Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Превращение водорода в гелий связано со слабым взаимодействием (ввиду того, что половина протонов должна превратиться в нейтроны) и никогда не может стать быстрым; поэтому не будем учитывать энергию водорода. Но и без водорода энергия превращения более тяжелых ядер больше отрицательной энергии звезды как целого. Это значит, что запас ядерной энергии, например, реакции 2016 —> S32, вместе с тепловой энергией звезды достаточен для преодоления тяготения и разбрасывания всей звезды на бесконечность. Процессы ЗНе4 —> G12, 2С12 —> Mg24, 201в -> S32 не требуют превращения протонов в нейтроны, они идут за счет сильного взаимодействия (ядерных сил). § з] УСТОЙЧИВОСТЬ эволюции ЗВЕЗДЫ
353
При достаточно высокой температуре, которая ослабит действие кулоновского отталкивания ядер, эти процессы могут идти за время, меньшее времени свободного падения, т. е. идти как взрывные. Фаулер и Хойл (1964) развили схему взрыва, вызванного имплозией: ударная волна, проходя через соответствующие слои, вызывает в них ядерные реакции с выделением тепла. Другими словами, ударная волна превращается в детонационную волну. Все лежащие выше слои сбрасываются с гигантскими скоростями. Но не нужно думать, что при выделении достаточного количества ядерной энергии железное ядро уцелеет. Если даже первоначально оно сожмется вследствие повышения давления при начале ядерной реакции в оболочке, то затем, лишенное наружного давления улетевшей оболочки, ядро также расширится и разлетится.
Нужно помнить, что энтропия материала ядра соответствовала равновесию ядра при данном рс только при условии, что оно находится под давлением лежащих выше слоев звезды. Однако эта энтропия значительно больше равновесной S для меньшей массы, остающейся после сброса оболочки. Разумеется, если коллапс зашел далеко, то внешняя оболочка может быть сброшена, а ядро будет продолжать коллапсировать [см. работу Колгейта и Уайта (1966)]. Итак, звезда в каждый момент своей эволюции почти до полного, исчерпания горючего «сидит на пороховой бочке», поскольку содержит запас горючего, достаточный для самоубийства.
В последнее время появились конкретные машинные расчеты взрыва сверхновой. По-видимому, существенную роль во вспышке сверхновой играет излучение нейтрино из центральных областей и поглощение их в оболочке. Подробнее см. § 4.
Является ли имплозия единственным механизмом, способным взорвать звезду? Насколько устойчиво в отношении теплового взрыва состояние, вполне устойчивое в гидродинамическом отношении?
При рассмотрении общего хода эволюции тепловая устойчивость связывалась с отрицательной теплоемкостью звезды как целого. Есть две причины, которые в определенных условиях создают тепловую неустойчивость.
1. Отрицательная теплоемкость характерна для невырожденной плазмы в собственном поле тяготения. При высокой плотности и не слишком высокой температуре, когда имеет место существенное вырождение электронов, теплоемкость звезды становится положительной, о чем говорилось в § 10 гл. 10 и § 1 гл. И (см. рис. 48). В ходе уменьшения энтропии у звезды с M = Mq температура сначала растет, а потом убывает. При низкой температуре (по сравнению с температурой вырождения электронов при данной плотности) получается белый карлик. Убывание температуры с убыванием энтропии означает положительную теплоемкость. Это обстоятельство приводило к резкой остановке ядерной реакции, 354
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
к застыванию состава белого карлика. Падение температуры уменьшает скорость реакции; отставание реакции от теплопотерь создает условия падения энтропии, при положительной теплоемкости это ведет к снижению температуры. Следовательно, это не ведет к взрыву.
2. Рассмотрим другое обстоятельство. Отрицательная теплоемкость есть понятие, относящееся к звезде как целому, результат перестройки плотности всей звезды при повсеместном изменении ее энтропии. Каждый отдельный малый слой вещества в звезде имеет положительную теплоемкость, равную ср: каждый слой находится при постоянном давлении окружающего вещества. Поэтому в принципе возможен тепловой взрыв отдельного слоя. Этот процесс затруднен вследствие того, что данный слой находится в тепловом контакте с выше и ниже лежащим веществом. С другой стороны, если взять слой слишком толстый, то увеличение энтропии в нем уже будет сопровождаться заметным уменьшением давления — теплоемкость увеличивается и в пределе, переходя через с = ± оо, теплоемкость становится отрицательной.
При достаточно сильной температурной зависимости реакции, идущей в тонком слое между выгоревшим ядром и оболочкой, возможно существование таких тепловых возмущений, относительно которых стационарный режим неустойчив. Такой тип неустойчивости был рассмотрен в работе Гуревича и Лебединского (1965); независимо этот тип неустойчивости был открыт при численном расчете эволюции звезды с M = 10М© Шварцшильдом и Хармом (1959) и проанализирован ими. Процесс взрыва с нарастанием энтропии в слое затруднен при наличии конвекции. * амо возрастание энтропии в слое создает условия для конвективного перемешивания. Возможно, что тепловые взрывы, развитие которых обрывается усилением конвекции, играют роль при многократных вспышках некоторых звезд.
