Gamma-vspleski i sverhnovye

---

<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Asimmetriya vzryva >>

2. Kollapsiruyushie sverhnovye

Kollaps yadra dolzhen razvivat'sya v konce zhizni massivnyh zvezd posle ischerpaniya zapasov yadernogo goryuchego. Eshe v rabotah Baade i Cvikki v 1930-h godah byla vyskazana ideya o svyazi vspyshek sverhnovyh s obrazovaniem neitronnyh zvezd, odnako do sih por kolichestvennaya teoriya dlya mehanizma vzryva pri kollapse daleka ot zaversheniya. Iz prostoi ocenki dlya gravitacionnoi energii sleduet, chto pri obrazovanii neitronnoi zvezdy s massoi i radiusom sm vysvobozhdaetsya energiya poryadka erg. Odnako eta energiya vydelyaetsya v osnovnom v vide neitrino, a ne v vide kosmicheskih luchei ili fotonov, kak dumali Baade i Cvikki. Ne udaetsya prosto ocenit' energiyu, kotoraya peredaetsya obolochke vokrug rozhdayusheisya neitronnoi zvezdy i vedet k vspyshke sverhnovoi. Dazhe detal'nye mashinnye raschety dayut protivorechivye rezul'taty iz-za neopredelennostei v uravnenii sostoyaniya sverhplotnogo veshestva, v skorostyah reakcii slabyh vzaimodeistvii, fundamental'nyh svoistv neitrino (naprimer, ih oscillyacii), trudnostei v opisanii perenosa neitrino i iz-za vozniknoveniya konvekcii. Esli na glavnoi posledovatel'nosti zvezda imela massu , to v konce ee evolyucii obrazuetsya chastichno vyrozhdennoe yadro s massoi, blizkoi k chandrasekarovskomu predelu. V to zhe vremya plotnost' stanovitsya stol' vysokoi ( g/sm), chto, blagodarya bol'shomu himpotencialu (energii Fermi) elektronov, dazhe pri nulevoi temperature nachinayut aktivno idti reakcii neitronizacii:

Na samom dele temperatura na etih stadiyah dostigaet neskol'kih desyatkov keV, chto uskoryaet reakcii zahvata elektronov. Poskol'ku elektrony pri takih plotnostyah relyativistskie, pokazatel' adiabaty blizok k kriticheskomu znacheniyu 4/3. S rostom plotnosti chislo elektronov na barion snizhaetsya, i davlenie v nekotoryi moment rastet uzhe medlennee, chem , a eto znachit, chto gravitaciya rastet bystree sily davleniya. Razvivaetsya katastroficheskoe szhatie - kollaps [2]. Pri nachal'noi masse zvezdy massa i temperatura sushestvenno vyshe, i kollaps nachinaetsya blagodarya rasshepleniyu yader fotonami. Pri eshe bolee vysokoi masse, , vklad v snizhenie uprugosti veshestva i v poteryu ustoichivosti nachinaet davat' i process rozhdeniya par . Sleduet imet' v vidu, chto privedennye zdes' znacheniya mass ochen' priblizhenny, poskol'ku zvezdy nepreryvno teryayut massu, vrashayutsya, vhodyat v dvoinye sistemy i t.d., a eti faktory uchityvayutsya sovremennoi teoriei eshe ochen' grubo. Kogda kollaps vstupaet na dinamicheskuyu stadiyu, central'nye oblasti zvezdy za vremya , t.e. za doli sekundy, dostigayut plotnosti yadernoi materii. Za stol' korotkoe vremya diffuziya fotonov i elektronnaya teploprovodnost' nikak ne mogut effektivno otvodit' teplo, poetomu temperatura ponachalu rastet pochti adiabaticheski. Bol'shinstvo nuklonov ostayutsya svyazannymi v yadrah pochti do plotnostei, kogda yadra nachinayut kasat'sya drug druga. Tol'ko pri takih plotnostyah uprugost' veshestva rezko vozrastaet i kollaps mozhet byt' ostanovlen, esli massa ne prevyshaet opredelennogo predela. Obratnoe dvizhenie (otskok, bounce) veshestva, porozhdaet udarnuyu volnu na rasstoyanii okolo 50 km ot centra, kotoraya sil'no nagrevaet veshestvo. Togda poyavlyaetsya mnogo svobodnyh nuklonov iz-za razrusheniya yader i stanovyatsya vazhny takie processy:

a takzhe process neitrinnoi annigilyacii elektron-pozitronnyh par:

kotoryi yavlyaetsya takzhe odnim iz vazhneishih na pozdnih stadiyah evolyucii massivnyh zvezd. Poryadkovaya ocenka sechenii slabyh vzaimodeistvii , gde  - harakternaya energiya processa, , a - postoyannaya Fermi. Esli izmeryat' energiyu chastic v MeV, to udobno zapisat'    smMeV. Pri temperaturah v desyatki MeV, dostigaemyh pri kollapse, ocenka secheniya pokazyvaet, chto neitrino burno rozhdayutsya i, kazalos' by, mogut legko peredat' energiyu obolochke. Pri obrazovanii neitronnoi zvezdy neitrino unosyat bolee erg, t.e. okolo 10 % solnechnoi massy! Esli by odin procent etoi energii byl zahvachen obolochkoi zvezdy, to problema mehanizma vzryva sverhnovyh pri kollapse byla by reshena. Iz ocenki vidno, chto pri plotnostyah vyshe primerno g/sm probeg neitrino deistvitel'no mal - on mozhet stat' na 5-6 poryadkov men'she razmerov goryachei neitronnoi zvezdy. V glubokih sloyah probeg opredelyaetsya v osnovnom reakciyami, obratnymi k processam (2), (3). Vblizi neitrinosfery i nad nei bolee vazhny processy kogerentnogo rasseyaniya neitrino na sohranivshihsya yadrah. Iz-za malyh probegov neitrino medlenno diffundiruyut naruzhu, teryayut energiyu i ne mogut sbrosit' obolochku. Dlya nagreva i sbrosa vneshnih sloev kollapsiruyushego yadra zvezdy mozhet byt' vazhen takzhe process, obratnyi (4):

Pary vseh sortov neitrino dolzhny obrazovyvat'sya pri kollapse v bol'shih kolichestvah. Vpervye podrobnye spektry neitrino byli rasschitany v rabotah Nadezhina [2]. K sozhaleniyu, neitrino slishkom myagki, chtoby etot process byl vazhen dlya sverhnovyh. Vot esli zhestkie neitrino vyryvayutsya v pustotu, tam on mozhet dat' mnogo gamma-kvantov! Na samom dele process byl predlozhen Berezinskim i Priluckim [9] dlya ob'yasneniya gamma-vspleskov eshe ran'she, chem ego nachali pytat'sya primenyat' dlya sverhnovyh.

---

<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Asimmetriya vzryva >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: gamma-vspleski - Sverhnovye Publikacii so slovami: gamma-vspleski - Sverhnovye
Sm. takzhe: NGC 1097: spiral'naya galaktika so sverhnovoi Obrechennaya zvezda η Kilya Sverhnovaya otkryta v blizkoi spiral'noi galaktike M101 Rentgenovskie kol'ca vokrug gamma-vspleska Gamma-vsplesk GRB 221009A Sverhnovaya vystrelivaet pul'sar J0002 SN Rekviem: sverhnovaya, kotoruyu uvideli tri raza Vse publikacii na tu zhe temu >>