Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Затухание вызывается описанными выше процессами роста энтропии и излучением энергии (в виде света с поверхности и нейтрино изнутри); кроме того, звезда сбрасывает часть массы. В результате с изэнтропы, отвечающей моменту срыва, звезда переходит на более высокую изэнтропу (с S1 на S2). Если потери массы заметны, то, кроме того, понижается положение звезды на диаграмме M — рс и звезда приходит в точке D3 в состояние равновесия. Далее, с потерей энергии на излучение (см. § 2) звезда медленно приходит к S = О (D4) по серии равновесных состояний.
Состояние звезды на интервале D3 — D4 является нейтронным или барионным состоянием. Здесь невольно возникает следующий вопрос. Эволюция звезды начинается с водорода, с протонов; в результате термоядерных реакций протоны объединялись в сложные ядра, при этом излучалась огромная энергия порядка 0,01 Mc2. В конце эволюции в стадии барионной звезды мы снова приходим к веществу, состоящему из отдельных барионов (причем масса покоя нейтрона даже больше массы Н). Откуда же взялась энергия, потерянная на излучение в процессе эволюции? Ответ очевиден: тяготение создало большую плотность; это привело к нейтронизации вещества и заставило сложные ядра рассыпаться на отдельные барионы; следовательно, именно энергия тяготения в конечном состоянии компенсирует ту энергию, которая частично излучилась в пространство, частично увеличила ядерную энергию.
Идеи Кельвина и Гельмгольца о том, что звезды светят за счет энергии тяготения, оказались неприменимы для продолжительной стадии ядерных реакций в звезде. За счет этих реакций светит звезда. Однако в заключительной фазе эволюции звезды энергия НЕСТАБИЛЬНОСТЬ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД
347
тяготения ломает ядерные связи, и в конце концов тяготение оказывается ответственным за всю излученную энергию. В этом смысле идеи великих физиков прошлого оказываются правильными.
Вероятно, коллапс приводит к ядерному взрыву (см. § 4). Если взрывом разрушается не вся звезда, и масса остатка меньше М?ах» то возникает [пульсар (см. гл. 13). Случай Мостатка см. §§ 6,7 гл. И и гл. 14.
§ 2. Нестабильность массивных звезд с ядерными источниками энергии
В этом параграфе мы рассмотрим специфический вид неустойчивости звезды, приводящий, по-видимому, к существованию верхнего предела массы обычных звезд.
Еще в 1941 г. Леду показал, что достаточно массивные звезды с ядерными источниками энергии будут неустойчивы относительно раскачки колебаний. В работе Шварцшильда и Харма (1959) вычисления проделаны на основе новых моделей внутреннего строения массивных звезд, полученных численным расчетом. Более поздние расчеты можно найти у Стозерса и Симона (1968). Механизм нульсационной неустойчивости заключается в следующем. Звезда, находясь в устойчивом равновесии, обладает собственной частотой колебаний со2 ^ GMIR3. Допустим, что такие колебания возбуждены. Наряду с раскачкой колебаний имеются механизмы их затухания. Раскачивающим механизмом является изменение выделения ядерной энергии в центре звезды. Вследствие сильной зависимости выделения энергии от температуры основное выделение энергии происходит при максимальном сжатии. Звезда получает как бы импульс, который увеличивает амплитуду колебаний.
Затухание колебаний происходит вследствие нарушения стационарности теплового потока в звезде. Как можно показать, это нарушение вызывает появление силы, тормозящей колебания *).
Скорость изменения энергии колебаний L1 можно записать в виде
где L2 — скорость увеличения энергии колебаний за счет ядерных реакций, L3 — скорость потери энергии колебаний. Если L{^> О, •го колебания возрастают, и звезда неустойчива. Если L1 < 0, то 8везда устойчива относительно пульсаций.
Шварцшильд и Харм провели расчеты для звезд в интервале масс от M = 218 М© до M = 28 M0, состоящих из 75% H и 22% Не. Результаты их расчетов для звезд главной последовательности приведены в табл. XII.
*) О другом механизме пульсации, вызывающем переменность цефеид, см. конец параграфа. 348 ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД trrt. її
Таблица XII
Пульсационная неустойчивость массивных звезд
MfMe 218,3 121,1 62,7 28,2
Ig ФЯ/Я)С tSlVT Первая строка — ма< амплитуда колебания SR/R = 1, четвертая -означает, что колебані 6,64 0,632 930 зса звезды, Bi в центре, -время увел] ая затухают. 6,24 0,583 1800 •орая — обща если на і ачсния колеб 5,76 0,312 44000 я светимость, юверхности аний в е раз 5,04 0,392 —1400 ,третья — принять , знак (—)
Для звезд небольшой массы на главной последовательности амплитуда колебаний в центре по отношению к амплитуде колебаний на поверхности мала; соответственно слагаемое L2 мало по сравнению с L3, a L1 отрицательно — звезда устойчива. Для больших масс (Si?/1R )с вдвое больше, чем для малых, и L1 положительно— звезда неустойчива.
Критическое значение массы, больше которой звезды неустойчивы, около 60 Это значение зависит от химического состава Л^кр —1^"*2. Приведенные значения носят, конечно, приближенный характер и значение Mup= 60 Mq неточно. Но, по-видимому, можно утверждать, что звезды сМ> 100 М© и с ядерными источниками энергии пульсационно неустойчивы. Заметим, что верхний предел масс известных звезд близок к Мкр « 60 М®.
