<< 7.4 Neitronizaciya veshestva | Oglavlenie | Ostatki zvezdnoi evolyucii
7.5 Vspyshki sverhnovyh.
Vspyshki sverhnovyh (CN) - odin iz samyh moshnyh katastroficheskih prirodnyh
processov. Vspyshki sverhnovyh svyazany libo s kollapsom yader massivnyh
zvezd (t.n. vspyshki SN II tipa i tipa Ibc), libo s termoyadernym
vzryvom belyh karlikov (SN Ia). Po sovremennym predstavleniyam, v
zvezdah s massoi bol'she
na glavnoi
posledovatel'nosti termoyadernaya evolyuciya prohodit v nevyrozhdennyh
usloviyah vplot' do obrazovaniya samyh ustoichivyh elementov gruppy zheleznogo
(Fe, Ni, Co).
Massa evolyucioniruyushego yadra zvezdy slabo zavisit ot polnoi
massy zvezdy i sostavlyaet okolo 
dazhe dlya samyh
massivnyh zvezd glavnoi posledovatel'nosti.
Kollaps yadra
iniciiruetsya neitronizaciei veshestva, a v bolee massivnyh zvezdah
poyavlyayutsya dopolnitel'nye prichiny neustoichivosti - pri temperaturah
K nachinaetsya fotodissociaciya yader zheleza
i pri bolee vysokih temperaturah - dissociaciya geliya
MeV. Raspad yader trebuet znachitel'nyh zatrat energii, t.k.
predstavlyaet soboi kak by vsyu cepochku termoyadernyh reakcii sinteza vodoroda
v zhelezo, no idushuyu v obratnom poryadke, ne s vydeleniem, a s poglosheniem
energii. Veshestvo teryaet uprugost', yadro szhimaetsya, temperatura vozrastaet,
no vse zhe ne tak bystro, chtoby priostanovit' szhatie. Bol'shaya chast'
vydelyaemoi pri szhatii energii unositsya neitrino. Takim obrazom, v rezul'tate
neitronizacii veshestva i dissociacii yader proishodit kak by vzryv zvezdy
vnutr' (imploziya). Veshestvo central'noi oblasti zvezdy padaet k centru so
skorost'yu svobodnogo padeniya v gidrodinamicheskoi shkale vremeni
. Obrazuyushayasya pri etom gidrodinamicheskaya volna razrezheniya
vtyagivaet posledovatel'no v rezhim padeniya vse bolee udalennye ot centra sloi
zvezdy.
Podschitaem polnuyu energiyu, vydelyaemuyu pri kollapse yadra massivnoi zvezdy.
Esli v konce obrazuetsya neitronnaya zvezda s massoi 
i radiusom
, to vydelyaemaya energiya ravnyaetsya
energii svyazi neitronnoi zvezdy
.
Radius neitronnyh
zvezd beretsya iz teoreticheskih raschetov i kosvenno vyvoditsya iz analiza
nablyudenii nekotoryh rentgenovskih istochnikov. On okazyvaetsya poryadka 10 km.
Takim obrazom, polnaya energiya pri kollapse, privodyashemu k vspyshke sverhnovyh
vtorogo tipa,
erg.
L'vinaya dolya etoi enegrii unositsya neitrino.
Nachavshiisya kollaps mozhet ostanovit'sya uprugost'yu veshestva, dostigshego
yadernoi plotnosti (
g/sm
) i
sostoyashego v osnovnom iz vyrozhdennyh neitronov (neitronnaya
zhidkost'). Pri etom obrazuetsya neitronnaya zvezda. Obolochka zvezdy
priobrataet ogromnyi impul's (vozmozhno, peredayushiisya neitrino
ili magnitnym polem vrashayushegosya kollapsiruyushego yadra)
i sbrasyvaetsya v mezhzvezdnoe prostranstvo so skorost'yu poryadka 10000
km/s. Takie ostatki vspyshek sverhnovyh pri rasshirenii vzaimodeistvuyut
s mezhzvezdnoi sredoi (obrazuyutsya udarnye volny)
i zametno svetyatsya v techenie primerno 
let.
V nekotoryh tipah ostatkov (t.n. pleriony) osnovnaya energiya v obolochku
postupaet v vide relyativistskih chastic, rozhdennyh bystrovrashayusheisya
neitronnoi zvezdoi s sil'nym magnitnym polem - pul'sarom,
obrazuyushimsya v rezul'tate kollapsa.
Horosho izvestnyi
primer molodogo ostatka sverhnovoi -
Krabovidnaya tumannost', ostatok vspyshki SN 1054 g. v
sozvezdii Tel'ca.
Pri obrazovanii neitronnoi zvezdy neitrino iz-za uprugogo rasseyaniya na
elektronah i yadrah ne uspevayut
pokinut' tolshu kollapsiruyushego veshestva za vremya kollapsa
(nesmotrya na nichtozhnoe sechenie slabogo vzaimodeistviya
sm
). Na nekotoroe vremya
poryadka 10 sek obrazuetsya opticheski tolstaya dlya neitrino obolochka, tak
nazvaemaya neitrinosfera, s temperaturoi okolo 10 MeV i spektrom,
blizkim
k ravnovesnomu. Iz-za etogo v neitrinnom
izluchenii s poverhnosti neitrinosfery
v ravnoi koncentracii prisutstvuyut vse tipy neitrino i
antineitrino. Vremya diffuzii neitrino skvoz' neitrinosferu i opredelyaet
harakternuyu dlitel'nost' neitrinnogo impul'sa
c
(zdes' 
- koefficient diffuzii neitrino,
-
dlina svobodnogo probega neitrino v srede s koncentraciei chastic
, 
- massa protona).
Neitrinnyi impul's byl zaregistrirovan ot sverhnovoi 1987A v Bol'shom Magellanovom Oblake na neskol'kih neitrinnyh observatoriyah (Monblan, Kamiokande, IMB, Baksan), v horoshem soglasii s teoreticheskimi raschetami kollapsa yadra massivnoi zvezdy.
Pri kollapse yader samyh massivnyh zvezd (c massoi na glavnoi
posledovatel'nosti 
) imploziya
yadra, po-vidimomu, privodit k obrazovaniyu chernoi dyry.
Kak sleduet iz nablyudenii dvoinyh rentgenovskih sistem
s chernymi dyrami, massy poslednih lezhat v shirokom diapazone
ot 4 do 20 solnechnyh.
Po sovremennym predstavleniyam vspyshki sverhnovyh tipa Ia vyzvany
termoyadernym vzryvom belogo karlika, vhodyashego v sostav dvoinoi zvezdnoi
sistemy, pri dostizhenii im massy
, blizkoi k predelu
Chandrasekara, v processe peretekaniya veshestva s rasshirivsheisya v hode
evolyucii sosednei zvezdy. Prichina poteri ustoichivosti belogo karlika -
neitronizaciya veshestva i effekty OTO. Prostaya ocenka pokazyvaet, chto
energii, vydelyaemoi v hode termoyadernogo goreniya, dostatochno dlya rasseyaniya
veshestva zvezdy: energiya svyazi belogo karlika
erg, energiya goreniya
erg, s zapasom prevyshaet 
. Otmetim, chto sama krivaya bleska sverhnovoi,
kotoraya sobstvenno i nablyudaetsya, svyazana so svecheniem razletayusheisya so
skorost'yu v desyatki tysyach km/s obolochki. Svechenie v techenie neskol'kih
mesyacev svyazano s raspadom radioaktivnyh yader gruppy zheleza (prezhde vsego
i 
), kotorye obrazuyutsya pri termoyadernom gorenii belogo
karlika.
Otlichitel'noe (i vazhnoe) svoistvo SN tipa Ia -
slabaya zavisimost' moshnosti vzryva ot nachal'nyh uslovii, vyzvannaya
universal'nost'yu verhnego predela massy dlya BK. Poetomu SN Ia v nastoyashee
vremya ispol'zuyutsya kak "standartnye svechi" dlya opredeleniya rasstoyanii
do dalekih galaktik. Rekordno dalekaya galaktika, v kotoroi
zaregistrirovana SN Ia (aprel' 2000 g.), imeet krasnoe smeshenie 
, t.e.
nahoditsya na kolossal'nom rasstoyanii bolee gigaparseka ot Zemli.
Zavimost' vidimyi potok - rasstoyanie dlya istochnikov so
standartnym energovydeleniem ispol'zuetsya dlya proverki kosmologicheskih
modelei. Tak, iz nablyudenii dalekih SN Ia v 1998 g.
stalo yasno, chto nailuchshaya kosmologicheskaya model' dolzhna vklyuchat'
znachitel'nuyu kosmologicheskuyu postoyannuyu, kotoraya na bol'shih masshtabah
effektivno deistvuet kak antigravitaciya i zastavlyaet Vselennuyu
rasshiryat'sya s uskoreniem! Esli noveishie nablyudeniya
podverdyat eto fundamental'noe otkrytie, nashi predstavleniya ob
evolyucii Vselennoi
reshitel'no izmenyatsya. Sm. bolee podrobno nizhe, glavy o kosmologii.
<< 7.4 Neitronizaciya veshestva | Oglavlenie | Ostatki zvezdnoi evolyucii
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
