Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Аномальный состав атмосферы звезд указывает на смешение вещества, никогда не горевшего в звездах (водород, частично, вероятно, гелий), с веществом, побывавшим в недрах звезды и содержащим тяжелые ядра (Хойл, Фаулер, 1965). Эти ядра могут возникнуть лишь путем присоединения нейтронов к ядрам середины таблицы Менделеева, т. е. требуют столь высокой температуры, при которой водород не может выжить. Наконец, есть особенности состава (Не3 : He4 ]> 1), которые, по мнению ряда авторов [Сарджент, Юдаку (1961); Фаулер, Бербиджи, Хойл (1965); Ривс (1965); Валерштейн (1962); Новиков, Сюняев (1967)], указывают на сильнейшее облучение вещества частицами с энергией, равной многим Мэв, т. е. частицами типа космических лучей, не находящимися в термическом равновесии.
Изложенное никак не претендует на исчерпывающее описание нестационарных явлений. Однако мы надеемся, что даже такой § 4] ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ
355
краткий обзор дает читателю представление о характере возможной будущей теории, которая сейчас вПатенсивно развивается в разных научных центрах, и, может быть, привлечет новых математиков и физиков к ее разработке.
Обратимся теперь к современным теориям катастрофических вспышек сверхновых.
§ 4. Вспышки сверхновых*)
В течение последних нескольких лет опубликован ряд работ, которые представляют собой весьма крупный шаг в теории поздних стадий эволюции и гравитационного коллапса массивных звезд (М> M0). Очень интересно установление связи этих работ с наблюдаемыми вспышками сверхновых. Классическая теория эволюции звезд, учитывающая все тонкости ядерного горения, конвекции, лучистой теплопроводности, столкнулась со специфическими трудностями еще на стадии гелиевого горения [см. Хоф-фмейстер и др. (1964а; 1964b), Ибен (1964)]. Поэтому поздние стадии эволюции с горением углерода, кислорода и т. п., вплоть до образования железа, приходится пока рассматривать приближенно, например, с использованием политропных моделей. Этому вопросу посвящена содержательная работа Фаулера и Хойла (1964). Одним из важных результатов этой работы является построение приближенной модели предсверхновой, т. е. звезды в момент, непосредственно предшествующий потере механической устойчивости и гравитационному коллапсу. В политропном газовом шаре с показателем политропы п = 3 все газовые частицы звезды проходят один и тот же эволюционный трек на фазовой плоскости плотность — температура. Это обстоятельство позволяет ограничиться в основном рассмотрением локальной эволюции в центральной точке звезды с учетом важнейших физических процессов, происходящих при высоких плотностях и температурах, таких, как вклад релятивистских электронно-позитронных пар, радиации, излучения нейтрино, различных ядерных реакций и ?-взаимодей-ствий. Количественные выводы Фаулера и Хойла относятся только к звездам очень большой массы (М> IOM0), где можно пренебречь вырождением электронов. По модели Фаулера и Хойла предсверхновая для типичной звезды, с массой 30M0, состоит из центрального железного ядра (ЗМ0), кислородной мантии (17М0), причем мантия и ядро имеют вместе структуру политропы, и разреженной водородно-гелиевой оболочки (IOM0). В работе показано, что непосредственной причиной потери механической устойчивости звезды и последующей имплозии является фоторасщепление ядер железа на гелий и нуклоны. У типичной звезды с массой
*) Этот параграф написан В. С. Имшенником и Д. К. Надёжиным. 356
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
ядра и мантии 20имплозия начинается при температуре центра Tc « 5-'109°К и плотности центра^ рс a IO7 г/см3. Перед этим в процессе эволюции центральные области звезды догорают до железа, сохраняя гидростатическое равновесие, хотя уже при Tc ^ 0,5 'IO9 0K основным механизмом энергетических потерь, определяющим ускоренный темп эволюции, становится объемное нейтринное излучение, а не фотонные потери с поверхности звезды.
Таким образом, звезда подходит к упомянутому выше критическому состоянию. Важнейший вопрос состоит в следующем: каким образом при этом возникает взрыв, в котором выбрасывается массивная оболочка? Ведь достижение критического состояния знаменует собой начало быстрого сжатия звезды или, по крайней мере, ее центральной области. Лишенные поддержки внешние слои должны в свою очередь падать внутрь. Фаулер и Хойл пришли к выводу, что наблюдаемый эффект вспышки сверхновой может возникнуть в ходе имплозии из-за детонации кислорода мантии звезды. Следует отметить, что существование кислородной мантии одновременно с железным ядром связано.с предположением об отсутствии перемешивания вещества звезды в процессе эволюции. Итак, предлагается рассматривать ядерную реакцию:
Oie + о16 S32 + 16,54 Мэв. (11.4.1)
Характерную энергию IO50 ~ IO52 эрг вспышки сверхновых II типа, которые связываются как раз с массивными звездами, может дать тогда сгорание 0,1 ~ 10 М© кислорода. Таким образом, Фау-лером и Хойлом указано конкретное решение проблемы о связи имплозии с эксплозией и разлетом внешней части звезды в пространство. Динамика самой имплозии в описываемой работе практически не могла быть проанализирована, так как все оценки делались в грубом предположении свободного падения и адиабатического характера процесса.
