Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Лекции по Общей Астрофизике для Физиков

<< 7.4 Нейтронизация вещества | Оглавление | Остатки звездной эволюции

7.5 Вспышки сверхновых.

Вспышки сверхновых (CН) - один из самых мощных катастрофических природных процессов. Вспышки сверхновых связаны либо с коллапсом ядер массивных звезд (т.н. вспышки СН II типа и типа Ibc), либо с термоядерным взрывом белых карликов (СН Ia). По современным представлениям, в звездах с массой больше на главной последовательности термоядерная эволюция проходит в невырожденных условиях вплоть до образования самых устойчивых элементов группы железного (Fe, Ni, Co). Масса эволюционирующего ядра звезды слабо зависит от полной массы звезды и составляет около даже для самых массивных звезд главной последовательности. Коллапс ядра инициируется нейтронизацией вещества, а в более массивных звездах появляются дополнительные причины неустойчивости - при температурах К начинается фотодиссоциация ядер железа


и при более высоких температурах - диссоциация гелия МэВ. Распад ядер требует значительных затрат энергии, т.к. представляет собой как бы всю цепочку термоядерных реакций синтеза водорода в железо, но идущую в обратном порядке, не с выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь (имплозия). Вещество центральной области звезды падает к центру со скоростью свободного падения в гидродинамической шкале времени . Образующаяся при этом гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.

Подсчитаем полную энергию, выделяемую при коллапсе ядра массивной звезды. Если в конце образуется нейтронная звезда с массой и радиусом , то выделяемая энергия равняется энергии связи нейтронной звезды

(7.4)

Из анализа времен прихода импульсов радиоизлучения (говорят, по таймингу) от двойных пульсаров типа PSR 1913+16 с учетом релятивистских эффектов можно определить суммарную массу компонент и массу каждой нейтронной звезды в отдельности. Эти высокоточные наблюдения приводят к значению . Радиус нейтронных звезд берется из теоретических расчетов и косвенно выводится из анализа наблюдений некоторых рентгеновских источников. Он оказывается порядка 10 км. Таким образом, полная энергия при коллапсе, приводящему к вспышке сверхновых второго типа,  эрг. Львиная доля этой энегрии уносится нейтрино.

Начавшийся коллапс может остановиться упругостью вещества, достигшего ядерной плотности ( г/см) и состоящего в основном из вырожденных нейтронов (нейтронная жидкость). При этом образуется нейтронная звезда. Оболочка звезды приобратает огромный импульс (возможно, передающийся нейтрино или магнитным полем вращающегося коллапсирующего ядра) и сбрасывается в межзвездное пространство со скоростью порядка 10000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой (образуются ударные волны) и заметно светятся в течение примерно лет. В некоторых типах остатков (т.н. плерионы) основная энергия в оболочку поступает в виде релятивистских частиц, рожденных быстровращающейся нейтронной звездой с сильным магнитным полем - пульсаром, образующимся в результате коллапса. Хорошо известный пример молодого остатка сверхновой - Крабовидная туманность, остаток вспышки СН 1054 г. в созвездии Тельца.

При образовании нейтронной звезды нейтрино из-за упругого рассеяния на электронах и ядрах не успевают покинуть толщу коллапсирующего вещества за время коллапса (несмотря на ничтожное сечение слабого взаимодействия  см). На некоторое время порядка 10 сек образуется оптически толстая для нейтрино оболочка, так назваемая нейтриносфера, с температурой около 10 МэВ и спектром, близким к равновесному. Из-за этого в нейтринном излучении с поверхности нейтриносферы в равной концентрации присутствуют все типы нейтрино и антинейтрино. Время диффузии нейтрино сквозь нейтриносферу и определяет характерную длительность нейтринного импульса  c (здесь - коэффициент диффузии нейтрино, - длина свободного пробега нейтрино в среде с концентрацией частиц , - масса протона).

Нейтринный импульс был зарегистрирован от сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке на нескольких нейтринных обсерваториях (Монблан, Камиоканде, ИМБ, Баксан), в хорошем согласии с теоретическими расчетами коллапса ядра массивной звезды.

При коллапсе ядер самых массивных звезд (c массой на главной последовательности ) имплозия ядра, по-видимому, приводит к образованию черной дыры. Как следует из наблюдений двойных рентгеновских систем с черными дырами, массы последних лежат в широком диапазоне от 4 до 20 солнечных.

По современным представлениям вспышки сверхновых типа Iа вызваны термоядерным взрывом белого карлика, входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы , близкой к пределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. Причина потери устойчивости белого карлика - нейтронизация вещества и эффекты ОТО. Простая оценка показывает, что энергии, выделяемой в ходе термоядерного горения, достаточно для рассеяния вещества звезды: энергия связи белого карлика эрг, энергия горения эрг, с запасом превышает . Отметим, что сама кривая блеска сверхновой, которая собственно и наблюдается, связана со свечением разлетающейся со скоростью в десятки тысяч км/с оболочки. Свечение в течение нескольких месяцев связано с распадом радиоактивных ядер группы железа (прежде всего и ), которые образуются при термоядерном горении белого карлика.

Отличительное (и важное) свойство СН типа Ia - слабая зависимость мощности взрыва от начальных условий, вызванная универсальностью верхнего предела массы для БК. Поэтому СН Ia в настоящее время используются как "стандартные свечи" для определения расстояний до далеких галактик. Рекордно далекая галактика, в которой зарегистрирована СН Ia (апрель 2000 г.), имеет красное смещение , т.е. находится на колоссальном расстоянии более гигапарсека от Земли. Завимость видимый поток - расстояние для источников со стандартным энерговыделением используется для проверки космологических моделей. Так, из наблюдений далеких СН Ia в 1998 г. стало ясно, что наилучшая космологическая модель должна включать значительную космологическую постоянную, которая на больших масштабах эффективно действует как антигравитация и заставляет Вселенную расширяться с ускорением! Если новейшие наблюдения подвердят это фундаментальное открытие, наши представления об эволюции Вселенной решительно изменятся. См. более подробно ниже, главы о космологии.



<< 7.4 Нейтронизация вещества | Оглавление | Остатки звездной эволюции

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [70]
Оценка: 3.0 [голосов: 164]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования