Ударные волны в оболочках звезд - Климишин И.А.
Скачать (прямая ссылка):
моментам времени: а) 0 (-15 с), 1 (-0,625 с), 2 (-0,0627 с), 3 (-0,0189
с), 4 (-0,00522 с), 5 (0,00134 с) и 6 (0.00191с), б) 1 (0,00191с), 2
(0,00248 с), 3 (0,00428 с), 4 (0,00648 с), 5 (0,0106 с). 6
(0,0368с), 7 (0,125с). Кружком обозначена
граница нейтринно-непрозрачного ядра звезды, звездочка - положение
нейтринной фотосферы. Вдоль горизонтальной оси указана связь между
номером счетного интервала J и относительной массой т/ м .
II типа и связана с полным разлетом СО-ядер звезд, у которых масса ядра
Мсо < М(c) и центральная плотность рс < 9-109 г/см3. Никакого гравитационно
связанного остатка npVi этом не остается. Профили скоростей вещества в
случае полного разлета звезды показаны на рис. 69 (B.C.Имшен-ник,
Д.К.Надёжин, 19806). Здесь принято рс = 5,03*109 г/см3, кинетическая
энергия вещества Ек - 1,8*10 1 эрг. Горение углерода происходит в
пульсационном режиме и в самом конце приобретает характер детонации.
Поэтому вслед за слабыми пульсациями (моменты 1-5) происходит сильное
расширение (моменты 6-7), а затем новое сжатие (8 - 9), которое ч
заканчивается образованием мощной ударной волны и полным разлетом звезды
(моменты 10-12).
190
При вспышке сверхновой I типа ядро с массой М= 1,4 М(c), близкой к
чандрасекаровскому пределу для углеродно-кислородной звезды, и плотностью
рс > 9-109 г/см3 сжимается, образуя нейтронную звезду. Этому коллапсу
соответствует выброс оболочки с массой ^ 0,1 М(c) и энергией около (1-
5)Ю49 эрг. Соответствующие этому профили скоростей показаны на рис. 70.
Положительные скорости внешних слоев СО-ядра звезды (моменты 6 - 10)
возникают благодаря детонации, обусловленной нейтринным нагревом
(В.С.Имшенник, Д.К.Надёжин, 19806). Основная энергия вспышки сверхновой
выделяется в последнее время, возможно, за счет мощного магнито-
дипольного излучения образовавшегося пульсара.
В первом случае (при рс < 9-109 г/см3) СО-ядро звезды окружено
протяженной и массивной водородно-гелиевой оболочкой. Во втором (при рс >
9*109 г/см3) звезда, являясь компонентой двойной системы, вообще лишена
оболочки.
Здесь уместно напомнить некоторые наблюдательные данные. Как известно,
максимальная фотографическая светимость сверхновых I типа = 7-Ю42 эрг/с
(МрХ = -20m), II типа - L(tm)/х = 2-1042 эрг/с
(Мр>, = - 18'",5). В спектрах сверхновых II типа наблюдаются яркие ли-нии
водорода, доплеровские фиолетовые смещения и уширение которых
свидетельствуют о движении вещества со скоростями порядка 109 см/с. В
спектрах сверхновых I типа имеются широкие линии поглощения ионизованных
металлов и гелия, тогда как линии водорода отсутствуют (Э.Р.Мустель,
1974).
Как оказалось, интерпретация кривых блеска и особенностей спектров
сверхновых наилучшим образом возможна в рамках следующих предположений.
Если радиус звезды Я + = (1 -4-10) Я(c), то после мгновенного взрыва
О 20 40 80 80 100 J
О 0,011 0,077 0,203 0,338 0,308 0,646 0,763 0,839 0,935 1 т/М
Рис. 69. Распределение скорости по лагранжевой координате в процессе
углеродной вспышки, заканчивающейся полным разлетом звезды. Цифры у
кривых соответствуют следующим моментам времени: 1 - 6,5 • 10"3с, 2 -
4,96с, 3 - 9,88с, 4 - 11,27с, 5- 12,26 с, 6 - 13,35 с, 7 - 15,90с, 8 -
16,46с, 5-19,01с, 10 - 19,68 с, 11 - 19, 75 с, 12 -
21,27 с.
191
и/10ъ, км/с
О 0,011 0,077 0,203 0,356 0,508 0,6U6 0,763 0,859 0,935 / т/М
Рис. 70. Распределение скорости по лагранжевой координате в различные
моменты времени для коллапсирующего углеродно-кислородного ядра звезды в
следующие моменты времени: 1 - 0,109 с, 2 - 3,162 с, 3 - 3,192 с, 4 -
3,256 с, 5 - 3,549 с, 6 - 3,560 с, 7 - 3,568 с, 8 - 3,576 с, 9 - 3,593 с,
10 - 3,603 с.
Рис. 71. Болометрические и Я-кривые блеска сверхновой II типа, полученные
в результате расчета взрыва звезды с массой М =17 м(c): а - "желтый"
гигант, б - "красный" сверхгигант; для варианта б указана эффективная
температурю.
возникает максимум блеска продолжительностью всего несколько десятков
минут, что соответствует выходу фронта ударной волны на поверхность
звезды. Далее светимость звезды быстро уменьшается из-за расширения и
адиабатического охлаждения вещества ее оболочки. Существование же
последующего, протяженностью до 100 суток, пологого участка (плато)
кривой блеска со светимостью на 2-3 порядка меньше, чем в максимуме,
обусловлено движением внутрь разлетающейся оболочки волны охлаждения. В
целом же особенности кривой блеска сверхновых II типа объясняются
движением ударных, тепловых и волн охлаждения в протяженной (R # = (103 -
МО ) Я(c)) оболочке звезды-сверхгиганта. Именно в этом случае при
мгновенном (взрывном) выделении энергии светимость сверхновой II типа
будет иметь максимальное значение (Z.max % Ю43 эрг/с) на протяжении
нескольких десятков дней.
Итак, первоначальный подъем к максимуму блеска у сверхновой II типа
связан с прогревом атмосферы звезды-гиганта ударной и распространяющейся
впереди нее тепловой волнами. Благодаря этому происходит перенос энергии
