Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
р + 2", рождающая р и 2" с энергиями выше фермиевской, которая затем превращается в тепло. Когда же плотность падает, количество 2" велико, и реакция р + 2"->п-|-п рождает «горячие» нейтр оны.
Ланге и Камерон указали, что их процесс дает более эффективный механизм торможения, чем УРКА-процесс, так как он идет значительно быстрее. В УРКА-процессе участвуют шесть частиц, в 2 "-процессе — только четыре; скорость УРКА-процесса есть произведение вероятностей двух взаимодействий (сильного и слабого), 2~-процесс идет только по слабому взаимодействию. Численные расчеты Лангера и Камерона для модели нейтронной звезды с M ~ 1,8 Af0'*), которая содержит 2""-час-тицы в Ve объема, показали, что для затухания колебаний с or/r ^ IO-3, E кол ~ Ю48 эрг требуется лишь 1 секунда, колебания с бR/R < IO-8, Екол < IO38 эрг затухают за ~ 1000 лет. Поэтому все нейтронные звезды с рс)> IO15 г/см3, исключая вновь образующиеся, должны быть пульсационно «мертвыми».
Второй процесс диссипации — выход ударных волн на поверхность, который может привести к выбросу массы и разогреванию поверхностных слоев — пока не изучен. Неизвестно, как быстро он приведет к затуханию колебаний, переведя их энергию в энергию излучения и в энергию выброшенного вещества. Об излучении электромагнитных волн вследствие изменения магнитного поля при пульсациях см. § 6 гл. 12.
Третий процесс диссипации — испускание гравитационных волн — является, вероятно, преобладающим механизмом торможения при нерадиальных колебаниях. Торн (1969а) см. (§ 14 гл. 1) рассчитал радиационное затухание квадрупольных мод для ряда моделей нейтронных звезд. Он нашел, что амплитуда
*) Напомним, что по расчетам Камерона*«ОВ»-предел для нейтронных звезд — 2,3 M0. 382
эволюция ЗВЕЗД
[гл. и
затухает экспоненциально с характерным временем, изменяющимся от 10 сек для M ж 0,4 Mq до 0,2 сек для M ж 2Mq.
Для вращающейся нейтронной звезды ротационное сплющивание превращает радиальные моды колебаний в слегка отличные от радиальных, поэтому создаются условия для испускания гравитационного излучения. Возникающие силы реакции вызывают затухание колебаний с характерным временем [см. Уилер (1966), а также Чау (1969)]
t У т „ сек Г115 6Ї
рад — VgWi квэдруп — \gm1 * ^ *
Здесь Q — угловая скорость звезды, R — ее радиус, M — масса звезды. Для звезд с большими массами, если не выполнено условие Q2R3/GM ж 1, этот эффект будет мал по сравнению с затуханием, вызванным 2"-процессом (11.5.5). Но для звезд с малыми массами, которые не содержат 2 "-частиц, он будет конкурировать с затуханием, обязанным УРКА-процессу (11.5.3).
В главе 12 мы обсудим свойства нейтронных звезд, которые привели к их открытию, а также аккрецию вещества и другие процессы в окрестностях нейтронных звезд.
§ 6. Эволюция звезд с массой, большей ОВ-предела
Рассмотрим теперь последние стадии эволюции звезды с массой, большей предела Оппенгеймера — Волкова для сверхплотных конфигураций (М ^(1,6 ~ 2,3) Mq). Качественное отличие этого случая от предыдущего заключается в том, что для столь больших масс нет равновесной конфигурации с S = 0 (и T = 0). Это означает, что остывшая массивная звезда не может прийти в равновесное состояние без потери существенной части массы. С другой стороны, неизвестно, существуют ли процессы, которые с необходимостью приводят к потере в ходе эволюции существенной доли массы, достаточной для того, чтобы прийти, в конце концов, в состояние равновесия с S = 0. О возможности таких процессов см. предыдущие параграфы. Если на последней стадии остается сжимающееся ядро с M (2 -г- 3) Mq1 то заключительная часть эволюции таких звезд будет существенно нестационарной.
Проследим последние этапы этой эволюции. К границе устойчивости звезда медленно подходит по квазиравновесным состояниям. На границе звезда теряет устойчивость и затем сжимается с гидродинамической скоростью. В дальнейшем, если после ядерйого взрыва остается M^>(2-+-3)Mq, или взрыва не происходит, но масса звезды с начала коллапса больше (2-ь-З) Mq1 то сжатие никогда не может РЕЛЯТИВИСТСКИЙ КОЛЛАПС
383
закончиться равновесным состоянием. Таких состояний нет. Через время порядка tH = 1 /Y 6nGp звезда сожмется настолько, что гравитационный потенциал у ее поверхности станет порядка с2, и начнут проявляться эффекты общей теории относительности. Начиная с этого момента, звезда вступает в фазу релятивистского сжатия — коллапса. Можно предвидеть возможность двухступенчатого сжатия. Как показано выше, максимум Оппенгеймера — Волкова для холодных нейтронных звезд (М ~ 2Af@) расположен в области устойчивости горячих нейтронных звезд. Поэтому потеря устойчивости и результирующее сжатие горячей звезды с M > 2и начальной плотностью ~ IO7 г/см3 (сравни обсуждение y и yr в § 1 гл. 11)) может привести к состоянию горячей нейтронной звезды, и только позже, после достаточной потери энергии, наступает релятивистское сжатие.
Важно проанализировать наблюдаемые свойства такого двухступенчатого коллапса. Конечно, такой анализ потребует детальных гидродинамических расчетов с учетом общей теории относительности и физики элементарных частиц.
