Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Фотонное излучение. Для объяснения кривых блеска потерями тепловой энергии, вынесенной в оболочку ударной волной, необходимо предположить существование у сверхновых звезд очень протяжепных атмосфер с размерами 103~104iZ@. Альтернативным механизмом может быть также выделение энергии в распадах радиоактивных элементов, выброшенных из сверхновой звезды ударной волной, а также подпитка излучения за счет нейтронной звезды. Здесь, однако, могут возникнуть трудности, связанные с требованием большого количества радиоактивного вещества. Прямое измерение ультрафиолетового излучения сверхновых вблизи максимума блеска поможет решить вопрос о радиусе пред-сверхновой.
Рентгеновское излучение и у -излучение могут быть следствием радиоактивного распада или возникать благодаря нарушению теплового равновесия между излучением и веществом в протяженной разреженной оболочке сверхновой. В этом направлении необходимы дальнейшие исследования, в том числе поиски характерных ЛИНИЙ Y-излучения.
Космические лучи. Роль прямого газодинамического ускорения частиц до релятивистских энергий зависит от модели пред-сверхновой. Значение других механизмов ускорения при вспышках сверхновых пока остается не ясным.
Ядерный синтез. Образование тяжелых элементов при высоких температурах и плотностях в центральной части сверхновой является надежно установленным фактом. Однако необходимо выполнить дополнительные тонкие расчеты для выяснения количества и изотопного состава вещества, прошедшего через стадию быстрого охлаждения в процессе выброса оболочки сверхновой.
Важный вопрос о массе выбрасываемого при взрыве сверхновой вещества расматривается в Приложении (стр. 465).
§ 5. Физика нейтронных звезд
Нейтронная звезда в положении D3 на рис. 52 находится в квазиравновесном состоянии. Теории таких звезд посвящено большое количество работ последнего времени. Состояние вопроса до открытия нейтронных звезд как пульсаров дано в обзоре Уилера (1966); там же имеется подробная библиография. Современное состояние вопроса дано в обзоре Камерона (1970). О нейтронных звездах как пульсарах см. гл. 43, § 5] ФЙЗИЙА ЙЕЙТРОЙЙЫХ ЗВЕЗД 311
Как уже отмечалось, нейтронное ядро звезды окружено оболочкой, состоящей из ядер и вырожденных электронов; самые поверхностные слои состоят из обычной плазмы. В действительности картина может быть сложнее: возможно, что поверхностная корка имеет кристаллическую структуру; см., например, Камерон (1970). Сразу после образования (после коллапса) нейтронная звезда будет сильно нагрета. Однако, какие бы процессы ни привели звезду в положение D2 (см. рис. 52), звезда, как указал Чиу (1964), не может длительно иметь температуру, большую нескольких миллиардов градусов, ибо в противном случае интенсивное рождение пар (v, v), моментально покидающих звезду, быстро охладило бы ее. Как самую простейшую картину можно принять следующую. Во всех внутренних частях звезды, где имеется газ вырожденных частиц, теплопроводность чрезвычайно высока, так как определяется вырожденными электронами. Поэтому ядро нейтронной звезды изотермично (или, более точно, в соответствии с релятивистской термодинамикой T ~ (?ооГ1/2) и только в самой внешней оболочке имеется градиент температуры. Строение внешней оболочки можно рассчитать, так как радиус и масса нейтронной конфигурации уже известны, а определенной температурой недр можно задаться. В результате можно определить поверхностную температуру звезды и ее светимость. В первых расчетах поверхностная эффективная температура составляет примерно 10~2 от центральной температуры [см., например, Бакал и Вольф (1965а, Ь); Цурута и Камерон (1965)]. Если Tc ж IO8 °К, то Te « IO6 0K (см. табл. XIII). Время остывания нейтронной звезды после ее образования зависит от запаса тепловой энергии и процессов ее потери. Согласно Бакалу и Вольфу (1965) запас тепловой энергии определяется выражением
Эта величина подсчитана без учета возможной сверхтекучести нейтронного вещества звезды. На такую возможность указали Гинзбург и Киржниц (1964). Если вещество звезды в существенной доле массы действительно окажется сверхтекучим, то приведенная оценка E1, сильно уменьшится, как и оценка времени остывания, приводимая ниже. Подробнее о роли сверхтекучести и сверхпроводимости в звездах см. главу о пульсарах.
Охлаждение нейтронной звезды происходит путем излучения нейтрино из центральных частей, где велика температура, и фотонного охлаждения с поверхности (Цурута и Камерон, 1965). При очень больших внутренних температурах наиболее важным процессом, приводящим к рождению нейтрино, является, как уже 378
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
[ГЛ. 11
Таблица XIII
Сравнение излучения Солнца и нейтронной звезды с IS=IO км и Te = 106 оК (П0 уjijiepy, 1966)
I нейтронная звезда II Солнце Отношение I/II
Радиус IO6 см 7-1010 см 1,4.IO-5
Площадь поверхности 1,33- IO13 см2 6,4-IO22 см 2-Ю"10
Температура поверх-
ности IO6 0K 5790 0K 1,7-102
Положение максиму-
ма распределения энер-
гии в спектре (в шкале
частот) 40 А 4600 А 8,7-10"3
