Кривые блеска и газовые остатки термоядерных сверхновых

Сверхновые типа Ia (SN la) уже достаточно давно были признаны одними из наиболее удобных объектов для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной [152]. Причин тому несколько. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями г. Во-вторых, SN la на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, судя по их спектрам и формам кривых блеска, но при более внимательном изучении становятся очевидными и различия внутри этого класса объектов.

Псковский [22] показал, что существует зависимость между максимальной светимостью SN la и скоростью последующего ослабления блеска. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN la на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшими значениями 2 [41, 142, 91].

В последнее время техника наблюдений достигла такого уровня, что стало возможным обнаруживать и изучать сверхновые с большими красными смещениями. Первые результаты были получены в работе [137]: за несколько лет наблюдений на 1-м телескопе в Чили они обнаружили всего две сверхновых с z ~ 0.3.

В настоящее время в мире существует несколько групп, занимающихся наблюдениями далеких сверхновых на самых больших наземных телескопах, а также из космоса с помощью Hubble Space Telescope, и методика наблюдений развилась настолько, что за две недели плановых наблюдений каждая группа может открывать 10 и более сверхновых с большими значениями Благодаря работе этих групп стала возможной оценка из наблюдений далеких сверхновых космологических параметров: постоянной Хаббла #о, относительной плотности материи f2m и энергии вакуума, а также вычисление выводимых из них величин, таких как параметр замедления Вселенной отношение локального значения, Но к глобальному и др. Так, по первым семи SN la с ^ > 0.35 Kim и др. [109] оценили значение, Но и опровергли предположение о том, что локальное значение #о заметно превышает среднее. Perlmutter и др. [140] по тем же данным оценили возможное соотношение плотности материи и вакуума.

На основании большей статистики далеких сверхновых недавно было выполнено еще несколько интересных работ [153, 84, 85, 148, 141]. В этих работах был получен достаточно неожиданный результат: из анализа наблюдательных данных с большой достоверностью следует вывод о том, что Вселенная в настоящий момент расширяется с ускорением.

Однако необходимо заметить, что во всех работах по далеким сверхновым использовались соотношения типа «максимальная светимость-темп падения блеска», полученные из анализа близких объектов. Но даже для близких SN Ia отклонения отдельных объектов от такой зависимости не могут быть объяснены только ошибками наблюдений.

С теоретической точки зрения зависимость замедления ослабления блеска с увеличением максимальной светимости можно объяснить тем, что оба эти факта обусловлены в основном количеством 56Ni, образовавшегося при взрыве. Максимальный блеск SN Ia определяется количеством 56Ni, так как кривая блеска формируется, в основном, из-за его радиоактивного распада. Но с другой стороны, большое количество никеля должно сильно увеличивать непрозрачность вещества. Излучение дольше диффундирует сквозь звездное вещество, и кривая блеска становится положе. Но спад на кривой блеска объясняется не только количеством никеля, но и его распределением (как и распределением других тяжелых элементов) внутри разлетающейся звезды, а также скоростью разлета вещества. А эти распределение и скорость в свою очередь зависят от того, каким образом горение распространялось по звезде.

Начиная с работ Arnett [35], Ivanova и др. [104], Nomoto и др. [135], теория горения в сверхновых активно развивалась. Было предложено множество моделей взрыва SN Ia (см., например, [98,177] и ссылки в этих работах) с различными массами (чандрасекаровскими и субчандрасекаровскими), разными режимами горения (детонацией, дефлаграцией и различными их сочетаниями), разными энергиями взрыва и скоростями разлета вещества. В этих теоретических моделях химические элементы в результате горения образуются в разных соотношениях и по-разному распределены по звезде, поэтому расчет дальнейшей эволюции сверхновой ведет к получению различных теоретических кривых блеска. Сопоставляя получившиеся кривые блеска с наблюдаемыми, можно судить о том, каким именно моделям взрыва отдается предпочтение в природе. И вероятно, именно осуществление различных сценариев взрыва звезды приводит к некоторому разбросу в зависимостях между наблюдаемыми параметрами вспышки и объясняет наличие объектов, отклоняющихся от этих зависимостей на величину, превышающую ошибки наблюдений.

Рассматривая возможность использования БИ 1а в космологии, можно сделать вывод, что даже при богатой статистике далеких сверхновых опасно делать твердые выводы о геометрии Вселенной [27].

Земные эксперименты показывают, что режим горения при взрыве не всегда удается точно предсказать заранее. Для сверхновых ситуация аналогична: вполне возможно, что различие в начальных условиях меняет лишь вероятность того, что горение будет развиваться по тому или иному пути, но не определяет его точно. А поскольку режим горения может влиять на форму кривой блеска, то и скорость спада нельзя достоверно предсказать, зная лишь начальные условия. Вероятность той или иной скорости спада блеска, которая играет столь большую роль в определении космологических параметров, можно будет выяснить, лишь набрав большую наблюдательную статистику БИ 1а при разных г и убедившись в независимости калибровочной кривой «максимум светимости — скорость спада блеска» от возраста Вселенной.

В понимании физики взрыва БКе 1а пока единственное, что можно считать твердо установленным — это источник энергии. Мы видим 1а только благодаря тому, что в них происходит радиоактивный распад 56№, образовавшегося в процессе термоядерного взрыва белого карлика, через радиоактивный 56Со, в стабильный изотоп 56Ре. При этом распаде выделяются 7-кванты, которые затем, проходя через вещество, термализуются, и выходят из звезды уже в виде гораздо более мягких УФ, оптических и ИК фотонов, которые мы и наблюдаем.

Однако до сих пор мы не можем с уверенностью сказать, как именно происходит термоядерное горение в белых карликах: медленное ли оно, дозвуковое (дефлаграция), или быстрое сверхзвуковое (детонация) — этим определяется обилие элементов, образующихся в результате взрыва. Неизвестно также, должны ли все предсверхновые ЭИ 1а иметь чандрасекаровскую массу, или могут взрываться и более легкие, субчандрасекаровские белые карлики. Кроме того, даже если все предсверхновые БИ 1а являются чандрасекаровскими, еще не определена энергия взрыва и масса образовавшихся радиоактивных изотопов. Горение может начинаться в центре звезды, а может, при определенном темпе аккреции, и во внешних слоях — и наблюдатели могут это заметить по жесткости спектра и скорости роста блеска до максимума. Поэтому чтобы теоретически воспроизвести реальные кривые блеска ЭИе 1а, нужно исследовать разные модели взрыва. Причем важно решать уравнения для температуры совместно с уравнениями переноса излучения, чтобы правильно учитывать обмен энергией между излучением и веществом.

Сами по себе модели термоядерного взрыва звезды дают возможность лишь косвенным образом сравнивать с наблюдениями всего несколько параметров, таких как кинетическая энергия выброса и общее количество 56№, образовавшегося при взрыве. Расчет последующей эволюции взорвавшейся звезды дает нам гораздо больше возможностей для сравнения разных моделей и выбора той из них, которая лучше согласуется с наблюдениями, а значит, более вероятно реализуется в природе.

Одна из таких возможностей — это моделирование светимости сверхновой в гамма-лучах. Сравнение с наблюдениями позволяет определить полную массу радиоактивных изотопов, образовавшихся при взрыве и получить представление о составе внешних слоев выброса, которые поглощают и термализуют гамма-кванты. Кроме того, это сравнение дает возможность проверить корректность расчетов непрозрачности в гамма-диапазоне.

Другой возможностью проверки модели взрыва является детальный расчет кривых блеска и спектров SN 1а в первые месяцы после взрыва. В физике сверхновых всех типов есть несколько эффектов, представляющих большие трудности для моделирования их кривых блеска. Например, должна быть корректно учтена депозиция гамма-квантов, образующихся при распаде радиоактивных изотопов, главным образом 56№ и 56Со. Распространяясь в выбросе, эти фотоны могут либо свободно покинуть звезду, либо поглотиться (термализоваться), либо разбиться на несколько более мягких фотонов. Для определения судьбы фотона нужно решать уравнение переноса совместно с уравнениями гидродинамики. Полная система уравнений должна включать уравнения переноса в расширяющейся среде во всем диапазоне спектра, от гамма и рентгеновских лучей до инфракрасного света.

На первый взгляд, моделирование БЫе 1а кажется более простым по сравнению с другими типами сверхновых: в них очень быстро устанавливается хаббловский закон расширения (линейная зависимость скорости разлета от радиуса), в них нет ударных волн, а значит и дополнительного нагрева от них. Поэтому в гидродинамической части системы уравнений действительно возникает гораздо меньше проблем.

С другой стороны, заметные трудности появляются в радиационной части системы. SNe Ia становятся почти прозрачными в континууме уже через несколько недель после взрыва, поэтому значительно увеличивается роль неравновесных не-ЛТР процессов по сравнению с другими типами сверхновых. Излучение отрывается от вещества внутри всего выброса еще до достижения максимума блеска, происходящего примерно на 20-ый день после взрыва (см. напр. [76] или рис. 2 в [156]). В этом случае уже нельзя приписывать излучению температуру газа, равно как и любую другую температуру, так как спектр излучения SN Ia начинает сильно отличаться от чернотель-ного. Вместо этого нужно решать уравнения переноса на множестве частот, учитывая огромное число спектральных линий, являющихся основным источником непрозрачности для этого типа сверхновых [39, 143].

Спектр SN Ia образован миллионами линий разной силы, согласованный учет которых непрост даже в покоящейся среде. Расширение только усложняет проблему: в поглощение и излучение на любой выделенной частоте вносят свой вклад сотни, и даже тысячи линий. И понять, как именно они должны быть учтены при решении уравнения переноса — это отдельная сложная задача теории сверхновых.

Через несколько лет после взрыва сверхновой вещество выброса остывает и становится практически ненаблюдаемым. И следующая возможность понять структуру и химический состав выброса наступает лишь спустя несколько сот лет, когда образуется молодой остаток сверхновой (ОСН). К этому времени выброс при своем разлете успевает сгрести заметное количество околозвездного вещества (с массой порядка массы самого выброса). При этом образуются две ударных волны: одна из них распространяется вперед по окружающему выброс веществу, а другая движется внутрь выброса, разогревая его слой за слоем и тем самым давая возможность изучать его последовательно, от внешних слоев к внутренним.

Если какая-то из теоретических моделей взрыва сверхновой действительно реализуется в природе, она должна объяснять все особенности излучения сверхновой на любой стадии эволюции.

У нас в руках есть инструменты, способные решать задачи такого уровня: для расчетов кривых блеска сверхновых — это программа STELLA [48, 50], в которой реализован метод многогрупповой радиационной газодинамики, а для стадии молодого ОСН — программа SUPREMNA, предполагающая газ прозрачным и самосогласованно решающая уравнения гидродинамики совместно с уравнениями кинетики состояний ионизации. Расчеты кривых блеска SNe Ia, проведенные с помощью программы STELLA, показывают, что мы можем смоделировать основные особенности наблюдаемых кривых блеска (время роста и скорость падения блеска на разных длинах волн, звездная величина в максимуме и т. д.) по крайней мере в оптике [27]. Программа SUPREMNA на настоящий момент не имеет аналогов в мире по богатству учтенных в ней и важных для молодых ОСН физических процессов.

Диссертационная работа имеет следующую структуру.

В части I рассматривается проблема учета непрозрачности в расширяющейся среде в применении к уравнению энергии. Получено аналитическое решение уравнения Больцмана для нулевого момента числа заполнения в предположениях, выполняющихся в выбросе SN Ia. Выведен способ усреднения по интервалу частот коэффициента истинного поглощения, необходимого в уравнении энергии. Показано, что при неравномерном распределении количества и силы спектральных линий по энергиям возможны значительные различия среднего коэффициента поглощения, полученного новым способом, и стандартного планковского среднего, ошибочно используемого в большинстве расчетов переноса излучения в сверхновых.

В части II проведены расчеты кривых блеска термоядерных сверхновых с помощью метода многогрупповой радиационной гидродинамики. При вычислении непрозрачности учтены спектральные линии и эффект расширения. Предсказываются потоки излучения в спектральных полосах UBVI, в стандартных ультрафиолетовых полосах спутника IUE, в 7-диапазоне, а также болометрические потоки для нескольких известных моделей термоядерного взрыва. Получено, что время нарастания блеска до максимума в полосах В и V в представленных расчетах согласуется с наблюдениями лучше, чем в расчетах других авторов. Дано физическое обоснование корректности наших результатов. Показано, что УФ потоки для некоторых моделей также хорошо согласуются с наблюдениями. Сделаны предсказания о возможности наблюдения SN Ia в 7-диапазоне с помощью современных космических 7-телескопов. Выделены более предпочтительные по нашему мнению модели взрыва.

В части III рассмотрены и проанализированы физические процессы, которые необходимо учитывать при моделировании молодых остатков сверхновых типа 1а с возрастом несколько сотен лет, в которых распространяются прямая (в межзвездную среду) и возвратная (в выброс) ударные волны. Показано, что энергопотери в богатом тяжелыми элементами выбросе могут быть уже существенными для остатков на этой стадии эволюции. Изучено влияние электронной теплопроводности и скорости обмена энергией между электронами и ионами на распределение температуры и рентгеновское излучение от таких остатков. Для сравнения расчетов с наблюдениями использовались данные наблюдений ОСН Тихо с космического рентгеновского телескопа ХММ-Ые'^оп.

Наконец, в Заключении перечисляются основные результаты диссертации.

Часть I.

Непрозрачность при расширении.

1 Введение.

Прежде чем приступать к моделированию кривых блеска SN 1а, мы должны быть уверены, что наша программа адекватно описывает физические процессы, проходящие в выбросе. Как уже говорилось в общем введении к диссертации, с точки зрения гидродинамики моделирование SN 1а не представляет особых проблем, но более существенным, чем для сверхновых других типов, оказывается применение правильных приближений для описания переноса излучения и взаимодействия излучения с веществом. Поэтому несмотря на то, что программа для расчета кривых блеска уже успешно применялась ранее для моделирования сверхновых других типов [48, 50, 55], при переходе к SN 1а этим вопросам нужно уделить особое внимание.

Спектральные линии — главный источник непрозрачности внутри выброса SN 1а от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона, поэтому правильный учет непрозрачности в линиях — одна из самых критических проблем при моделировании кривых блеска SN 1а. Трудность решения этой проблемы известна еще из теории переноса как в атмосферах, так и в недрах звезд, где для правильного описания выходящего излучения необходим учет миллионов спектральных линий. В теории сверхновых проблема усугубляется необходимостью учета доплеровского смещения линий в среде с градиентом скорости. Много работ на эту тему было опубликовано до настоящего времени. Влияние спектральных линий на непрозрачность расширяющейся среды подробно изучалось в работе Кагр и др. [107]. Значение этого эффекта для физики сверхновых подчеркивалось в предшествующей работе Lasher [115], а в других ситуациях он рассматривался еще ранее применительно к проблеме звездного ветра звезд Вольфа-Райе и горячих звезд главной последовательности [62, 123, 63]. Кагр и др. [107] предложили выражение для эффективной монохроматической непрозрачности, модифицированной расширением среды, и ввели для нее термин «непрозрачность при расширении» («expansion opacity»). Попытки вывести непрозрачность при расширении более формально из основных уравнений теории переноса излучения предпринимались в работах Eastman к Kirshner [77] и Wagonern др. [168]. Однако, как указали Pinto & Eastman [143], эти выводы не вполне самосогласованы, так как в использованных уравнениях пренебрегали производными по времени, которые имеют тот же порядок, что и учтенные члены. Eastman & Pinto [78] предложили свое приближенное выражение для непрозрачности при расширении, опираясь на другие эвристические доводы. В более общем виде — как решение уравнения Больцмана для фотонов — выражение для непрозрачности было получено в работе Блинникова [5]. Там было выведено как точное решение уравнения переноса в квадратурах, так и выражение для экстинкции, усредненной по некоторому интервалу частот, учитывающее все линии, лежащие в этом интервале и в голубую сторону от него. Статистический подход к вычислению средней экстинкции разработан в статьях Baschek и др., Wehrse и др. [44, 171, 172, 173].

Все перечисленные выше работы посвящены расчетам полной экстинкции, т. е. суммы истинного поглощения и рассеяния, которая используется в уравнении потока. Мы в данном разделе будем интересоваться уравнением энергии, а на него рассеяние не влияет, и для правильного расчета обмена энергией между излучением и веществом нам важно знать и уметь усреднять отдельно коэффициент истинного поглощения.

Как у любой программы, работающей в приближении JITP в смысле населенности уровней по Больцману и распределения состояний ионизации по Саха, без детальных расчетов атомных процессов, одной из проблем нашей программы по расчету кривых блеска SN la является вопрос о том, каким образом снимается возбуждение иона, т. е. идет ли энергия кванта, поглощенного на возбуждение перехода в ионе, на нагрев вещества (случай чистого поглощения в линиях), переизлучается ли она на той же частоте (когерентное рассеяние) или с дроблением фотона, через промежуточные уровни (некогерентное рассеяние). Eastman h Pinto [78] предложили считать линии чисто поглощающими, хотя детальные расчеты в условиях, характерных для выбросов сверхновых, говорят о том, что эффекты HJITP могут быть значительными, и дезактивация возбуждения происходит в основном путем некогерентного рассеяния. Предположение о поглощении в линиях может быть оправдано тем, что при этом фотон как бы исчезает из системы, но он с большой вероятностью уходит и при некогерентном рассеянии, так как дробится на более мягкие фотоны, длина свободного пробега которых в условиях выброса SN 1а заметно больше, чем для первоночального фотона, и поэтому они имеют большую вероятность уйти из системы. Отличие этих двух вариантов состоит в том, что в первом случае происходит разогрев газа, а во втором — нет. Тем не менее, в своей более поздней работе [143] Pinto & Eastman показали, что кривые блеска SN la в предположении чисто поглощающих линий очень слабо отличаются от кривых блеска, полученных с использованием метода эквивалентных двухуровенных атомов [19], при помощи которого в простейшем случае моделируются эффекты отклонения от JITP.

С другой стороны, проанализировав структуру уровней нескольких ионов, характерных для SN la, Чугай [31] пришел к выводу о том, что рассеяние в линиях в выбросах SN la почти консервативно, т. е. фотон при переизлучении почти не меняет своей частоты — происходит почти когерентное рассеяние. Таким образом, число фотонов не меняется и передачи энергии газу не происходит, что, казалось бы противоречит предположению о поглощении в линиях. В этой части мы покажем, что правильный учет эффекта расширения даже при сильных поглощающих линиях не дает возможности веществу эффективно обмениваться энергией с излучением, так что это противоречие отчасти снимается.

19 Выводы.

В настоящей работе впервые проведено гидродинамическое моделирование эволюции молодых остатков сверхновых с самосогласованным учетом нестационарной кинетики ионизации в двухтемпературной плазме, а также электронной теплопроводности. Феноменологически учтено влияние магнитного.

R, pc.

Рис. 50: Распределение яркости по остатку в линиях FeK (сплошные) и FeXVII (пунктирные) относительно яркости в тех же линиях в центре для моделей W7 и MR0. поля на теплопроводность, а также смоделирован эффективный нагрев электронов на фронте ударной волны за счет плазменных процессов. Показано, что сильное изменение параметров теплопроводности оказывает незначительное влияние на рентгеновские спектры, которые мы получали с учетом всех основных элементарных процессов и сворачивали теоретические предсказания с матрицей отклика детектора прибора EPIC PN обсерватории ХММ.

Newton.

Один из самых важных наших результатов состоит в том, что уже на самых ранних стадиях эволюции остатков необходимо учитывать влияние ^ потерь на излучение на гидродинамику. Тем самым снято противоречие, существовавшее в течение 20 лет между результатами Hamilton & Sarazin [90], которые показали возможность развития тепловой неустойчивости в богатом металлами веществе выброса, и полным игнорированием этого эффекта в других работах по гидродинамическому моделированию молодых остатков. В рассмотренных нами моделях тепловая неустойчивость развивается вплоть до катастрофического охлаждения примерно за тысячу лет при возмущении (т.е. повышении) плотности в одной из зон в 3 раза, и менее, чем за 100 лет, при повышении плотности в 10 раз. В одной из последних моделей неустойчивость развивается за 340 лет без всякого возмущения плотности (при выключенной теплопроводности). В реальных трехмерных моделях и при наличии взаимодействия выброса с возможным околозвездным веществом тепловая неустойчивость может начать развиваться и гораздо быстрее.

Наша цель пока не состояла в выборе наилучшей модели для описания реальных остатков, однако наши расчеты рентгеновских спектров показывают, А что наиболее перспективны для описания наблюдаемых линий железа модели сверхновых, приводящие к образованию железа в самых внешних слоях, такие как полученные в работах Дуниной-Барковской и др. [11] и Reinecke и ДР- [147].

Из неучтенных нами эффектов самым важным, конечно, остается полный трехмерный расчет гидродинамики. Следует исследовать более физично генерацию нетепловых частиц на фронтах, эволюцию и гидродинамическое влияние магнитных полей. Тем не менее, нам представляется, что при любом развитии теории остатков сверхновых, разработанный нами эффективный алгоритм самосогласованной связи гидродинамики и кинетики ионизации сохранит свое значение.

Заключение

.

В заключении перечислим основные результаты диссертационной работы.

1. Получена аналитическая формула для непрозрачности при расширении, используемой в уравнении для нулевого момента интенсивности (уравнении энергии). Выведена новая формула для усреднения поглощения в заданном интервале частот в расширяющейся среде.

2. Рассчитаны широкополосные (11В VI и ультрафиолетовые) и болометрические кривые блеска ЭИ 1а для нескольких моделей термоядерных сверхновых. Проведено сравнение моделей с наблюдениями. Показано, что диапазон параметров взрыва (энергия, масса никеля, степень перемешивания), удовлетворяющих наблюдениям стандартных БИ 1а, заметно шире, чем представлялось ранее.

3. Рассчитаны кривые блеска ЭИ 1а в гамма-диапазоне. Сделаны предсказания о возможности судить об энергетике и перемешивании во взрыве по наблюдениям в этом диапазоне.

4. Разработана гидродинамическая программа для расчета остатков БИ 1а с учетом нестационарности ионизации, потерь на излучение, теплопроводности и кулоновского обмена энергией между электронами и ионамипараметрически учтена возможность некулоновского нагрева электронов на фронте ударной волны.

5. Проведены расчеты эволюции остатка сверхновой для двух моделей взрыва. Показана важность учета потерь на излучение в выбросах молодых остатков 1а.

6. Проведено сравнение вычисленного рентгеновского излучения моделей с наблюдениями остатка сверхновой Тихо. Показано, что хорошо перемешанные модели лучше согласуются с наблюдениями, их главным отличием от менее перемешанных моделей является присутствие в рентгеновском спектре мощной линии Ка железа.

7. Из сравнения рассчитанных нами кривых блеска сверхновых и рентгеновского излучения их остатков с наблюдениями сделан вывод о перспективности трехмерных моделей взрыва по сравнению с одномерными в связи с необходимостью значительного перемешивания вещества в выбросе.

Результаты, изложенные в диссертации, неоднократно обсуждались на семинарах в ГАИШ и ИТЭФ, докладывались на студенческой школе «Физика космоса» (Коуровка, 2001), на российских и международных конферен-У циях («Астрофизика на рубеже веков», Пущино, 1999; «Научные перспективы ультрафиолетовой обсерватории Спектр-УФ», ИНАСАН, 2000; «Nuclear astrophysics», Тегернзее, Германия, 2000, 2002; «From twilight to highlight: the physics of Supernovae», Гархинг, Германия, 2002; коллоквиум MAC 192 «Supernovae (10 years of SN1993J)», Валенсия, Испания, 2003 и других).

Работа проводилась при финансовой поддержке РФФИ (гранты 99−216 205, 02−02−16 500, 03−02−6 770, 03−02−26 598), а также при подцержке грантов Шведской Королевской академии наук в Стокгольмской обсерватории, в США — грантами НАСА — NAG5−8128 и NSF AST-97 31 569, в Германии стипендиями Института им. Макса Планка по Астрофизике (МПА, Гархинг, Германия).

Автор выражает глубокую признательность коллективам отдела физики эмиссионных звезд и галактик и других отделов ГАИШ и лаборатории физики плазмы и астрофизики ИТЭФ, и в первую очередь О. С. Вартунову, В. С. Имшеннику, Д. И. Косенко, Д. К. Надежину, Н. Н. Павлюку, И. В. Панову, А К. А. Постнову, М. Е. Прохорову, П. В. Сасорову, Д. Ю. Цветкову за постоянную поддержку, полезные обсуждения и интерес к работе. Хочется поблагодарить также западных коллег С. Вусли, П. Лундквиста и В. Хиллебрандта за возможность проведения части работы в Университете Калифорнии (Санта Круз, США), в Стокгольмской обсерватории (Швеция) и институте им. Макса Планка по Астрофизике (Гархинг, Германия), также как за возможность использования их компьютерных ресурсов.

Наконец, я особенно благодарна моему научному руководителю С. И. Блинникову за постоянную поддержку и создание творческой атмосферы во время совместной работы.