных двойных систем и были оценены вероятности достаточно быстрого вращения звездных ядер. Исследованы равновесные быстровращающиеся конфигурации протонейтронных звезд. В приближении нейтринной теплопроводности при различных предположениях относительно характера взаимодействия нейтрино с веществом протонейтронной звезды получены параметры и положение поверхности нейтриносферы. Изучены её характеристики и вычислены дифференциальные спектры электронных нейтрино. В случае регистрации сверхновой в нашей Галактике эти данные могут дать информацию о вращении коллапсирующего ядра. Спокойная эволюция звёзд не производит химические элементы тяжелее железа. Остальные элементы рождаются при взрывах звёзд в процессах нуклеосинтеза за счёт захвата нейтронов. Проведена модификация модели кинетики ядерных реакций и программы для расчетов нуклеосинтеза в сценарии взрыва термоядерной сверхновой, когда высоки температура и плотность и важны реакции слабого взаимодействия ядер и нуклонов с электронами. Пробные тестовые расчеты показали, что учет слабых процессов заметно изменяет избыток нейтронов и распространенность изотопов по сравнению со случаем пренебрежения слабыми взаимодействиями. На сайте научной группы http://dau.itep.ru/sn/ мы публикуем результаты наших исследований, программные коды, демонстративные и учебные материалы. Демонстрационное видео развития неустойчивостей в тонких плотных слоях можно увидеть на странице семинара по РНФ http://dau.itep.ru/sn/edu/smr/rscf.

Аннотация результатов, полученных в 2016 году
Вспышки обычных сверхновых звёзд, или просто сверхновых, -- это грандиозные явления, в которых мощность светового энерговыделения превышает на некоторое время (недели и месяцы) светимость миллиардов обычных звёзд. В последнее десятилетие обнаружены некоторые сверхновые с пиковой светимостью на порядок выше, чем для обычных сверхновых. Эти интригующие объекты называются Сверхмощными сверхновыми и их понимание необходимо для теории эволюции самых массивных звезд и, возможно, имеет отношение к загадочным механизмам гамма-всплесков. Предложено несколько путей, т.е. сценариев, для объяснения Сверхмощных сверхновых. Основные из них: - Pair instability сверхновые, т.е. сверхновые, взрыв которых развивается из-за потери механической устойчивости при рождения электрон-позитронных пар при высокой температуре в недрах звезды; - "Магнитарный" механизм накачки; - Взаимодействие ударных волн с околозвёздным веществом. В настоящем проекте исследуются эти сценарии на основе построения количественных моделей с включением богатой физики. В работах этого года мы, главным образом, были сосредоточены на исследовании магнитарного механизма взрыва SLSNe. В то время как до сих пор исследователи просто предполагали, что некоторая доля энергии вращения магнитара идёт на нагрев разлетающейся оболочки SN, не интересуясь способом передачи энергии, мы провели самосогласованные детальные расчёты и показали, что между магнитарным ветром и выбросом SN образуется тонкая плотная оболочка, которая “запирает” жёсткие гамма-лучи внутри полости магнитарного ветра и препятствует прогреву ими основания оболочки сверхновой. Трёхмерные расчёты, возможно, изменят обнаруженный эффект, но пока такой результат - невозможность эффективной передачи энергии магнитара оболочке - очень важен для понимания природы SLSNe. В рамках магнитарной модели SLSNe мы рассмотрели ещё одну интересную возможность: коллапс очень массивного магнитара в чёрную дыру в результате замедления вращения. В таком случае магнитар внезапно перестаёт снабжать SLSN энергией, и она быстро затухает. Кривые блеска SLSNe, рассчитанные для такой модели, согласуются с наблюдениями некоторых быстро эволюционирующих транзиентов. Механизм усиления свечения SN из-за взаимодействия с околозвёздной средой хорошо известен. Этот сценарий представляется очень естественным при взрывах наиболее массивных звёзд, так как они в ходе эволюции теряют большую часть своей массы, на которую впоследствии наталкивается быстрый выброс сверхновой. В менее массивных звёздах и звёздных системах потери массы меньше, но тем не менее если потеря массы происходит достаточно быстро и плотность околозвёздного вещества достаточно велика, то такое вещество и в менее массивных системах может заметно влиять на поток от сверхновых, вспыхнувших в таких системах вскоре после потери массы. Мы показали, что блеск термоядерных SNe, SNe Ia, с повышенной светимостью может объясняться в рамках сценария взаимодействия вещества обычной SN Ia (т.е. обычного белого карлика, достигнувшего массы Чандрасекара) с околозвёздным веществом, а не только взрывом сверх-чандрасекаровского белого карлика, как это предполагалось ранее. Этот результат очень важен в связи с тем, что в последнее время наблюдалось несколько SN Ia повышенной светимости, кривые блеска которых требуют объяснения. Наши расчёты в рамках рассмотренной модели показывают хорошее совпадение с кривой блеска SN Ia такого типа, SN 2009dc. Получены интересные результаты и по обычным сверхновым. Среди богатых водородом сверхновых звезд фотометрический подкласс сверхновых IIP (“P” - от “Plateau”) типа является наиболее многочисленным. Эти сверхновые показывают значительные спектроскопические различия и изменения фотометрических свойств в очень широком диапазоне. Энергия взрыва и масса выброшенного вещества в сверхновой типа IIP, определяемые на основе гидродинамического моделирования, являются принципиальными параметрами для теории взрыва сверхновой. Однако, число сверхновых типа IIP, изученных таким методом, невелико из-за малого числа объектов с хорошими наблюдениями. Лишь в последние годы были выполнены качественные спектральные наблюдения на ранней стадии для сверхновых 2008in и 2012A. Анализ линий водорода Halpha и Hbeta в ранних спектрах впервые выявил признаки неоднородности внешних слоёв оболочек этих сверхновых. Гидродинамическое исследование сверхновой 2012A показало, что учёт неоднородности внешних слоёв предсверхновой приводит к изменениям кривой блеска на ранней стадии и к заметному увеличению скорости этих слоёв. Сравнение гидродинамической модели с наблюдениями установило, что сверхновая 2012A - это результат взрыва красного сверхгиганта с радиусом 715 радиусов Солнца. Определены также энергия взрыва, масса выброшенного вещества и масса радиоактивного никеля. Масса эволюционного предшественника на главной последовательности равна 15 Msun. На примере одной из сверхновых типа IIP, 1999em, мы продемонстрировали важность учета эффекта нестационарности в населенности уровней на фотосферной фазе, показали, как обилие металлов влияет на этот эффект. При получении этого результата был использован разработанный нами пакет программ LEVELS. Другой, более редкий тип водородных сверхновых - SNIIL (“L” - от “Linear”; их кривые блеска линейно спадают после максимума, в отличие от SNIIP - с плато). SNIIL достаточно трудны для моделирования и их природа до конца не понятна. Предполагалось, что они отличаются от SNIIP малой массой водорода. Мы показали, что этого недостаточно. Требуется, чтобы кроме этого у таких сверхновых энергия взрыва или радиус предсверхновой были бы больше, либо никель, образовавшийся при взрыве, был бы сильнее перемешан с внешними слоями оболочки. Сравнивая наши модели кривых блеска с наблюдениями так называемых транзиентов - источников излучения с очень быстро меняющимся потоком - на космическом телескопе Subaru, мы сделали вывод о том, что около 1% массивных звёзд могут проходить через стадию очень интенсивной потери массы совсем незадолго до взрыва. Ещё одной очень актуальной темой, которой были посвящены наши исследования, является объяснение свойств первого источника гравитационных волн LIGO GW150914. Из анализа зарегистрированного сигнала были получены неожиданные значения масс сливающихся чёрных дыр и направления их спинов. Мы исследовали один из механизмов формирования первичных чёрных дыр в ранней Вселенной и показали, что чёрные дыры с характерной массой несколько десятков солнечных масс могут составлять основную часть темной материи, наиболее массивные первичные черные дыры с массой около 10000 солнечных масс могут являться зародышами галактик, а двойные первичные черные дыры с массами десятки масс солнца могут непротиворечиво объяснить свойства первого источника гравитационных волн LIGO GW150914. Методом популяционного синтеза проанализированы сценарии образования быстровращающихся ядер массивных звезд, коллапс которых может приводить к образованию прото-нейтронных звезд с моментом вращения выше критического по отношению к динамической бар-неустойчивости с последующим развалом на две нейтронных звезды. Показано, что ядра с быстрым вращением могут возникать в основном в результате слияния ядер компонент массивных двойных систем на стадии с общей оболочкой. Стандартные сценарии эволюции массивных двойных систем приводят выводу, что доля быстровращающихся прото-нейтронных звезд может составлять от 0.01% до 1% от всех коллапсирующих сверхновых (в зависимости от плохо известной эффективности стадии с общей оболочкой). Тесные двойные нейтронные звезды, образующиеся таким образом, могут быть важным источником гравитационно-волнового излучения для действующих детекторов aLIGO. Было изучение уравнения состояния прото-нейтронных звёзд, без знания которого невозможен корректный расчёт взрывов сверхновых. Мы разработали гибридный, явно-статистический алгоритм расчёта уравнения состояния и с его помощью показали важную роль лёгких нейтронно-избыточных изотопов водорода и гелия, особенно 4H и 5He, при больших плотностях. На сайте научной группы http://dau.itep.ru/sn/ мы публикуем результаты наших исследований, программные коды, демонстративные и учебные материалы, материалы семинаров с презентациями результатов по настоящему гранту. Пресс-релиз IPMU http://www.ipmu.jp/en/20161124-Superluminous по нашей работе о сверхмощных сверхновых, выполненной в прошлом году и опубликованной в этом, уже перепечатан на нескольких западных сайтах.