Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
Зельдовичем, Компанейцем и Райзером (1958) на примере взрыва в воздухе. Расчетная кривая блеска выходит на плато со
значением светимости Mboi = —13т ч--15т. Такая светимость
сохраняется приблизительно в течение 50 -=- 100 дней. Излучение поддерживается в основном за счет энергии, освобождающейся при рекомбинации водорода. Этот участок теоретической кривой блеска хорошо совпадает (как по величине, так и по продолжительности) с платообразным участком после известного излома на наблюдаемых кривых блеска сверхновых II типа *). Основная энергия излучается сверхновой за — 20 дней вблизи максимума блеска (Mboimax = — 2Im), но последующий платообразный участок, тем не менее, отчетливо заметен на наблюдаемых кривых блеска. Совершенно ясно, что увеличение радиуса начальной модели звезды, которое приводит к возрастанию времени адиабатического охлаждения внешних слоев звезды, должно дать увеличение продолжительности свечения вблизи максимума. С этой целью был выполнен расчет для начальной модели M = 30М@, R = = 500 J?©, L = 2-Ю5 ?© (желтый сверхгигант) (Грасберги Наде-жин (1969b)). Увеличение радиуса в — 50 раз, по сравнению с начальными моделями Имшенника и Надёжина (1964), привело к тому, что продолжительность пика светимости возросла до
— 1 дня, а максимум блеска остался приблизительно тем же
(--21т). При этом энергия движущегося газа за ударной волной,
которая является свободным параметром задачи, была принята такой, чтобы скорость разлетающейся оболочки была порядка наблюдаемой у сверхновых II типа (— 5000 км/сек). Как следует из расчетов, максимум блеска сверхновой достигается, когда радиус увеличивается по сравнению с начальным всего лишь в
— 1,5 раза. Таким образом, восходящая ветвь кривой блеска сверхновой вызвана в основном прогревом поверхностных слоев, а не увеличением размеров светящейсяповерхности. Это соображение дает возможность по наблюдаемым светимости (— —21т) и температуре (—4-Ю4 °К) сверхновой вблизи максимума блеска оценить радиус пред сверхнов ой, который получается равным —104/?©. Такие большие радиусы могут иметь красные сверхгиганты спектрального класса М2, а также открытые недавно инфракрасные звезды. Расчет прохождения ударной волны через атмосферу такой звезды осложняется тем, что до сих пор не существует удовлетворительных моделей красных сверхгигантов. Однако этот пробел в теории строения звезд не является столь серьезным препятствием, чтобы отказаться от исследования распространения
*) В работе Имшенника и Надёжина (1964) при обсуждении результатов были использованы устаревшие данные о сверхновых II типа, и поэтому обсуждаемый участок кривой блеска был ошибочно отнесен к максимуму блеска сверхновой. На это обстоятельство было обращено внимание Шкловским (1966). § 4] ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ
371
мощных ударных волн в протяженных атмосферах. Дело в том, что для ударной волны, распространяющейся со скоростью (5-^—10) • IO3 км/сек и нагревающей газ за фронтом до температуры порядка (50 -г- 100)-103 °К, практически не имеет значения, находится ли вещество атмосферы в гидростатическом равновесии ИЛИ движется СО скоростью 10 -7-100 км/сек, является ли оно абсолютно холодным или имеет температуру (5 ~ 10)-103 °К. В связи с этим отметим, что протяженная атмосфера может образоваться путем медленного истечения вещества из звезды на эволюционной стадии предсверхновой (Бисноватый-Коган и Зельдович, 1968). Некоторые свидетельства в пользу существования протяженной атмосферы у сверхновых (к сожалению, только косвенные) приведены в работе Поведы и Волчера (1968). Укажем также на работу Барбаро и др. (1969), в которой пред сверхновая связывается с красным сверхгигантом.
Распространение ударной волны в очень разреженной атмосфере существенно отличается от ее движения в плотной атмосфере, Впереди ударной волны распространяется тепловая волна, которая имеет значительно большую протяженность, чем толщина ударного фронта. Этот вопрос подробно рассмотрен в монографии Зельдовича и Райзера (1966). Возникновение тепловой волны в упомянутом выше расчете для желтого сверхгиганта с радиусом R = 500 і?© также способствовало резкому увеличению продолжительности свечения вблизи максимума: от 20 минут до одного дня. Отметим, что у желтого сверхгиганта после максимума блеска также получился платообразный участок кривой блеска приблизительно с теми же параметрами, что и раньше. Таким образом, в отличие от области вблизи максимума, плато кривой блеска, вызванное волной охлаждения, слабо чувствительно к радиусу предсверхновой. Как показано Имшенником и Надёжиным (1964), основным определяющим параметром волны охлаждения является потенциал ионизации вещества.
В последнее время на основе уравнений газовой динамики с лучистой теплопроводностью был рассчитан выход ударной волны в протяженную атмосферу с радиусом 5000 -г- 10 000 Rq (Грасберг и Надёжин (1969а, b)). На рис. 57 показана теоретическая кривая блеска и характеристики фотосферы сверхновой.Первоначальный подъем светимости (участок AB) является результатом прогрева газа тепловой волной, распространяющейся впереди вязкого скачка. Участок ВС соответствует распространению ионизационной волны. В момент, отвечающий точке С, водород оказывается полностью ионизованным. Дальнейший подъем светимости вплоть до максимума связан с интенсивным прогревом оболочки лучистой теплопроводностью, переносящей энергию от вязкого скачка к поверхности звезды. Максимум блеска (D) достигается в момент, когда начинает преобладать конкурирующее с нагревом №
