Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
эволюцию(правда, с использованием некоторых приближений) звезды умеренной массы (4M© < M < 9М©), в которой эффекты вырождения электронного газа играют определяющую роль в уравнении состояния. Углеродное ядро такой звезды, окруженное гелиевым слоевым источником энергии, постепенно растет по лтассе с одновременным увеличением плотности и температуры. Когда масса ядра оказывается вблизи чандрасекаровского предела 1,37М© с центральной плотностью 3-Ю9 г/см3, развивается вначале тепловой взрыв горения G12, а потом (при центральной температуре свыше 2- IO9 °К) гидродинамический взрыв с распространением расходящейся от центра детонационной волны. В этом взрывном процессе сгорает все углеродное ядро звезды с выделением достаточной энергии 2-IO51 эрг для обеспечения эффекта сверхновой. Гравитационная энергия очень мала, в отличие от предыдущих случаев. Важно, что эта модель сверхновой не связана с потерей механической устойчивости звезды и гравитационным коллапсом, свойственным, в числе других, и модели Хансена и Уилера. Она названа автором термоядерной моделью сверхновой. Особенностью моделей Хансена и Уилера и Арнетта можно назвать отсутствие остатка в виде нейтронной звезды, так как имеет место полный разлет всей массы.
Интересным является вопрос о роли магнитного поля при взрывах сверхновых. На основе косвенных соображений о существовании магнитных полей в пульсарах (Голд, 1968), а также исходя из измерений поляризации радиоизлучения остатка сверхновой Кассиопеи А (Майер, 1968), можно прийти к выводу о возникновении очень сильных магнитных полей (порядка IO9 -f-1010 гс) в процессе имплозии. Бисноватый-Коган (1970) предположил, что магнитное поле может быть причиной переноса момента во вращающейся кол лансирующей звезде от центральных областей наружу, т. е. магнитное поле может оказаться эффективным переносчиком гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии ядра, в промежуточные слои и тем самым играть ту же роль в динамике сверхновой, что и депозиция нейтрино. Магнитное поле во вращающейся звезде может быть ответственным аа асимметрию выброса вещества (Иванова и др., 1969).
Таким образом, в современном состоянии теория сверхновых имеет довольно много степеней свободы, но все же центральное место в ней занимает проблема потери устойчивости звездой на поздних стадиях эволюции после исчерпания в ядре запасов ядерной энергии. Последующий процесс имплозии звезды непременно должен сопровождаться мощным нейтринным излучением. Детектирование этого излучения (Домогацкий и Зацепин, 1969а,б) позволит сделать огромный шаг в теории сверхновых, в частности, и в теории поздних стадий эволюции звезд вообще. Согласно Арнетту (1966; 1967) и Ивановой и др. (1967), электронные нейтрино § 4] ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ
369
излучаются с полной энергией ~ IO52 эрг в течение —3-Ю"2 сек со средней энергией частиц — 20 Мэв. Тогда, аналогично Арнетту (1966), можно получить, что число отсчетов на измерительной установке Дэвиса (1968) будет превышать 10, если сверхновая будет находиться не дальше 5 кпс, т. е. в пределах нашей Галактики.
Очень важным является вопрос о кривой блеска сверхновой. Сопоставление с наблюдениями кривых блеска, полученных из теоретических расчетов, должно дать ценную информацию о параметрах, характеризующих звезду непосредственно перед вспышкой, таких, как масса, радиус, скорость спадания плотности вблизи поверхности звезды. Распространение сильной ударной волны в среде с понижающейся плотностью обладает тем свойством, что значения газодинамических величин (давления, скорости и т.д.) очень слабо зависят от предыстории возникновения ударной волны. Основными характеристиками, определяющими процесс, являются полная энергия, заключенная в движущемся газе, и закон спадания плотности. Для степенного закона спадания плотности, который приближенно выполняется во внешних слоях звезды, распространение сильной ударной волны является автомодельным [Гандельман, Франк-Каменецкий (1956)], и результат совсем не зависит от конкретного вида начальных условий. Это обстоятельство позволяет при теоретическом изучении взрыва сверхновой рассматривать выход ударной волны отдельно от механизма генерации ударной волны вблизи центра звезды. Связующим параметром является полная энергия газа, движущегося за ударным фронтом. Выброс оболочки ударной волной исследован в работах Надежина и Франк-Каменецкого (1962; 19646). В работе Имшенника и Надежина (1964) была сделана попытка объяснить кривую блеска сверхновой II типа путем расчета выхода ударной волны с учетом лучистой теплопроводности и рекомбинации водорода в расширяющейся оболочке. Основная идея этой работы состоит в том, что кривая блеска сверхновой есть результат высвечивания тепловой энергии внешних слоев звезды, нагретых сильной ударной волной. В качестве пред сверхновых были взяты политропы индекса 3 с массами 15 Mq и 50 М@, радиусами соответственно 9Л© и 20 і?©. Выход ударной волны на поверхность сопровождается резким пиком светимости. Хотя светимость у сверхновых II типа в максимуме и достигает наблюдаемой величины (Mbol— —21т), но продолжительность свечения ничтожно мала (— 20 мин вместо 20 дней). Светимость падает из-за быстрого расширения и адиабатического охлаждения внешних слоев, поскольку плотность еще довольно высока, и лучистой теплопроводностью можно пренебречь. В результате дальнейшего понижения температуры начинается рекомбинация водорода, основным механизмом охлаждения становится перенос энергии излучением, Л возникает так называемая ролна охлаждения, впервые описанная 370
