埃戈尔·乌瓦切夫；塞米恩·格拉兹林 SN2009ip测辐射热曲线的模拟。 （俄语。英文摘要） Zbl 1484.85030号 材料模型。 34，编号1，16-32（2022）. 摘要：测量宇宙距离的直接方法依赖于对超发光超新星光曲线的生长期的观测。这些超新星可以用强烈的冲击波穿过致密的星际物质来解释。直接法假定在这种条件下形成的致密薄壳是球对称的。然而，多维不稳定性会破坏这种对称性。本文利用辐射流体力学程序FRONT对SN2009ip进行了模拟，该程序已成功应用于直接法。结果表明，SN2009ip的一个简单模型正确地再现了测辐射热曲线和密壳的动力学。此外，至少在光曲线的生长期内，这种致密外壳保持球对称。 MSC公司： 85平方英寸25 天文学和天体物理学中的辐射传输 85甲15 星系和恒星结构 83个F05 相对论宇宙学 83 C55 引力场与物质的宏观相互作用（流体力学等） 76升05 流体力学中的冲击波和爆炸波 74K25型 外壳 关键词：超新星；灯光曲线；辐射传递 软件：Fornax公司；卡斯特罗；赫拉克勒斯；HE-e1-godf公司 PDF格式BibTeX公司 XML格式引用 \textit｛E.Urvachev｝和\textit｛S.Glazyrin｝，材料模型。34，编号1，16-32（2022；Zbl 1484.85030） 全文： 内政部 MNR公司 参考文献： [1] D.布兰奇，G。 A.Tammann，“Ia型超新星作为标准蜡烛”，《天文学和天体物理学年度回顾》，30:1（1992），359-389·doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.002043 [2] S.Blinnikov等人，“使用IIn型超新星直接确定哈勃参数”，JETP字母，96:3（2012），153-157·doi:10.1134/S0021364012150039 [3] 第页。 V.Baklanov等人，“对宇宙学重要的超新星研究”，JETP信件，98:7（2013），432-439·doi:10.1134/S0021364013200034 [4] E。 K.Grasberg，D。 K.Nadezhin，II型超新星——两次连续爆炸？，《苏联天文通讯》，12（1986），168-175 [5] N。 N.Chugai等人，“1994W第二类超新星：星际外壳爆炸喷发的证据”，《皇家天文学会月刊》，352:4（2004），1213-1231·doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08011.x [6] 美国。 E.Woosley，S.Blinnikov，A.Heger，“脉冲对不稳定性对最明亮超新星的解释”，《自然》，450:7168（2007），390-392·doi:10.1038/nature06333 [7] R。 A.契瓦利埃，C。 M.Irwin，“致密质量损失中的冲击爆发：发光超新星”，《天体物理杂志快报》，729:1（2011），L6·doi:10.1088/2041-8205/729/1/L6 [8] E.Sorokina等人，“I型超发光超新星在非氢星周包络内爆炸”，《天体物理杂志》，829:1（2016），17·doi:10.3847/0004-637X/829/1/17 [9] 吨。 J.Moriya，E。 I.Sorokina，R。 A.Chevalier，“超亮超新星”，《空间科学评论》，214:2（2018），1-37·doi:10.1007/s11214-018-0493-6 [10] R.Chevalier，J。 M.Blondin，“超新星遗迹中的流体动力学不稳定性：早期辐射冷却”，《天体物理杂志》，444（1995），312-317·doi:10.1086/175606 [11] D。 A.Badjin等人，“非稳态辐射冷却激波模拟中产生的物理和数值不稳定性”，《皇家天文学会月刊》，459:2（2016），2188-2211·doi:10.1093/mnras/stw790 [12] D。 A.Badjin，S。 I.Glazyrin，“湍流磁化介质中辐射冷却激波的物理和数值不稳定性”，《皇家天文学会月刊》，507:1（2021），1492-1512·doi:10.1093/mnras/stab2318 [13] 美国。 I.Glazyrin，“Ia型超新星燃烧研究”，《天文学快报》，39:4（2013），221-226·doi:10.1134/S1063773713040026 [14] E.Urvachev等人，“使用M1方法模拟超发光超新星辐射传输”，《天体物理学杂志补编系列》，256:1（2021），8·doi:10.3847/1538-4365/ac0972 [15] M.Potashov等人，“到SN 2009ip的直接距离测量”，《皇家天文学会月报：快报》，431:1（2013），L98-L101·doi:10.1093/mnrasl/slt016 [16] N。 M.H.Vaytet等人，“多群辐射流体动力学的数值模型”，《定量光谱学和辐射传输杂志》，112:8（2011），1323-1335·doi:10.1016/j.jqsrt.2011.01.027 [17] M。 A.Skinner等人，“Fornax：多物理天体物理模拟的灵活代码”，《天体物理期刊增补系列》，241:1（2019），7·doi:10.3847/1538-4365/ab007f [18] M.Gonzalez，E.Audit，P.Huynh，“英雄：三维辐射流体动力学代码”，天文学和天体物理学，464:2（2007），429-435·doi:10.1051/0004-6361:20065486 [19] M。 R.Krumholz，R。 I.克莱因，C。 F.McKee，“大质量原恒星核心坍塌和碎裂的辐射流体动力学模拟”，《天体物理杂志》，656:2（2007），959·数字对象标识代码：10.1086/510664 [20] C、。 D.Levermore，“Eddington因子与通量限制器的关系”，《定量光谱学与辐射传输杂志》，31:2（1984），149-160·doi:10.1016/0022-4073（84）90112-2 [21] B.Dubroca，J。 L.Feugeas，“Etude theφorique et numeφrique d”une hie®rarchie de modèles aux moments pour le transfer radiation”，Comptes Rendus de L“科学院-系列I-Mathematics，329:10（1999），915-920·Zbl 0940.65157号 [22] O.只是，M.Obergaulinger，H。 T.Janka，“一种新的多维、依赖能量的中子-流体动力学双矩传输代码”，《皇家天文学会月刊》，453:4（2015），3386-3413·doi:10.1093/mnras/stv1892 [23] D.米哈拉斯，B。 W.Mihalas，《辐射流体动力学基础》，纽约，1984年·Zbl 0651.76005号 [24] E。 F.Toro，Riemann解算器和流体动力学数值方法：实用简介，Springer Science&Business Media，2013年 [25] M。 A.斯金纳，E。 C.Ostriker，“Athena中使用显式Godunov方法的二力矩辐射流体动力学模块”，《天体物理杂志增补系列》，206:2（2013），21·doi:10.1088/0067-0049/206/2/21 [26] 美国。 I.Blinnikov等人，“超新星的比较建模1993J”，《天体物理杂志》，496:1（1998），454·doi:10.1086/305375 [27] N.Roth，D.Kasen，“蒙特卡罗辐射流体动力学与隐式方法”，《天体物理学杂志补充系列》，217:1（2015），9·doi:10.1088/0067-0049/217/1/9 [28] I.Hubeny，A.Burrows，《天体物理模拟二维传输的新算法：I.一维球面情况的一般公式和测试》，2006年，arXiv： [29] J。 M.Ferguson，J.弗格森。 E.Morel，R.Lowrie，“辐射流体动力学的平衡扩散极限”，《定量光谱学和辐射传输杂志》，202（2017），176-186·doi:10.1016/j.jqsrt.2017.07.031 [30] W.Zhang等人，“CASTRO：一种新的可压缩天体物理解算器。III.多群辐射流体动力学”，《天体物理杂志增补系列》，204:1（2012），7·doi:10.1088/0067-0049/204/1/7 [31] R.Teyssier，“天体物理流体流动中基于网格的流体动力学”，《天文学和天体物理学年度评论》，53（2015），325-364·doi:10.1146/annurev-astro-082214-122309 [32] 美国。 I.Blinnikov等人，“Ia型超新星爆燃模型的理论光曲线”，天文学和天体物理学，453:1（2006），229-240·doi:10.1051/0004-6361:20054594 此参考列表基于出版商或数字数学图书馆提供的信息。其项与zbMATH标识符进行启发式匹配，可能包含数据转换错误。在某些情况下，zbMATH Open的数据对这些数据进行了补充/增强。这试图尽可能准确地反映原始论文中列出的参考文献，而不要求完整或完全匹配。