Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Когда температура достигает — 20-IO9 0K (плотность в центре при этом — IO10 г/см3), появляется много свободных нуклонов, и резко возрастает скорость нейтринного излучения. Ведущим оказывается УРКА-процесс на свободных нуклонах. Несмотря на то, что показатель адиабаты у после окончания фоторасщепления вновь возрастает и становится больше критического значения 4/3, ядро звезды продолжает быстро сжиматься. Скорость потерь энергии нейтринным излучением настолько велика, что ядро звезды сжимается практически с гидродинамической скоростью; сжатие обеспечивает этот расход энергии за счет гравитационной энергии. Если закон нейтринного излучения и уравнение состояния имеют степенной вид, что [согласно общей теории, Седов (1967)] сжатие под действием нейтринного излучения выходит на автомодельный режим (Надежин, 1968). Существование автомодельного решения (помимо преимуществ его использования) означает, что стадия имплозии под действием нейтринного излучения слабо чувствительна к начальному состоянию ядра звезды (начальные условия «забываются»). При температуре 40-Ю90K (плотность 3-Ю11 г/см3) «оптическая» толща ядра звезды по отношению к антинейтрино становится порядка 1. Оптическая толща по отношению к нейтрино составляет в данный момент уже несколько единиц, так как нейтрино поглощается нейтронами, концентра-
*) Все приводимые далее численные данные относятся к звезде IOMq и взяты из работы Ивановой и др. (1967). Случаи расхождения с данными Колгейта и Уайта (1966) и Арнетта (1966; 1967) будут рассматриваться особо.
результате фоторасщепления элементов группы же- 364
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
ция которых значительно больше концентрации протонов — поглотителей антинейтрино. Спектр излучаемых звездою нейтрино и антинейтрино в момент, предшествующий наступлению непрозрачности, показан на рис. 55. Максимум приходится на энергию 8 Мэв:
По мере роста непрозрачности по отношепию к нейтрино и антинейтрино уменьшаются потери энергии нейтринным излучением. Суммарная нейтринная и антинейтринная светимость звезды достигает максимального значения 3-10ъз эрг/сек. Нейтринная кривая блеска имеет вид острого пика с характерным временем 0,03 сек и общей излученной энергией 8« IO51 эрг (Арнетт получил в три раза большую величину). Отметим, что в более ранних работах получена оценка энергии электронных нейтрино для масс 2Mq того же порядка, что и у Арнетта, а для 10Ж"© примерно в 100 раз большая, хотя полная энергия, найденная Ap-неттом с учетом мюонных нейтрино, оказалась такой же. Вообще эта цифра слабо чувствительна к конкретным предположениям. Так, например, такая же величина излученной энергии получается при рассмотрении коллапса к ядерным плотностям в приближении свободного падения, без учета поглощения нейтрино (Гусейнов, 1968).
Вместе с уменьшением нейтринных потерь резко замедляется сжатие ядра звезды, так как показатель адиабаты у ж 5/3 (горячий невырожденный нейтронный газ) *). Масса непрозрачного для нейтрино ядра звезды в момент максимума нейтринного блеска (рис. 56) равна — 0,1М©, т. е. всего 1% от массы звезды, плотность в центре 5-Ю12 г/см3. Радиус нейтринной «фотосферы», определяемый условием Tv = 1, составляет 3-Ю6 см, а ее температура равна 80-IO9 °К. При этом фермиевское распределение дает среднюю энергию излучаемых нейтрино и антинейтрино порядка 20 Мэв. Ядро полностью останавливается, когда центральные
Рис. 55. Расчетная спектральная нейтринная и антинейтринная светимости сверхновой в момент, непосредственно предшествующий наступлению непрозрачности (оптические толщи по отношению к нейтрино и антинейтрино в этот момент составляют соответственно 0,6 и 0,08).
*) Равновесные давление и энергия нейтринного газа на два порядка меньше, чем у нейтронного газа; это же относится и к фотонному газу. § 4] ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ
365
плотность и температура становятся равными 3-Ю13 г/см3 и 140-IO9 °К. Учет мюонных нейтрино Арнеттом (1967) в приближении полной прозрачности привел к остановке ядра при значительно более высокой температуре (—300-IO9 °К) и плотности порядка ядерной. Тем не менее, даже в этом случае эффекты ОТО оказываются несущественными. Они должны сказаться на поздней
JOO
о,ов, , 0,08 tJce0")
26,0 33,5 66,2 36,8 127,3 У'
^ P (г/см 3J
Vtinlj '
4,510s 3,61010 2,810ю 1,3-Ю" \ 2,2101Z\2,35-101 3,2/0" 7,ЗЛО12
Рис. 56. Суммарная нейтринная и антинейтринная кривая блеска сверхновой, аппроксимирующая расчетные данные (точки). Приведены шкалы температуры и плотности в центре звезды, указаны моменты наступления непрозрачности по отношению к нейтрино и антинейтрино (tv = I1-C^= 1) и полная излученная энергия в виде нейтрино и антинейтрино, равная 8»IO61 эрг.
стадии, когда массивное остановившееся ядро охладится и испытает общерелятивистский коллапс.
В момент остановки ядра звезды начинает формироваться расходящаяся ударная волна, усиливающаяся за счет эффектов депо-зиции нейтрино и (или) детонации кислорода. Ударная волна возникает также и в случае отсутствия депозиции и детонации за счет простого газодинамического отражения и эффекта кумуляции энергии вблизи фронта волны в атмосфере со спадающей плотностью, но сила ударной волны при этом настолько мала, что этот процесс вряд ли имеет отношение к вспышкам сверхновых.
