Гравитация и топология - Иваненко Д.
Скачать (прямая ссылка):
1Ii 19 Заказ M 28 290
Статья 8. В. Ф а у л е р
ними волнами или с физикой высоких энергий через высокоэнергичный распад какой-то не открытой еще частицы?
Двадцать пять лет назад Роберт Оппенгеймер начал со своими учениками исследования массивных звезд. Ныне интенсивные радиоисточники могут, возможно, служить доказательством того, что подобные звезды весьма большой массы действительно существуют. Если это так, то дальнейшее изучение этих своеобразных объектов может дать ответ на ряд трудных и интересных проблем.
IV. Резюме
Излагаемые нюке выводы относятся в основном к звездам с массой IO8Mq и вообще к звездам с массами более IO6M0.
1. В невращающейся сферически симметричной массивной звезде становятся существенными общерелятивистские факторы, а гравитационный коллапс наступает при радиусе R ~ IO18 см и следующих условиях в центре: плотностью q~4-10_1° г/см3, температурой Tc ~ ~ 2,5-IO5 °К. Коллапс до размеров гравитационного радиуса Rg ~ 3-Ю13 см происходит за локальный промежуток времени порядка ~103 лет для внешних областей и порядка года для внутренних областей. Эффекты типа красного смещения, достигающие большой величины, препятствуют выделению значительных количеств энергии из подобных быстро коллапсирующих систем.
2. Представляется вероятным предположение, что вращение вместе с внутренней турбулентностью и эффектами конвекции препятствуют быстрому гравитационному коллапсу в массивных звездах. Вращение может привести к делению быстро коллапсирующего ядра до того, как коллапс оболочки набирает достаточно большую скорость. Во время образования вытянутой деформации, приводящей к делению, в центре выделяется ядерная энергия порядка IO-3Mc2 ~ IO59 эрг, которая передается оболочке. Эта энергия достаточна для объяснения светимости радиозвезд в течение IO5 — 10е лет. После деления обе компоненты бинарной системы коллапсируют за время ~0,1 года до их гравитационных радиусов. Вращающаяся бинарная Массивные звезды, релятивистские политропы 291
система будет окружена турбулентной квазиустойчивой оболочкой излучающего вещества, в котором происходит значительная конвекция. Другие, более сложные несферические внутренние структуры могут, по-видимому, поддерживать излучающую оболочку.
3. Возможен такой подбор значений параметров, что время жизни бинарной системы также окажется в пределах IO5—10е лет. В течение сравнительно короткого промежутка времени (~0,1 года) в конце этого периода гравитационное излучение вращающейся бинарной системы, которая действительно обладает квадрупольным моментом, инжектирует в вещество оболочки энергию порядка —IO-2 Mc2 ~ IO60 эрг. Мы предполагаем, что результирующий взрыв в направлении полюсов может привести к образованию интенсивных протяженных радиоисточников, состоящих по крайней мере из двух компонент.
4. Из обсуждаемой модели следует, что гравитационные источники энергии массивной звезды превосходят ее ядерные запасы примерно лишь в десять раз. Только 1 % энергии, связанной с массой покоя, может быть излучен в том или ином виде. Эта и некоторые другие проблемы кратко затронуты в конце раздела III.
В заключение автор выражает свою благодарность за дискуссию по данным вопросам ряду коллег — физикам, и астрономам Калифорнийского технологического института и Вильсоновской и Паломарской обсерваторий. Особенно автор признателен проф. М. Гелл-Манну, который вновь поднял вопрос о гравитационном излучении, в частности излучении вращающихся бинарных систем, и в сотрудничестве с которым автор провел оценки роли гравитационного излучения в кол лансирующих системах.
Автор весьма обязан также Ф. Хойлу, Дж. Бэрбиджу и М. Бэрбидж за постоянное сотрудничество на протяжении последнего года в изучении массивных звезд.
ЛИТЕРАТУРА
1. Oppenheimer J. R., SerberR., Phys. Rev., 54, 540
(1938).
2. Oppenheimer J. R., V о 1 к о f f G. M., Phys. Rev.,
55, 374, 413 (1939).
19* 292
Статья 8. В. Ф а у л е р
3. Oppenheimer J. R., Snyder H., Phys. Rev., 56, 455 (1939).
4. Hoyle F., Fowler W. A., Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 125, 169 (1963); Nature 197, 533 (1963).
5. Hoyle F.,Fowler W. A.,Burbidge G. R.,Burbid-g e E. M., Astrophys Journ., 139, № 3, 909 (1964).
6. Schmidt M., Nature, 197, 1040 (1963).
7. Greenstein J. L., M a t t h e w s T. A., Nature, 197, 1041 (1963).
8. Maltby P.,M a t t h e w s Т. A.,M о f f e t А. T., Astrophys. Journ., 137, 153 (1963).
9. Iben I., Jr., Astrophys. Journ., 138, 1090 (1963).
10. Chandrasekhar S., An Introduction to the Study of Stellar Structure, Chicago, 1938, p. 347, table 24 (имеется перевод: С. Чандрасекар, Введение в учение о строении звезд, М.—Л., 1950).
11. Eddington A. S., The Internal Constitution of the Stars, Cambridge, England, 1930.
12. S m і t h H. S., H о f f 1 e і t D., Nature, 198, 650 (1963).
13. Michel F. C., Astrophys. Journ., 138, 1097 (1963).
14. H о у 1 e F., New Scientist, 17, 681 (1963).
15. Ландау Л.Д., Лифшиц E. M., Теория поля, Физматгиз, 1962.
16. Hoyle F.,Narlikar J. У., Proc. Roy. Soc., А273, 1 (1963).
