Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
В этих условиях ?-процессы не являются «замороженными», как это предположили Колгейт и Уайт; следовательно,принятая ими формула для испускания нейтрино и вывод о том, что ядро сжимающейся звезды остается холодным, некорректны. Кривая зависимости плотности от температуры для центра имплозирующей звезды, вычисленная Ивановой и др., показана на рис. 54. Кривая б на этом рисунке получена в специальном контрольном расчете с использованием некорректной формулы Колгейта и Уайта для нейтринных потерь; правильная формула для закона нейтринного излучения приводит'к нагреванию центральных областей звезды (кривая в). Скорость потери энергии УРКА-процессом в случае полной прозрачности для нейтрино и антинейтрино для достаточно высоких температур (кТ^> тес2) можно записать в виде [Иванова и др. (1967)]:
sv? = 1,3. IO9Tta (T9) Ф (^j эрг/г-сеъ (11.4.5)
множитель a (T9) учитывает зависящий от температуры химический состав (при низких температурах это железо; при высоких температурах железо распадается на свободные нуклоны). Для
(/OFe
Fea лі, для свободных нуклонов a = 56 V/ = 612. При этом
\)Чп
использована сделанная Фаулером и Хойлом (1964) минимальная оценка (ft)Fe = 1,3-104 сек. Медленно меняющаяся функция Ф учитывает вырождение электронов. В отсутствие вырождения Ф = 1, с увеличением вырождения Ф уменьшается.
Иванова и др. (1967), в отличие от Арнетта (1966; 1967), учитывали поглощение нейтрино и антинейтрино в центральных областях звезды с помощью некоторого эффективного коэффициента. На каждом шаге интегрирования этот коэффициент вычислялся из известного решения уравнения переноса в центре звезды с использованием расчетных распределений температуры и плотности внутри звезды. Предварительное исследование показало, что основным процессом является учтенное в расчетах поглощение антинейтрино при взаимодействии о протонами и поглощение 362
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
нейтрино при взаимодействии с нейтронами:
v+ р->е++ п, I
V + п р + е". J
(11.4.6)
(Рассеяние нейтрино и антинейтрино не имеет столь большого значения, как предполагалось в работах Колгейта и Уайта и Арнетта). Иванова и др. предположили, что значение эффективного коэффициента поглощения, вычисленное для центра звезды, справедливо также во всей звезде. В этом приближении, конечно, игнорируются эффекты депозиции нейтрино. Кроме того, в отличие от Арнетта, в соответствии с результатами Домогацкого (1969) не учитывались мюонные нейтрино.
Иванова и др. первыми рассмотрели детонацию кислорода (11.4.1), в расчетах динамики гравитационного коллапса. Расчет горения кислорода производился по формуле:
Здесь X16 — весовая концентрация кислорода. В интервале температур J19 ^ 3 -I- 5 формула (11.4.7) с точностью до множителя порядка 1,5 аппроксимирует точное выражение, данное Фауле-ром и Хойл ом (1964). Детонация кислорода энергетически способна вызвать разлет всей звезды. G учетом ядерной энергии полная энергия звезды в момент потери устойчивости положительна. В этом состоит принципиальное отличие детонании ядерного горючего от передачи энергии нейтринным механизмом, когда полная энергия звезды отрицательна. Нейтринная депозиция может привести лишь к выбросу части массы; при этом остаток должен попасть в новое равновесное состояние или сколлапсировать.
Энерговыделение при горении кислорода равно
Для обоснования преимущественного синтеза кислорода было оценено время конкурирующего процесса — фоторасщепления кислорода. Оценка показала, что оно при характерных температурах и плотностях сгорания кислорода значительно превышает время горения. Горение кислорода в расчете приобретает черты детонации и приводит к существенному выделению энергии. Уравнение (11.4.7) решалось численно совместно с уравнениями газовой динамики, описывающими сжатие звезды. В начальной модели было принято, что внешняя часть звезды 10М© содержит 3,6М© чистого кислорода. При этом в детонационной волне сгорает почти весь кислород (80 -г- 90%) и выделяется энергия ~ 3-Ю51 эрг.
(11.4.7)
єдет = 2Ж- ЧГ ' = 16>54 Мэв> А = 16- (11-4-8) § 4]
ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ
363
Опишем теперь, основываясь на упомянутых выше работах, последовательность событий, приводящих к взрыву массивной О ЮМ®) сверхповой. Понижение показателя адиабаты
леза является причиной потери звездою устойчивости. Неустойчивость по отношению к сжатию возникает, когда в центре звезды плотность и температура становятся равными 1,2-101 г/см? и 5,5-IO9 °К, а радиус звезды, точнее, мантии звезды составляет 4-10"2J?® *). Отметим, что граница устойчивости звезд в широком диапазоне масс была ранее определена с помощью приближенного энергетического метода Бисноватым-Коганом и Кажданом (1966); см. § 10 гл. 10.
Начальная стадия сжатия слабо чувствительна к форме уравнения состояния, так как сжимающееся вещество движется в основном под действием силы тяжести, которая в несколько раз превышает силу давления. Различные аппроксимации уравнения состояния, использованные в -цитированных работах, приводят на этой стадии приблизительно к одинаковому изменению плотности и температуры внутри звезды.
